Periodic and Abrupt Flux Changes of the Cosmic Rays Interacting with the Solar Wind

오수연 忠南大學校 大學院 2006 국내박사

우주선은 여러 천체로부터 기원된 대부분 이온화된 원자입자들이다. 성간 매질에서 태양권에 들어오는 은하우주선 (GCR) 은 행성간 자기장 (IMF)을 실어 나르는 초음속으로 외부로 흐르는 태양풍과 만나게 되어, 태양풍에 반대쪽으로 흐름을 거슬러 전파된다. 이러한 상호작용은 우주선 세기를 감소시키고 일시적인 변화를 발생시킨다. 이러한 우주선 세기 변화 과정을 이해하는 것이 중요하다. 우주선 세기 변화만을 고려한다면, 우주선의 전파와 가속과 같은 은하내의 과정들은 충분히 이해될 수 있다. 행성간 자기장 및 태양풍 속도와 같은 태양풍 요소 변화와 그 변화에 따른 은하 우주선 세기 변화에 대한 연구는 현재까지 탐사선에 의해 접근하기 어려운 태양권 영역의 종합적인 모양과 우주선 세기 변화의 물리적 과정을 확실히 발전시킬 수 있다. IMF-8 WIND, 그리고 ACE와 같은 탐사선은 교란되지 않은 태양풍 측정을 제공해 주고 있다. 지구상의 중성자 검출기는 우주선 세기 변화에 대한 긴 시간 동안의 기록을 제공해준다. 중성자 검출기에 의해서 관측된 우주선 세기는 등방적 분포를 갖는 것으로 가정되지만 다양한 변화를 보여준다. 어떤 변화들은 지구 자전, 태양 자전 그리고 태양활동 주기에 따라 사인파 모양으로 변화기도 하고, 다른 변화들은 Forbush Decrease나 Ground Level Enhancement와 같이 일시적인 현상도 있다. 이러한 변화들은 태양 표면의 활동에서 비롯되거나 태양풍에 의해 전달되는 태양권 구조의 변화에 의해 기인 된 것이다. 태양의 물리적 특성, 태양풍 및 우주선에 대한 기본적인 이해는 연관된 관측 자료의 통계적 처리와 분석에서부터 시작된다고 볼 수 있다. 따라서, 본 논문에서는 태양, 태 양풍 및 행성간 자기장의 관측치에 대한 태양 주기 의존성을 조사하였다. 행성간 충격파의 유도체에 따라 행성간 충격파를 분류하고 그 특성을 분석하였다. 은하우주선 세기 변화에 영향을 주는 태양풍과 행성간 자기장에 대한 통계적 연구로서 우주선 세기의 대표적인 주기적 및 비주기적 변화로서 우주선 세기의 일변화의 비등방성과 Forbush Decrease의 시공간적 특성을 분석하였다. "위상 (phase)"로 정의한 일변화에서 최대 우주선 세기의 지방시의 태양 주기 변화를 이용하여, 우주선 중성자 관측소의 위치적 요인 (cutoff rigidity : 우주선 중성자 관측소의 위도와 경도) 및 태양 활동도와 관계되는 일변화의 경향을 추정하였다. Oulu 우주선 중성자 관측소에서 관측된 Forbush DeCrease 이벤트를 선별하여 Oulu 우주선 중성자 관측소와 다른 우주선 중성자 관측소 (Inuvik, Magadan)에서의 우주선 세기의 시간에 따른 변화 프로파일을 비교하였다. Forbush Decrease의 발생 순간의 공간적(경도상의 위치), 지자기적 및 태양풍 조건을 분석하였다. 기존에 널리 알려진 전형적 지식과는 다른 결과들은 정리하면 다음과 같다. (1) 태양활동도에 따라서 태양표면평균 자기장, 행성간 자기장, 태양풍의 속도는 의미 있는 차이를 보이지만, 태양 자기장 극성에 따른 행성간 자기장의 방향, 즉 나선각은 기존의 연구 결과와 달리 의미 있는 차이가 없는 것으로 보인다. 태양풍 내에서 우주선 전파에 대한 태양 자기극성 역전의 22년 주기의 영향은 존재한다. (2) 행정간 자기장과 태양풍을 교란시켜 상호작용하는 지구자기권 및 우주선에 영향을 주는 행성간 충격파는 유도하는 태양풍의 구조에 따라 그 물리적 특성이 달라지며, 대부분의 행성간 충격파는 코로나물질방출의 행성간 전달에 의해 유도된다. (3) 전지구적인 우주선의 세기 변화 이벤트인 Forbush Decrease 이벤트는 상호작용하는 행성간 자기장의 세기, 태양풍의 속도에 따라 그 규모가 결정된다. 그래서 두 종류의 Forbush Decrease 이벤트가 존재한다. 경도상 위치마다 다른 시각 (UT)에 기록되는 지역적인 Forbush DeCrease 이벤트인 비동시적 Forbush Decrease와 같은 시각 (UT)에 기록되는 전지구적인 Forbush Decrease 이벤트인 동시적 Forbush Decrese가 그 Forbush Decrease의 종류이다. (4) 우주선 세기 일변화의 최대 세기 시각은 cut-off rigidity가 커지는 저위도로 올수록 2 태양 주기와 함께 1 태양 주기에 따라 위상이 변한다. 또 태양활동도에 따라 극대기에 최대 세기 시각이 늦어지는 결과를 가져오며, 각 태양 주기마다 위상 변화 경향이 일정하지 않다. Cosmic rays are mostly particles of ionized atoms originated at the diverse astronomical objects. Galactic cosmic rays (GCRs) entering the heliosphere from the interstellar medium encounter the supersonic outward solar wind carrying the interplanetary magnetic field (IMF) and propagate upstream against the solar wind. This interaction will reduce the cosmic ray flux and cause it to vary temporally. This modulation process is important to understand. Only if the modulation is accounted for, the galactic processes like acceleration and propagation of cosmic rays will be fully understood. Investigations on the variations of the solar wind parameters such as the IMF and the solar wind speed and on the GCR modulations due to those changes can develop a fairly comprehensive picture of the heliospheric regions which are not currently accessible by spacecraft and the physics of modulation process. The spacecraft of IMP-8, WIND, and ACE are providing measurement of the undisturbed solar wind. The neutron monitors on Earth