천문기기 8 강 : 빛

(1)

8강:

천문기기

(2)

천문기기

천문기 기

1.망원경

망원경의 원리 렌즈나 거울에 의한 상의 형성

3. 가시광 검출기와

사진검출기와 기기

전자검출기 적외선 관측 분광학

4.전파망원경

6. 대형 망원경의 미래

우주 전파에너지의 탐지 전파간섭계

레이더 천문학

2. 현대적 망원경 5. 지구대기

밖에서의 관측

현대적 광학망원경과 적외선 망원경 최적의 천문대 부지 선정 망원경의 분해능

항공 및 우주 적외선 망원경

허블 우주 망원경 고에너지 천문대

(3)

3

빛

인간이 우주에서 받는 유일한 정보원?

빛을 모은다

빛을 감지한다 (검출한다)

(4)

망원경

- 망원경은 빛을 모으는 장치 중의 하나이다

^늘

(5)

망원경

- 망원경은 다양한 장소에 다양한 형태로 설치되어진다

(6)

망원경

- 첨단 기술은 더 좋은 망원경제작에 도움을 준다

(7)

굴절과 반사

- 빛은 두 물질의 경계 면에서 반사되기도 하고 굴절되기도 한다.

(8)

얇은 렌즈

- 렌즈란?

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얇은 렌즈

- 렌즈란? - 렌즈는 대게 두 개의 굴절 면을 지니고 있다

- 굴절면이 아주 가까이 위치하고 있을때 얇은 렌즈라고 한다

볼록 렌즈

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눈

- 눈은 빛을 모아서 감지한다 (검출한다)

굴절은 평행한 광선을 초점에 모이게 할 수 있다

초점

초점 렌즈 망막

입사하는 광선

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눈

- 초점 면은 서로 다른 방향에서 오는 광선이 초점에 모이는 면이다 - 단일 볼록렌즈 뒤에 맺히는 상은 실제는 역상이다. 뇌가 그 역상을

뒤집어준다

초점 면

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눈

- 완전한 시력을 가진 사람의 망막은 바로 초점 면이 된다

- 시력이 나쁜 사람의 안경 렌즈가 초점 면이 망막에 놓이도록 더 빛을 굴절시킨다

초점 면

(13)

눈

디옵터 = ¹

초점거리

_(𝑚)

(원시)

상이 망막에 맺히지 않는다

상이 망막에 맺힌다 가까이 있는

물체

원시의 눈

수렴 렌즈

- 나이가 들면서 눈이 변하기 때문에 보정렍즈가 필요하다

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눈

•근시 보정

1. 망원경과 천문관측

(15)

기초기하광학

•원시 보정

(16)

카메라

디지털 카메라는 빛을 CCD로 감지한다

- 카메라는 눈처럼 빛의 초점을 맞추고 검출기(필름 또는 CCD)를 이용하여 상을 찍는다

- 디지털 카메라의 CCD 검출기는 현대 망원경에 사용되는 CCD와 비슷하다

검출기 (CCD) 셔터

렌즈

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카메라

여러 개의 렌즈가 조합된 고성능 카메라

- 여러 개의 렌즈 조합은 다양하게 나타나는 수차들을 부분적으로

보정해준다

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카메라

눈보다 카메라가 좋은 점

필름보다 CCD가 좋은 점

- 후에 분석하기 위해 상을 저장해놓을 수 있다 - 상이 더 선명하다

- 노출시간 (검출기에 도달하는 빛의 양)이 조절될 수 있다. 어두운 물체들은 장시간 노출을 통해 관찰할 수 있다

- 빛에 아주 민감하다

- 넓은 명암비: 밝고 어두운 물체들이 동시에 기록될 수 있다

- 상이 디지털자료로 저장이 되어 컴퓨터로 바로 처리될 수 있다

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망원경

• 많은 고대문명은 하늘을 관측하기 위해 특별한 천문대를 세웠으며, 고대 천문대는 주로 날짜와 시간을 알기 위해 천체의 위치를 측정했다

• 1610년 갈릴레오는 렌즈가 부착된 단순한 경통을 손에 들고 처음으로 하늘을 관측하여 맨눈보다 훨씬 많은 빛을 모았다. 과학

혁명이라 할 수 있는 사건이다 - 망원경의 원리

• 갈릴레오 이후 망원경들은 거대해지고 제작비만 수억 달러에 이르고 있다.

