본 연구에서는 최근 발표된 가이아 자료를 이용하여 늙은 산개성단 M67의 운동학적 연구 결과를 발표하고자 한다. 사전 연구에서 선정한 934개 별들의 분포로부터 성단의 크기 및 구조를 조사하였다. M67의 투영된 중심거리에 따른 구성원의 표면 밀도 분포를 통해 성단 겉보기 반지름과 구성원의 50%를 포함하는 반지름(half-number radius, rh) 을 각각 약 30′(7.6 pc) 및 12.′4(3.1 pc)으로 결정하였다. 또한 이 분포를 King의 밀도 모형에 맞추어 성단 중심부 반지름(core radius, rc) 4.′0(1.0 pc)을 얻었다. 성단의 색-등급도를 등연령 곡선과 비교하여 나이를 약 4 0억 년으로 추정하였 고, 이는 이전 연구의 결과들과 잘 일치한다. 성단 구성원들의 상대적인 고유운동을 조사한 결과, rh보다 안쪽에 위치한 구성원의 고유운동 방향은 등방하게 나타나는 반면, 외곽에 있는 별들은 성단 중심 방향으로 운동하고 있는 것으로 나 타났다. 이것은 성단의 외곽이 수축하고 있다는 것을 의미한다. rc 이내에 분포하는 별들의 시선속도를 분석한 결과, 천 구 상에서 동-서 방향(위치각 100o-280o)으로 놓여있는 축을 중심으로 성단이 회전 하고 있음을 발견하였다. 이것은 성 단의 형성 이후에도 오랜 시간 동안 성단의 회전이 지속될 수 있음을 의미한다. M67이 비리얼 평형 상태에 있다고 가 정하여 계산한 운동학적 질량은 약 1600 M⊙이다. M67의 동역학적 이완시간은 약 1.9억 년 정도로 예상되며 이것은 성단의 나이인 4 0억 년보다 짧다. 그러므로 이 성단은 동역학적으로 이완된 상태라고 할 수 있다. 실제로 성단 중심으 로부터 거리에 따른 별들이 평균 질량이 작아지는 질량분리 현상을 확인하였다.

We conducted a survey of open clusters within 1 kpc from the Sun using the astrometric and photometric data of the Gaia Data Release 2. We found 655 cluster candidates by visual inspection of the stellar distributions in proper motion space and spatial distributions in l 􀀀 b space. All of the 655 cluster candidates have a well dened main-sequence except for two candidates if we consider that the main sequence of very young clusters is somewhat broad due to dierential extinction. Cross-matching of our 653 open clusters with known open clusters in various catalogs resulted in 207 new open clusters. We present the physical properties of the newly discovered open clusters. The majority of the newly discovered open clusters are of young to intermediate age and have less than 50 member stars.

본 연구의 목적은 고등학교 지구과학 교육에서 쉽게 다룰 수 있는 소형 망원경과 DSLR 카메라를 활용하여 산개성단을 관측하고, 이를 통해 수집한 데이터를 활용하여 천문학자들과 같은 연구 방법으로 산개성단까지의 거리를 탐구할 수 있는 천체 관측 교육 프로그램을 개발하는 것이다. 2015개정 과학과 교육과정을 분석하여 고등학교 지구과학 교과 교육에 적합한 과학 동아리 활동 수업 자료와 교사용-학생용 학습 콘텐츠를 개발했다. 지구과학 교육과 천문학 분야의 전문가(교사) 6명이 패널로 참가하였고, 패널들 간의 상호간 신뢰도를 구축한 후, 프로그램의 타당도를 검증했다. 총 10차시 수업자료로 개발된 프로그램은 내용타당도(CVI. .89)와 현장 적합성 정도(리커트 5점 척도, 4.17) 검사에서 매우 만족스러운 검증 결과를 받았다. 프로그램에 대한 패널들의 의견 반영과 델파이 분석으로 개발 프로그램을 지속적으로 수정-개선하여 완성하였다. 개발된 프로그램을 고등학교 천체 동아리 학생들(N=9)을 대상으로 시범적 예비수업에 적용한 결과, 학생들의 수업 만족도가 4.48로 매우 높았다. 본 연구의 천체 관측 교육 프로그램을 천체 탐구의 융합교육 활동으로 활용한다면 학생들의 우주와 천체에 대한 관심과 호기심, 탐구 능력 증진에 기여할 수 있을 것이다.