provide us with the longest record of time history of the modulation. The GCR intensity observed by the neutron monitors is assumed to be isotropic but it shows diverse variations. Some of them are sinusoidal with periods of the Earths rotation, the Suns rotation, and the solar activity cycle and the others are transient events such as Forbush Decrease (FD) or Ground Level Enhancement (GLE). Such variations might be caused by the changes of heliospheric structure initiated by the activities on solar surface and intermediated by the solar wind. The fundamental understanding on the physical properties of the sun, the solar wind and cosmic ray begins from the statistical analysis of the associated observation data In this thesis, we investigated the solar cycle dependencies of observable quantities of the Sun, the solar wind and the IMF. We classified the IP shocks by their shock drivers and examined the characteristics of IP shocks. For the statistical study on effects of the solar wind and the IMF on the GCR intensity variation, we examined the anisotropy of diurnal variation and the temporal and spatial characteristics of FD events as the representative periodic and abrupt variation of cosmic ray intensity. Using the solar cycle change of the local time of the daily maximum cosmic ray intensity called as the phase, we inferred the trends in diurnal variation concerning with location factor of the neutron monitor (NM) station (cutoff rigidity: the latitude and longitude of NM station) and with the solar activity. We selected the FD events observed by Oulu NM station and compared the time-varying profiles at Oulu with them at other NM stations (Inuvik, Magadan) and analyzed the spatial (longitudinal location), geomagnetic and solar wind conditions at the moments of FD events. Contrary to the previously known paradigm knowledges, we found that (1) According to the solar activity, there exists significant difference in the solar mean magnetic field, IMF, solar wind speed, but, there exists insignificant difference in the direction of IMF concerning with the solar magnetic polarity, that is, spiral angle contrary to the results of preceding researches. There exists the influence of 22-year cycle of solar magnetic polarity reversal on the propagation of cosmic rays in the solar wind. (2) The physical properties of the IP shocks which disturb the solar wind and IMF to affect on the geomagnetosphere and cosmic ray are different in structures of solar wind to drive IP shocks. Most of IP shocks are driven by the interplanetary transport of coronal mass ejections. (3) The scales of Forbush decreases as the global variation of cosmic ray intensity are determined by the magnitude of IMF and solar wind speed with interaction. Then, there are two kinds of Forbush decreases ; non-simultaneous Forbush decreases that local Forbush decreases are recorded at different universal time and simultaneous Forbush decreases that global Forbush decreases are recorded at same universal time. (4) The local time of maximum GCR intensity in diurnal variation varies with two sunspot cycles and one sunspot cycle at lower latitude with larger cut-off rigidity. Concerning with the solar activity, the local time of maximum GCR intensity is delayed at the solar maximum and doesn't have constant trend of phase at each solar cycle.