거대해지는 이유는 인간의 작은 동공보다 빛을 더 많이 모으기 위해서이다.

• 망원경의 가장 중요한 기능

1. 천체가 방출하는 희미한 빛을 모은다.

2. 모인 모든 빛을 초점에 집중시켜

(20)

기초기하광학

• 빛의 굴절

– 공기 중에서 유리 속으로 들어갈 때 빛이 꺾인다.

공기

유리

(21)

기초기하광학

• 오목 거울

– 평행광은 한 점 (초점)에 모인다.

f

광축

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기초기하광학

• 볼록렌즈 (= 오목거울)

– 초점거리 = 광축을 따라 렌즈 중심에서 초점까 지의 거리

f

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기초기하광학

• 볼록 거울 (=오목렌즈)

– 평행광은 한 점 (초점)에서 나오는 것처럼 퍼 져나간다.

f

(24)

기초기하광학

• 기하광학의 원리

1. 광축에 나란한 평행광은 초점을 지나간다.

2. 초점을 지나온 빛은 광축에 나란한 평행광이 된다.

3. 렌즈 (거울)의 중심을 지나는 빛은 그 경로를

유지한다.

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기초기하광학

1. 광축에 나란한 평행광은 초점을 지나간다.

2. 초점을 지나온 빛은 광축에 나란한 평행광이 된다.

3. 렌즈의 중심을 지나는 빛은 그 경로를 유지한다.

광축

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기초기하광학

광축 초점

초점

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기초기하광학

광축 물체

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기초기하광학

광축 물체

허상공간 실상공간

(29)

기초기하광학

광축 물체

(30)

기초기하광학

광축 물체

(31)

기초기하광학

영상 물체

(32)

기초기하광학

• 실상 : 실제로 빛이 굴절 (또는 반사)되어 가는 곳에 생기는 영상

• 허상 : 실상과 반대쪽에 생기는 영상

• 방향 : 영상은 물체와 같은 방향일 수도 있고 뒤 집어질 수도 있다.

• 확대 : 영상은 물체보다 작게 또는 크게 보인다.

(33)

3. 거울의 중심 또는 곡률중심을 지나는 빛은 그 경로를 유지한다.

오목거울 광축

기초기하광학

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오목거울

광축 곡률중심 초점

※곡률중심 : 구면거울의 경우 초점까지 거리의 2배에 있다.

기초기하광학

(35)

오목거울 광축

물체

기초기하광학

(36)

오목거울 광축

물체

기초기하광학

(37)

오목거울 광축

물체

기초기하광학

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오목거울 광축

물체

기초기하광학

(39)

D

f

d

1/f = 1/D + 1/d M = d/D = h/H

H

h

기초기하광학

(40)

1/f = 1/D + 1/d (f>0; 실상, f<0; 허상) M = d/D = h/H

천체 망원경 : D = 무한대; 모든 영상은 초점면에 맺힌다.

모든 빛은 평행광이다.

지상망원경 : d = 일정; 물체까지 거리가 달라지면 초점을 조절해야 한다.

기초기하광학

(41)

초점거리 12cm인 오목거울에서 30cm 떨어진 곳에 있는 높이 4cm인 물체의 영상에 대하여, 영상의 위치와 크기를 계산하시오.

1/d = 1/f – 1/D ; f=12, D=30  1/d = 1/12-1/30=0.05; d = 20cm M=d/D=20/30=0.67  h=HxM = 2.67cm

기초기하광학

(42)

볼록거울 광축

기초기하광학

(43)

볼록거울

광축

실상공간 허상공간

기초기하광학

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볼록거울 광축

기초기하광학

(45)

볼록거울 광축

기초기하광학

(46)

볼록거울 광축

※영상은 물체보다 작고, 똑바로 선, 허상이 된다.

WARNING: “Objects in mirror are closer than they appear”

기초기하광학

(47)

광축

기초기하광학

(48)

광축

기초기하광학

(49)

광축

기초기하광학

(50)

광축

기초기하광학

(51)

광축

기초기하광학

(52)

광축

기초기하광학

(53)

기초기하광학

초점거리 10cm인 오목렌즈에서 20cm 떨어진 곳에 있는 높이 5cm인 물 체에 대하여, 영상이 맺히는 곳과 크기를 계산하시오.

