선박의 설계과정에 있어, 선박의 중량은 유체역학적 성능에 큰 영향을 미치는 가장 중요한 요소 중 하나이다. 선박은 일반적으 로 최적의 흘수와 배수량을 갖는 하나의 조건으로 설계되지만, 실제로는 연료의 소비, 선박 평형수의 충전과 적재 조건과 같은 운항 활동 으로 인해 선박의 중량 및 흘수가 일정 범위 내에서 바뀐다. 본 연구에서는 소형선박을 대상으로 3가지 하중조건에 따른 선박의 저항성능 변화를 모형실험과 수치해석을 통해 연구하였다. 마지막으로 2050년까지 CO2 배출 가스를 50% 감축한다는 국제해사기구(IMO) 목표를 따 라 선박의 저항 성능을 개선하여 동력 요구 사항을 줄이기 위해 선박의 중량 변화에 따른 저항성능의 민감도를 연구하였다. 연구 결과, 선박의 중량변화에 따른 효과는 낮은 프루드 수에서 크게 나타나는 것으로 확인되며, 저항성능에 대한 연구 결과, 설계 흘수의 적재조건 을 기준으로 배수량이 11.1% 증가하고, 흘수가 5% 증가한 Over load의 적재조건에서 운항 시 선체의 총 저항이 모형시험과 CFD 시뮬레이 션에서 각각 15.97%, 14.31%까지 증가하는 것을 볼 수 있다.

모듈형 LNG Tank의 외조를 구성하는 SCP(sandwich concrete panel)에 대해서 중속충돌시험기로 충돌시험을 수행하고 이에 대한 수치해석을 수행하였다. 충돌시험에 사용된 시험체는 가로세로 각각 2m로 외조의 일반단면과 연결부단면의 특성을 가지도록 제작하였다. 51kg의 탄자를 설계기준에 규정된 충돌에너지를 갖도록 중속충돌시험기로 45m/sec로 이상의 속도로 가속하여 충돌시켰다. 이런 충돌시험을 두 차례 반복하고 시험체의 극한능력을 평가하기 위하여 충돌속도를 2배로 하여 충돌시켰다. 충돌시험의 수치해석 모델은 LS-DYNA를 이용하여 수행되었다. 외측의 강판와 그 사이의 충진콘크리트를 고 체요소로 모델링하고 전단연결재는 보요소를 이용하여 모델링하였다. 강재의 재료모델은 탄소성 및 파단거동을 고려하였으며 콘크리트의 재료는 CSCM재료로 모델링하였다. 해석에서 전면부의 충돌변형은 시험에서 얻어진 변형과 유사한 값을 얻었으나 후면부의 변형은 시험결과와 다소 작은 값을 보였다. 일반부 단면에 대한 2배속 충돌시험에서는 전후면의 강판이 파 손되었으나 해석결과에서는 전면부의 강판만 파손되었다. 수치해석에서 충돌에너지는 주로 충진 콘크리트로 전이되었는데 이는 이전 연구에서 보였던 고에너지를 가진 충돌의 경우와 다른 경향이다. 작성된 모델은 구조적으로 보수적인 결과를 보 이므로 실제 설계에 적용할 수 있을 것으로 판단된다.

Recent high-resolution, high-sensitivity observations of protostellar jets have shown many to possess an underlying `wiggle' structure. HH 211 is one such example where recent sub-mm observations revealed a clear re ection-symmetric wiggle. An explanation for this is that the HH211 jet source is moving as part of a protobinary system. Here we test this assumption by simulating HH211 through 3D hydrodynamic simulations using the pluto code with a molecular chemistry and cooling module, and initial conditions based on an analytical model derived from SMA observations. Molecular chemistry allows us to accurately plot synthetic molecular emission maps and position-velocity diagrams for direct comparison to observa- tions, enabling us to test the observational assumptions and put constraints on the physical parameters of HH211. Our preliminary results show that the re ection-symmetric wiggle can be recreated through the assumption of a jet source being part of a binary system.

The current status of numerical simulations of galaxy formation is reviewed. After a description of the main numerical simulation techniques, I will present several applications in order to illustrate how numerical simulations have improved our understanding of the galaxy formation process.

The numerical simulations associated with the interaction of High Velocity Clouds (HVC) with the Magnetized Galactic Interstellar Medium (ISM) are a powerful tool to describe the evolution of the interaction of these objects in our Galaxy. In this work we present a new project referred to as Theoretical Virtual i Observatories. It is oriented toward to perform numerical simulations in real time through a Web page. This is a powerful astrophysical computational tool that consists of an intuitive graphical user interface (GUI) and a database produced by numerical calculations. In this Website the user can make use of the existing numerical simulations from the database or run a new simulation introducing initial conditions such as temperatures, densities, velocities, and magnetic field intensities for both the ISM and HVC. The prototype is programmed using Linux, Apache, MySQL, and PHP (LAMP), based on the open source philosophy. All simulations were performed with the MHD code ZEUS-3D, which solves the ideal MHD equations by finite differences on a fixed Eulerian mesh. Finally, we present typical results that can be obtained with this tool.

High-velocity clouds are flows of neutral hydrogen, located at high galactic latitudes, with large velocities ([VLSR]≥ 100 km/s) that do not match a simple model of circular rotation for our Galaxy. Numerical simulations have been performed for the last 20 years to study the details of their evolution, and their possible interaction with the Galactic disk. Here we present a brief review of the models that have been already published, and describe newly performed three-dimensional magnetohydrodynamic simulations.

복잡한 산악지형과 숲이 있는 나로 우주센터의 미규모 바람장을 MUKLIMO를 사용하여 모의하였다. 지형과 나무가 있을 때 모델의 민감도를 실험하기 위하여 각종 초기조건하에 수치모의를 수행하였다. 실험결과 나무는 평지 위에 서는 큰 영향을 미치나 언덕지형에서는 큰 영향을 미치지 못함을 알았다. 이러한 실험결과를 이용하여 나로 우주센터의 10m 상공에서의 미규모 바람장과 또, 발사장의 건설전후의 바람장도 모의하였다. 본 연구결과 MUKLIMO는 복접한 지형에서도 바람장의 수치모의가 가능하며 매우 유용함을 알았고 우주센터에서의 바람의 특성이 규명되었다.

In order to explore the cosmic ray acceleration at the cosmological shocks, we have performed numerical simulations of one-dimensional, plane-parallel, cosmic ray (CR) modified shocks with the newly developed CRASH (Cosmic Ray Amr SHock) numerical code. Based on the hypothesis that strong Alfven waves are self-generated by streaming CRs, the Bohm diffusion model for CRs is adopted. The code includes a plasma-physics-based 'injection' model that transfers a small proportion of the thermal proton flux through the shock into low energy CRs for acceleration there. We found that, for strong accretion shocks with Mach numbers greater than 10, CRs can absorb most of shock kinetic energy and the accretion shock speed is reduced up to 20%, compared to pure gas dynamic shocks. Although the amount of kinetic energy passed through accretion shocks is small, since they propagate into the low density intergalactic medium, they might possibly provide acceleration sites for ultra-high energy cosmic rays of E > 10 18eV. For internal/merger shocks with Mach numbers less than 3, however, the energy transfer to CRs is only about 10-20% and so nonlinear feedback due to the CR pressure is insignificant. Considering that intracluster medium (ICM) can be shocked repeatedly, however, the CRs generated by these weak shocks could be sufficient to explain the observed non-thermal signatures from clusters of galaxies.