• 한국지구과학회:학술대회논문집
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• 2010.04a
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• pp.121-121
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• 2010

행성상 성운 NGC 7009와 NGC 7027의 모델을 연구하기 위해 1998년 8월 14일부터 16일 까지 3일간의 Keck I HIRES의 분광 관측 자료를 이용하였다. 사용한 파장 영역은 $3250{\AA}{\sim}8725{\AA}$이고, H I, He I, He II, C II, C III, N II, N III, [N II], [O I], [O II], [O III], [S II], [S III], [Cl III], [Cl IV], [Ar III], [Ne III] 등의 방출선을 얻었다. 본 연구에서는 이러한 방출선의 선윤곽(line profile)을 IRAF와 StarLink/Dipso를 이용해 분석하여 성분을 구하였는데 H I, He I, He II, [O III], [C III], [N II] 등 대부분은 2개로 분리되었고, [S II], [Ar III]의 경우에는 3개로 분리되었다. 후자의 경우 구각(shell)의 단순한 팽창뿐만 아니라 다른 제3의 방향으로 팽창하고 있는 성분이 존재함을 의미한다. 비교적 S/N가 양호한 선들의 FWHM(Full Width at Half Maximum)을 측정하여 팽창속도를 구한 후 이 선들이 생성에 기여한 지역의 온도 또는 이온화 에너지 (IP)에 대한 팽창속도의 변화를 조사하였다. 또한 두 행성상 성운의 물리적 특성과 화학 원소 함량을 결정하기위해 광이온 모델 Tlusty Code와 CLOUDY를 사용하여 NGC 7009의 선행연구 Hyung & Aller(1995), Kwitter & Henry(1998)와 비교하였고, NGC 7027은 Zhang & Liu(2005), Middlemass(1990)와 비교하였다. NGC 7009과 NGC 7027의 수소 밀도($N_H$)를 $8,000cm^{-3}$으로 가정했을 때, NGC 7009의 중심별의 온도는 77,000K이고, 구각(shell)의 크기는 0.031~0.044pc이며 장축에 대해서만 결과를 나타내었다. NGC 7027의 경우, 중심별의 온도는 180,000K이고, 구각(shell)의 크기는 0.015~0.02pc으로 판단된다.

• Proceedings of the Korean Information Science Society Conference
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• 2003.10c
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• pp.376-378
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• 2003

Internet의 확대와 망의 진화에 따라 현 통신 방식은 기존 회선 교환 방식에서 패킷 교환 방식으로 진화를 한다. NGN(Next Generation Network)이란 정확하게 정의를 내리기는 어렵지만, 개념적으로는 현존하는 모든 서비스(Voice, Data, Video 등)들과 미래에 나타날 멀티 서비스를 통합하여 수용할 수 있는 패킷 기반의 통신망을 의미한다. 이러한 개념은 망의 통합을 목적으로 하는 NGcN(Next Generation Convergence Network, 이하 NGcN)로 진화하고 있다. 하지만, 진정한 의미의 NGcN은 Legacy 회선 교환 방식(include Wireless Network)과 패킷 교환 방식의 모든 망 사용자에게 동일한 서비스를 제공하는 것이며, 이것은 Convergence Service라는 개념으로 정리를 할 수 있다. 본 논문에서는 이와 같은 접근을 Next Generation Convergence Service(이하 NGcS)로 정의를 한다. 논문에서는 NGcS 구축을 위해 지능망 서비스와 연계하여 접근을 할 것이며, INAP(Intelligent Network Application Protocol), WIN(Wireless Intelligent Network) 및 CAP(CAMEL Application Part) 등의 제어방식에 근거한다. 이러한 방식들에 대한 연동에 대해 논하며, NGcS 구축을 위한 Service Switching Function 설계 방법과 서비스를 트리거(Trigger)하기 위한 방법에 대해 논한다.

• Proceedings of the Korea Society of Information Technology Applications Conference
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• 2003.06a
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• pp.63-64
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• 2003

• Journal of The Korean Astronomical Society
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• v.25 no.1
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• pp.11-21
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• 1992

Applying mass model to disk galaxy NGC 300, since the observed rotation curve of NGC 300 is flatter than Toomre's mass model n = 1, two cases are used; obtaining parameters $a^n$ and $b^n$ from the polynomial fitting of the observed rotation curve (case A) and from the least square fitting between the observed rotation curve and model rotation curve (case B). In any case, n bas a fixed value of 1. Brandt's mass model is also discussed. which has a shape parameter n = 1.4. Calculated total mass and total mass to luminosity ratio are $3.3{\times}10^{10}M_{\odot}$, l2.1 for case A and $2.8{\times}10^{10}M_{\odot}$, 10.3 for case B. In case of Brandt's model, the values are $4.2{\times}10^{10}M_{\odot}$ and 15.4. The rise in the local mass to luminosity ratio in the outer part of NGC 300 implies existence of massive halo. Other dynamical properties are also discussed.