1/f = 1/D + 1/d ; f=-10, D=20, h=5 1/d = 1/f-1/D = -1/10-1/20 = -3/20;

d = -6.7cm

M = d/D = h/H = -6.7/20; h = 5 x 6.7/20 = 1.67cm

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망원경의 기본 형태

굴절 망원경 반사 망원경

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굴절망원경

굴절 망원경

멀리 있는 물체에서 오는

빛

대물렌즈 접안렌

즈 실상이 맺힌다 초점

대물렌즈

- 배율 M은 f

₁

이 f

₂

보다 아주 클수록 커진다

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굴절망원경

- 렌즈사이의 거리를 극대화시키려면 굴정망원경은 아주 길어져야 한다

- 빛을 잘 모으는 굴절망원경은 크고 무거운 렌즈를 지니고 있다

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반사망원경

- 반사망원경의 직경은 아주 커질 수 있다

- 현대 망원경 (1900년 이후에 만들어진)들은 거의 반사망원경들이다

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반사망원경

- 소형망원경들은 서로 다른 초점배열들을 사용할 수 있는데, 이런

배열들은 대영망원경에서는 불편하게 된다

(59)

반사망원경

예: McMath-Pierce Solar Telescope (미국 Kitt Peak 천문대)

(60)

반사망원경

예: McMath-Pierce Solar Telescope (미국 Kitt Peak 천문대)

1.6m Heliostat

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반사망원경과 굴절망원경

굴절망원경 반사망원경

렌즈의 전체 형태와 표면모두

중요하다 거울의 반사표면만 완전한 형태로

제작되면 된다 대물렌즈는 무거워서 망원경의

꼭대기에 안전하게 설치하기 어렵다

망원경 바닥에 있는 무거운 거울은 큰 문제가 되지 않는다

렌즈의 색수차가 보정되어져야

한다 렌즈에 의한 색수차가 없다

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망원경의 성능

1) 집광력

- 빛을 모을 수 있는 능력으로 망원경의 구경에 비례한다.

- 사람의 눈동자가 최대 7mm정도로 계산하면 200mm 망원경의 경우 육안의 800배정도이다.(200^2/7^2 ~800)

2) 분해능

- 가까이 있는 두 물체를 각각 분리해서 볼 수 있는 능력

- 이론상으로는 구경이 커지면 분해능이 더 좋아지지만 대기의 영향 으로 ~1"정도의 분해능밖에 얻지 못한다.

- HST를 띄워올린 이유도 대기의 형향을 받지 않고 관측하기 위해서 이다.

구경이 클수록 집광력도 좋고 분해능도 좋다

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망원경의 성능

•집광력

–망원경 주경(렌즈)의 면적에 비례

–구경 60cm 망원경과 GMT 25m 망원경의 차이?

•집광력 1736배 = 8등급 차이

–사람의 눈 = 7mm

•60cm 망원경 ; 7,300배

•1.8m 망원경 ; 66,000배

•25m 망원경 ; 127,500배

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망원경의 성능

•분해능

분해능 : 구경이 클수록 좋다 배율과는 무관하다 35mm

80mm 50mm

200mm

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거대망원경의 거울:

북제미니 망원경의 주거울이 알루미늄으로 도금된 직후

2. 현대적 망원경

• 뉴턴의 시대에는 망원경 거울의 크기가 몇 인치에 불과 했지만 1948년 거울 지름이 5m나 되는 망원경이 켈리포니아에

설치되고 요즘에는 8~10m에 이르는 망원경이 있다.

2.1 현대적 광학망원경과 적외선 망원경

• 최신 망원경들은 광학 파장뿐 아니라 적외선도 탐색하도록 설계 되고 있다.

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팔로마5m 반사 망원경 (헤일망원경) ↑ 거울 휘는 현상을 방지하기 위해 두껍고 단단하게 설계되었다. 따라서 무겁기 때문에 지탱하기 위한 철골 구조물이 필요했다.

← 8m 북제미니 망원경:

날아갈 정도로 가볍게 설계. 팔로마 망원경의 거울보다 2배 더 크지만 훨씬 가볍다. 그

이유는 거울의 휨 정도를 매초 측정해서 거울 뒤편의 각각 다른 120군데의 위치에 컴퓨터로 힘을 작동시켜 휨 보정을 한다. 이것이

능동제어(Active control)이다. 1990년 이래 능동제어를 통하여 6.5m이상인 망원경이 17개나 만들어졌다.