Energy Estimation of Ultra-High Energy Cosmic Rays (UHECRs)

Jihee Kim 충남대학교 대학원 2011 국내석사

Non-simultaneous Forbush Decrease Events Observed at Middle Latitude Neutron Monitor Stations

李成淑 忠南大學校 大學院 2012 국내석사

The Forbush Decrease(FD) events are recorded as the abrupt decrease of cosmic ray intensity at the ground neutron monitor (NM) stations. They are considered to be associated with the magnetic structures around the Earth. The associated magnetic structures are the magnetic clouds and interplanetary shocks originated from the coronal mass ejections. Oh et al. (2008) and Oh and Yi. (2009) reported that the FD events are observed globally simultaneous or non-simultaneous at different NM stations at the high latitude. They suggested that the simultaneity of FD event is determined by the strength of and propagation direction of of Climax, Irkutsk, and Jungfraujoch NM stations during the solar maximum period (1998-2002). Those NM stations have the cutoff rigidities of 3-6 GV and are located in the middle latitude. Previous studies before Oh et al. (2008) have mainly focused on the simultaneous FD events by globally distributed NM stations. Thus, the aim of this study is to investigate the statistical properties of the simultaneous and non-simultaneous FD events at the middle latitude and to compare these FD events at middle latitude with ones at the high latitude configured by Oh et al. [2008] and Oh and Yi (2009). Most FD events(44 out of 54) are observed simultaneous in universal time(UT) at each NM station regardless of the longitudinal location. On the other hand, the other FD events are not globally simultaneous but locally simultaneous in local time(LT). The stronger FD events tend to be simultaneous events, but the weaker FD events are non-simultaneous. There is a difference in cosmic ray intensity variation during the main phase due to the cutoff rigidity in comparison with the FD events observed at high latitude.

