STEAM R&E 연구결과보고서

STEAM R&E 연구결과보고서

(DSLR 카메라와 소형 망원경을 이용한 식변광성의 광전 측광)

2017. 11. 30.

영남고등학교

목 차

Ⅰ. 서론 ···1

1. 연구 동기 및 연구 목적 ···1

Ⅱ. 이론적 배경 및 관측 방법 및 사전 계획 ···1

1. 이론적 배경 ··· 1

2. 관측방법 ···5

3. 관측 시 사용한 프로그램 ···8

4. 식변광성과 비교성 선정 ···12

5. 관측 날짜 및 장소 선정 ···16

Ⅲ. 탐구과정 및 내용 ···21

1. 별 사진 파일 형식 ···21

2. 적정노출 시간 찾기 ···21

3. 관찰할 별의 뜨는 시각과 위치 찾기 ···22

4. 북쪽 찾기 ···23

5. 데이터 자료의 수집과 분석 ···24

Ⅳ. 탐구 결과 및 결론 ···35

Ⅴ. 다음 연구 계획 ···37

Ⅵ. 부록 ···40

1. 분석 및 촬영 시 반드시 주의해야할 점(저희가 겪은 시행착오들) ···40

2. 연구 수행하면서 찍은 사진들 ···42

Ⅰ. 서론

1. 연구 동기 및 연구 목적

첫 번째 동기로, 방과 후 천문학 수업시간에 변광성을 이용해 거리를 측정하 는 방법에 대한 수업을 듣고 나서, 변광성의 겉보기 등급의 변화를 직접 측 정하고 싶었습니다. 그래서 변광성과 관련된 우리나라에서 쓴 논문을 읽어보 다가 유독 식변광성에 대한 연구가 거의 없었습니다. 그 이유를 알아보니 맥 동 변광성 중 1일 이하의 주기로 광도가 벼하는 거문고자리 RR형 변광성 또 는 성단형 변광성 보다 상대적으로 변광주기가 길어서 우리나라 기후의 특 성상 거의 수년을 관측하여도 완전한 광도곡선을 구하기 어려워 거의 연구 를 하지 않았던 것이었습니다. 그래서 저희는 우리나라 연구원들이 거의 도 전하지 않은 식변광성 관측에 도전해 보았습니다.

두 번째 동기로는, 저희 주변 친구들 중 직접 별을 관측해보고 분석해 보고 싶지만 구체적인 방법을 몰라서 쉽게 시도해보지 못한 경우가 많았습니다.

저희가 논문을 읽어보면서 저희 주변의 고등학생 친구들과 아마추어 천문인 들을 위해 직접 관측해보고 분석해보면서 우주에 대해 친숙해지질 기회를 주기위해서는 천문학자들이 많이 사용하는 방법보다 더 쉬운 관측방법과 분 석 방법들이 필요하다고 느껴졌습니다. 그래서 저희는 천문 동아리 학생들, 아마추어 천문인 등 별에 대해 직접 관측하고 분석하고 싶으나 무엇을 해야 할지 모르는 이들을 위해 기존의 천문학자들이 많이 사용하는 방법과 다른 간단하고 비용이 적게 들어가는 방법으로 촬영하는 법과 분석하는 법, 그리 고 관측시간이 적은 아마추어 천문인들과 천문 동아리 학생들을 위해서 구 름낀 사진들을 되살리는 방법에 대해서 연구하고자 했습니다.

세 번째 동기는, 스펙트럼을 이용한 태양 대기를 분석하는 방법에 대해 겨울 방과 후 수업 시간 듣게 되었습니다. 그 수업을 들은 후 변광성에 대한 수업 을 들으면서 식변광성의 밝기가 변화할 때 스펙트럼 사진을 어떻게 될지 궁 금하였습니다. 그래서 식변광성의 스펙트럼 사진을 찍어서 분석해 보고자 하 였습니다.

Ⅱ. 이론적 배경 및 관측 방법 및 사전 계획 1. 이론적 배경

지금부터 저희가 조사한 식변광성에 대한 상세한 정보입니다.

가. 식변광성의 정의

식변광성은 쌍성에 있어 궤도의 기울기가 90도에 가까울 때 두 별이 주 기적으로 서로 다른 쪽을 가르키는 별입니다.

psinϕ<r(주성 반지름)+r(동반성 반지름)일 때에만 일어남. (p: 주성과 부성의 중심을 지나가는 최단 거리, ϕ: 90-i( i=궤도 기울기))

나. 주식과 부식의 정의

주식: 시간에 대한 광도의 함수에서 깊은 쪽의 극소 (시선방향에서, 고온의 별이 저온의 별 뒤를 지나갈 때),

부식: 주식보다 얕은 극소

(시선방향에서, 고온의 별이 저온의 별 앞을 지나 갈 때).

다. 궤도에 따른 식의 형태

i=90°, 개기식(작은 별이 큰 별의 뒤에 올 때)과 금환식(작은 별이 큰 별의 앞에 올 때)을 모두 중심식이라 합니다.

pcosi < [r(주성 반지름)-r(동반성 반지름)] 일 때에도 개기식과 금환식이 일어납니다.[r(주성)-r(동반성)] < pcosi < [r(주성) + r(동반성)] 일 때에는 부분식만이 일어납니다.

그림 1 궤도에 따른 식의 형태

라. 식 변광성의 복잡한 현상들

1) 타원궤도의 경우 주식에서 부식까지의 시간과 부식에서 주식까지의 시간 이 다르게 됩니다. 일반적으로 식의 계속시간도 다르게 되어 이심률, 궤도의 방향, 궤도의 기울기 등을 결정하는데 이용합니다.

2) 별의 원형의 상에서도 주연감광이 나타나면 광도곡선에서 식의 시초와 끝 부분을 둥글게 만듭니다.

3) 근접한 쌍성의 궤도에서 뜨거운 별은 차가운 별의 대기층의 가장 가까운 부분을 가열합니다. 이렇게 해서 뜨거워진 가스는 더 밝아지므로, 반사효과 를 일으킵니다. 부식의 직전과 직후에는 전체가 예측되는 것 보다 더 밝아집 니다.

4) 근접쌍성에서는 가스로 된 별의 형태는 조석의 힘에 의해 길쭉한 타원체 로 변하여, 축은 두 별의 중심선을 향하게 됩니다. 관측된 밝기는 식이 아닌 동안이라도 연속적으로 변하게 됩니다. 이런 쌍성은 보통 원 궤도로 돈다.

이 변형이 심하면 별의 대기로부터 두 별 사이 및 둘레의 공간으로 향하는 가스의 유출이 일어나게 되어 스펙트럼에서 밝은 방출 선으로 나타나게 됩 니다.

5) 별의 자전은 두 가지 방식으로 나타납니다. 속도곡선은 각각의 식의 직전 과 직후에 이상한 혹을 나타내는데, 한 경우는 자전하는 별의 후퇴하는 가장 자리를(다른 부분은 이미 가려졌으므로), 다른 경우는 접근하는 가장자리를 나타냅니다. 광도 곡선에서 별의 자전은 타원의 장축의 회전에 의해 그 효과 를 나타냅니다. 자전하는 별은 둥글 넓적하여 중력은 한 질점의 중력과는 다 릅니다. 쌍성을 이루는 이러한 두 별은 그들의 상호 작용으로 장축의 방향을 시간에 따라 변하게 합니다.

그림 2 식변광성의 다양한 현상들

식변광성 이론적 배경 사진 및 내용 출처: 천문학 및 천체물리학 서론 저자 사항: 엘스케 P. 스미스, 케네드 C. 제이컵스 저;유경노, 대한교과서주식 회사 ;1979

마: 별의 고도가 높아질수록 빛이 통과하는 대기양이 줄어들고 별의 고도가 낮아질수록 빛이 통과하는 대기양이 늘어나게 됩니다. 이를 보정해 주기 위 해서 비교성을(미변광성) 이용해서 대기 소광 계수를 구해야 합니다.

대기소광계수를 구하기 위해서는 비교성 대기량-비교성의 겉보기 등급 그래 프를 그려서 구해야 합니다.

