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연구실 : 사범대 실험동 (82-408)
질문시간 : 수요일 오전 10-12시
- (phone) 043-261-2726 / (fax) 043-271-0526
2010년 1학기개설된 천문학 관련 강좌는 (a-1는 a학년 1학기)
2-1 천체물리학 (전선)* 태양계, 행성, 천체역학, 태양
3-1 천문학개론 (전필)* 천체의 온도, 질량, 진화, 분광형, HR도..
4-1 성운 및 외부은하 (전선) 성간물질, 성운, 우리 은하, 외부은하, 우주론
2-1 지구과학 및 실습 (4학점: 타전공학생을 위한 연계전공 과목), 천문+기상* 위의 과목을 수강하는 2학년생들은 2010년 1학기 중에 청주 교육과학연구소 (방문 일정 및 유의사항)를 1차례 방문할 견학할 예정
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국내외 천문연구기관
2010년 학회안내
한국지구과학회(충남대, 4월중), 한국천문학회(경희대학교, 4월), 한국우주과학회(경주, 4월) 열릴예정임
[ 연구분야 | 연구지도 | 현재 진행중인 연구과제 | 연구논문들]
너무도 큰 우주는 하나의 사상이라고 할 수 있다. 과학으로 앞선 문명을 먼저 이룩한 족이 서양이라는 것은 부정할 수 없다. 이러한 서양은 1800년도 초까지도 해도 우주의 기원이 BC 4-5000천년 정도라고 알고 있었다. 그러면 지난 2-3천년의 인류의 역사에서 가장 큰 과학적 사건이 무었일까? 그것은 코페르니쿠스의 지동설이 아닐까? 1500년경까지도 서양에서는 프톨레마이오스의 주전원설을 담은 `ALMAGEST'와 종교적 지표인 `성서'를 인간이 부정할 수 없는 진리의 지표로 삼아 왔고, 아리스토텔레스의 형이상학을 통해 성서에 나온 우주를 증명하려고 꾸준히 노력해왔다. 그러면 이리스토텔레스이 우주관은 무었인가? 지구에서 달까지의 세계를 지(고체),수(액체),풍(기체),화(열)로 된 세속적인 세계이고, 달 보다 멀리 떨어진 세계가 제5원소(에테르)로 이루어진 천상이라는 것이다. 천상의 세계는 완전하여 형태로 보면 원들로 이루어져 있고, 그 원소로 영적이라 할 수 있는 에테르일 것이라는 사상을 받어들여 타원과 같은 불완전한 것은 없다고 믿었고, 여기에 역행하는 운동을 보이는 행성의 별자리 사이를 운행하는 모습을 주전원설로 설명한 것이다. 달 보다 멀리 떨어진 태양을 비롯한 별의 세계를 이루는 원소는 결코 지구 상에 있는 원소는 정말 지구와 다를까?