지구근접 우주환경에서 우주 비행체의 대전현상

이주희 경희대학교 1998 국내석사

Cosmic Ray Flux Variations in Lunar and near-Earth Environments

손종대 忠南大學校 大學院 2014 국내박사

On the surface of the Earth, the variation of Galactic Cosmic Ray (GCR) intensity depends on the GCR energies, solar winds, and the local Earth’s magnetic fields. Solar activities such as solar flares and coronal mass ejections (CMEs) or interactions with the Earth's magnetosphere also have a strong influence on the variation of GCR intensity. On the other hand, because the Moon has both weak magnetic fields and thin atmospheres, the radiation environments at the Moon might be very different from those on the Earth. Major factors affecting the lunar radiation environments are not local magnetic fields or the magnetosphere but solar winds, GCRs, and solar energetic particles. We may figure out the cosmic ray flux variations in the lunar radiation environments by understanding the physical characteristics of ionizing radiations. The major events in the variations of GCR intensity in the Earth are Forbush Decrease (FD) and Ground Level Enhancement (GLE). In order to find out if these events take place in the lunar radiation environments, we analyzed various observational data related with cosmic ray flux variations. Those data are mostly obtained from the Cosmic Ray Telescope for the Effects of Radiation (CRaTER) instrument and include the data of interplanetary magnetic field (IMF), interplanetary shock (IP), and interplanetary coronal mass ejection (ICME) related to FD and the data of Solar Flare and Coronal Mass Ejection related to GLE. We have found 19 FD-like CR events similar to the FDs recorded in the Earth using the CR data observed by CRaTER instrument in the lunar environment during the period of June 2009 through October 2013. We have verified that all FD-like CR events are associated with the ICMEs, which are composed of IP shocks and magnetic clouds (MC). Also, we have found 66 GLE-like CR events similar to the GLEs recorded in the Earth during the period of June 2009 through April 2014. We have also verified that most of GLE-like events are associated with the solar flares involving solar energetic particles. In this dissertation, we state our conclusion; there are GCR intensity variation events looking like FD and GLE even in the lunar radiation environments. 지구에서의 우주선 플럭스의 변화는 우주선의 에너지, 태양풍, 지구 자기장의 영향을 많이 받는다. 태양 플레어와 코로나 질량 방출과 같은 태양활동과 지구자기권과의 상호작용 또한 우주선 플럭스 변화에 지대한 영향을 주고 있다. 반면에, 달에서의 약한 자기장과 얇은 대기로 인해, 달 방사선 환경에서는 지구에서 발생하는 상호작용과 상대적으로 많이 다르다. 달 방사선 환경에서의 중요한 요소는 자기장이나 자기권이 아니라 태양풍 입자, 우주선, 태양 고에너지 입자들이다. 이러한 이온화된 방사선의 물리적인 특성을 이해함으로써, 우리는 조금이나마 달 방사선 환경에서의 우주선 플럭스의 변화를 이해 할 수 있다. 지구에서의 우주선 플럭스의 주된 변화들은 Forbush Decrease (FD)와 Ground Level Enhancement (GLE)이다. 달 방사선 환경에서도 이러한 변화들이 있는지를 이해하기 위해서 우리는 Cosmic Ray Telescope for the Effects of Radiation (CRaTER) data를 중심으로 해서 FD와 관련된 IMF, IP, ICME 자료와 GLE와 관련된 태양 플레어와 코로나 질량 방출과 같이 우주선 플럭스 변화와 관련된 관측 자료를 분석하였다. 이러한 분석을 통해, 지구에서 발생하는 FD, GLE와 유사한 현상들을 달 방사선 환경에서 발견하였다. 달에서 발견된 FD와 유사한 CR event는 모두 ICME와 관련이 있었으며, GLE와 유사한 CR event는 태양 고에너지 입자와 관련 있는 태양 플레어와 연관이 있었다. 이를 통해 우리는 이 논문에서 행성간 공간인 달 방사선 환경에서도 FD와 GLE와 같은 우주선 플럭스 변화 이벤트가 존재한다고 결론내리고자 한다.

地球近接 宇宙環境에서 發生하는 電磁波가 衛星에 미치는 影響

백병인 慶熙大學校 大學院 1999 국내석사

'Satellite moves around plasmas of charge particles in near-Earth space environments. Its dielectric surface and systems are charged due to the relative velocity difference between electrons and ions. High potential difference between its systems and different part of the surface cause discharging of dielectric breakdown. The electromagnetic pulses caused by the discharging lead to the operational anomalies in its electronic systems. In this paper we review the charging/discharging processes of a satellite in the near-Earth space environments. We develop a relatively simple dipole model of a electrostatic discharge spark and we discuss the propagating process of the electromagnetic pulse into the satellite through aperture and the effect of the electromagnetic pulse on the satellite electronic systems using the electromagnetic coupling of the transmission lines.

아리랑 위성 1호 (KOMPSAT-1) 궤도 변화와 우주환경 변화 비교

박진영 忠南大學校 大學院 2006 국내석사

In this paper, we examine the drag effect of the Korea Multi-Purpose Satellite-1(KOMPSAT-1) during extreme solar and geomagnetic activity. It is well known that there exists serious satellite drag when the space environment is suddenly changed during extreme solar and geomagnetic activity caused by big flares and/or fast halo coronal mass ejections(CMEs). According to Cho et al.(2004), the KOMPSAT-1, as a Low-Earth Orbit(LEO) satellite, experienced serious errors in its 3-days orbit prediction due to extreme solar and geomagentic activity in October and November, 2003. There are two major mechanisms to induce satellite drags: the heating by solar EUV radiation (characterized by F10.7), and the heating by joule heating via particle precipitation during geomagnetic storms (characterized by Dst and Polar Cap index). In order to examine these effects, we select five events dominated by the radiation effect and/or the particle effect. In addition, we compared the density from drag acceleration equation with that based on the MSISE-90 empirical atmospheric model. The major results can be summarized as follows. (1) The satellite drag, represented by drag acceleration, started simultaneously with the increase of solar EUV radiation such as solar flares and then has the best correlation with the 1 day delayed F10.7. (2) The variations of drag and Dst index have similar patterns when geomagnetic storms are dominant. (3) The comparison of two derived densities (drag data and model) shows that the empirical atmospheric density model such as MSISE-90 does not well account for the density variation during the extreme activity, as considered in this study.