대기량(지구곡률 미보정) 구하는 공식: secZ 대기량(지구곡률 보정) 구하는 공식

:secZ-0.0018167(secZ-1)-0.002875(secZ-1)^2-0.0008083(secZ-1)^3 (Z=천정거리) 비교성(기기오차 대기영향 미보정 겉보기등급) 구하는 공식:

-2.5log(비교성 배경하늘 밝기 보정광량)

대기 소광 계수 이론적 배경 내용 출처: 관측천문학, 저자: 스콧버니, 역자:이 시우, 출판사: 미리내.

바. 스펙트럼 정의

빛의 회절과 간섭에 의해 파장에 따라 빛이 여러 가지로 나누어진 색의 띠 사: 스펙트럼 종류

1)선 스펙트럼: 수은등, 네온등 헬륨등과 같이 일정한 위치에 선 모양의 스펙 트럼이 나타나는 것을 선 스펙트럼, 스펙트럼에 나타나는 선의 위치는 특정 원소가 방출하는 빛의 파장에 의해 결정되므로 원소의 종류에 따라 고유한 스펙트럼이 나옵니다.

2)연속 스펙트럼: 백열등이나 햇빛처럼 고온의 광원이나 고온 고압의 기체에 서 방출되는 빛을 프리즘에 통과시키면 여러 가지 색이 연속적으로 나타나 는데, 이를 연속 스펙트럼이라고 합니다.

3)흡수 스펙트럼: 연속 스펙트럼을 방출하는 광원 앞에 저온 저압의 기체가 있을 때, 고온의 광원에서 방출된 빛을 저온 저압의 기체에 통과시킨 다음 프리즘으로 분산시키면 특정 파장 영역의 빛이 기체에 흡수되어 연속 스펙 트럼을 배경으로 검은색 흡수선이 나타납니다. 흡수선의 위치는 기체의 종류 와 상태에 따라 다르게 나타납니다.

4)방출 스펙트럼: 고온 저압의 기체에서 방출되는 빛을 프리즘에 통과시키면 특정한 파장 영역에서만 밝은색 방출선이 나타나는데, 이를 방출 스펙트럼이 라 합니다. 흡수 스펙트럼의 선의 위치와 방출 스펙트럼의 선의 위치는 서로 일치합니다.

아. 별빛의 스펙트럼

별빛의 스펙트럼은 대부분 흡수 스펙트럼으로 나타납니다. 스펙트럼의 흡수 선들은 온도가 낮은 별의 대기를 별빛이 통과할 때 대기층을 이루는 원소들 이 특정한 파장의 빛을 흡수하여 생기는 것으로 해석 되었으나, 별의 대기성 분은 거의 비슷하므로 표면온도에 따라 대기를 구성하는 기체 원자의 이온 화 정도가 달라져 흡수되는 파장과 흡수선의 수가 다르게 나타나기 때문으 로 밝혀졌습니다. 고온의 별에서는 스펙트럼에 나타난 흡수선의 수가 비교적 적으나 저온의 별에서는 흡수선의 수가 증가하여 복잡하게 나타납니다.

자. 별의 스펙트럼 관측 시

별의 대기 성분은 수소와 헬륨으로 비슷하고 전체 질량의 대부분을 차지하 지만, 표면온도에 따라 대기를 구성하는 기체 원자의 이온화 정도가 다르므 로 흡수되는 파장과 흡수선의 수가 다르게 나타납니다.

표면온도: 표면 온도에 따라 흡수선의 종류가 달라집니다.

압력: 압력이 커질수록 흡수선의 선폭이 증가합니다.

밀도: 밀도가 커질수록 흡수선의 선폭이 증가합니다.

스펙트럼 이론적 배경 내용 출처: High Top 지구과학Ⅱ 두산동아 이태욱/ 신 동원/ 김호련, 2009 개정교육과정

2. 관측 방법

관측하기 전 초심자들을 위해 관측 장비를 무엇을 사용할지에 대해 고민하 면서 카메라에 대해 찾아보았습니다. 또한 필름 카메라와 디지털 카메라의 장단점을 비교해 보고자 이미지 센서 CCD와 감광유제에 대해서 찾아보았습 니다.

-ccd-

픽셀은 몇 분 동안 전자를 축적할 수 있습니다.

각각의 픽셀은 특정한 위치를 차지, 이미지 상 쉽게 보관 공유할 수 있습니 다.

온도가 높을수록, 어두울수록, 감도가 높을수록 노이즈가 더욱 잘 드러납니 다.

광자 중 60%상에 기록됩니다.

-감광유제-

ccd에 비해 상대적으로 이미지 상 어렵게 보관 공유합니다.

고감도 필름 사용 시 화질 저하됩니다.

광자 중 1%상에 기록됩니다.

-SLR(single-lens reflex)-

전문가나 촬영기자가 고화질 사진을 찍을 때와, 다양한 연출을 위해서 필름 사용합니다.

렌즈를 통해 들어온 영상을 상단의 펜타프리즘(오각형의 프리즘) 방향으로 반사시킨 뒤 뷰파인더에 정확히 맺히게 합니다. 따라서 렌즈에 들어오는 영 상과 뷰파인더로 보는 영상에 차이가 없습니다. 본체가 크지만 다양한 기능 을 부여 가능하고, 화질 면에서도 유리하고, 렌즈교환이 대부분 가능합니다.

그러나 필름 사용 시 이미지 센서에 비해 이미지 상을 쉽게 보관 공유할 수 없습니다. 그래서 많은 별 사진을 찍을 시 DSLR에 비해서 효율성이 떨어지 게 됩니다.

-컴펙트 카메라(compact camera)-

렌즈 약간 위쪽에 뷰파인더를 뚫는 방식으로 설게 되어 렌즈를 통해 필름에 맺히는 영상과 뷰파인더를 통해 보는 영상이 완전히 동일하지 않고 거리나, 각도, 밝기에 차이가 나게 되어 촬영자가 원하는 사진을 찍지 못할 수도 있 습니다. 특히나 별 사진을 찍을 때 정확한 별 위치를 찾기가 어렵습니다.

-미러리스 카메라(mirrorless camera)-

컴팩트 카메라와 DSLR카메라의 기능을 조화한 것입니다.

렌즈 뒷면에 45도 각도로 기울어진 거울이 없으니 렌즈와 이미지센서 사이 의 간격도 짧게 설계할 수 있습니다. 이런 점은 미러리스 카메라 몸체를

DSLR 기종과 비교해 작고, 가볍게 설계할 수 있도록 하는 중요한 특징입니 다. 렌즈를 바꿔 낄 수 있다는 점은 DSLR 카메라를 닮았지만, 거울이 없다 는 점에서는 콤팩트 디지털카메라와 형제뻘입니다.

미러리스 카메라 무게는 300g 수준으로, 200g 초반대의 스마트폰보다 약간 더 무거운 제품도 있습니다. 사진을 확인할 수 있는 LCD 창을 사용자가 원 하는 각도로 조절할 수 있는 기능이 대표적입니다. LCD 화면을 보기 어려운 상황에서 사진을 찍어야 할 때, 혹은 '셀카'를 찍기 위해 틸트형 LCD가 탑재 되고 있습니다. LCD화면에서 아날로그 신호가 디지털 신호로 전환 댈 때 손 실이 발생하기 때문에 별 사진을 찍을 때 별의 정확한 위치를 파악하기 어 렵습니다.

-DSLR(Digital Single Lens Reflex)-

SLR 카메라에 디지털 기술 적용된 것입니다. 필름 대신 ccd, cmos 등과 같 은 이미지 센서 사용합니다. 마운트를 통해 다양한 렌즈를 사용가능합니다.

그래서 별 사진을 찍을 시 SLR에 비해서 이미지 상을 쉽게 보관 공유 할 수 있고 별의 위치를 찾을 시 미러리스 카메라, 컴팩트 카메라에 비해서 정확하 게 알아 볼 수 있기 때문에 초보자들이 카메라를 사용할 시 적합하다고 생 각되어 DSLR카메라로 별 사진을 찍어 보았습니다.

최종적으로 초심자들을 위해서 저희는 적은 비용으로 구입할 수 있는 삼각 대에 DSLR카메라에 사람이 보는 시야각과 비슷한 50mm렌즈를 연결한 것을 부착하여 사진을 찍어서 분석가능한지를 알아보고자 하게 되었습니다. 그래 서 별의 움직임에 따라서 삼각대의 각도를 4분에 1도정도 별이 이동함을 고 려하여 직접 조절해 주어야 했기에 잠은 포기해야만 했고, 추운 새벽 팀원들 과 꼭 붙어서 서로 잠을 번갈아 가면서 자면서 사진을 찍었습니다.