15세기 중세까지도 `알마케스트'나 `성서'에 반하는 어떠한 사상도 용납하지 않고, 이에 반하는 새로운 사고를 하는 브르노와 같은 이를 화형시키기도 했다.. 15세기의 지동설이 후 이를 기준점으로 새로운 과학적인 사고가 설자리를 얻어, 지금에 이르렀다. `학문'이 우리의 물질적인 삶을 위한 수단에 그치고, 정신적인 삶에 아무런 의미도 가져 주지 못하면, 그것은 그 길인 참된길이 아닐 것이다. 우리의 행복은 물질의 풍요만으로 충족되는 것이 아니기에 자신의 내부에서 끊임없이 제기되는 탐구의 길을 멀리하여 미래를 보장하는 안락함에 굴복하는 것 또한 바람직한 것이 아닐 것이다. 사범대 지구과학 학생이 된다는 것은, 대학 4년동안 사범대 지구과학과 교육과정을 통해 인류가 지난 2-3 천년에 걸쳐 고민하고 시행착오를 거쳐 알게된 지식을 지구과학/천문학이라는 과정을 통해 습득하고, 이를 바탕으로 개인이 사는 데 종교이든 정신세계든 일상생활을 영유하는데 같은 오류를 범하지 않도록 하는데 1차적 목표가 있고, 또한 중고등학교 교사로 부임하는 경우 학생을 잘 지도하여, 학생들도 비과학 오류의 혼란에 휩싸이지 않도록 지도함에 큰 의의가 있다. 사범대 생에 된다는 또 다른 의미, 삶의 궁극적 목표는 4년동안 배운 지구과학/천문학 지식을 바탕으로 대학원 석사/박사 과정으로 진학하여 계속해서 새로운 우주의 세계를 천문학/지구과학등을 통해 연구하여, 아직 밝히지 못한 새로운 진리를 밝혀 인류에게 알림에 큰 의의가 있지 않을까? 21세기 과학은 천문학에서 그 존재를 확인하였지만 밝히지 못한 암흑물질이나 중력파의 존재를 확인 하는 것이지만, 동시에 자연과 조화를 이루어 정신적으로도 성숙한 세상으로 이끄는데 그 목표가 있다가 생각한다.
우리 은하나 외부은하를 보면 헤일로 영역에는 비물질이라고 할 수 밖에 없는 미지의 존재가 있다. 물질우주는 수십배에 달하는 비물질(암흑) 우주에 정말로 감싸여 있을까? 이 우주는 과연 무었일까? 이 우주에 대한 신비가 동서양의 성인들이 밝힌 또 다른 세계일까? 이러한 답을 형이상학적 또는 단순한 도그마적(종교적) 사고로 해결하려는 것이 아니고, 망원경/카메라와 같은 영상관측을 통해 그리고 분광기와 같은 빛의 분석과정을 통해, 작은 씨앗정도로밖에 보이지 않은 별(은하)을 직접 조사/연구하여, 알고자 하는 것이다. 그 답/단서는 너무 멀리 있고 우리와 아무런 연관이 없어보이며, 밤에만 그 존재를 들어내는 먼 은하와 별들에 있을 수 있고, 시냇가의 작은 돌멩이 속에도 우주에 관한 단서가 숨어 있을 수 있음을 알기에, 우리는 지구과학과 천문학을 공부한다. 또한 일상 생활을 아무 생각없이 영유하고 있는 우리의 자신들 신체에도 있을 수 있고, 단지 머리속의 세포의 화학반응(뇌파)에 지나지 않는다고 여기는 우리자신의 정신에 있을 수 있다. 이러한 관점에서 지구과학과(전공)에 들어오는 학생들의 4년의 배움은 다른 분야에 비해 축복이 깃들어진 삶이라고 생각해본다. 생 다하는 날까지 우리 모두 계속해서 배우는 자세로 학문에 임하여 연구하고 공부하는 사람이 되도록 해야 하며, 학부생의 경우 졸업후 교사로 부임해도 대학원으로 이어지는 대학원 생활이 되기를 바란다. 특히 천문학전공의 석/박사과정에 들어온다는 것은 특별한 의미의 정신세계로 진입하는 하는 것임을 염두에 두어야 할 것이다. 천문학을 전공하는 것은 별/은하를 연구하는 것이고, 이같은 천체는 곧 누구의 소유도 아니며, 어느 누구든 다양한 수단으로 사유하고 연구할 수 있는 존재이므로, 별과 은하를 사유하고 연구하는 천문학이란 학문에 국경이 없다 - 다른 분야의 학문과 달리 국외 천문학자와의 빈번한 교류가 이루어지는 학문이다. 여기에 또 다른 의미의 천문우주관을 소개한다.