Forecast of geomagnetic storm based on CME parameters

김록순 忠南大學校 大學院 2009 국내박사

우주환경이란 우주 또는 지상에 있는 현대 최첨단 시설 및 장비의 운용과 정확도에 영향을 주며 때로는 인간의 건강과 삶을 위협하는 우주공간의 환경변화를 뜻한다. 코로나물질방출(CME)은 지자기폭풍을 일으키는 주된 현상으로서 우주환경예보에 있어 매우 중요하다. 특히 CME 발생 직후 관측되는 물리인자를 이용한 우주환경예보는 실제 지자기폭풍이 발생하기 2~3일 전에 예고함으로써 피해에 대비할 시간적 여유를 줄 수 있다는 점에서 더더욱 그 의미가 크다. 본 연구에서는 CME를 이용한 지자기폭풍 예보모델을 개발하기 위하여 먼저 CME가 발생한 태양활동영역의 위치(경도, L)와 자기장방향(M), 그리고 방출된 CME의 속도(V)와 지구방향인자(Earthward direction parameter, D) 등 네 개의 초기 관측인자에 대하여 지자기폭풍 발생여부 및 그 강도와의 상관관계를 조사하였다. 1997년부터 2003년까지 발생한 CME를 살펴본 결과 다음과 같은 사실을 알 수 있다. (1) 태양의 앞면에서 발생한 헤일로 CME 중 약 40%가 지자기폭풍을 일으킨다. (2) 속도가 느린 CME의 경우(V ≤ 800 km s-1)에는 0° < L ≤ 30°에서 발생한 CME가 지구에 영향을 줄 확률이 높았으며 속도가 빨라짐에 따라 (V > 800 km s-1) 지구에 영향을 줄 수 있는 CME 발생지역은 -30° < L ≤ 60°로 더 넓게 분포한다. 또한 CME의 지구방향인자가 0.4 이상으로 (D ≥ 0.4) 지구 방향으로 CME가 방출되어 나올 때 지자기폭풍의 발생 확률과 예상되는 세기는 더욱 커진다. (3) CME 방출영역의 자기장방향이 N극 방향임에도 불구하고 강한 지자기폭풍(Dst ≤ -100 nT)을 일으킨 경우는 모두 CME의 지구방향인자가 0.6 이상이다(D ≥ 0.6). 우리는 위와 같은 결과를 이용하여 CME가 지구에 영향을 줄 것인지 예보하고 그 결과를 통계적인 방법으로 평가하였으며 CME 물리인자에 따른 지자기폭풍 발생 확률도(probability map)를 제안하였다. 또한 지자기폭풍의 세기(Dst index의 최소값)를 예보하는데 적용하여 지자기폭풍 예보를 위한 경험모델을 개발하였다. 이 개발과정에서 다음과 같은 연구결과를 고려하였다. 첫째, CME의 지구방향인자가 지자기폭풍과 가장 좋은 관계를 갖는다. 둘째, 태양면에서의 CME 발생 경도는 서쪽으로 15°의 오프셋을 주었을 때 지자기폭풍과 가장 좋은 상관관계를 갖는다. 셋째, CME 발생지역의 자기장방향은 지자기폭풍의 세기와 선형 관계를 보이지 않기 때문에 태양활동 영역의 자기장 방향을 S극과 N극 두 그룹으로 나누어서 각각 예보하는 것이 더 좋은 결과를 보여 준다. CME 물리인자를 바탕으로 지자기폭풍예보 경험모델은 CME의 자기장 방향에 따라 다음과 같다. 즉 (1) S극 자기장 특성을 갖는 CME에 대하여 Dst (nT)=161―33×L―195×V―329×D, (2) N극 자기장 특성을 갖는 CME에 대하여 Dst (nT)=52―45×L―45×V―205×D로 표현된다. 위 경험모델을 이용한 지자기폭풍 예보는 CME 물리인자의 범위만을 이용한 예보보다 더 나은 예보능력을 보여준다. 본 연구를 통해 개발된 CME의 물리인자를 이용한 지자기폭풍 경험예보모델은 향후 실시간 우주환경 예보에 활용될 수 있을 것으로 기대된다. Space weather is the concept of changing environmental conditions in outer space that can influence the performance and reliability of space-borne and ground-based technological systems and can endanger human life or health. In respect of the space weather forecast, the CME is one of the most important events that could trigger geomagnetic storm. Even though only a small portion of the CMEs result in the geomagnetic storms, space weather forecast with initially observed CME parameters at the Sun would be very meaningful in that they allow us to make an earlier warning 2~3 days in advance. To develop an empirical geomagnetic storm prediction model, we examine the geoeffectiveness of the CME properties, such as the source location (L), initial speed (V), earthward direction (D), and magnetic field orientation of CME source region. For this, we select halo CME-Dst pairs from 1997 to 2003 and determine whether the CMEs are geoeffective or not. From this study we find that: (1) the total probability of geoeffectiveness for front-side halo CMEs is about 40%; (2) the most probable criteria whose geoeffectiveness fraction is larger than the mean probability (40%), are 0° < L ≤ 30° for slower speed CMEs (V ≤ 800 km s-1), and -30° < L ≤ 60° for faster CMEs (V > 800 km s-1) or larger direction parameter than 0.4 (D ≥ 0.4); (3) CMEs causing strong geomagnetic storms (Dst ≤ -100 nT), in spite of their northward magnetic field orientation, have large direction parameters (D ≥ 0.6). We make the forecast evaluations of geoeffective CMEs by using above criteria and present the statistical parameters of evaluations as well as the probability maps of CME geoeffectiveness depending on the CME parameters. Above results are applied to predict the geomagnetic storm strength (Dst minimum) by using only CME parameters. To derive the empirical geomagnetic storm prediction model, we consider that: (1) the direction parameter has the best correlation with the storm strength; (2) west 15° offset from the central meridian gives the best correlation between the source location and the storm strength; (3) consideration of two groups of CMEs according to their magnetic field orientation (southward or northward) provides better forecast. As the result, we suggest two empirical formulae, Dst (nT)=161―33×L―195×V―329×D and Dst (nT)=52―45×L―45×V―205×D, for the southward and for the northward orientation, respectively. The forecast evaluation based on these formulae results that the capability of forecast is better than those by using the criteria of the CME parameters. This model can be directly utilized for practical forecasts of geomagnetic storms.