The presence of blue stragglers pose challenges to standard stellar evolution theory, in the sense that explaining their presence demands a complex interplay between stellar evolution and cluster dynamics. In the meantime, mass transfer in binary systems and stellar collisions are widely studied as a blue straggler formation channel. We explore properties of the Galactic open clusters where blue stragglers are found, in attempting to estimate the relative importance of these two favored processes, by comparing them with those resulting from open clusters in which blue stragglers are absent as of now. Unlike previous studies which require a sophisticated process in understanding the implication of the results, this approach is straightforward and has resulted in a supplementary supporting evidence for the current view on the blue straggler formation mechanism. Our main findings are as follows: (1) Open clusters in which blue stragglers are present have a broader distribution with respect to the Z-axis pointing towards the North Galactic Pole than those in which blue stragglers are absent. The probability that two distributions with respect to the Z-axis are drawn from the same distribution is 0.2%. (2) Average values of log10(t) of the clusters with blue stragglers and those without blue stragglers are 8.58 ± 0.232 and 7.52 ± 0.285, respectively. (3) The clusters with blue stragglers tend to be relatively redder than the others, and are distributed broader in colors. (4) The clusters with blue stragglers are likely brighter than those without blue stragglers. (5) Finally, blue stragglers seem to form in condensed clusters rather than simply dense clusters. Hence, we conclude that mass transfer in binaries seems to be a relatively important physical mechanism of the generation of blue stragglers in open clusters, provided they are sufficiently old.

We present a photometric study of five open clusters (Czernik 5, Alessi 53, Berkeley 49, Berkeley 84, and Pfleiderer 3) in the Sloan Digital Sky Survey. The position and size of these clusters are determined using the radial number density profiles of the stars, and the member stars of the clusters are selected using the proper motion data in the literature. We estimate the reddening, distance and age of the clusters based on the isochrone fitting in the color-magnitude diagram. The foreground reddenings for these clusters are estimated to be E(B - V ) = 0.71 - 1.55 mag. The distances to these clusters are derived to be 2.0 - 4.4 kpc, and their distances from the Galactic center range from 7.57 kpc to 12.35 kpc. Their ages are in the range from 250 Myr to 1 Gyr. Berkeley 49 and Berkeley 84 are located in the Orion spur, Czernik 5 is in the Perseus arm, and Pfleiderer 3 and Alessi 53 are located beyond the Perseus arm.

A sample of 145 JHK-2MASS observations of NGC open star clusters is studied, of which 132 have never been studied before. Twelve are classified as non-open clusters and 13 are re-estimated self-consistently, after applying the same methods in order to compare and calibrate our reduction procedures. The fundamental and structural parameters of the 120 new open clusters studied here are derived using color-magnitude diagrams of JHK Near-IR photometry with the fitting of solar metallicity isochrones. We provide here, for the first time, a catalog of the main parameters for these 120 open clusters, namely, diameter, distance, reddening and age.

UBV I CCD photometry is obtained for the open clusters NGC 4609 and Hogg 15 in Crux. For NGC 4609, CCD data are presented for the first time. From new photometry we derive the reddening, distance modulus and age of each cluster - NGC 4609 : E(B-V ) = 0.37 ± 0.03, V0 - MV=10.60 ± 0.08, log τ = 7.7 ± 0.1; Hogg 15 : E(B - V ) = 1.13 ± 0.11, V0 - MV = 12.50 ± 0.15, log τ ≲ 6.6. The young age of Hogg 15 strongly implies that WR 47 is a member of the cluster. We also determine the mass function of these clusters and obtain a slope Γ = -1.2 (±0.3) for NGC 4609 which is normal and a somewhat shallow slope (Γ =-0.95 ± 0.5) for Hogg 15.