• 천문학논총
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• 제12권1호
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• pp.63-84
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• 1997

We carried out high-resolution(FWHM=3' .3) HI 21 cm observations of the supernova remnant(SNR) PKS0607+17 and HII region S261 using Arecibo 305-m telescope. The observation was to investigate whether the high-velocity(HV) gas detected in the southern area of PKS0607+17 by Koo & Heiles(1991) is physically associated with the SNR or not. The velocity of the HV gas ranges from +64 km/s to +87 km/s, which is difficult to result from the Galactic rotation. The HV gas could be the gas accelerated by supernova blast wave. However, because the observation of Koo and Heiles(1991) was carried out using Hat Creek radio telescope(FWHM $\simeq$ 36'), the association of the HV gas with the SNR could not be investigated. Using the Arecibo HI 21cm data, we have found that the HV gas appears m the southern part of the SNR and its velocity ranges from +61 km/s to +77 km/s. But the HV gas is scattered m the whole field, not only toward PKS0607+17 but also outside the SNR Accordingly the HV gas is probably not associated with the SNR, but is accidentally aligned along the same line of sight toward the SNR. Instead we have found that HI clouds at low velocities could be possibly associated with the SNR. In Arecibo HI 21cm channel maps the HI gas seems to surround the southern boundary of the SNR at $V_{LSR}$ = +19.6 ~ +40.2 km/s. But because the region of the Arecibo HI 21cm observation is not wide enough to examine the HI gas distribution, we investigated this area using the Berkely low-latitude HI survey data(Weaver & Williams 1974) too. There we found HI gas surrounding the radio continuum boundary of PKS0607+17 at $V_{LSR}$ = +21.6 ~ +258 km/s. It is possible that this HI gas is associated with the SNR, in which case, the velocity of the SNR $V_o$ $\simeq$ +26 km/s, its distance d $\simeq$ 12.5 kpc and its radius R $\simeq$ 145 pc. If we assume that the expansion velocity is ~10 km/s, then the age of the SNR is $\sim4.4\times10^6$ years. PKS0607+17 could be one of the oldest SNRs in the Galaxy. We also studied HI propertities of the HII region S261, which is $\sim1^{\circ}$ away from PKS0607+17. There has been no high-resolution m 21 cm observational study on S261. We discovered HI cloud located at the north-eastern part of S261 at $V_{LSR}$ = +5 km/s ~ +10 km/s, which is possibly associated with the HII region. The central velocity of the HI cloud $V_{LSR}$ = +7.2 km/s and the corresponding distance d = 1.5 kpc. This velocity is comparable to the radio recombination line velocities.

• Radiation Oncology Journal
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• 제18권4호
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• pp.337-344
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• 2000

목적 : 가상 시뮬레이션 기능을 갖는 CT 시뮬레이터의 기하학적인 성능평가를 위한 팬톰을 고안하여 제작하고, 그 팬톰의 성능을 보고하고자 한다. 대상 및 방법: .팬톰은 PMMA 재질로 직경 20 cm, 길이 24 cm인 원통과 25$\times25\times$31 cm$^{3}$인 직육면체가 합쳐진 모양으로 고안하였다. 원통의 겉표면에는 영상결손이 극소화되면서 CT 상에서 잘 구별이 되는 직경이 0.8 mm인 선을 4개의 나선모양으로 부착하였다. 직육면체는 4개의 24$\times24\times$0.5 cm3인 정사각형의 판으로 구성되어 있으며, 각판 위에는 24$\times$24 cm$^{2}$, 12$\times$12 cm$^{2}$, 6$\times$6 cm$^{2}$의 사각형 모양을 갖도록 선을 붙였다. 각각의 정사각형은 원통방향에 대해 0$^{\circ}$ , 15$^{\circ}$ , 30$^{\circ}$가 되도록 배치하였다. 직육면체의 부분에서는 조사면 및 치료 테이블의 각도, 콜리메이터 각도, 동중심점의 이동, SSD를 측정을 할 수 있으며, 원통형 부분에서는 갠트리 각도의 정확성을 평가하도록 고안하였다. 가상 시뮬레이션 소프트웨어를 통해 다양한 조건의 가상적인 시뮬레이션을 수행하였으며 가상 시뮬레이션의 결과를 이용하여 CT 시뮬레이터의 기하학적인 QC/QA를 수행하였다 결과 : 팬톰의 한 부분인 직육면체 스캔을 통해 얻은 DRR에서 구현된 각 24 cm 조사면의 크기에서 1 mm 이내의차이, 동중심점 이동에서는 0.5$\~$1 mm 차이가 있었음을 알 수 있었다. 콜리메이터 회전과 치료대 회전에서는 각각 0.5$\~$l$^{\circ}$ 의 차이가 있었고, 갠트리 회전에 있어서는 0.5$\~$1$^{\circ}$ 오차가 있었다. 슬라이스 간격이 10 mm 조건이 2$\~$5 mm 조건보다 영상구분의 어려운 점은 있었으나 결과는 유의할만한 차이가 없었다. 결론 : 자체 제작한 팬톰을 가지고 가상적인 모의 시뮬레이션을 했을 때 최대 2 mm와 1$^{\circ}$ 이내의 오차가 있었고 또한 스캔의 조건에 따라 오차가 변할 수 있다는 것을 알 수 있었다. 시뮬레이터에서 DRR을 구현했을 때 각각의 치료 조건들에 대해 오차가 임상적용 범위 안에 있어서 이 팬톰을 이용하여 주기적인 QC/QA에 사용할 수 있음을 보였다.

• 한국지구과학회지
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• 제39권6호
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• pp.519-532
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• 2018

우리는 오리온 분자운 복합체의 북부 필라멘트(이하 NF)에 대하여 $^{12}CO$ (J=1-0) 분자선의 자료를 이용하여 은하 평면이 분자의 운동과 운동학에 미치는 영향을 연구하였다. 6 m 서울대학교 전파망원경(Seoul Radio Astronomy Observatory, SRAO)을 이용하여 2arcmin 공간분해능으로 은하면으로부터 먼 순서로 NF1, NF2, NF3 세 곳을 총 270시간 동안 관측된 자료를 사용하였다. 은하면과 OMC NF는 $^{12}CO$ (J=2-1) 경우 3% 밀도에서, 티끌의 경우 9% 밝기 수준에서 자기장을 따라 서로 연결되어 있었다. $^{12}CO$ (J=1-0), $^{12}CO$ (J=2-1), 성간 티끌 관측결과를 비교해본 결과, 세 경우 모두 NF3에서는 고루 분포했지만, NF1과 NF2에서는 비교적 밀도가 높은 특정 영역에서만 함께 나타났다. NF는 단일 구조를 보였으며, NF1에서는 부분 수축 운동을, NF2에서는 하단에서 회전 운동이 나타났고, NF3에서는 유일하게 명확히 자기장에 연관된 나선형 회전이 보였다. 위치-속도 분석 결과, $^{12}CO$ (J=1-0)를 비롯한 물질들은 NF2와 NF3을 따라 은하면을 향하여 흐를 가능성이 있음을 확인할 수 있었다. 은하면을 향하여 물질이 흐르는 명백한 원인을 이번 연구결과에서 볼 수 없었지만 추후의 더 정교한 관측결과가 NF1과 NF2 상단부의 회전 운동을 확인 할 수 있겠다.