군락 광합성 모델의 도출을 위하여 생육 챔버가 필요하며, 이를 위한 광합성의 효율적인 측정 방법이 필요하다. 본 연구의 목적은 내부 환경 제어가 가능한 생육 챔버를 이용하여 광도 및 이산화탄소 농도 변수를 갖는 로메인 상추(Lactuca sativa L.)의 군락 광합성 곡선을 도출하는 방법을 확립하는 것이다. 실험에 사용한 상추는 식물공장 모듈에서 재배되었으며, 군락 광합성을 측정하기 위하여 아크릴로 제작된 생육 챔버(1.0x0.8x0.5m)를 이용하였다. 첫 번째로, 다음의 두 방법을 적용하여 측정된 군락 광합성 속도를 통해 각 방법의 시정수를 계산하여 비교하였다. 즉, 1) CO2 농도를 고정(1,000μmol·mol-1) 하고 광도를 변화(340, 270, 200, and 130μmol·m-2·s-1) 시키거나, 2) 광도를 고정(200μmol·m-2·s-1)하고 CO2 농도를 변화(600, 1,000, 1,400, and 1,800μmol·mol-1) 시켰다. 두 번째로, 1)과 2)의 방식을 적용하여 군락 광합성을 측정했을 때, 특정 광도(200μmol·m-2·s-1)와 특정 CO2 농도(1,000μmol·mol-1)에서 측정된 군락 광합성 속도 값을 비교하였다. 실험 결과 CO2 농도를 변화시키는 방식의 시정수는 광도를 변화시키는 방식에 비해 3.2배 큰 값을 나타내었다. 광도를 변화시키며 측정할 때 군락 광합성 속도는 1분 이내에 안정되었고, CO2 농도를 변화시킬 경우에는 6분 이상의 시간이 소요되었다. 따라서 광도를 변화시키는 측정 방식이 생육 챔버를 이용하여 작물의 군락 광합성 속도를 측정할 때 적합한 방식임을 확인하였다.

δ Scuti형 변광성 BO Lyn의 파장에 따른 광도곡선 차이를 알아보기 위해서 보현산천문대의 1.8m 반사망원경과 적외선 검출기 KASINICS를 이용한 측광 관측을 수행하였다. 2011년 3월 26일부터 4월 1일까지 총 7일간의 관측 자료 로 J, H, Ks필터 광도곡선을 얻어 기존에 보고된 V필터에서의 광도곡선과 비교하여 주기, 극대점, 진폭, 형태에 대한 차이를 알아보았다. 적외선 광도곡선의 주기 분석 결과 단일 주파수해 f1=10.712 cycle/day, 주기 P=0.09335±0.00002 days의 값을 얻었으며, 파장에 따른 주기의 차이는 나타나지 않았다. 적외선에서는 2f1에 해당하는 주파수가 검출되었는 데, 이는 고진폭 δ Scuti형 변광성의 특징인 비대칭적인 광도곡선의 형태를 잘 설명해준다. 극대점의 위치를 비교한 결 과 계산된 V필터의 예상 극대점보다 관측된 적외선 극대점이 전체 주기의 약 0.3에 해당하는 만큼 더 늦게 나타났다. 진폭은 ΔJ/ΔV=0.328, ΔH/ΔV=0.216, ΔKs/ΔV=0.211로 파장이 길어질수록 변광의 폭이 더 작게 나타났다. 파장에 따른 극대점의 지연과 변광폭의 차이는 맥동변광성의 밝기 변화가 주로 온도변화에 기인하기 때문인 것으로 여겨진다.

With the increase in installed solar energy capacity, comparison and analysis of the physical property values of solar cells are becoming increasingly important for production. Therefore, research on determining the physical characteristic values of solar cells is being actively pursued. In this study, a diode equation, which is commonly used to describe the I-V behavior and determine the electrical characteristic values of solar cells, was applied. Using this method, it is possible to determine the diode ideality factor (n) and series resistance (Rs) based on light I-V measurements. Thus, using a commercial screen-printed solar cell and an interdigitated back-contact solar cell, we determined the ideality factor (n) and series resistance (Rs) with a modified diode equation method for the light I-V curves. We also used the sun-shade method to determine the ideality factor (n) and series resistance (Rs) of the samples. The values determined using the two methods were similar. However, given the error in the sun-shade method, the diode equation is considered more useful than the sun-shade method for analyzing the electrical characteristics because it determines the ideality factor (n) and series resistance (Rs) based on the light I-V curves.

Microlensing can be seen as a version of strong gravitation lensing where the separation angle of the image formed by light de ection by a massive object is too small to be seen by a ground based optical telescope. As a result, what can be observed is the change in light intensity as function of time; the light curve. Conventionally, the intensity of the source is expressed in magnitudes, which uses a logarithmic function of the apparent ux, known as the Pogson formulae. In this work, we compare the magnitudes from the Pogson formulae with magnitudes from the Asinh formulae (Lupton et al. 1999). We found for small uxes, Asinh magnitudes give smaller deviations, about 0.01 magnitudes smalller than Pogson magnitudes. This result is expected to give signicant improvement in detection level of microlensing light curves.

We introduce a code called tlc s05, to fit sparsely sampled JHK band Cepheid light curve data with template light curves to derive the mean magnitude. A brief description of the code is provided here. We tested the performance of the code in deriving the mean JHK band magnitudes using simulations, and we found that it is better to observe more than four evenly spaced data points per light curve, which permits tlc s05 to derive accurate mean magnitudes for Cepheid JHK band light curves.

In order to study properties of the pulsation in the infrared emission for long period variables, we collect and analyze the infrared observational data at L band for 12 OH/IR. The observation data cover about three decades including recent data from the ISO and Spitzer. We use the Marquardt-Levenberg algorithm to determine the pulsation period and amplitude for each star and compare them with results of previous investigations at infrared and radio bands. We obtain the relationship between the pulsation periods and the amplitudes at L band. Contrary to the results at K band, there is no difference of the trends in the short and long period regions of the period-luminosity relation at L band. This may be due to the molecular absorption effect at K band. The correlations among the L band parameters, IRAS [12-25] colors, and K band parameters may be explained as results of the dust shell parameters affected by the stellar pulsation. The large scatter of the correlation could be due to the existence of a distribution of central stars with various masses and pulsation modes.