내용출처

http://terms.naver.com/entry.nhn?docId=3575755&cid=59088&categoryId=59096

http://terms.naver.com/entry.nhn?docId=3571698&cid=59088&categoryId=59096

연구일시, 2003.07~2004.05 소형카메라의 표준화를 통한 항성의 물리량 측정 대구혜화여자고등학교 교사 오문섭 대구외국어고등학교 교사 김승환

제 50회 전국과학전람회(2004대구광역시과학전람회) 지구과학 부문 출품

그림 3 8월 26일 새벽 매우 추운 날씨 속에서 예천천문대에서 관측

관측한 후 기록한 일지들의 요약본입니다.

3. 관측 시 사용한 프로그램

저희는 천문동아리 학생들과 아마추어 천문인들이 접하기 쉬운 프로그램들 로 분석을 하였습니다.

가. 프로그램1: 스텔라리움

별에 대한 정보를 찾아보기 위한 여러 가지 프로그램들을 비교해 본 결과 스텔라리움을 이용하기로 하였습니다. 누구나 쉽게 무료로 다운 받아서 하늘의 상태를 실시간으로 알아볼 수 있는 프로그램입니다. 저희는 이 프로 그램을 시간에 따른 변광성의 고도와 주기, 비교성의 고도, 변광성의 밝기 범위, 식의 지속시간 등 별에 대한 상세한 정보를 찾아보는데 이 프로그램을 사용해보고자 하였습니다.

그림 5 별 정보를 알알 볼 수 있는 프로그램 비교 도표

그림 6 스텔라리움 프로그램 스크린샷

사진 및 프로그램 출처: http://www.stellarium.org/

나. 프로그램2: Astro imageJ

MAXIMDL3.06이라는 유료 구경측광 프로그램을 전문가들이 사용해서 별의 세밀한 분석(색을 나누어서)을 하지만 저희는 학생들과 별에 취미를 가진 사람들이 천문학 분야의 연구과정을 직접 담습 해보는데, 무료(자유롭게)로 받아서 사용가능한 프로그램인 ASTRO IMAGE J를 사용하였습니다. 저희는 적정노출시간을 찾고 별의 광량을 구하기 위해 구경측광 하는데 이

프로그램을 사용하였습니다.

http://www.astro.louisville.edu/software/astroimagej / ->ASTRO IMAGEJ 다운 받는 곳 http://diffractionlimited.com/product/maxim-dl/ -> Maxim DL 3.06 다운 받는 곳

그림 7 Astro imageJ 스크린샷 다. 프로그램3: Logger Pro 3

데이터 자료들을 그래프로 보여주는 프로그램, 학교의 MBl실험기자재의 데이터 처리에 쓰이는 학생들이 학교에서 쉽게 접할 수 있는 프로그램인 Logger Pro3를 이용하였습니다. 이 프로그램으로 대기소광계수를 구하고 위상-등급 그래프의 추세선을 그리는데 사용하였습니다.

라. 프로그램4: Excel

쉽고 빠르게 계산하기 위해서 꼭 필요한 프로그램입니다. 이 프로그램으로 계산식을 저희들이 직접 만들어 계산함으로써 시간을 단축하고자 하였습

그림 8 20170825 이현재 대기소광계수 구하는 모습

니다. 이 프로그램에서 비교성 고도, 변광성 고도 (고도들은 60분법을 도 단위로 환산 시켜서) 비교성 대기량, 변광성 대기량, 위상, 변광성 겉보기 등급, 비교성 겉보기 등급, 변광성 보정광량, 비교성 보정광량 등에 대한 식을 만들어서 빠르게 계산하고자 하였습니다. 또한 이 프로그램을 이용하 여 계산식들을 미리 적어 놓아서 다른 분들이 쉽게 사용할 수 있도록 블 로그에 개시해 놓았습니다.

마. 프로그램5: Mircosoft Picture Manager

저희가 별 사진 분석할 때 카메라의 상세 설정(감도, 노출시간, 조리개, 초 점거리, 등등)을 찾아서 확인하고 찍은 시간(위상 구할 때 excel 프로그램 에 입력하여 사용)을 찾아보기 위해 사용한 프로그램입니다.

그림 9 20170825 문제창 1031~1072 엑셀파일로 분석하는 모습

그림 10 Microsoft Picture Manager 스크린샷: 예천천문대에서 찍은 사 진)

바. 프로그램6: Skype

관측 자료들(약 총 500장)을 일정하게 분배해서 학교 수업을 마치고 저희 처리한 자료에 대해 서로 의논하기 위해서 사용한 무료 프로그램입니다.

관측자료를 처리하면서 화면공유를 통해서 정확한 별의 위치를 서로에게 알려주고 excel 파일에서 계산식을 어떻게 하면 좋을지에 등에 대해서 의논 하였습니다. 초심자들끼리 협력해서 분석 시 용이할 것입니다.

다운받는곳: http://skype.daesung.com/download/downloadMain.asp 사: 프로그램7: Imgae J

그림 11 직접 찍은 태양 스펙트럼 사진을 선택하는 모습 이현재

찍은 스펙트럼 사진을 선택하여 카메라 번호에 대한 광량을 표시한 엑세 파일을 만들었습니다. 이 프로그램 역시 무료입니다.

다운 받는 곳 https://imagej.nih.gov/ij/

4. 식 변광성과 비교성 선정

가. 식 변광성 선정 시 저희가 고려한 조건

아래 글은 한국을 기준(약 위도 36도 가정)으로 한 글임을 주의해야 합니다.

첫째, 학업도 병행 하면서 관측도 하려 했기 때문에 관측 날짜를 적게 잡기 위해서 식 변광성 중에서 주기가 비교적 짧은 별을 찾아보았습니다.

관측할 때 눈으로 별을 쉽게 찾기 위해 맨눈으로 볼 수 있는 약 6등급 이 하의 겉보기 등급을 가진 비교적 밝은 식 변광성을 선정하고자 하였습 니다.

둘째, 5,6월 달에는 사전 조사를 하였고 구름이 비교적 적은 하지가 지난 후 7월 8월, 9월, 10월을 관측 시기로 잡았습니다. 하지가 지난 시기여서 태양 적위가 하루에 약 0.25도씩 감소하여 일출 시간이 약 1분씩 늦어져 동지(태 양 적경:18h, 적위 0도)까지 밤의 시간이 늘어 날 것입니다.

즉 태양 적위가 감소하는 시기에 관측 날짜를 잡으면 밤이 늘어나 나기 때 문에 이렇게 관측시기로 잡았습니다.

셋째, 태양의 적경은 하루에 약 1도씩 증가하기 때문에 1달이면 약 2h간정 도 증가하게 됩니다. 관측 시기가 7, 8, 9 ,10월임을 고려하고 태양의 적경 증가 방향은 춘분점을 기준으로 서에서 동쪽임을 고려해야 합니다. 태양과 적경 차이가 점점 늘어난다면 하루에 4분씩 정도 관측 가능시간이 빨라지게 됨을 이용하면 좋습니다. 그리고 태양과 별의 적경 차이가 12h 가까운 별을 선정하도록 하였습니다. 그리하여 식 변광성은 주기가 거문고자리‘RR’형 변광성이나 성단형 변광성 보다 상대적으로 길기 때문에 식 변광성의 관측 시간을 늘려 관측 하는 날짜를 줄이고자 하였습니다.

넷째, 천체가 지평선 위의 떠있는 시간도 별의 적위에 따라 달라지므로 고 려해 주어야 합니다. 한국을 기준으로 (약 위도36도를 기준) 90도 ≥ 적위

≥54도 별은 주극성 , 54도 ≥ 적위 ≥-54도 이상인 별은 출몰성, -54도

≥ 적위 ≥-90도 별은 전몰성 입니다. 적어도 별을 관측하기 위해서 적위가 -54도 보다 큰 별을 선정하고자 하였습니다. 적위가-54도~36도까지는 남중고 도가 0도~90도까지 증가하게 됩니다. 적위가 36도에서 90도까지 증가하 면 최대고도가 90도에서 ~36도까지 감소하게 됩니다. 그래서 최대 고도가 10도 이상은 되어야 실질적인 관측이 가능하다고 생각되어 적위가 –44도 이상의 별 중에서 식 변광성을 찾아보았습니다.