• Journal of The Korean Astronomical Society
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• v.28 no.2
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• pp.177-196
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• 1995

We present UBV CCD photometry of the double cluster NGC 1850 located at the NW edge of the bar of the Large Magellanic Cloud. The color-magnitude diagram shows that NGC 1850 has a prominent population of massive core-He burning stars which is incomparably richer than any other known star clusters. The reddening is estimated from the (U-B) - (B-V) diagram to be E(B - V) = $0.15{\pm}0.05$. We have estimated the ages of NGC 1850 and a very compact blue star cluster (NGC 1850A) located at ${\sim}30''$ west of NGC 1850 using isochrones based on the convective overshooting models: $80{\sim}10$ Myrs and $5{\sim}2$ Myra, respectively. Several evidence suggest that it is probably the compact cluster NGC 1850A that is responsible for the arc-shaped nebulosity (Henize N 103B) surrounding the east side of NGC 1850.

• Journal of The Korean Astronomical Society
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• v.32 no.1
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• pp.55-63
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• 1999

NGC 6537 is an extremely high excitation bipolar planetary nebula. It exhibits a huge range of excitation from lines of [N I] to [Si VI]or [Fe VII], i.e. from neutral atoms to atoms requiring an ionization potential of $\~$167eV. Its kinematical structures are of special interest. We are here primarily concerned with its high resolution spectrum as revealed by the Hamilton Echelle Spectrograph at Lick Observatory (resolution $\~0.2{\AA}$) and supplemented by UV and near-UV data. Photoionization model reproduces the observed global spectrum of NGC 6537, the absolute H$\beta$ flux, and the observed visual or blue magnitude fairly well. The nebulosity of NGC 6537 is likely to be the result of photo-ionization by a very hot star of $T_{eff} \~ 180,000 K$, although the global nebular morphology and kinematics suggest an effect by strong stellar winds and resulting shock heating. NGC 6537 can be classified as a Peimbert Type I planetary nebula. It is extremely young and it may have originated from a star of about 5 $M_{\bigodot}$.

• 한국정보통신설비학회:학술대회논문집
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• 2005.08a
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• pp.30-32
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• 2005

Internet의 확대와 망의 진화에 따라 현 통신 방식은 기존 회선 교환 방식에서 패킷 교환 방식으로 진화를 한다. NGN(Next Generation Network)이란 정확하게 정의를 내리기는 어렵지만, 개념적으로는 현존하는 모든 서비스(Voice, Data, Video 등)들과 미래에 나타날 멀티 서비스를 통합하여 수용할 수 있는 패킷 기반의 통신망을 의미한다. 이러한 개념은 망의 통합을 목적으로 하는 BcN(Broadband Convergence Network, 이하 BcN)로 진화하고 있다. 하지만, 진정한 의미의 BcN은 Legacy 회선 교환 방식(include Wireless Network)과 패킷 교환 방식의 모든 망 사용자에게 동일한 서비스를 제공하는 것이며, 이것은 Convergence Service라는 개념으로 정리를 할 수 있다. 본 논문에서는 이와 같은 접근을 Next Generation Convergence Service(이하 NGcS)로 정의를 한다. 논문에서는 NGcS 구축을 위해 지능망 서비스와 연계하여 접근을 할 것이며, INAP(Intelligent Network Application Protocol), WIN(Wireless Intelligent Network) 및 CAP(CAMEL Application Part) 등의 제어방식에 근거한다. 이러한 방식들에 대한 연동에 대해 논하며, NGcS 구축을 위한 Service Switching Function 설계 방법과 서비스를 트리거(Trigger)하기 위한 방법에 대해 논한다.

• Journal of the Korean earth science society
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• v.27 no.5
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• pp.569-578
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• 2006

The distribution and kinematic information of the continuum, $H{\alpha},\;H{\beta}$, [O III], & [N II] images based on spectroscopic data secured with the OASIS at the Hawaii CFHT 3.6m telescope have been analyzed to study the physical characteristics of NGC 5728. The three bright regions-northwestern knot, southeastern knot, and the nucleus-exist within a $15"{\times}12"$ sky area which seem to indicate gas flows along the northwestern or western direction from the nucleus. We find that the center of a 10" diameter ring is at the northwestern knot, not at the galactic center. To further analyze the formation mechanism of such a ring, the kinematics of the nucleus and knot have been studied and the central structure of the Active Galactic Nuclei has been investigated by comparing various emission images.

• Broadcasting and Media Magazine
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• v.8 no.4
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• pp.36-43
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• 2003

• 한국공간정보시스템학회:학술대회논문집
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• 2003.11a
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• pp.43-70
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• 2003