• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제39권4호
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• pp.169-180
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• 2022

We investigated the chemical composition of the planetary host halo star HD47536 via high-resolution spectral observations recorded using a 1.5 meter Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) telescope (Chile). Furthermore, we determined the abundances of 38 chemical elements. Both light and heavy elements were overabundant compared to the iron group elements. The abundance pattern of HD47536 was similar to that of halo-type stars, with an enrichment of heavy elements. We analyzed the relationships between the relative abundances of chemical elements and their second ionization potentials and condensation temperatures. We demonstrated that the interplay of charge-exchange reactions owing to the accretion of interstellar matter and the gas-dust separation mechanism can influence the initial abundances and can be used to qualitatively explain the abundance patterns in the atmosphere of HD47536.

• 천문학회보
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• 제37권2호
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• pp.95-95
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• 2012

Constellations are formed of bright stars which appear close to each other on the sky, but are really far apart in space. The shapes you see all depend on your point of view. Back before people had televisions and electricity to light their homes at night, they spent a lot more time looking at the stars. People all over the world used their imaginations to draw pictures in the sky, as if it were a giant connect-the-dot game. The patterns they imagined are called constellations. People usually saw patterns that reflected their different cultures. Native Americans in North America imagined many animals and shapes from the natural world. The ancient Greeks found images of gods and goddesses in the stars. Sometimes people from very different parts of the world even imagined the same animal or shape in the same stars. Most of the constellations we recognize today were made up by the ancient Greeks around 6,000 years ago. Different constellations are visible at different times of year, so the first appearance of these patterns told farmers of the changing seasons and reminded them to plant or harvest their crops. The constellations also help us to find our way around the night sky and to remember which stars are which. The star names we use today are mostly from Greek and Arabic, but many are changed a bit from the original, as often happens when words are passed from one language to another. It can be difficult to picture just what those folks long ago were seeing in the stars, so don't be discouraged if you have trouble seeing their patterns. You can even make up your own! In ancient world all the countries or regions had their own way to name things up in the sky, make up stories and draw different shapes for constellations. Today there are 88 official constellations, but you may find that different books show their stars connected in slightly different ways. The official constellations are specific regions of the sky, so the exact patterns are not all that important. However in various cultures there are some famous star patterns that use stars from only apart of a constellation, or even connect stars from different constellations. These patterns of stars that are not official constellations are called asterisms. The Big Dipper is a very famous asterism, found in the constellation Ursa Major, or Great Bear.

• 천문학논총
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• 제27권4호
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• pp.117-122
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• 2012

The interstellar dust grains are formed and supplied to interstellar space from asymptotic giant branch (AGB) stars or supernova remnants, and become constituents of the star- and planet-formation processes that lead to the next generation of stars. Both a qualitative, and a compositional study of this cycle are essential to understanding the origin of the pre-solar grains, the missing sources of the interstellar material, and the chemical evolution of our Galaxy. The AKARI/MIR all-sky survey was performed with two mid-infrared photometric bands centered at 9 and $18{\mu}m$. These data have advantages in detecting carbonaceous and silicate circumstellar dust of AGB stars, and the interstellar polycyclic aromatic hydrocarbons separately from large grains of amorphous silicate. By using the AKARI/MIR All-Sky point source catalogue, we surveyed C-rich and O-rich AGB stars in our Galaxy, which are the dominant suppliers of carbonaceous and silicate grains, respectively. The C-rich stars are uniformly distributed across the Galactic disk, whereas O-rich stars are concentrated toward the Galactic center, following the metallicity gradient of the interstellar medium, and are presumably affected by the environment of their birth place. We will compare the distributions of the dust suppliers with the distributions of the interstellar grains themselves by using the AKARI/MIR All-Sky diffuse maps. To enable discussions on the faint diffuse interstellar radiation, we are developing an accurate AKARI/MIR All-Sky diffuse map by correcting artifacts such as the ionising radiation effects, scattered light from the moon, and stray light from bright sources.