- 행성상성운 (Galactic Planetary Nebulae)
- 공생별 (Symbiotic Stars)
- 시이펏은하 및 은하분광 (Emission Line Galaxies, HII regions, AGNs)
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연구/지도중인 대학원생
이 름
과정
연구분야
소속, 기타"
이강환
박사과정
공생별(Symbiotic stars)
충북대 지구과학과, 세광고
한혜림,강은아
석사과정
교사
이선주,조지은
석사과정
행성상성운
"김인수,이민혜, 이재동"
이선아,안영균
석사과정
공생별
"한상라, 백승환"
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천문학에 관한 소개
Our objective is to investigate the gaseous state of the PNs, galaxies and AGNs, utilizing the spectrographic and narrow filter imaging techniques. Many strategically important diagnostic lines of these celestial objects, e.g. [OIII]4959/5007,4363, [OII]3727, [SII]6717/31, obtainable with the medium to high dispersion spectrometer, would provide an useful information on the physical states. Planetary nebulae, symbiotic stars, and super nova remnants could be studied with relatively small aperture telescopes such as BOAO 1.8m telescope, while AGNs, such as those of Seyferts and Quasars, may require a relatively large aperture telescope. To achieve our goal, we plan to obtain the observing time of the large optical telescopes. The other approach is to study the narrow band images using the computer simulation technique of hydrodynamic codes.
We have carried out the research program on PNe and symbiotics, mainly collaborating with Lawrence H. Aller (UCLA) and Walter A. Feibelman (NASA) using the Lick 3-m telescope. Our study on the galaxies began with the nearby Seyfert galaxies from Malkan et al.'s recent HST survey list (1998). According to the unified hypothesis, the viewing direction causes the difference between Seyfert 1s and Seyfert 2s, while the statistical result contradicts this popular scheme. The other possibility would be that the excess galactic dust may absorb the BLR emission of Seyfert 2s. With a number of HST archive images of nearby Seyfert galaxies, we try to find the nature and location of the absorbers in Seyfert 2s. We also try to find the connection between the morphologies of circumnuclear region and host galaxy. We investigated the HST WFPC2 (gaseous) and NICMOS (dust) imagings of nuclear regions to see whether the strong barred potentials exist, whose presence might indicate a primary mechanism of driving gas into the nuclear region. Since the gas easily transfers angular momentum to stars in strong bars, inner bars are likely candidates. We also investigate whether spiral arms which can be traced to the nucleus up to the limit of a few 10 pc (<0.1") can be a possible fueling mechanism. The velocity field of the ionized gas, secured with the adoptive optic imaging spectrograph, e.g. CFHT/OASIS, may provide a clue on the accretion flows or outflows of Seyfert AGNs.
Specific goals are :
1) to study the formation and chemical evolution history of the Galactic PNe, constructing photo-ionization and gas-dynamic models;
2) to investigate chemical enrichments (by spectroscopically observing PNe, HII regions, SNRs) in nearby galaxies (such as M31 and M32)
3) to investigate the formation and evolution of distant galaxies and active galactic nuclei, utilizing the spectroscopic observational results.
