• 한국암석학회:학술대회논문집
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• 한국암석회.한국광물학회 2009년도 공동학술발표회 논문집
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• pp.154-157
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• 2009

• 천문학회보
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• 제37권1호
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• pp.98.1-98.1
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• 2012

The Hayabusa mission successfully rendezvoused with its target asteroid 25143 Itokawa in 2005 and brought the asteroidal sample to the Earth in 2009. This mission enabled to connect the S-type asteroids to ordinary chondrites, the counterpart meteorites which exist in near Earth orbit. Recent finding of a fragment from 25143 Itokawa [1] suggested that the asteroid experienced an impact after the injection to the near-Earth orbit. In this presentation, we investigated the evidence of the recent impact on 25143 Itokawa using the onboard camera, AMICA. AMICA took more than 1400 images of Itokawa during the rendezvous phase. It is reported that AMICA images are highly contaminated by lights scattered inside the optics in the longer wavelength. We developed a technique to subtract the scattered light by determining the point spread functions for all available channels. As the result, we first succeeded in the determination of the surface spectra in all available bands. We consider a most fresh-looking compact crater, Kamoi, is a possible impact site.

• 천문학회지
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• 제43권6호
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• pp.183-190
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• 2010

According to the historical documents and paintings in many civilizations, rocks that fell from the sky fascinated humans as the message from the God or supernaturals. Scientific progress allows humans to recognize these exciting extraterrestrial objects as meteorites. Meteorites contain a wealth of pivotal information regarding formation of the early Solar System. Meteorites also provide broader scientific insights on, for example, the origin of life, interplanetary transfer of life forms, massive depletion of biosphere on Earth, and evolution of lithosphere on Earth-like planetary bodies.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제15권1호
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• pp.163-174
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• 1998

To study the origin of organic matter in meteorite, terrestrial rocks which contain or-ganic compounds similar to the ones found in carbonaceous chondrites are studied and compared with Muchison meteorite. Hydrocarbon molecules were extracted by benzene and methanol from bituminous coal and oil shale and the extracts were partitioned into aliphatic, aromatic, and polar fractions by silica gel column chromatography. Carbon isotopic ratios in each fractions were analysed by GC-C-IRMS. Molec-ular compound identifications were carried by GC-MS Engine. Bituminous coal and oil shale show the organic compound composition similar to that of meteorite. Oil shale has a wide range of ${\delta}^{13}C,-20.1%_0~-54.4%_0$ compared to bituminous coal, $-25.2%_0~34.3%_0$. Delta values of several molecular compounds in two terrestrial samples are different. They show several distinct distributions in isotopic ratios compared to those of meteorite; Murchison meteorite has a range of ${\delta}^13C\;from\;-13%_0\;to\;+30%_0$. These results provide interpretation for the source and the formation condition of each rock, in particular alteration and migration processes of organic matter. Especially, they show an important clue whether some hydrocarbon molecules observed in meteorite are indigenous or not.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제15권1호
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• pp.151-162
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• 1998

Infrared absorption spectra of 9 bulk samples and 3 acid residues of meteorites were obtained in the mid-infrared region ($4000~400cm^{-1}$). From the know composition of meteorites studied, the possible absorption modes were investigated. Most bands of bulk samples occur in the region below $1200cm^{-1}$ and they are due to metallic oxides and silicates. The spectra of each group can be distinguished by its own characteristic bands. Acid residues show very distinct features from their bulk samples, and absorp-tion bands due to organic compounds are not evident in their spectra. Quantiative analyses for two carbonaceous (Allende CV3 and Murchison CM2) and one ordinary (Carraweena L3.9) chondrites were performed for the presence of fullerene ($C_{60}$) in the meteorites. We calculated the concentration of $C_{60}$ in the acid residues by curve-fitting the spectra with Gaussian functions. The upper limit of $C_{60}$ concentration in these meteorites appears to be less than an order of a few hundred ppm.

• 천문학회보
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• 제43권1호
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• pp.71.2-71.2
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• 2018

태양계 질량의 대부분은 플라즈마, 기체, 또는 액체 상태로 존재하며, 극히 일부만이 고체 즉 암석과 광물로 존재한다. 하지만, 반응 특히 혼합(mixing)이 일어나는 속도가 매우 느린 고체의 특성상 태양계의 탄생과 진화 과정의 기록은 고체태양계 물질에 더 잘 보관되어 있다. 지구를 제외한 고체 태양계 물질을 확보하기 위해서는 지구로 낙하한 암석인 운석(meteorites)을 발견하거나, 우주로 나가 시료를 가져와야 한다. 아폴로 미션(Apollo mission)에 의한 월석(lunar rocks) 채취(Papike et al., 1998), 하야부사 미션(Hayabusa mission)에 의한 소행성(asteroid) 시료 채취(Nakamura et al., 2011), 스타더스트 미션(Stardust mission)에 의한 혜성 시료 채취(Zolensky et al., 2006) 등이 후자에 속한다. 능동적으로 가져온 시료는 아직까지는 그 종류와 양에서 운석에 비해 매우 부족하므로 현재까지 우리가 알고 있는 고체 태양계에 관한 대부분은 운석 연구를 통해 얻어졌다. 운석은 크게 미분화운석 즉 콘드라이트(chondrites)와 분화운석(differentiated meteorites)으로 구분한다. 분화운석 중 일부는 달운석(lunar meteorites) 또는 화성운석(martian meteorites)이며, 나머지 분화운석과 콘드라이트는 암석-지구화학적 특징과 성인적 연관성에 의해 다양한 그룹으로 세분되는데 각 그룹은 하나의, 또는 둘 이상의 매우 유사한, 소행성에서 유래한 것으로 해석된다(Krot et al., 2014; 최변각 2009). 다양한 종류의 운석과 구성 광물에 포함된 기록으로는 (1) 태양계 이전 존재한 항성의 대기에서 생성된 광물, 즉 선태양계 광물(presolar grains), (2) 태양계 성운 탄생과 각 진화 단계의 정확한 시기, (3) 태양계 성운의 화학조성-동위원소 조성, 온도-압력 조건 등을 포함한 물리-화학적 특징, (4) 가스-먼지로부터 미행성, 소행성, 행성으로의 진화 과정, (5) 행성 진화의 열원, (6) 소행성 핵의 생성 과정 등이 있다. 강연에서는 이들을 간략히 살펴보고자 한다. 운석연구 등을 통해 태양계 생성과 진화과정에 관한 다양한 정보가 축적되었지만, 앞으로 연구할 것들이 더 많다. 또한 태양계 물질 중에는 운석의 형태로 지구로 들어왔거나 앞으로 들어올 수 있는 것도 있지만 그렇지 않은 것도 있다. 가스나 기체의 경우가 그러할 것이며, 고체지만 결합이 약해 일부라도 원형을 유지한 채 대기권을 통과 할 수 없는 것도 있을 것이다. 또 공전궤도나 중력 등 물리적 이유로 지구권 진입이 불가능한 것도 있다. 이러한 태양계 구성원에는 우리가 아직까지 얻지 못한 정보들이 다량 보존되어 있을 것이다. 미래의 태양계탐사가 기대되는 이유 중 하나이다.