• 천문학논총
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• 제4권1호
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• pp.31-52
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• 1989

태양 주위에 있는 만기형 주계열성들의 자전속도 분포와 자전축의 기울기 분포를 조사하였다. 이를 위해 104개의 낱별들과 8개의 Ursa Major Group별들, 그리고 Hyades 성단에 속한 20개의 별들에 대해 각 별들의 자전주기와 반경을 구하였다. 먼저, 별의 자전주기는 대부분 Noyes et al.(1984)의 채충활성도-자전주기 관계식을 이용하여 구했고, 반경은 태양으로부터의 거리가 25pc 이내인 별들을 택해서 Stefan법칙으로 계산하였다. 자전주기와 반경으로부터 결정된 적도자전속도는 0.4<(B-V)<0.8인 별에서는 (B-V)가 증가함에 따라 급격히 감소하고, 기존의 시선자전속도 관측자료에서 이미 밝혀진 위쪽 경계가 나타남과 동시에 아래쪽으로도 자전속도 값의 명확한 경계가 나타났다. 한편, 적도자전속도와 주어진 시선자전속도 값을 비교함으로써 태양 주위에 있는 낱별들의 자전축의 기울기를 구할 수 있었는데, 계산된 기울기는 은위에 무관한 멋대로분포를 따른다는 것을 알 수 있었다.

• 한국콘텐츠학회논문지
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• 제21권7호
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• pp.71-82
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• 2021

본 연구의 주요 목적은 중국 소셜 미디어에 나타나고 있는 K-Pop 스타들의 사진들을 살펴보고 사진 속에 담겨진 주요 이미지를 탐색하는데 목적을 두었다. K-Pop 스타들의 사진은 중국 최대의 포털사이트인 바이두(www.baidu.com)에서 제공하고 있는 커뮤니티 사이트로부터 수집되었으며, 분석대상은 중국에서 꾸준하게 인기를 얻고 있는 5개의 아이돌 그룹((EXO, IKON, T-ara, Wonder Girls, 소녀시대)의 사진들이었다. 본 연구에서는 이들의 주요 음악적 스타일과 배경을 살펴보고 선정된 사진들에 나타난 이미지들을 살펴보았다. 이들의 사진 이미지를 분석한 결과는 다음과 같다. 첫째, K-Pop 보이스 그룹은 서구적인 외모와 함께 남성적인 매력을 부각시키는 이미지를 활용하는 경향이 강하게 나타났다. 둘째, K-pop 걸 그룹의 경우에는 젊음과 상큼함 그리고 섹시함을 내세운 이미지 메이킹을 보여주는 경향이 강하였다. 결론적으로 K-Pop 한류 스타들에 대한 사진이미지는 중국 K-pop 아이돌 스타들의 사진 이미지의 생산과 유통을 담당하고 적극적인 콘텐츠 소비활동을 촉진시키는데 기여하고 있다.

• 천문학회보
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• 제45권1호
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• pp.37.3-38
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• 2020

Ever since thick disk was proposed to explain the vertical distribution of the Milky Way disk stars, its origin has been a recurrent question. We aim to answer this question by inspecting 19 disk galaxies with stellar mass greater than 10^10 solar mass in recent cosmological high-resolution (>34 pc) zoom-in simulations: Galactica and New Horizon. The thin and thick disks are reproduced by the simulations with scale heights and luminosity ratios that are in reasonable agreement with observations. When we spatially classify the disk stars into thin and thick disks by their heights from the galactic plane, the "thick" disk stars are older, less metal-rich, kinematically hotter, and higher in accreted star fraction than the "thin" disk counterparts. However, we found that the the thick disk stars were spatially and kinematically thinner when they were born. Indeed, a large fraction of thick disk stars was born near the galactic plane at earlier times and get heated with time, eventually occupying high altitudes and exhibiting different population properties compared to the thin-disk stars. In conclusion, from our simulations, the thin and thick disk components are not entirely distinct at birth, but rather a result of the time evolution of the stars born in the main disk of the galaxy. (excerpted from the abstract of the upcoming paper submitted to Astrophysical Journal: Park, M.-J., Yi, S.K. et al. 2020)