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Spectroscopy of Planetary Nebulae (PNe)
- During the asymptotic giant branch (AGB) phase, 1 - 8 M stars eject large amounts of matter. Nuclear burning takes place in shells near the abundance discontinuities. Quiescent hydrogen shell burning is interrupted by helium shell flashes and leave the AGB during a helium shell flash. Wolf-Rayet (WR), especially WC type spectra are shown by a number of central stars (CSPNs), lthough these stars obviously belong to an older population and are less massive and less luminous than their Pop. I relatives. The idea that WR-type CSPNs come directly from the AGB stars which form their planetary nebulae, has been accepted as a most likely evolutionary scenario. The difference between an AGB star and a CSPN is that the hydrogen envelope in the CSPN is much less massive ( <10^{-3} M). A kinematic study suggests peculiar motions in the central part of WR type PNs, e.g. being the expansion velocity larger in [OIII] than in HI. High resolution IUE spectra of these CSPNs exhibit changes in the shape of their P Cygni profiles up to levels of 10% -- 50% in time scales of years, analogous to similar time scale variations exhibited by hot stars of Pop. I. At first sight, the PNs surrounding the WR-type CSPNs do not seem to differ significantly from the rest of PN population. However, since the CSPN creates the PN and it governs its subsequent evolution, one can expect the chemical abundance anomaly in these objects, different from the rest of PNs. Detailed Hamilton echelle spectroscopy secured on a few bright spot(s) indicates point to point changes of the excitation and chemical abundances. [ Top ]
Hydrodynamic Simulation of PNe and AGNs (w/ SeongJae Lee, Dongsu Ryu)
- Some PNe show a faint giant halo. For example,a mutiple shell PN, NGC 6543, of which the faint outer halo is thought to be the remnants of the original red giant wind. The HST/WFPC2 [OIII] narrow band filter images indicate much higher temperatures in the outer halo region than in the inner bright core, i.e. 15000 K vs. 8500 K (Kim et al 1999). Using ISA-Wind non-LTE unified model atmospheres, we have determined the basic parameters of the central star and the bright H II region core of NGC 6543. The temperature of the filamentaries in the halo region might become higher when the hot fast wind flows past them (BOW-SHOCK HEATING). The origin of filamentary structures, however, was not known. Using both SPH and TVD code simulations, we investigate whether the filamentary blobs can be formed due to a pulsation of the central star in its evolutionary phase, RGB stage. The shock heating temperatures in the halo are also derived from our simulation.
- If AGNs in Seyferts are powered by the accretion of matter onto massive black holes, how does the gas in the host galaxy approach the black hole? Since gas easily transfers angular momentum to stars in strong bars, inner bars are likely candidates. The episodic and self-regulating process of cutting off (turning off) the AGN and re-developing short-lived (~10^7 yrs) runaway bar instabilities may exist. The NICMOS imaging of nuclear dust morphology suggests that the strong barred potentials cannot be a primary mechanism of driving gas into the nuclear region (Regan & Mulchaey 1999), though. Alternatively, spiral arms which can be traced to the nucleus up to the limit of a few 10 pc (<0.1'') may be a possible fueling mechanism. What is the role of hydro-magnetic winds which originate from an accretion disk or the black hole (Blanford 1993)? Are there radiation-driven winds from evaporating molecular clouds at the inner edge of the torus (Balsara & Krolik 1993)? Can the photo-ionizing shocks in the BLR power the extended narrow emission zone? We may be able to get some of hints by studying the circumnulcear structures, e.g. disk or ring; it rotation or interaction, shock, photo-ionization, etc. [ Top ]
Active Galactic Nuclei (AGNs) (w/ Dr. Pierre Ferruit. DongHoon, Son, SeongJae Lee, )
- In order to constraint the different models for accretions and outflows (along with excitation characteristics) of Seyfert galactic nuclei, we propose to map the velocity fields and diagnostic structures of the circumnuclear region. According to a popular unified hypothesis, the viewing direction causes the difference between Seyfert 1s and Seyfert 2s, while the statistical result contradicts this popular scheme. Alternatively, the excess galactic dust may be responsible for absorbing the BLR emission of Seyfert 2s. We have selected 5 Seyfert galaxies (unaffected by dust patches) to find the nature and location of the absorbers (other than the galactic dust). The OASIS/PUEO will be useful to find nebular diagnostic line ratios at 0.11 arcsec (~ a few 100 pc) spatial resolution over the narrow emission line region (NLR) clouds. We will try to separate the core regions that might contain the broad line region (BLR), hidden in the case of Seyfert 2 galaxies, from the NLR. The chemical abundance gradient within the OASIS field (~ 3" or a few kpc) will be also investigated. [ Top ]
Evolutionary connection between Planetary-Formation and Interstellar Matter
- The major goal is: to derive abundances of neutrals and ions in comets, giant planets, local interstellar media, and planetary nebulae; to study chemical connections among these celestial objects; and to eventually clarify the evolutional processes of matter from planetary nebula mass loss through local interstellar media and proto-solar nebula to the formations of comets and planets. In order to unambiguously explain this evolutional path, we will conduct spectroscopic observations to identify new matter, derive abundances of neutrals and ions in these celestial objects, study chemical reactions among neutrals and ions in these celestial objects, and perform spectroscopic observations from ultraviolet through visible and infrared to radio spectral ranges. We will utilize cutting-edge instrument available in modern western observatories in addition to domestic astronomical instrument, and therefore, the outputs from the proposed research are anticipated to be scientifically excellent. Successful results from the proposed research will establish a realistic theory of the formation of the solar system compared with existing formation scenarios. Furthermore, our interdisciplinary research will greatly contribute in an effort to bridge the existing academic gap between planetary science and interstellar medium astronomy. Our scientific results in the spectroscopic areas will stimulate chemists who are conducting researches in spectroscopic and chemical reaction areas. Our spectroscopic observations from ultraviolet to radio regions will also contribute greatly in the advancement of spectroscopic instrument. [ Top ]
Symbiotic Stars (w/KangWhan, Lee..)