• 암석학회지
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• 제12권3호
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• pp.135-153
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• 2003

선캠브리아기 변성퇴적암류를 관입하고 있는 탄산염암에 배태하는 홍천 철-희토류 광상은 자철석, 안케라이트, 능철석, 마그네사이트, 스트론티아나이트 등의 다양한 탄산염광물과 모나자이트, 아지린휘석, Na가 섬석 및 황화광물들이 산출되어 이들 암석의 지화학적특성과 성인을 규명하고자 주 원소, 미량원소, 희토류원소 및 산소-탄소의 안정동위원소의 광물 및 암석화학연구가 이루어졌다. 각 원소(주원소, 미량원소, 희토류원소)들을 본 연구지역의 탄산염암과 유사한 철질 카보나타이트(ferro-carbonatite)와 비교하면 주 원소에서는 농집된 FeO와 결핍된 CaO가 관찰되며, $SiO_2$가 증가하면서 $TiO_2$와 $A1_2O_3$증가, CaO, FeO, MgO 및 $P_2O_{5}$의 약한 감소가 인지되나 분산되어 뚜렷한 경향은 아니다. 미량원소는 Nb, Zr 및 Zn이 철질 카보나타이트보다 결핍되어 나타나며, $SiO_2$의 증가에 따른 V 및 Ni의 증가, U 및 Rb의 미약한 증가가 확인되나 타 원소들은 분산되어 뚜렷한 경향을 나타내지 않는다. 희토류원소는 전희토류(TREE)함량이 매우 높고 La, Ce, Pr, Nd 및 Sm 같은 경희토류의 농집, 그리고 결핍된 중희토류로 인하여 높은 La/Lu 값을 보이고 있다. 안케라이트, 스트론티아나이트 및 전암의 산소 및 탄소 안정동위원소 결과는 본 암이 화성기원의 카보나타이트용융체에서 유래된 것으로 나타난다. 홍천 철-희토류 광상 탄산염암의 암석화학적 특성은 일반적인 철질 카보나타이트와는 차이가 있으며 러시아 Kovdor 및 핀랜드 Sokli 지역에서 산출되는 카보나타이트의 일종인 포스코라이트(phoscorite)의 암석화학성분과 매우 유사하다.

• 천문학회보
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• 제46권2호
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• pp.57.4-58
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• 2021

Asteroids have undergone various processes such as impacts, space weathering, and thermal evolution. Because they expose their surfaces to space without atmosphere, these evolutional processes have been recorded directly on their surfaces. The remote-sensing observations have been conducted to reveal these evolutional histories of the target asteroids. For example, crater and boulder distributions are unambiguous evidence for past nondestructive impacts with other celestial bodies. Multiband and spectroscopic observations have revealed space-weathering history (as well as compositions). Whereas most physical quantities have been examined intensively using spacecraft and telescopes, only a little has been studied on "the grain size". It is one of the fundamental physical quantities for diagnosing the collisional and thermal history of asteroids. Our group has conducted polarimetric research of asteroids (as well as Moon [1]) to determine the particle size and further investigate the evolutional histories of target asteroids [2],[3]. For example, the existence of regolith on an S-type asteroid, Toutatis, was suggested almost twenty years before space exploration [4]. Moreover, we reported that near-Sun asteroids indicate a signature of submillimeter grains, which could be created by a thermal sintering process by solar radiation [5]. However, it is important to note that in-situ polarimetry has not been reported on the asteroid surface, although the Korean Lunar Exploration Program aims to do polarimetry on the lunar surface [6]. Therefore, it is expected that the polarizer mounted on the Korean Apophis spacecraft can make the first estimate of the grain size and its regional variation over the Apophis surface. In this presentation, we outline research of S-type asteroid surfaces through remote-sensing observations and consider the role of polarimetry. Based on this review, we consider the purpose, potentiality, and strategy of the polarimetry using the onboard device for the Apophis spacecraft. We will report a possible polarization phase curve of Apophis estimated from ordinary chondrites and past observational data of S-type asteroids, taking account of the space weathering effect. Based on this estimation, we will consider the strategy of how to determine the particle size (and space weathering degree) of the Apophis surface. We will also mention the detectability of dust hovering on the surface.