지상 광학 우주감시시스템을 이용한 인공위성의 관측정보 분석기술 연구

이동규 경희대학교 2004 국내박사

Dynamical Evolution of Globular Cluster Systems and their Origin in Cosmological Hydrodynamic Context

신지혜 경희대학교 2013 국내박사

우리는 구상성단 및 구상성단계의 초기 상태를 추적하기 위해 Fokker-Planck 방법을 이용하여 우리 은하 및 외부은하 M87 구상성단계의 역학적 진화를 연구하였다. 구상성단의 기원은 우주의 진화 및 은하의 생성과 깊게 연관되어 있다. 우주론적 관점의 구상성단의 기원 및 초기 상태를 좀 더 자세히 이해하기 위해, 본 학위과정 동안 새로운 우주론적 다체 모의실험 코드를 계발하였다. 첫째로, 우리는150여개에 달하는 우리은하 구상성단계의 역학적 진화를 살피고 그들의 초기 조건을 추적하기 위해, Fokker-Planck 방법을 이용하여 수백여개의 초기조건을 갖는 모델의 진화를 계산하였다. 초기 질량분포 함수와 공간분포 함수를 구성하는 파라메타를 동시에 변화시키며 관측과 부합한 초기 분포 함수를 찾은 결과, 기존에 발표된 연구결과와 비교하여 높은 질량 최대값을 갖는 대수정규분포 함수가 우리은하 구상성단계의 초기 질량분포를 가장 잘 표현하며, 그들의 초기 총 질량은 1.5–1.8×10^8M⊙ 에 달한다는 것을 알 수 있었다. 우리의 결과는 성단의 궤도이심률이나 궤도이면각의 초기 분포에 많은 영향을 받지 않으며, 성단의 초기 크기 및 집중도에 많은 영향을 받는데, 구상성단의 초기 크기가 궤도 원지점의 조석반경에 해당할 경우 그들의 초기 총 질량이 6.9×10^8 M⊙ 에 달한다는 것을 알 수 있었다. 둘째로, 위와 같은 연구를 처녀자리 은하단의 가장 큰 은하 M87에 적용하였다. M87 구상성단계의 초기 총 질량은 ~2×10^10 M⊙ 에 달하며, 이는 우리은하 구상성단계의 초기 총 질량에 ~100배에 해당한다. M87 에 존재하는 구상성단은 Blue 한 그굽과 Red 한 그룹으로 나뉘는데, 두 그룹을 따로 추적해본 결과 Blue 한 그룹의 구상성단은 Red 한 그룹에 비해 초기 총 질량이 더 크며 공간분포가 좀 더 완만하다는 것을 알 수 있었다. M87 의 초기 2~3 Gyr 전에 주로 이루어진 병합과정을 고려하였을 때, 위와 같은 특성은 구상성단계의 이중 금소 함유량 분포를 잘 뒷받침한다. 셋째로, 우리은하 구상성단계의 초기 분포 함수를 추적하는 과정에서 질량, 공간 분포뿐만 아니라 크기 분포도 함께 고려하였다. 본 연구는 위에 언급된 연구와 비교하여 좀 더 사실적으로 초기 분포를 추적할 수 있는 잇점을 갖고 있으며, 이와 같은 방법은 본 연구를 통해 처음 시도되었다. 구상성단계의 가장 전형적인 초기 크기 값 (반 밝기반경)은 ~4.6pc이며, 현재 관측되고 있는 반 밝기 반경 (~2.5pc)에 비교하여 약 1.8 배 크다. 그들의 큰 크기는 은하 조석력에 의해 점차적으로 줄어드는 방향으로 진화하는데, 이 과정에서 상당히 많은 구상성단이 와해된다는 것을 알 수 있었다. 넷째로, 암흑물질에 의해 구상성단의 역학적 진화가 어떻게 달라지는지 Fokker-Planck 방법을 이용하여 연구하였다. 암흑물질의 퍼텐셜은 별의 속도분산을 높이며, 이체이완 시간척도를 증가시켜 성단의 진화를 저지시키는 역할을 한다. 암흑물질과 별들 사이의 질량분리 현상에 의해 암흑물질은 이체이완 시간척도의 ~3배에 달하는 시간 동안 구상성단의 바깥부분으로 이동한다. 이체이완 시간척도가 짧은 성단일수록 질량분리 현상이 빨리 이루어지며, 우리가 관측하게 되는 성단의 중심부분에는 암흑물질에 의한 속도분산 증가 현상이 감소하게 된다. 이체이완 시간척도가 매우 짦은NGC 6397 성단의 초기 암흑물질의 양을 추적한 결과, 초기 암흑물질의 양은 별들의 질량에 30 ~ 50%을 넘지 않았을 것으로 예측된다. 마지막으로, 구상성단의 우주론적 기원과 형성과정을 이해하기위해 표준 우주모형 속에서 물질들의 진화를 기술 할 수 있는 새로운 코드를 계발하였다. 다체 중력 모의실험을 효율적으로 수행하는 GOTPM 코드를 기반으로, 바리온의 유체역학적 진화를 기술하기 위해 SPH 방법을 접목하였다. 바리온의 에너지 변화를 좀 더 사실적으로 기술하기 위해 복사적 에너지 흡수/방출 효과를 고려하였으며, 우주 재이온화에 따른 자외선 흡수 효과를 추가하였다. 밀집한 가스 구름에서는 별이 탄생하게 되는데, 네가지 조건을 충족하는 가스 입자는 별 입자로 변환하므로서 별 탄생을 모사하였다. 초신성 폭발에 의한 금속량, 에너지는 주변 가스 입자에 전달됨으로써, 물질들의 진화가 유기적으로 이어질 수 있도록 하였다. 