- Symbiotic stars known as binary systems with both cool and hot components with enshrounding nebulous gas. The cool component, M-type giant, is presumably loosing its mass into a hot white or main sequence companion star through the inner Lagrangian point, The lines emit from the ionized nebulous region around the hot star while the mass loss or accretion activity is believed to be the main cause of sudden variation of the continuum and line fluxes. With the IUE archival data and the ground based telescopic optical data, we tried to investigate the physical condition of the emission line region.
Supernova Remnants (SAI Supernova Catalog)
H II regions/Planetary Nebulae in Nearby Galaxies (w/ Her, Seung-Jae, SooRyeon Han, YoungKwang Kim)
- Utilizing the spectum published in the literatures, e.g. CFHT/MOS by by Richer et al (1994), we are modeling the M 31 and M 32 bulge planetary nebulae. Most of planetary nebulae in M 31 and M32 showed the [{O {\sc III}}] $\lambda$ 4363/5007. With these line ratios and the [OII]3727/3729, we determined the electron temperatures and number densities. With the Nebula code (Hyung, 1994), we construct a simple model for each object which can fit the line intensities and diagnotic temperatures. The derived chemical abundances are compared with those of the
well-known Galactic planetary nebulae, such as NGC 7027, NGC 7009, and NGC 7662.[ Top ]
2010
- Otsuka, Masaaki; Tajitsu, Akito; Izumiura, Hideyuki; Hyung, Siek, IAUS, A search for s-process elements in extremely metal-poor halo planetary nebulae
2009
- Otsuka, Masaaki; Hyung, Siek; Lee, Seong-Jae; ApJ, Izumiura, Hideyuki; Tajitsu, Akito; ApJ, High-dispersion Spectrum of the Halo Planetary Nebula DdDm 1
- Son, Dong-Hoon; Hyung, Siek; Lee, Seong-Jae; Ferruit, Pierre, JKAS, Streaming Circumnuclear Gas of the Seyfert 2 Galaxy NGC 5728
- on, D.-H.; Hyung, S.; Ferruit, P.; Pécontal, E.; Lee, W.-B., MNRAS, The kinematics of the Seyfert 2 galaxy NGC5728 circumnuclear region
2008
- Choi, Younsu Choi; Lee, Seong-Jae; Hyung, Siek, JKAS, Expansion Velocity Investigation of the Elliptical Planetary Nebula NGC 6803
- Otsuka, Masaaki; Izumiura, Hideyuki; Tajitsu, Akito; Hyung, Siek, ApJL, Detection of Fluorine in the Halo Planetary Nebula BoBn 1: Evidence for a Binary Progenitor Star
- Otsuka, M.; Izumiura, H.; Tajitsu, A.; Hyung, S., AIPC, The Origin and Evolution of the Extremely Metal-Poor Halo Planetary Nebulae
- Kim, Hyouk; Hyung, Siek, JKAS, Chemical Abundances of the Symbiotic Nova AG Pegasi
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