• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제23권3호
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• pp.189-198
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• 2006

BVRI CCD 측광 관측에 의하여 질량비가 작은 접촉쌍성 HN UMa와 II UMa의 새로운 광도곡선을 얻었다. 새로운 광도곡선과 이미 발표된 분광관측으로부터 Wilson-Devinney 프로그램을 이용하여 이 두 별의 궤도요소와 절대 물리량을 얻었다. HN UMa와 II UMa를 포함한 절대물리량이 잘 알려진 21개의 질량비가 작은 접촉쌍성들의 진화 상태를 조사하였다. 그 결과 질랑비가 작은 접촉쌍성의 반성은 영년주계열 아래 놓이며, 이러한 현상은 질량이 작은 접촉쌍성의 반성에서의 질량손실을 가정할 경우, 비록 작의 양의 질량이지만 반성에서의 질량 감소는 상대적으로 광도의 감소가 현저히 작아지기 때문일 것으로 예상된다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제18권1호
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• pp.55-62
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• 2001

W UMa 형 쌍성 TY UMa를 소백산천문대 61cm 반사망원경과 PM512 CCD 카메라를 이용하여 2001년 3월 19일부터 21일까지 3일간 측광관측하여 광도곡선을 완성하였다. 광도곡선의 형태는 제 2극심이 제 1극심보다 더 깊고, 식 바같부분의 max 1은 max II에 비하여 평균 $0.^m023$밝게 나타나는 비대칭이다. 비대칭 광도곡선을 분석하기 위하여 흑점 모델을 도입하고, Wilson & Devinney의 차등보정법을 이용하여 측광학적인 해를 구하였다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제11권2호
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• pp.196-207
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• 1994

소위 O'Connell효과라고 하는 비대칭 광도곡선을 갖는 27개의 W UMa형 식쌍성들을 수집하고 광도곡선 형태에 다라 12개의 +형과 15개의 -형으로 분류하였다. 이렇게 분류된 별들을 관측된 물리량 사이의 상대적인 상관관계와 진화상태를 조사하였다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제17권1호
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• pp.39-44
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• 2000

lUE 저분산 자로플 가지고 44i Boo, W UMa, AW UMa및 VW Cep에서 나오는 자외선 방출선들의 특징을 조사하였다 단파장영역과 장파장영역에서의 방출선 선세기를 구하여, 이를 자$\boxUl$선 등급으로 변환하여 광도곡선을 얻었다 단파장 영ff에서 나오는 방출선인 C I, C II, C IV, SiIV, N V에 대한 선세기를 구한 결파, C IV가 모든 별에서 가장 센 방출을 보였으며. Si IV와 NV는 비교적 작은 양의 선세기를 나타내었다. 4개의 W UMa 별 쿵에근 44i Boo가 가장 높은 선세기를 보였으며, 단과장 영역에서는 위상 0.2와 0 8부근에서 자외선 팡도가 maximup을 보이는 변광을 확인하였다 또한, 전이영역에서 나오는 C IV, Si IV, N V 방출선을 합하여 이를 극소기의 태양값과 비교하여 태양보다 최대40배의 높은 활동성을 가지고 있음을 알았다. 짧은 주기를 갖는 별,즉 44i Boo, W UMa, AW UMa순으로 전이영역의 헐동성이 감소하는 것으로 나타났다. 장 파장 영역에서는 AW UMa와 VW Cep의 Mg ll 방출선을 조사하였는데, 단파장의 방출선 보다 뚜렷한 주기적 변광을 보였으며, 이를 이응하여 두 별의 유효온도를 추정하였다..

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제18권1호
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• pp.43-54
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• 2001

1984년 4월부터 1985년 5월에 걸쳐 4일간 자외선, 청색, 황색 영역으로 광전 관측되었으나 아직 발표되지 않은 접촉쌍성 W UMa의 광전관측 자료를 제시하였다. 우리의 관측으로부터 11개의 새로운 극심시각을 결정하였다. 1993년에 개선된 WD 쌍성 모델을 이용하여 광도곡선을 분석하여 W UMa의 측광학적 해를 구하였다.

• 정보보호학회논문지
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• 제31권3호
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• pp.341-351
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• 2021

최근에 분산ID관리처럼 개인정보를 주체적으로 관리하는 기술이 주목받고 있지만, 기존에 제시된 블록체인 기반의 접근제어 연구들은 사용자에게 충분한 수준의 개인정보 접근제어 방안을 제공하지 못하고 있다. 본 논문은 퍼미션 블록체인 기술과 표준화된 프라이버시 보호 기술을 결합한 방안을 제안한다. 사용자의 접근제어 개입을 위해 프라이버시 제어 표준인 UMA2를 준용하는 토큰 기반의 사용자 접근제어 서비스를 블록체인 분산어플리케이션에 적용하였다. 블록체인과 UMA2를 연동함으로써 기존 블록체인이 제공하지 못했던 사용자 중심의 접근제어 기능을 제공한다. 또한 UMA2의 단점인 엔터티의 프라이버시 문제와 보안성, 가용성 이슈를 해결하였다.