• 천문학논총
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• 제30권3호
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• pp.821-832
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• 2015

NGC 1039 영역의 변광성 탐사로부터 7개의 ${\delta}$ Scuti형 변광성, 2개의 ${\gamma}$ Doradus형 변광성, 14개의 식쌍성 및 5개의 장지기형 불규칙 변광성을 찾았다. 이 중에서 3개를 제외한 나머지는 모두 새로 발견한 것이다. 이들 중 ${\delta}$ Scuti형 변광성 4개와 ${\gamma}$ Doradus형 변광성 2개 및 장주기형 불규칙 변광성 1개는 성단구성원일 가능성이 크다. 14개의 식쌍성 중에서 12개는 주기와 변광진폭 등을 구하였으며, 나머지 2개는 22일 관측 자료 중 하루치에서만 식 현상이 나타나서 EA형 식쌍성으로 보인다. B, V등급의 변광진폭을 같이 구한 식쌍성의 변광진폭비 $A_V/A_B$는 0.92이며, ${\delta}$ Scuti형 변광성의 결과를 이용한 0.75와 뚜렷이 구분된다. 5개의 장주기형 불규칙 변광성은 하나를 제외하고 나머지는 주기가 너무 길었고, 또한 주기성인지 알 수 없어서 밝기 변화만으로 변광성임을 알 수 있었다. 이 연구에서 찾은 변광성은 V등급이 10.84등급부터 16.30등급까지 분포하며, V등급의 변광진폭이 0.5등급 이상이면 16.3등급까지도 변광 여부를 확인할 수 있었다.

• 천문학회보
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• 제41권2호
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• pp.44.1-44.1
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• 2016

The Sagittarius-Carina spiral arm in the Galaxy contains several massive young open clusters. We present a deep optical photometric study on the massive young open clusters in the Sagittarius-Carina arm, Westerlund 2 and the young open clusters in the ${\eta}$ Carina nebula. Westerlund 2 is a less studied starburst-type cluster in the Galaxy. An abnormal reddening law for the intracluster medium of the young starburst-type cluster Westerlund 2 is determined to be $R_{V,cl}=4.14{\pm}0.08$. The distance modulus is determined from zero-age main-sequence fitting to the reddening-corrected color-magnitude diagrams of the early-type members to be $V_0-M_V=13.9{\pm}0.14mag$. The pre-main sequence (PMS) members of Westerlund 2 are selected by identifying the optical counterparts of X-ray emission sources from the Chandra X-ray observation and mid-infrared emission sources from the Spitzer/IRAC (the Infrared Array Camera) observation. The initial mass function (IMF) shows a slightly flat slope of ${\Gamma}=-1.1{\pm}0.1$ down to $5M_{\odot}$. The age of Westerlund 2 is estimated to be. 1.5 Myr from the main-sequence turn-on luminosity and the age distribution of PMS stars. The ${\eta}$ Carina nebula is the best laboratory for the investigation of the Galactic massive stars and low-mass star formation under the influence of numerous massive stars. We have performed deep wide-field CCD photometry of stars in the ${\eta}$ Carina nebula to determine the reddening law, distance, and the IMF of the clusters in the nebula. We present VRI and $H{\alpha}$ photometry of 130,571 stars from the images obtained with the 4m telescope at Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO). RV,cl in the η Carina nebula gradually decreases from the southern part (~4.5, around Trumpler 14 and Trumpler 16) to the northern part around Trumpler 15 (~3.5). Distance to the young open clusters in the ${\eta}$ Carina nebula is partly revised based on the zero-age main-sequence fitting to the reddening-corrected color-magnitude diagrams (CMDs) and the (semi-) reddening-independent CMDs. We select the PMS members and candidates by identifying the optical counterparts of X-ray sources from the Chandra Carina Complex Survey and mid-infrared excess emission stars from the Spitzer Vela-Carina survey. From the evolutionary stage of massive stars and PMS stars, we obtain that the northern young open cluster Trumpler 15 is distinctively older than the southern young open clusters, Trumpler 14 (${\leq}2.5 Myr$) and Trumpler 16 (2.5-3.5 Myr). The slopes of the IMF of Trumpler 14, Trumpler 15, and Trumpler 16 are determined to be $-1.2{\pm}0.1$, $-1.5{\pm}0.3$, and $-1.1{\pm}0.1$, respectively. Based on the RV,cl of several young open clusters determined in this work and the previous studies of our group, We suggest that higher RV,cl values are commonly found for very young open clusters with the age of < 4 Myr. We also confirm the correlation between the slope of the IMF and the surface mass density of massive stars.