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• 최근에는 단일경만이 아닌 6각 거울조각을 사용하여 단일경 처럼 사용하기도 한다.

10m Keck망원경의 거울이 조립되는 모습 36개의 육각형조각 중 18개가 설치되고 있다

- 1개의 눈보다 36개의 눈이 낫다!

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2.2 최적의 천문대 부지 선정

• 천문연구를 하기 위해서는 사막지대의 고산이나 대서양 또는 태평양 상의 고립된 섬의 산 정상 속에 망원경을 설치한다. 보통 대형 천문대는 천문학자들 이외도

20~100여 명에 이르는 운영인력이 필요하다.

• 천문대 설치를 위한 최소 4가지 측면 1. 기상조건이 좋고 최대 75%까지 날씨가

맑아야 한다.

2. 밤하늘이 맑아도 수증기에 의해 적외선 영역이 일부 흡수되므로 건조 지역을 선호한다.

3. 밤하늘이 어둡고 큰 도시로부터 최소 150~200km는 떨어져 있어야 한다.

4. 대기의 운동이 시상(seeing)에 영향을 주기 때문에 시상이 좋은 곳을 선택한다.

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5.2 현대적 망원경

2.3 망원경의 분해능

• 망원경을 많은 빛을 모으는 것 외에도 가장 선명한 상을 얻기 위해 노력한다. 이것은 분해능인데 분해능을 결정 짓는 한가지 요소는 망원경의 크기이다.

• 대기 중 공기덩어리들이 1초 동안에도 여러 번 변하기 때문에 별빛을 흐리게 만든다.

따라서 대기의 떨림을 보정해주기 위해서 적응광학(adaptive optics)이라는 기술을 창안 하였다.

• 적응광학 덕분에 허블 우주망원경의 가시광 스펙트럼 영역에서 얻는 분해능에 필적하는 우수한 결과를 보여주고 있다.

적응광학을 사용하지 않고 10m Keck망원경으로 관측한 목성위성

이오

갈릴레오 탐사선이 이오를 지나갈때 찍은 사진

적응광학을 사용하여 10m Keck망원경으로 관측한 사진

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5.3 가시광 검출기와 기기

• 천체관측의 역사에서 최초 검출기는 인간의 눈이었다. 눈은 적분시간이 짧기 때문에 빛을 노출하기 위한 도구가 필요했다.

3.1 사진검출기와 전자검출기

• 사진 필름, 즉 건판(plate)은 천체의 상이나 스펙트럼을 촬영하는 천문학 연구에서 가장 중요한 검출기였다. 하지만 필름으로

들어오는 빛의 1%만 검출가능하기 때문에 효율이 떨어진다.

• 전하결합소자(CCD: charge-coupled

device)는 비디오 캠코더나 디지털카메라에 사용되는 검출기와 유사하다. CCD는

60%~70%까지 기록하므로 천체 밝기를 정확하게 측정할 뿐더러 곧바로 컴퓨터로 보내서 분석 작업을 할 수 있다.

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•밝기 측정 - 측광

가장 오래된 측광 도구 : ~ 1840

• 주관적 측정

• 별의 등급 분류 등

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•밝기 측정 - 사진측광

근대 관측천문학의 주 측광도구 (1840~1990)

• 정량적 측정 - 밝기와 건판 밀도는 비례

• 효율 : ~3%

• 고해상도, 넓은 영역 관측

• 반응 범위

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•밝기 측정 - 광전측광

한번에 하나의 별을 정밀 측광 (1930~ )

• 1% 이내 오차의 정밀 측광

• 효율 : ~20%

• 현대 측광자료의 기본

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•밝기 측정 - CCD

사진과 광전측광의 장점 (1979~ )

• 정밀 측광과 넓은 시야

• 효율 : ≥90%

• 현대의 주 측광 장치

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•밝기 측정 – CMOS & HySiVi

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3 가시광 검출기와 기기

3.2 적외선 관측

• 우주를 적외선 스펙트럼 영역에서 관측하려면 더 많은 난관에 부딪힌다. 적외선 파장 대역은 CCD와 사진 모두의 장파장 감도 한계인

1마이크로미터(mm) 근방으로부터 100 mm 또는 그 이상까지 확대된다.