새로운 코드는 관측된 우주 별 탄생의 역사를 잘 맞춘다는 것을 확인할 수 있었으며, 다양한 연구에 활용될 수 있을 것으로 예상된다. We have studied dynamical evolution of the globular cluster systems (GCs) in the Milky Way and M87 using the most advanced Fokker-Planck (FP) calculations. Since the GC has evolved over the Hubble time, we have to trace the initial dark matter (DM) contents hosting the GC to understand the initial state of GCs. For this purpose, we have developed a new cosmological hydrodynamic code to trace the origin of globular clusters in the cosmological frame. First, we perform hundreds of FP calculations with different initial cluster conditions, and then search a wide range parameter space for the best-fitting initial GC mass function (MF) and radial distribution (RD) that evolves into the observed present-day Galactic GC MF and RD. By allowing both MF and RD of the initial GC system to vary, which is attempted for the first time in the present thesis, we find that our best-fitting models have a higher peak mass for a lognormal initial MF and a higher cut-off mass for a power-law initial MF than previous estimates, but our initial total masses in GCs, MT,i = 1.5–1.8 × 10^8 M⊙, are comparable to previous results. Significant findings include that our best-fitting lognormal MF shifts downward by 0.35 dex during the period of 13 Gyr, and that our power-law initial MF models well-fit the observed MF and RD only when the initial MF is truncated at >10^5 M⊙. We also find that our results are insensitive to the initial distribution of orbit eccentricity and inclination, but are rather sensitive to the initial concentration of the clusters and to how the initial tidal radius is defined. If the clusters are assumed to be formed at the apocentre while filling the tidal radius there, MT,i can be as high as 6.9 × 10^8 M⊙, which amounts to ~75 per cent of the current mass in the stellar halo. Second, dynamical evolution of the M87 GC system is studied using the same FP model. By comparing our FP models with both MF and RD of the observed GC system, we find the best-fit initial (at M87’s age of 2–3 Gyr) distributions for three GC groups: all GCs, blue GCs, and red GCs. The initial total mass in GCs is estimated to be ~ 2×10^10 M⊙, which is ~ 100 times larger than that of the Milky Way GC system, and the fraction of the total mass currently remaining in GCs is found to be 34 %. When blue and red GCs are fitted separately, blue GCs initially have a larger total mass and a shallower radial distribution than red GCs. If one assumes that most of the significant major merger events of M87 have ended by the age of 2–3 Gyr, our finding that the blue (metal-poor) GCs initially had a shallower radial distribution supports the best the major merger scenario for the origin of metallicity bimodality. Third, based on the FP approach, we predict theoretically the initial size distribution (SD) of the Galactic GCs along with their initial mass function and radial distribution. Over one thousand FP calculations in a