다섯째, 구굴에서 무료로 다운받아 누구나 쉽게 사용할 수 있는 Astro imageJ 로 구경측광하려는 변광성 외에 원안에 별이나 노이즈가 있으면

올바른 광량을 측정해주지 못 합니다.

나. 비교성 선정 시 고려한 조건

첫째, 별의 천정거리에 따라 통과하는 대기량을 보정해주기 위해서 대기 소 광 계수를 구해 보정을 시켜 주어야 합니다. 식 변광성은 겉보기 등급이 변 합니다. 그래서 대기소광 계수를 구하기 위해선 비교성을 선정해야 합니다.

둘째, 맑은 날씨라면 어떤 별을 이용해서 대기 소광 계수를 구해도 일정합 니다. 그러나 저희가 관측일로 선정한 7, 8, 9, 10월 중 특히 7월, 8월은 구름 이 많은 날들이 많습니다. 최대한 식 변광성이 지나가는 대기 상황과 비교성 이 지나가는 대기상황을 비슷하게 해서, 식 변광성에 적절한 대기 소광계수 를 적용 할 수 있게 하려했습니다. 그래서 식 변광성과 최대한 가까운 별들 중에서 찾았습니다.

셋째, 일몰 때 붉은 색만이 하늘을 통과하듯이 색에 따라서 별이 지나가는 대기에 의해 광량이 감소되는 정도가 다릅니다. 일반적으로 별의 스펙트럼 형태가 비슷하면 별의 색도 비슷합니다. 그러므로, 식 변광성 스펙트럼 형 태가 비슷한 비교성을 선정하고자 했습니다.

넷째, 누구나 쉽게 구글에서 찾을 수 있는 Astro imagej라는 프로그램으로 구경 측광 시 비교성 이외에 원안에 별이나 노이즈가 있으면 올바른 광량은 얻지 못하게 됩니다. 따라서 비교성 주위에 별이 많지 않은 별로 비교성을 선정하였습니다.

다. 식변광성 Algol과 비교성 Misam 선정 과정

스텔라리움을 이용하여 여러 별들을 찾아본 결과 저희는 식 변광성은 Algol 로 선정 하였습니다.

(적경/적위(on date): 3h 09m20.51s/+41도 01분18,2초)

관측 일이 8,9,10월임을 고려했을 때 태양과 적경 차이가 12h에 점점 가까워 지기 때문에 태양의 적경이 하루 약 1도씩 서에서 동으로 증가하므로 하루 에 약 4분씩 관측 가능 시간이 늘어납니다. 적위가 약 41도 이므로 최대고도 가 약 85도입니다. 그래서 출몰성이지만 지평선 위에 떠 있는 시간이 길어 관측 가능 시간이 많습니다.

비교성을 선정할 때 저희는 사람이 보는 시야각과 비슷한 50mm렌즈로 삼각 대에 DSLR을 부착하여 카메라를 이용하여 Algol을 찍었을 때 나오는 주변의 별들을 스텔라리움으로 탐색하였습니다. 찾아본 결과 비교성으로 쌍성이지만 변광하지 않고 스펙트럼 형태가 비교적 Algol과 비슷하고 적경과 적위가 비 교적 비슷한 Mirphak으로 먼저 선정하였습니다. (적경/적위(3h 25m36.73s/+49 도55) 그러나, 구경 측광 시 원안에는 측정하고자하는 별 이외에 다른 별이

나 노이즈가 있으면 안 되기 때문에 주변에 별들이 많은 Mirphak이 아닌, 가 장 비교적 적경과 적위가 비슷하고, 스펙트럼 형태가 변광성과 비슷한 Misam(3h9m30.6s, 44도51 22.4초on date)을 비교성로 선정하였습니다.

적경 적위 출처: 스텔라리움

라. Algol(b-per) 분류: 식 변광성 적경/적위(on date):

3h09m20.51s/ +41도01분18,2초 주기:2.86736일 약68h 48m 59s 스펙트럼 형: B7V

식의 지속기간:14%

시차: 0.03514초 색지수(B-V): 0.00 거리: 92.82광년

등급범위: 2.12/3,39 측정계V 절대등급:-0.22

겉보기 등급: 2.05

Algol(B-per)은 밝기가 비교적 밝아 맨눈으로 볼 수 있고 주기가 3일 보다 작 아서 사람들에게 잘 알려진 변광성입니다. 그렇지만 Algol의 광도 변화를 전 부 관측 하고자 한다면 적어도 약 5~6일 정도가 필요합니다. 알골은 실제로 세 개의 별로 이루어진 삼중성계입니다. 구성원 A, B, C 중 A와 B는 매우 가까이 붙어 있으며(0.062 천문단위), 다른 C는 A와 B로부터 2.69 천문단위 떨어져서 공전하고 있습니다.

히파르코스 위성이 관측한 결과에 따르면 93광년 떨어져 있다고 합니다.

주성은 태양보다 약 3배나 큰 스펙트럼형 B8 주계열성 부성은 K2형 스펙 트럼의 준거성입니다. 지구에서 Algol을 봤을 때 별 끼리 서로를 공전 하면 서 별이 다른 별을 가릴 때 전반적인 광도 변화가 일어나게 됩니다. 희미한 세번째 별은 스펙트럼형 F1 주계열성으로 1.86년 마다 내부계를 선회합니다.

쌍성계의 구성원들은 거의 같은 시기에 탄생하며, 둘 중 질량이 무거운 쪽 은 가벼운 쪽보다 빠르게 진화합니다. 그러나 질량이 더 큰 알골 A는 주계 열성임에 반해 질량이 작은 알골 B는  준거성입니다. 이 역설은  질량 이동 으로 설명할 수 있습니다. 현재 가장 유명한 이론은 질량이 큰 쪽은 준거 성으로 진화하면서 주성의 물질이 젊은 동반성으로 흘러들어가게 된 것이 라 설명하고 있습니다.

그림 12 출처 :스텔라리움 별 정보

출처: https://www.aavso.org/vsots_betaper American Association of Variable Star Observers 2010/4/13 The text below was written by Dr.

John R. Percy, former AAVSO president, and Dr. Janet A. Mattei, AAVSO director. It was originally published in the Royal Astronomical Society of Canada Observer's Handbook in 1995.

위키백과알골https://ko.wikipedia.org/wiki/%EC%95%8C%EA%B3%A8 마. Mirphak(a-per)

분류: 쌍성

적경/적위(on date): 3h 25m36.73s/+49도55분18.2초 스펙트럼형: F5Ib

시차:0.00644초 색지수(B-V):0.48 거리: 506.45광년 절대 등급: -4.21 겉보기 등급: 1.75 마. Misam (k-per) 분류: 쌍성

적경/적위(on date):3h10m43.59s/+44도55분23.6초 스펙트럼형: G9,5IIIb

색지수: 0.98 거리: 112.74광년 절대등급: 1.06 겉보기 등급: 3.75

바. Algol 관측 자료를 보고 알게 된 점 및 예상광도 그래프 그리고, 관측 날짜 정하기

알골 관측 자료에서 식의 극소가 평탄하지 않음을 보고 동반성이 부분식만 을 일으키는 것을 알 수 있었습니다. [r(주성)-r(동반성)]<pcosi<[r(주성)+r(동반 성)] 인 경우임을 알 수 있습니다. 두산백과를 찾아본 결과 제3체는 그 궤도 경사가 커서 주성과 동반성의 전면을 지나는 일은 없으므로 식 현상에는 관 계가 없다고 합니다.

스텔라리움에서 식의 지속기간이 14%임을 이용하여 관측날짜를 정해 보았습 니다. 과거 관측 자료를 보고주식과 부식의 지속기간이 거의 비슷하다는 것 을 관측날짜 정하는 것에 이용하였습니다. 과거 관측 자료를 보고 주식과 부 식이 약 주기의 1/2만큼의 간격을 두고 일어남을 관측 날짜를 정하는 것에 이용하였습니다.