• 적외선 천문학의 가장 큰 난제는 별이나 은하로부터 지구에 도달하는 소량의 열과 지구대기나 망원경 자체 가 방출하는 막대한 양의 열을 어떻게 구별해내는가다. 지표면 온도는 대략 300 K인데 별빛이 통과하는

지구대 기 온도는 약간 낮은 정도에 불과하다.

• 문제를 해결하기 위해서는 마치 대낮의 밝은 태양광으로부터 사진 필름을 보호하듯이

주위의 적외선 광원으로부터 적외선 검출기를 보호해야 한다.

• 검출기를 액체 헬륨에 담가서 거의 절대 0도 근방(1~3 K)으로 유지한다.

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3 가시광 검출기와 기기

3.3 분광학

• 분광학은 천문학의 가장 강력한 도구 중의 하나로서 천체의 구성 성분, 온도, 운동, 및 기타 여러 특성에 대한 정보를 제 공해준다.

• 빛에 포함된 수많은 파장은 분광측광기로 분산되어 스펙트럼을 형성한다.

간단한 분광측광기의 구조를 그림 5.12 에 소개했다.

• 광원(망원경에 의해 모인 광원의 상)으로부터 오는 빛은 작은 구멍이나 좁은 틈(슬릿)을 통해 기기 안으로 들어와서 렌즈에 의해 정렬(평행광선)된다.

그리고 프리즘을 통과시키면 스펙트럼이 형성된다.

• 오늘날 스펙트럼을 분산시키기 위해 회절격자라고 하는 또 다른 기기를 사용하는 경우가 더 많다. 회절격자는 표면 에 수천 개의 홈이 파여져 있는 반사판이다. 프리즘처럼 회절격자도 빛을 스펙트럼으로 분산시킨다.

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4 전파망원경

가시광과 적외선 외에 천체에서 오는 전파도 지구에서 탐지 될 수 있다.

1936년, 전파통신에 관심이 있던 아마추어 천문가 레버(Reber)는 아연 철판과 목재를 이용하여 오로지 우주전파 수신용으로 설계된 안테나를 최초로

제작했다.

4.1 우주 전파에너지의 탐지

• 전파는 ‘들을 수 없다’는 점을 아는 것이 중요하다.

빛처럼 전파는 일종의 전자기복사지만 빛과 달리 인간의 오감으로 탐지되지 않기 때문에

전자기기를 사용해야 한다.

• 전파에는 파원의 물리적 상태나 화학적 성질에 관해 알 수 있는 정보가 들어 있다.

• 전파 반사망원경은 망원경 거울과 비슷한 접시(dish) 모양의 오목한 금속 반사경으로 이루어져 있다. 접시로 들어온 전파는 반사되어 초점에 모인 다음 수신기로 보내져서 분석된다.

(80)

4 전파망원경

4.2 전파간섭계

• 전파는 파장이 아주 길어서 좋은 분해능을

얻기가 몹시 어렵다. 이 문제를 해결하기 위해 두 개 또는 그 이상의 망원경을 전자적으로

연결해서 전파이미지를 명료하게 하는 방법이 개발되었다.

• 간섭계(interferometer)를 이용하여 약간 다른 시간에 기기에 도달한 파동들끼리 상호작용하는 방식에 대한 전문용어로 상호작용을 잘 활용하여 서로 거리가 1Km떨어진 두 망원경을 이용하면 구경이 1Km인 단일 망원경과 같은 분해능을 갖는다. 물론 빛의 양은 감소한다. 이보다 더 좋은 분해능을 얻으려면 많은 전파망원경들을 결합해서 간섭계 배열(interferometer array)을 형성하면 된다. 미국은 버진 군도에서

하와이까지 분포한 10개의 망원경으로 구성된 초장기선배열(very long baseline array, VLBA) 이 운영되고 있다(그림 5.16). 1993년에 완공된 VLBA는 천문 영상을 0.0001각초의 분해능으로 얻을 수 있다

(81)

4 전파망원경

4.3 레이더 천문학

• 레이더(Radar)는 태양계 내의 천체에 전파를 쏘아 보내고, 그 천체에서 반사된 전파를

탐지하는 기술이다. 전파가 왕복하는 데 걸리는 시간은 전자적으로 아주 정밀한 측정이 가능하다.

전파의 진행속도(빛의 속도)는 알고 있으므로 그 천체까지 또는 그 천체의 표면에 있는 (산과 같은) 특정한 표적까지의 거리를 측정할 수 있다.