• 천문학논총
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• 제27권5호
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• pp.399-409
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• 2012

NGC 6871을 중심으로 시계열 관측한 Cyg OB3 성협영역에서 모두 15개의 단주기 변광성을 찾았다. 이들은 모두 국부나선팔에 속한 ${\delta}$ Scuti 형 변광성으로 보인다. 그림 5의 영연령주계열 상에서 밝은쪽에 속한 V1-V4는 분광형이 모두 A, F 형으로서 Cyg OB3 성협보다 먼 거리에 있는 ${\beta}$ Cephei 형 변광성이라기 보다는 국부나선팔의 앞쪽에 놓인 ${\delta}$ Scuti 형 변광성이었다. 15개의 ${\delta}$ Scuti 형 변광성 중에는 2개(V1과 V3)는 GCVS에 ${\delta}$ Scuti 형 변광성으로 분류되어 이미 알려진 변광성이고, 나머지는 모두 새로 발견한 것이다. 새로 발견한 변광성 중에는 한 개의 이중모드 ${\delta}$ Scuti 형 변광성(V3)과 2개의 HADS 변광성(V13과 V14)이 포함되었다. 시계열 관측과는 별도로 표준화 관측을 수행하여 관측 영역의 색-등급도를 얻었는데 그림 6에서 Massey etal.(1995)의 결과와 잘 맞았다.

• 지구물리와물리탐사
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• 제3권2호
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• pp.39-47
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• 2000

복잡한 지층구조에 대한 파동방정식의 해를 유한 차분법을 이용하여 구하는것은 많은 컴퓨터 계산시간과 기억 용량이 필요하다. 컴퓨터 계산시간과 기억용량은 최소 파장당 격자수를 줄이므로써 감소 시킬 수 있지만 수치분산으로 인해 정확도가 떨어지게 마련이다. 본 연구에서는 정확도를 유지하면서 파장당 격자수를 줄이는 방법으로 이용되고 있는 가중평균법을 최대 169점 까지 확장하여 주파수 영역에서 음향파동방정식의 해를 유한차분법으로 구할 때 최소 격자수를 구하기 위한 격자분석을 실시하였다. 지금까지 수치오차가 정확도 $1\%$내에 존재하기 위해서는 일반적인 5점을 이용하는 경우 파장당 격자수가 13개 이상이 필요하고, 9점의 경우 9개, 25점에서는 3개, 49점에서는 2.7개 이상이 필요하였다. 본 연구에서 정확도를 유지하기 위한 최소격자수를 결정하기 위해 실시된 격자분석 결과 81점에서는 2.5개 121점에서는 2.3개 그리고 169점에서는 오차 한계를 벗어나 가중평균 계수를 구할 수 없었으며 격자수를 2개까지 줄일 수 없음을 알 수 있었다. 또한 격자분석을 통해 가중평균에 적용되는 격자수가 증가할수록 정확도는 증가하지만 차분식 자체가 증가하여 매우 복잡하게 된다.