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제안 방법
- V 등급과 (B − V) 색지수 값은 관측한 B, V 기기등급을 Hoag et al.(1961)의 광전측광 등급으로 정규화하여 구하였다. 이때 사용한 B와 V 의 기기 등급은 각각 275개의 관측치를 평균하였고, 그 중에서 92개의 관측치는 짧은 노출 자료를 이용하여 밝은 별의 정규화에 이용하였다.
- 2005년 자료는 밝은 별의 변광 여부를 연구하기 위해 짧은 노출만 사용하였다. B, V 필터에 대해 각각 200초와 150초를 기준으로 관측하였고 짧은 노출은 각각 30초와 20초 노출을 주었다. 전체적으로 시상이 아주 좋을 경우 B, V 필터에 대해 각각 150초와 100초로 줄여서 노출을 하기도 하였다.
- 이전의 연구와 동일하게 비교성은 차등측광을 통하여 밝기 변화를 세밀하게 조사하였다(Jeon, 2008; 2009). Figure 1의 영역에서 모두 6,100여개의 별에 대한 밝기를 측정하였고, 각각의 별에 대해 적합한 비교성을 설정하여 차등등급을 구한 후 광도곡선을 컴퓨터 화면에 하나씩 띄워서 육안으로 변광 여부를 확인하였다. 측광 과정과 변광성을 찾는 과정은 Jeon(2008; 2009)와 같은 방법을 사용하였다.
- V1에서 V30까지 30개의 변광성을 검은색으로 표기하였고, C1에서 C26까지 26개의 비교성을 흰색으로 나타내었다. 각각의 변광성은 가급적 가까이 위치한 별 중에서 밝고, 밝기 변화가 없는 별을 비교성으로 선택하여 차등측광을 수행하였다. 특히 비교성은 가급적 변광성과 (B −V) 색지수가 비슷한 것을 골라서 사용하였다.
- 산개성단 NGC 225를 중심으로한 영역의 변광성 탐사로부터 5개의 δ Scuti형 변광성, 1개의 SPB형 변광성, 6개의 식쌍성 및 18개의 장주기형 불규칙 변광성을 찾았다.
- 색-등급도(Figure 10) 상에서 NGC 225의 γ Doradus 형 변광성 영역에 놓이지만 NGC 225의 중심에서 너무 멀리 떨어져 있어서 성단구성원으로 보기 어려워서 장주기형 변광성의 하나로 LPB형으로 분류하였다.
- 하지만 색-등급도 상의 위치(Figure 10 참조)와 작은 변광진폭(AV = 0.025 mag)에 비교적 긴 주기(0.3429 day & 0.6826 day)를 가지고 있어서 SPB형 변광성으로 분류하였다.
대상 데이터
- SPVS 관측의 일환으로 산개성단 NGC 225에 대해 2004년 10 월 22일부터 11월 22일(6일), 2005년 10월 22일부터 11월 12일(9일), 2007년 11월 2일부터 12월 8일(3일), 2008년 8월 27일부터 11월 19일(4일), 2010년 1월 28일 등 모두 23일 동안 관측하였다. 2004년과 2005년에는 필터 교환이 안되어서 V 필터만 사용하였고, 2007년 이 후부터 B, V 필터를 동시에 사용하였다.
- This work was supported by the KASI (Korea Astronomy and Space Science Institute) grant 2016183210. This research made use of the SIMBAD database, operated at CDS, Strasbourg, France, and the fourth U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (UCAC4).
- 관측에 사용한 장비는 이전의 연구(Jeon et al., 2005a; 2007)에서 사용한 구경 155mm의 굴절망원경이며, 2048 × 3072 화소를 가지고 있는 전기 냉각 방식의 AP9E CCD 카메라에 대해 1.0◦ × 1.5◦의 관측영역을 가지고 있다.
- 하지만 SPB형 변광성의 경우 주기가 길어서 더 많은 자료를 이용하는 것이 더 좋은 결과를 얻을 수 있었다. 또한 별 자체가 밝아서 짧은 노출에서도 충분히 좋은 측광오차를 가지고 있고, 광도곡선 상에서도 곡선의 분산이 정밀하여 긴노출과 짧은 노출 자료를 모두 사용하였다(Figure 4 참조).
- 산개성단 NGC 225를 중심으로한 영역의 변광성 탐사로부터 5개의 δ Scuti형 변광성, 1개의 SPB형 변광성, 6개의 식쌍성 및 18개의 장주기형 불규칙 변광성을 찾았다. 이 중에서 8개를 제외한 22개가 새로 발견한 것이다. 이들 중 δ Scuti형 변광성 1개와 SPB형 변광성 1개, 식쌍성 1개는 성단구성원일 가능성이 크다.
- (1961)의 광전측광 등급으로 정규화하여 구하였다. 이때 사용한 B와 V 의 기기 등급은 각각 275개의 관측치를 평균하였고, 그 중에서 92개의 관측치는 짧은 노출 자료를 이용하여 밝은 별의 정규화에 이용하였다. Figure 10의 색-등급도는 ZAMS와 δ Scuti 불안정대의 위치를 보기 위해 구하였는데, 큰 점은 δ Scuti형 변광성이며, 빈 원은 식쌍성이다.
- δ Scuti형 변광성의 주파수 분석에는 긴 노출의 V 등급 자료만 이용하였다(Figure 2 참조). 짧은 노출의 자료도 포함하여 계산을 한 결과도 크게 다르지 않았지만 S/N비와 파워값이 오히려 낮게 나와서 측광 정밀도가 높은 긴 노출 자료만 이용하였다. 하지만 SPB형 변광성의 경우 주기가 길어서 더 많은 자료를 이용하는 것이 더 좋은 결과를 얻을 수 있었다.
이론/모형
- 관측한 CCD 영상자료는 IRAF/CCDRED(Stetson, 1987; Massey & Davis, 1992)를 이용하여 영점보정, 암잡음보정, 바닥고르기의 전처리 과정을 수행하였다.
- Figure 1의 영역에서 모두 6,100여개의 별에 대한 밝기를 측정하였고, 각각의 별에 대해 적합한 비교성을 설정하여 차등등급을 구한 후 광도곡선을 컴퓨터 화면에 하나씩 띄워서 육안으로 변광 여부를 확인하였다. 측광 과정과 변광성을 찾는 과정은 Jeon(2008; 2009)와 같은 방법을 사용하였다.
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