그림 13 Miraphak (a-per)

그림 14 Misam (k-per)

출처: 천문학 및 천체물리학 서론 저자사항: 엘스케 P. 스미스, 케네드 C. 제 이컵스 저;유경노, 대한교과서주식회사1979

http://terms.naver.com/entry.nhn?docId=1122685&cid=40942&categoryId=32293 두산백과 알골

Algol 과거 관측 자료 출처

http://www.boulder.swri.edu/~terrell/talks/aavso2001/frame04.html

그림 15 Algol 과거 관측 자료

5. 관측 날짜 및 장소 선정 가. 관측날짜 정하기

관측기간 동안 변광 주기가 약 2.86736일인 식변광성인 알골의 정확한 광도 곡선을 구하려면 , 지구 공전에 의한 낮의 길이와 밤의 길이의 변화를 고려 한다면 최소한 약 5~6일 정도 구름 한 점 없는 맑은 날씨 동안 관측을 해야 합니다.

나. 관측 날짜 정하는 방법

연속적으로 날짜를 잡지 말고, 온전한 그래프를 그리고자 한다면 적어도 5~6일 정도 뛰엄 뛰엄 관측 날짜를 잡아야합니다.

관측하고자 하는 날짜의 Algol 고도 0도 일때 시간부터 관측이 불가능 할 때까지(스텔라리움에 나타난 별 정보에서 글씨 색깔이 바뀔 때)까지 관측 가 능 시간을 기록합니다. 관측 날짜 주변의 주식과 부식(주식 시간에서 주기의 1/2, 34h24m50s을 더합니다.) 시간을 기록합니다.

과거 관측 자료(식의 지속기간은 14%입니다,(약 5시간) 주성과 부성간의 부 분식만이 일어나고 있습니다, 주식과 부식 사이의 시간과 부식과 주식 사이 의 시간이 거의 같습니다.)를 바탕으로 그래프를 그려 보고 해당 날짜의 관 측 지점을 표시합니다.

그림 16 관측날짜 선정하기 위해 논의하는 모습 다. 관측 날짜 정할 시 주의사항

1) 표시된 Algol최소광도 시간은 그리니치 천문대의 시간이므로 9시간 더 해야 합니다.(이로 인해 저희는 관측날짜를 다시 수정했어야 했습니다. ) 2) 주기의 소수점 자리까지 시간으로 환산해야합니다.(역시나 이로 인해 관측 날짜를 다시 수정해야 되었습니다.)

3) Algol 주식과 부식 사이의 시간은 약 주기의 ½

스텔라리움에서 별 정보를 표시하는 글씨의 색깔이 검은색이 되면 관측이 불가한 것입니다.

우리나가 동경 약128도이기 때문에 약 135도를 기준으로 하는 지금 시간, 컴 퓨터에 표시된 시간에서 약 30분 정도 빼주어야 합니다.

4)관측 가능한 시간은 변광성의 0도부터 잡아야합니다.

그림 19 스텔라리움에 나온 정보 토대로 예상 그래프 그리기 라. 관측 장소 정하기

1) 관측 장소 요건

저희는 관측장소를 정하기 위해 달빛 의성 공원, 주월사, 주월사 근처 마을, 예천 천문대, 문씨 세거지 공원을 답사하였습니다.

Algol은 북쪽 방향의 별이라는 것과 적위(+41도 01분18,2초)를 고려해

보았을 때 북동쪽에서 떠서 북서쪽으로 지는 별입니다. 마찬가지로 Misam 역시 북쪽 방향의 별이라는 것과 적위(+44도55분23.6초)를 고려 해보았을 때 역시 북동쪽에서 떠서 북서쪽으로 지는 별입니다. 그래서 북쪽방향(북서, 북 동, 북)에 최대한 장애물이 없는 장소를 찾고자 하였습니다. 또한 별의 광량 에 영향을 줄 수 있는 광공해가 적은 지역을 찾기위해 노력했습니다. 또한 학교(대구 영남고등학교)를 마치고 갈 수 있을 정도의 장소를 정하고자 하였 습니다. 사전 관측장소 답사는 6월 4일에 했습니다.

2) 관측 장소 탐사

-관측 장소 탐사 준비물: 나침반, 고도계, 삼각대, DSLR, 차량, 간식(배고픕니 다.), 기타 등등

-본리 남평문씨 세거지 공원: 북동쪽 방향에 약 30도 정도의 산이 있지만 영남고등학교에서 가장 가까워서 학교 수업 마치고 가기에 좋은 장소였습니 다. 11시가 되면 공원의 불빛들이 꺼져서 광공해 영향이 적어 관측 장소로 결정하였습니다. 6월 9일~10일에 관측 연습을 사전에 해보고 8월 18~19일에 이곳에서 관측을 수행하였습니다.

-의성 달빛 공원: 저희학교에서 차로 약 1시간 정도의 거리에 있으며 북 동쪽 방향에 약 35도의 산, 특히 북동쪽에 큰 달빛 공원 마크(고도가 약 30

그림 17 스텔라리움에 나온 정보 이용해서 7/25~9/17 관측 날짜 정해보는 모습

그림 18 스텔라리움에 나온 정보 이용해서 9/20~11/13 관측 날짜 정해 보는 모습

도 정도 되었습니다.)가 있어서 관측 장소로 선정하지 않았습니다.

-주월사 뒷뜰 언덕 : 의성 달빛 공원 뒤쪽에 있는 절입니다. 북쪽 방향에 소 나무 숲이 약 40도 정도 차지하고 있어 관측 장소로 선정하지 않았습니다.

-의성 달빛 공원 근처 작은 마을 하수 처리장 북동쪽 산언덕배기 약 38도 정도 차지하고 있어 관측 장소로 선정하지 않았습니다.

-예천 천문대 우주환경체험관 5층 옥상

저희 학교에서 출발 시 약 2시간 정도 거리입니다. 북동 방향에 약 1도의 장 애물이 있어서 별의 적위를 고려해 보았을 때 알골별과 미잠 별을 관측하기 좋았습니다. 그러나 북동쪽 방향에 영주 시내가 있어서 밤에 불빛의 영향을 걱정되었습니다. 그러나 북동쪽 방향에 장애물이 거의 없었기 때문에 영주 시내의 불빛에 영향을 받겠지만 이 장소를 관측 장소로 정하였습니다. 전기 공급을 부탁 드려 카메라의 배터리를 충전하거나 노트북을 가져와서 별의 올바른 위치를 점검해보고 알골과 미잠을 잘 찍었는지 사진을 확인해 보는 용도로 사용하였습니다. 8월 2일 , 8월 5일 관측날에는 예천천문대에 있는 숙소에서 자고 저녁 , 아침 식사 예천천문대 식당에서 먹었습니다. 그러다 예천 천문대 근처에 예천 온천이 있는 것을 발견한 후부터 관측이 끝난 후 집에 바로 가지 않고 온천에

서 쉬었다가 식사로 예천온

천 앞에있는 구내 식당에서 갈비탕을 먹고 관측을 마무리 하였습니다. 이곳 에서 총 관측한 날짜는 8월 2일~3일 8월 5~6일, 8월 12일~13일, 8월 25일~26 일 이었습니다.

그림 20 본리 남평 문씨 세거지 공원 8/19 관측

그림 21 예천 천문대 북동쪽 방향 8/12 관측

그림 22 6/4 관측장소 탐방. 예천 천문대

마. 관측 시 사용한 물품

1) 관측장비 -카메라-

DSLR(Cannon550d, Cannon700d, Nikon d5300, Nikond100), -렌즈-

캐논 ef-s 18-55 f3.5 stm 2개 니콘 nikkor 50 f1.4

니콘 nikkor af-s 18-55 f3.5 -삼각대-

니콘삼각대, 맨프로토삼각대, 벨본삼각대 2개 -관측 용 망원경-

celestron 90gt(굴절 망원경,경위대식), CQS 150(굴절망원경, 적도의식) astro master 90AZ(굴절 망원경), BressorNT150s( 반사망원경)

-T링4개, 어댑터4개, 릴리즈4개, 적색등, 별 지시기, 흔들어 핫팩(15시간지속, DSLR내부의 발열로 인해 추운 날 렌즈에 이슬이 끼는 것을 방지), 노트북, 마우스, 전기 공급 장치, 여분의 카메라 배터리(카메라 노출을 많이 하기 때 문에 배터리가 하루 2개 이상은 필요합니다. 이 사실을 저희도 실제 첫 관측 을 하면서 알게 되었습니다. 그래서 8월 2일은 배터리가 2개 들어간 세로그 립인 장착된 cannon 700d로 찍을 수 밝게 없었습니다.)