• 레이더 관측은 행성까지의 거리 결정에 이용되어 태양계 탐사 우주선의 항해에 중요한 역할을

수행했고, 행성들의 자전주기나 소행성 탐사에도 활용이 되고 있다. 레이더 천문학 연구용으로 세계에서 가장 거대한 시설은 푸에르토리코의 아레시보에 있는 305 m 망원경이다. 아레시보 망원경은 너무 커서 하늘의 각 영역을 향해 방향을 바꿀 수 없다. 그 대신 여러 개의 언덕으로 형성된 거대한 자연적

(접시라기보다는) ‘그릇’ 안에 금속 반사판을 깔아서 건설했다.

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5 지구대기 밖에서의 관측

지구대기가 가시광보다 짧은 파장의 복사를 대부분 차단하기 때문에 자외선, x-선, 감마선 관측은 오로지 우주에서만 가능하다.

5.1 항공 및 우주 적외선 망원경

• 적외선 관측에서 대기 방해의 주요 원인인 수증기는 지구대기 하부에 집중적으로 분포한다. 따라서 높은 고도에서 천문대 입지 조건에 크게

향상되는데 항공기에서 적외선 관측은 소형 리어제트(learjet) 비행기에 탑재된 15 cm 망원경을 시작으로 1960년대부터 이루어졌다.

• 현재 미우주항공국은 개조된 보잉 747기에 탑재 비행할 수 있는 성층권 적외선 천문대(SOFIA)라는 이전 망원경보다 훨씬 큰2.5 m 망원경을 (독일정부와

공동으로) 제작하고 있다.

(83)

5 지구대기 밖에서의 관측

• 최초 적외선 우주 망원경은 1983년에 발사된 적외선 천문위성(IRAS)으로 미국, 네덜란드, 영국이 공동 제작했다. IRAS는 10 K 이하의 온도로 냉각된 0.6 m 망원경을 갖추고 있었다.

• IRAS는 10달 동안 하늘 전체에 걸쳐 빠르고 광범위한 측량을 수행해서 25만 개 이상의 적외선 광원 목록을 작성했다.

5.5.2 허블 우주 망원경

• 1990년 4월, 허블 우주 망원경(HST) 발사는 천문학 역사상 위대한 도약이었다.

망원경 구경은 2.4 m로 발사된 우주 망원경 중에서 가장 컸다.

• 허블 우주망원경이 궤도에 안착 후 문제가 있다는 것을 알았는데 우주왕복선으로 회수 후 다시 수리한 다음에 다시 궤도로 귀환 시킨 후 설계대로 작동되어 지금은 유익한 정보들을 지구로 보내고 있다.

(84)

5 지구대기 밖에서의 관측

5.3 고에너지 천문대

• 자외선, x-선, 감마선 관측은 오로지 우주에서만 가능하다.

이러한 관측은 1946년

독일군으로부터 포획한 V2 로켓을 이용해서 처음으로 실행되었다.

미국 해군연구소는 이들 로켓에 관측 장비를 실어서 초기에는 태양이 방출하는 자외선 복사를 탐지하기 위해 일련의 선구적 비행을 시도했다.

• 찬드라 x-선 망원경이 1999년에 발사되었다. 찬드라는 유례없는 분해능과 감도로써 x-선 영상을 제공해주고 있다.

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6 대형 망원경의 미래

• 새로운 더 큰 망원경들이 이미 구상되고 있다. 허블 망원경의 뒤를 잇는 6 m 제임스 웹 우주 망원경은 2010년 발사 예정이다.

전파천문학자들은 칠레 북쪽 아타카마 사막에 ALMA배열(atacama large

millimeter Array)라고 부르는 밀리미터 전파 천문 간섭계 배열을 건설할 계획이다.

세계의 몇몇 연구팀이주 거울 지름이 30~100 m인 광학 및 적외선

지상망원경의 설계안을 개발하고 있다.

• 거대 망원경은 고집광력과 고분해능 이미지를 결합해 많은 천문학적 주요

난제들을 해결하게 될 전망이다. 예를 들어, 언제 어디서 얼마나 외계 행성들이 다른별 주위에서 형성되는지 알려 줄 것이다.

나아가 외계 행성의 영상과 스펙트럼까지 얻을 수 있다면, 외계 생명체의 존재에 대한 최초의 실질적인 증거를 제공해줄 것으로 기대된다.

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