wide parameter space have pinpointed the best-fit initial conditions for the SD, mass function, and radial distribution. We find that the initial SD of the Galactic GCs is of larger dispersion than today's SD, and that typical projected half-light radius of the initial GCs is ~4.6 pc, which is 1.8 times larger than that of the present-day GCs (~2.5 pc). Their large size signifies greater susceptibility to the Galactic tides: the total mass of destroyed GCs reaches 3–5 × 10^8 M⊙, several times larger than the previous estimates. Our result challenges a recent view that the Milky Way GCs were born compact on the sub-pc scale, and rather implies that (a) the initial GCs are generally larger than the typical size of the present-day GCs, (b) the initially large GCs mostly shrink and/or disrupt as a result of the galactic tides, and (c) the initially small GCs expand by two-body relaxation, and later shrink by the galactic tides. Fourth, we have traced the dynamical evolution dark matter (DM) content in NGC 6397, one of the native Galactic globular clusters (GCs). The relatively strong tidal field (Galactocentric radius of ~ 6 kpc) and short relaxation timescale (~0.3 Gyr) of the cluster can cause a significant amount of DM particles to evaporate from the cluster in a Hubble time, making the cluster a good GC candidate to initially contain a non-negligible amount of DM. Using the most advanced Fokker-Planck (FP) method, we have calculated the dynamical evolution of GCs for numerous initial conditions to find the maximum initial DM content in NGC 6397 that matches the present-day brightness and velocity dispersion profiles of the cluster. We find that the maximum allowed initial DM mass is slightly less than the initial stellar mass in the cluster. Our finding implies that NGC 6397 did not initially contain a significant amount of DM, and is similar to that of NGC 2419, the remotest and the most massive Galactic GC. Finally, we study the formation of GCs and the exotic dwarfs in the lambda cold dark matter (ΛCDM) model. For this, we have developed a new cosmological hydrodynamic code which can describe the structure formation in ΛCDM universe. We combine the SPH method, which calculates the hydrodynamical evolution of baryons, with the existing PMtree code, which calculates the gravitational evolution of matters in the cosmological frame. The new code also includes radiative cooling/heating, reionization of the Universe, shielding from ultra violet (UV) radiation, star formation using simple stellar population, and feedback from supernova type II burst (SNII), in order to describe more realistic evolution of baryons.