2) 관측 장비 외 사용 물품

-모기 퇴치제, 돗자리2개, 침낭, 세로그립, 간식, 음료수, 컵라면(새벽 추위제 안성맞춤), 커피포트

Ⅲ. 탐구과정 및 내용 1. 별 사진 파일 형식

저희는 Jpeg파일 형식으로 사진을 촬영했습니다. 초심자들이 변광성을 분석 할 때 카메라의 가장 기본적으로 쓰이고 보통 많은 사람들이 사용하는 파일 형식인 Jpeg 형식으로 사진을 찍어 변광성을 분석할 수 있음을 알아보고 싶 었습니다. Jpeg 파일 형식은 기존의 전문적인 분석을 위해 사용하는 Raw 파 일 형식보다 비트 수가 작아 별 밝기의 세밀한 측정(RGB 색상 체계로 나누 어서 분석)이 어렵습니다. 그러나 raw 파일 형식은 Jpeg와 2배에서 6배 정도 의 용량 차이가 있으므로 메모리 카드에 저장할 수 있는 사진의 수가 적으 며 1장당 용량이 매우 커서 이미지 저장이나 연속 촬영의 속도가 비교적 늦 습니다. 따라서 Jpeg 파일 형식은 용량이 적기 때문에 컴퓨터가 다운되지 않 고 많은 사람들이 사용하는 보통의 컴퓨터에서 안정적으로 분석할 수 있습 니다.

RAW 내용 출처: [네이버 지식백과] RAW 파일 (두산백과)

JPEG 내용 출처: 소형망원경에 부착한 디지털 카메라를 이용한 밝은 비교성 과 변광성의 측광/ 연구자: 김주창, 기태석, 강종희, 서상원, 박재민 /관측 지 도교사: 경북과학고 천종복 /지도교수 경북대 사범대 강용희

2. 적정노출 시간 찾기

찾는 방법 : Astro ImageJ 실행- FIle- Open-사각형모양 클릭- 사진에서 원

하는 별 선택- Analyze- Plot Profile- List- 최대 비트수 찾기-최대 비티수가 255 넘지 않는지 확인

적정 노출시간은 별 사진을 본격적으로 찍기 전에 찾아야 합니다. 적정노출 시간을 찾은후 일정한 노출시간으로 촬영해야 합니다. 저희도 관측 때마다 관측 장소에서 바로 노트북을 사용하여서 적정노출 시간을 찾았습니다. 최대 비트수가 Jpeg 파일 형식의 최대 표현 단계인 255를 넘지 않았을 때 가 적 정 노출 시간입니다.

3, 관찰할 별의 뜨는 시각과 위치 찾기

저희는 북쪽 방향의 별들인 것과 별들의 적경과 태양의 적경차이를 이용해 서 관측장소에서 대략적인 별이 뜨는 시각을 계산하였습니다. (Algol 3h09m20.51s, Misam 3h10m43.59s). 또한 별들의 적위를 고려하면 북동쪽에 서 별이 뜸을 알 수 있었습니다.

그림 26 적정 노출 시간 찾는 모습

그림 25 카메라5300, 감도 400, F 3.5, 노출시간 달리 하면서 적정 노출 찾아본 표 8/5

(Algol/+41도 01분18,2초, Misam /+44도55분23.6초)

2017년 8월 2일, 처음으로 예천천문대에서 관측을 했을 때, 적위를 이용해서 뜨는 위치는 대략적으로 파악했으나 별자리의 모양이 이숙하지 않아서 노트 북의 스텔라리움으로 몇 번 확인하고 천문대 팀장님이 초록색 별지시기로 별을 가르쳐 주셔서 확실히 파악하게 되었습니다. 이런 상황은 별을 처음으 로 관측하는 사람에게 분명히 일어날 수 있다는 생각이 들었습니다. 그래서 도움이 되는 방법을 생각해보다가, 스펙트럼 형태에 따라 다른 별의 색깔을 이용해서 별 구분하는 방법을 떠올리게 되었습니다.

Mirphak(알파 Per) –스펙트럼 형 F5Ib-황백색, Misam(카파 Per)-스펙트럼 형 G9.5IIIb-노란색, Algol(베타per)-스펙트럼 형 B7V-청백색임을 이용해서 익숙 하지 않은 별자리 모양에서 원하는 별을 정확하게 알 수 있었습니다. 또한 확실히 원하는 별이 찍혔는지 확인하기 위해선 (약 30초 정도) 노출시간을 길게 하여 사진을 찍어보면 됩니다.

4. 북쪽 찾기

별의 뜨는 위치인 북동쪽을 찾기 위해서 저희는 나침반을 사용하여 북극을 찾았습니다. 지구의 자기장은 휘어져 있으며, 자북극과 자남극을 연결한 선 은 지구 자전축에 대해 약 8도 정도 기울어져 있습니다. 따라서 자침의 N극

그림 27 Jpeg 파일 형식으로 촬영 8/26

은 정확히 지리상 북극을 가리키지 못합니다. 이 때 자침의 N극이 진북 방 향(지리상 북극)과 이루는 각을 편각이라고 합니다. 자침의 N극이 지리상 북 극에 대해 동쪽으로 기울면 E 또는 (+)로, 서쪽으로 기울면 W 또는 (-)로 표 시합니다. 예를 들어 우리나라에서 편각은 약6.5도W입니다. 이를 고려해 주 어 우리나라에서는 나침반이 가리키는 북쪽 방향에서 동쪽으로 약 6.5도 정 도 되는 곳이 진북 방향입니다.

-내용 및 편각 출처: High Top 탑 지구과학 2-

5. 데이터 자료의 수집과 분석 가. 구경측광

Astro ImageJ 실행- File – open – 사진 선택- perform multi aperture photometry- 원 크기 설정( 첫 번째 원이 별보다 크게, 세 번째 원이 다른 별이 들어가지 않을 정도의 크기, 두 번째 원의 크기는 첫 번째 원과 세 번 째 원을 구분해 줄수 있을 정도의 크기로 설정하면 됩니다.) Radius of object aperture(별의 밝기 측정하는 원), Inner radius of background annulus(별의 밝기와 배경하늘 밝기 측정하는 원 구분하는 역할) Outer radius of back ground annulus(배경하늘 밝기 측정하는 원)(구름이 많은 날엔 산란이 심해질 때, 노출시간이 길어질수록, 초점이 안 맞았을 때 등의 경우 별의 크기가 커지기 때문에 때에 따라서 원의 크기를 적절히 조절해 주어야 합니다). - Place Apertures- 첫 번째 클릭은 변광성 T1, 두 번째 클릭은 비 교성 C2로 분석하고자 하는 별을 클릭을 합니다.- 사진이 보이는 화면에서 우클릭을 합니다. - Measurements 창에 데이터 자료가 입력됩니다. - 사진을 다 분석 한 후 Excel 파일 형식으로 데이터를 저장하면 됩니다.

저희는 8월 2~3일, 8월 5~6일, 8월 12일~13일, 8월 18일~19일, 8월 25일~26일 에 관측한 사진을 나누어서 5명이서 Astro imagej를 이용해서 (촬영 시간이 정확히 나타나 있어서 이 카메라로 찍은 사진들을 선택하였습니다. 나머지 카메라로 찍은 사진들은 예비용으로 남겨두었습니다.) Nikon D5300으로 찍은 약 500장의 데이터 자료를 수집했습니다.(관측날짜마다 구름이 끼어있어서 맑을 때의 사진을 구해보고자 사진을 많이 찍었습니다.)

다음 표는 저희가 구경측광 시 구경의 크기를 나타낸 표입니다.