• 한국정보과학회:학술대회논문집
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• 한국정보과학회 2000년도 가을 학술발표논문집 Vol.27 No.2 (2)
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• pp.356-358
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• 2000

본 논문에서는 인간의 시각적인 감각을 멀티미디어 컨텐츠의 UMA 변환 서비스에 적용하여 영상의 다양한 디스플레이 크기의 사용자 단말기에 맞게 효율적으로 변화(해상도 축소나 Cropping) 기법을 제안하고 있다. 즉, 영상의 중요한 객체를 사각형 경계박스로 표시한 후 각각의 객체의 저자의 의도대로 사용자가 지각적으로 인식할 수 있는 최소의 공간 해상도 축소 정보를 정의하여, 영상의 변환 시 각각 객체를 사용자가 충분히 인식할 수 있는 한계치로 사용하여 효율적인 UMA 서비스를 보장하는 사용자 자원 재분배 기법을 제안한다. 또한, 본 논문에서 제안된 알고리즘을 기존의 방식과 비교하여 실험적으로 그 장단점을 비교한다.

• 천문학회보
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• 제37권2호
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• pp.146.2-146.2
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• 2012

2008년부터 2012년에 걸친 관측기간 동안 총 21일간 관측하여 AA UMa의 BVRI 광도 곡선을 획득하였다. AA UMa의 I 필터 광도 곡선은 이번에 처음으로 얻어진 것이다. 또한 극심시각을 추가적으로 획득하기 위하여 2005 ~ 2008년까지 총 8일간 AA UMa의 극심 부근의 측광관측을 수행하였고, SuperWASP에서 공개하는 AA UMa의 측광 자료를 수집하여 총 31개의 새로운 극심시각을 결정하였다. 우리의 새로운 극심시각을 포함하여 83년 동안의 AA UMa 극심시각을 수집하여 총 250개의 극심시각으로 주기 변화연구를 수행하였다. 그 결과 AA UMa 계는 $3.30{\times}10^{-11}d/yr$의 영년 주기 증가 위에 58.7년의 주기적인 변화가 겹쳐 발생한다. 주기적인 변화의 원인이 제3천체에 의해 발생한다고 가정했을 때 제3천체의 최소 질량은 $0.28M_{\odot}$이다. 이전 연구자의 광도곡선(Meinunger(1976), Wang et al.(1988), Lee et al(2011))을 수집하여 우리의 광도곡선(2008, 2012)과 함께 각각 주기변화가 보정된 통일된 기산점을 사용하여 광도곡선을 분석하였다. 모든 광도곡선에서 0.75 위상에서 밝기가 더 어두워지는 O'Connell effect가 발생하였고, 일부 광도곡선은 부식에서 식의 깊이가 주식보다 깊어지는 시기를 가진다. 이는 스펙트럼 유형이 F0-F5보다 만기형 별에서 흑점이 부식의 깊이에 영향을 주어 주식보다 깊어지는 AC Boo, TY UMa 등에서 보여 지는 특징이다. 우리는 WD 프로그램을 이용하여 광도곡선 중 B-V 색지수 그래프에서 식 이외부분에서 변화가 적고 광도곡선의 O'Connell effect의 크기가 작은 2008 광도곡선으로 광도해를 결정하였다. 전형적인 TY UMa형 별과 같이, 우리의 광도해 역시 W-subtype의 결과를 나타낸다. 결정된 광도해를 다른 광도곡선에도 적용시켜 광도곡선에 나타나는 흑점의 영향을 살펴보았다. 마지막으로 주기 분석 결과와는 달리 제 3천체의 광도는 검출 되지 않았다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제12권1호
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• pp.44-53
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• 1995

충북대학교 천문우주학과의 35cm Schmidt-Cassegrain 망원경으로 접촉쌍성 AW UMa를 1994년 3월부터 4월 사이의 13일 밤 동안 BVRI 광전측광관측 하여 각 필터별로 273점씩 총 1092개의 관측점을 얻었다. 이 관측점들을 이용하여 BVRI 광도곡선을 그렸으며, 이로부터 주극심시각 JD Hel 2449456.1502 와 부극심시각 JD Hel 2449432.2412, JD Hel 2449447.1567을 결정하였다. 수집한 극심시각 자료들을 가지고 그린 O-C도에서, 공전주기 변화량 $-0.^d00000394$를 구하고 그에 해당하는 질량이동량 $-6.4\times10^{-7}M_\odot/year$를 계산하였다. AW UMA의 광도변화를 질량이동과 연관하여 해석할 수 있는 가능성을 제시했다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제3권1호
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• pp.41-51
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• 1986

식쌍성 TX UMa의 2색 (V와 B)의 광천측광에 의한 광도곡선(Oh and Chen 1984)을Wilson and Devinney(1971) 모델에 의한 differential corrections 방법으로 분석하였다. 그결과 TX UMa의 온도가 낮고 질량이 작은 반성은 Roche lobe를 채우고 있는 준접촉 식쌍성으로 해석된다. 한펀, 이번에 얻은 TX UMa의 측광학적 궤도요소와 Hiltner( 1945)의 분광궤도요소로부터 이 별의 절대량을 구하였다. 이에 따르면, 분광형이 B8V인 주성은 core hydrogen burning의 zero age main sequence stage에 있으며 반성은 shell hydorgen burning stage 이후 contraction stage의 진화 상태에 놓여 있는 것으로 추정된다.