• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제20권2호
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• pp.133-142
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• 2003

접촉쌍성은 물리적 특성에 따라 5가지의 유형으로 분류되고 있다. 그러나 이와 같은 분류 이외에도 질량비가 극단적으로 작은(q＜0.2) 접촉쌍성이 또 다른 유형으로 분류됨을 확인하였다. Svechnikov & Kuznetsova(1990)의 목록에 따르면 이러한 유형의 접촉쌍성은 주성의 분광형이 A형의 한정된 영역에 분포하며 여러 가지 물리적 특성에 있어서 조기형 접촉쌍성과 만기형 접촉쌍성을 양분하는 중심 영역에 분포하고 있다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제22권3호
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• pp.233-242
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• 2005

66개의 근접촉쌍성(이하 NCBb)의 절대물리량과 궤도요소를 여러 목록으로부터 수집 분석하여 여러 물리량 사이의 상관관계와 NCBs의 물리적 특성을 조사하였다 NCBs의 질량비-광도비 관계는 $L_2/L_1{\lapprox}(M_2/M_1)^{1.45}$로 나타났으며 CE형에 더 근접한 특성을 보였다. NCBs의 여러 물리량 사이의 상관관계에 따르면 F형이 A형에 비하여 주성과 반성의 질량, 반경, 광도 및 온도의 차이가 작게 나타났다. NCBs의 H-R도에 따르면 A형이 F형에 비하여 다소 더 진화된 종년주계열(TAMS)에 가까이 나타나고 있다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제21권2호
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• pp.83-92
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• 2004

질량비가 작은 접촉쌍성 GR Vir와 HV Aqr의 이미 발표된 분광 및 측광관측치를 WD프로그램에 적용하여 이 별들의 새로운 절대 물리량을 얻었다. GR Vir과 HV Aqr를 포함한 17개의 질량비가 작은 접촉쌍성들의 친화 상태를 조사하였다. 그 결과 질량비가 작은 접촉쌍성의 주성은 대부분 종년주계열상에 놓이며 반성은 영년주계열 아래 놓이고 있음을 확인하였다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제26권1호
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• pp.1-8
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• 2009

질량비가 작은 접촉쌍성 FP Boo를 3색(B, V, R) CCD 측광관측하여 새로운 광도곡선을 얻었으며, Rucinski et al.(2005)의 시선속도곡선과 함께 Wilson-Devinney 프로그램에 적용하여 FP Boo의 새로운 측광학적 해와 절대물리량을 구하였다. FP Boo를 포함한 24개의 질량비가 작은 접촉쌍성의 H-R도로부터 FP Boo의 진화 상태도 일반적인 질량비가 작은 접촉쌍성의 진화 상태와 일치하는 위치에 놓이고 있음을 다시 확인하였다. 이번 관측을 통하여 얻은 우리의 광도곡선에서는 작지만 약간의 비대칭성을 보였다.

• 한국정밀공학회지
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• 제20권7호
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• pp.120-127
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• 2003

A novel three degrees of freedom sensing method utilizing binary grid pattern image and vision camera is presented. The binary grid pattern image is designed by Pseudo-Random Binary Arrays and referenced to encode in-plane position of a moving stage of the contact-free planar actuator. First, the yaw motion of the stage is detected using fast image processing and then the other planar positions, x and y, are decoded with a sequence of images. This method can be applied to the system that needs feedback of in-plane position, with advantages of a good accuracy and high resolution comparable with the encoder, a relatively compact structure, no friction, and a low cost. In this paper, all the procedures of the above sensing mechanism are described in detail, including simulation and experiment results.

• 천문학회보
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• 제37권2호
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• pp.143.1-143.1
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• 2012

We attempt to investigate the main reason of the asymmetrical light curves of contact and near-contact eclipsing binary base on the hypothesis that cool spot was produced on late type star while hot spot was produced from transferred material from their companion star hitting surface. We select 7 eclipsing binary systems which showed asymmetric light curves and mass transfer. Period variation and mass transfer rate were obtained from O-C diagram. Radial velocity curves and light curves of those 7 eclipsing binary system were adopted from available literature in order to obtain the absolute dimension. For four contact eclipsing binary system (AD Phe, EZ Hya, AG Vir and VW Boo), their component stars belonged to spectral type G to K was fitted by cool spot model. While the other two near-contact systems (RT Scl and V1010 Oph) and one contact system (SV Cen) was fitted by cool spot model. The densities of the materials are adopted from stellar model which calculate by stellar structure code. The calculated spot temperature turns out to agree with the photometric solution but there are no correlate between period variation rate and type of spot.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제22권3호
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• pp.223-232
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• 2005

질량비가 작은 접촉쌍성 V410 Aur과V776 Cas를 소백산천문대의 61cm망원경에 2K CCD 카메라를 부착하여 측광 관측을 하였으며, 그 결과 이 별들의 새로운 3색(BVR)의 완전한 광도곡선을 얻었다. 새로운 광도곡선과 이미 발표된 분광관측으로부터 WD모델을 이용하여 이 두 별의 궤도요소와 절대 물리량을 얻었다. V410 Aur과 V776 Cas를 포함한 절대물리량이 잘 알려진 19개의 질량비가 작은 접촉쌍성들의 진화 상태를 조사하였다. 그 결과 질량비가 작은 접촉쌍성의 주성은 대부분 TAMS상에 놓이며 반성은 ZAMS 아래 놓이고 있음을 재확인하였다.

• 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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• 제17권2호
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• pp.181-188
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• 2000

DO Cas는 최근 Shaw (1990)에 의해 근접촉쌍성으로 분류된 공전주기 0.68일의 식쌍성이다. 짧은 공전주기를 가짐에도 불구하고 Mannino (1958) 이후 분광관측에 의한 시선속도 곡선이 발표되지 않고 있다. 그런데 Hill (1991)은 Mannino의 시선속도곡선이 오류를 포함하고 있는 것으 로 보인다고 하였다. 이 연구에서 우리는 Asiago 천문대에 의뢰하여 Mannino가 분석한 분광관측 사진건판을 입수하여 PDS로 측정하여 IRAP로 재분석하였다. 이 시선속도곡선과 1998년에 관측한 BVR 광도곡선을 Wilson-Devinney 방법으로 동시에 분석하였다. 그 결과 DO Cas가 접촉 또는 주성이 로쉬엽을 채우고 있는 접촉에 매우 가까운 준분리형 쌍성임을 확인하였으며 또한 이 계의 절대량을 구하였다.

• 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.