8/2~8/3 8/5~8/6 8/12~8/13 8/18~8/19 8/25~8/26 8 / 2 5 ~ 8 / 2 6 (미르팍추가) 30,60,80 25,40,50 25,40,50 25,35,45 45,55,70 45,55,70

구경측광 시 저희가 설정한 원의 크기 왼쪽부터 첫 번째 원

그림 31 구경 크기 설정 및 구경 측광 및 데이터 수집 2017/8/6

나. 데이터 자료 분석

변광성 분석에 처음 도전하는 사람이 이 데이터를 어떻게 하면 빠르고 쉽게 처리 할 수 있을지 고민하게 되었습니다. 그러다가 Excel에서 계산식을 입력 하여 분석시간을 최대한 줄일 수 있겠다는 생각이 들었습니다. 그래서 계산 식을 Excel에 직접 입력하여서 빠르게 계산하였습니다. 그리고 이 계산식이 기록되어 있는 excel 프로그램을 블로그에 올려 별에 관심 있는 분들이 분석 할 때 유용하게 사용할 수 있도록 하였습니다. http://blog.naver.com/s71724

다음은 저희가 일반적으로 쓰이는 분석방법으로 연구한 과정입니다.

다. 대기 소광 계수 첫째. 고도

스텔라리움에서 자신의 관측 위치를 입력한 후 Mircosoft picture manager에 서 시간을 찾아서 비교성과 변광성의 고도를 기록합니다. 고도를 기록할 시 00도00분00초를 도로 변환해 주어야 대기량을 구할시 천정거리 (90-고도)를 구할 수 있습니다. 고도(관측자기준):=(초고도/60+분고도)/60+도고도

둘째. 대기량

고도를 구한 후 Excel에 아래의 식에 입력한 후 최종적으로 비교성, 변광성 의 지구곡률 보정 대기량을 구해 줍니다.

비교성 지구곡률 미보정대기량

=1/COS((90-비교성고도(관측자기준))*파이(3.141592...)/180)에 (1/cosX=secX) 비교성 지구곡률 보정대기량

=비교성 지구곡률 미보정 대기량:-0.0018167*(비교성 지구곡률 미보정 대기

그림 32 지금까지 관측하면서 수집한 데이터 자료들 약 500장

량:-1)-0.002875*(비교성 지구곡률 미보정 대기량:-1)^2-0.0008083*(비교성 지 구곡률 미보정 대기량:-1)^3

셋째. 비교성 대기소광, 기기오차 미보정 등급

별의 등급을 구하는 공식은 m1-m2=-2.5log(L1/L2)입니다. (m1,m2=등급, L1, L2=광량) (출처: 고등학교 High Top 지구과학II)

Excel 파일에서 Source Sky C2(측정된 비교성의 광량)에서 Source Sky SNR C2(측정된 비교성 배경하늘 밝기의 광량)를 빼주어 배경하늘 밝기를 보정한 비교성의 광량을 구합니다. 위에서 구한 광량을 L1에 집어넣어 주고 임의로 광량이 1이고 등급이 0인 별이 있다고 가정하고 각각 L2와 m2에 넣어줍니 다. 정리하자면 비교성 미보정 등급= -2.5log(비교성 배경하늘 밝기의 광량) 입니다.

넷째. 그래프를 그려 대기소광 계수를 그립니다.

Logger Pro 3을 실행 합니다. X값에는 지구곡률 보정 비교성 대기량을 넣어 주고 Y 값에는 비교성 대기소광 미보정 등급을 넣어 주어야 합니다. 추세선 을 긋고자 한 범위 드래그 - 분석 - 곡선 추세선 - 1차함수- 마춤텍스트 - 확인 이렇게 하면 1차함수의 그래프의 기울기가 대기소광계수 입니다. (구한 대기소광 계수가 정확함을 확인해 보려면 같은 장소에서 다른 카메라로 찍 은 구름 없는 사진을 이용해서 대기소광 계수를 구해 일치하면 정확히 구한 것임을 알 수 있습니다. 이때 절편 값은 기기오차와 관련되므로, 카메라마다 기기오차가 다르기 때문에 다를 수 있습니다.)

라. 위상-변광성 대기소광과 기기오차 보정 그래프 그리기

첫째, 위상은 Excel에 ((촬영시각-기준시각/주기)의 나머지)/주기 넣어서 계산 해 줍니다. 촬영 시각은 Micro Picture Manager 에서 상세정보를 클릭하면 초까지 알아낼 수 있습니다. 그리고 보통 기준시각은 극소 지점들로 합니다.

그리고 시각과 주기를 23h 10m 30s 의 형식으로 바꾸어서 231030 이러한 형 식으로 바꾸어 계산해주면 편리합니다.

둘째, ( mo=m-k*변광성 지구곡률 보정 대기량 + 기기오차 ) (mo: 별이 대기 권 위에 보일 때의 등급, m: 별이 대기권에 영향을 받았을 때의 등급 k: 대 기소광 계수) (출처: 관측천문학, 저자: 스콧버니, 역자:이시우, 출판사: 미리 내.) 이 식을 이용해서 대기소광과 기기오차를 보정하여 최종적으로 변광성 의 겉보기 등급을 구해 줍니다.( m은 변광성 대기소광, 기기오차 미보정 등 급이고, m=-2.5log( 변광성 배경하늘 보정 광량(Source Sky T1- Source SNR T1 )식으로 구해줍니다. )

셋째, 변광성 지구곡률 보정 대기량은 비교성 지구곡률 보정 대기량과 마찬 가지로 변광성 고도를 찾은 후

1/COS((90-비교성고도(관측자기준))*파이(3.141592...)/180)에 대입하여 변광성 지구곡률 미보정 대기량을 구합니다. 그리고 변광성 지구곡률 미보정 대기

량:-0.0018167*(변광성 지구곡률 미보정 대기량:-1)-0.002875*(변광성 지구곡 률 미보정 대기량:-1)^2-0.0008083*(변광성 지구곡률 미보정 대기량:-1)^3 식 을 이용해 변광성 지구곡률 보정 대기량을 구합니다.

넷째, k 값은 위에서 비교성 지구곡률 보정 대기량-비교성의 기기오차, 대기 소광 미보정 등급 그래프, 1차함수에서 기울기를 말합니다.

다섯째, 기기오차는 카메라에 의해 생성되는 오차로 카메라의 노출 시간의 영향을 많이 받습니다. (스텔라리움에 나온 비교성의 등급-위에서 그린 1차 함수 그래프 y절편 값)이 기기오차 입니다.

위의 분석 방법은 기존의 주로 쓰이는 방법입니다. 저희도 우선 이 방법을 사용해서 2017년 8월 26일 데이터를 분석해 보았습니다. (주극소의 위상을 0 으로 잡았지만 그때가 주극소가 아닌것으로 보아 우리나라의 태양시로 인한 오차와 천문학에서 시간으로 쓰이는 율리우스일(JD)로 전환하지 않아서 발생 한 오차인것으로 예상은 해보았으나 다음연구를 하기전 주기가 매우 짧은 별을 이용해서 스텔라리움에 나온 극소시각이 정확한지 알아보겠습니다.)

마. 구름 끼지 않은 사진 찾기

이 방법을 사용해서 분석하기 전 저희는 구름이 끼지 않은 사진들을 찾아야 만 했습니다. 관측은 보통 구름이 없는 맑은 날에 합니다. 왜냐하면 구름이 끼인 데이터와 함께 대기소광 계수를 구하여 적용시킨다면, 구름이 없는 사 진들은 원래보다 더 밝게 측정 될 것이고 구름이 있는 사진들은 원래보다 더 어둡게 측정되기 때문입니다.

때마침 저희 가 관측한 날짜 마다 구름이 없는 날이 없었습니다.

저희가 관측한 비교성 미잠은 고도가 증가하는 상황이었습니다. 고도가 증가 하면 별빛이 통과하는 대기량이 감소하기 때문에 광량이 증가 하게 됩니다.

우선 사진을 보고 구름이 없는 사진을 기준사진으로 선정합니다. 기준 사진

에 대비하여 광량이 증가한 사진을 고르고 그 고른 사진에 비해 광량이 증 가한 사진을 고르는 방식으로 구름이 없는 사진을 찾아내었습니다.

그리고 대기소광 계수를 구하기 위해 그린 1차함수 그래프는 x값과 y값의 관련성, 즉 상관 계수가 1에 최대한 근접해야 합니다.

그림 34 20170826윤희 구름 안 낀 사진 찾기

그림 35 20170826 이현재 대기소광 계수 그래프 상관 계수 알아보기

그림 37 구름 없는 사진들로 겉보기 등급 이용하여 대기소광계수 구하기 20

그렇게 해야만 고도에 따른 빛이 통과하는 대기량의 차이를 정확히 보정해 줄 수 있습니다. Logger Pro 3에서 저희가 직접 계산해 본 결과 상관계수는 현재보정으로 나타나 있습니다. (RMSE: 평균 제곱근 편차입니다.)

바. 초심자들을 위한 쉬운 분석 방법 찾아보기

이제 부터는 저희가 초심자들을 위해서 쉽고 유용한 방법을 찾아보고자 연 구하는 과정입니다.

첫 번째로 기존의 대기 소광 계수를 구하는 방법은 mo=m-k비교성 지구곡률 보정 대기량이지만, L0=L-k비교성 보정 대기량 식으로 좀 더 쉽게 분석할 수 있을 것으로 예상해 보았습니다. 겉보기 등급보다 광량을 구하는 식이 더 간단했기 때문입니다. 그래서 그 방법으로 분석해보았습니다.

이 방법으로 분석하는 방법은 우선 비교성 배경하늘 보정 광량을 구해 줍니 다. 그리고 위에 방법대로 비교성의 지구곡률 보정 대기량을 구해 줍니다.

Logger Pro3을 실행한 후 x값에는 비교성 지구곡률 보정 대기량을 y값에는 비교성 배경하늘 보정 광량을 대입해 줍니다. 분석에 들어가서 선형 추세선 을 클릭합니다. 1차함수 그래프의 기울기가 (L0=L-k비교성 지구곡률 보정 대 기량)의 k값인 대기소광계수입니다. (E=10^4입니다.)

구한 k값을 구하고자하는

변광성 겉보기 등급=-2.5log(변광성 배경하늘 보정광량-k*지구곡률 보정 대기 량+기기오차/ 비교성 배경하늘 보정광량-k*비교성 지구곡률 보정대기량+기기 오차)+스텔라리움에서 찾은 비교성 겉보기 등급(after extinction 등급은 대기 에 영향을 받은 등급입니다.)

위 식에 대입하여서 분석해보려 하였으나 기기오차 값을 보정할 수 없었습 니다. 왜냐하면 기기오차를 구하기 위한 기준광량을 구할 수 없었기 때문이 었습니다.

기기오차를 보정해주지 않고 변광성 겉보기 등급을 구해 보니 기존에 분석 하는 방법으로 한 그래프와 차이가 났습니다. 기기오차를 보정해보기 위해서 두 그래프의 차이값들의 평균을 내어 분석해 보았지만 역시나 기존의 방법 으로 그린 그래프와 차이가 났었습니다. (로그함수의 진수에서 기기오차를 보정해줄 수 없었기 때문입니다.)

기기오차를 보정하기 위해서 비교성 겉보기 등급(스텔라리움)에 해당하는 광 량을 찾으려고 부단히 노력했습니다. 그러나 어떠한 방법을 사용하여도 별 의 겉보기 등급에 해당하는 광량을 찾을 수가 없었습니다.

어떤 점에서 이 방법이 논리적으로 모순이 있을지를 생각해보았습니다. 그 이유에 대해서 말해 보자면, m1-m2=-2.5log(L1/L2)라는 공식에서 L1,L2두 광 량의 크기는 카메라의 노출시간 카메라 이미지센서의 성능에 따라서 달라지 지만, 두 광량의 비는 달라 지지 않습니다.( 같은 두별을 측광할 시) 즉, m1 이라는 등급에 해당하는 절대적인 광량이 없어 이 방법으로 기기오차를 보 정해줄 수 없기 때문입니다.

그림 41 분홍색- 초록색 값들과 파란색 값들의 차의 평균을 내어 초록색 값 에서 그 차의 평균을 빼서 그린 그래프

파랑색-기존의 방법으로 그린 그래프

초록색-(L0=L-K*지구곡률 보정 비교성 대기량) 식을 이용해서 그린 그래프 즉, 저희가 생각해본 (L0=L-K*지구곡률 보정 비교성 대기량)식을 이용해본 방법으로 분석을 할 수 없다는 것을 알게 되었습니다.

두 번째 시도로, 초심자들을 위해서 아예 대기 소광 계수와 위상을 구하지 않고 간단한 식으로 분석 해 볼 수 있는 방법을 생각해 보았습니다. 그 방법

은 다음과 같습니다.

- 비교성 배경하늘 보정 광량, 변광성 보정 하늘 보정 광량을 구합니다.

- 비교성 배경하늘 보정광량에서 변광성 보정 하늘 보정 광량을 빼줍니다.

- 만약 일정한 간격으로 사진을 찍었다면 Logger Pro3에서 x축에는 카메라 번호를 대입해 주고(만약 다른 날짜를 찍은 사진과 합치려 한다면 찍은 시각 중에 하나를 골라 기준으로 잡고 기준 시각에 대해서 촬영한 시각을 구하여 x축에 집어 넣어 주어야 합니다.) y축에는 비교성 배경하늘 보정 광량에서 변광성 보정 하늘 광량을 빼준 값을 대입해 줍니다.

- 분석-> 곡선 추세선에서 범위를 지정하여 적절한 함수를 선택합니다.-> 맞 춤 택스트를 누른 후 -> 그래프를 완성합니다.

이 방법을 사용할 때에는 적경과 적위가 매우 비슷한 비교성과 변광성을 선 정해야 합니다. 그렇지 않으면 두별의 고도가 차이가 생겨 통과하는 대기량 이 달라지기 때문에 대기소광 계수를 구해 적용 시켜주어야만 합니다.

하지만 위 조건을 만족한 상태의 비교성과 변광성을 이 방식으로 분석한다 면 뺄셈만으로 간단히 분석할 수 있는 장점이 있습니다. 또한 같은 날에 일 정한 간격(카메라의 인터벌모드로 촬영한다면) 위상을 구하지 않아도 되는 장점이 있습니다.(만약 다른 날짜를 찍은 사진과 합치려 한다면찍은 시각 중 에 하나를 골라 기준으로 잡고 기준 시각에 대해서 촬영한 시각을 구하여 x 축에 집어 넣어 주어야 합니다.) 대기소광계수를 구하지 않아도 분석이 가능 합니다. 그리고 노출시간을 달리해서 찍은 사진도 사용할 수 있으며 달의 영향을 받거나, 태양이 뜨기 시작하기 직전까지의(태양의 빛의 영향력이 매 우 강해질 때는 비교성과 변광성 밝기 차가 거의 없어져 역시나 사용하지 못하게 됩니다.) 광량이 감소한 사진(태양이도 분석이 가능합니다. 또한 등 급이 아니라 광량으로 밝기가 표시되어도 식변광성을 분석 시 밝기 변화의 형태와 극소 지점들의 위치만으로도 위에 저희가 사전조사한 바에 의하면 별에 대한 다양한 정보를 얻을 수 있습니다. (그래프에서 보이는 오차는 변 광성과 비교성의 적경 적위 차이 따른 빛의 통과 대기량 차이와 낮이 거의 가까워지면서 광량의 지나친 감소로 인해 생긴 것으로 보여집니다.)

그림 42 Algol 주극소 부분

카메라 번호 대 (비교성 광량 - 변광성 광량) 그래프 2017/8/5~2017/8/6

세 번째로 도전해본 방법은 구름이 낀 사진들을 되살려 보는 것이었습 니다. 저희는 특히 학생이기에 관측할 시간이 많이 부족해서 그래프를 다 완성해서 Algol의 특성을 본격적으로는 분석해보지 못했습니다. 그 래서 관측점들을 늘려보고자 이 방법에 도전해 보았습니다. 방법은 담 음과 같습니다.

-구름이 없는 사진으로 부터 같은 시간동안 비교성 광량이 같게 감소 한 사진을 찾습니다.(비교성의 고도가 증가할 시)(비슷한 정도로 구름이 낀 사진을 찾아보는 것입니다.)

-그 사진들로 대기소광계수를 구하면 기존의 구름이 없는 사진들로 구 한 대기소광계수는 같지만 그래프의 y절편이 y축의 양의 방향으로 이 동 할 것입니다. (같은 사진기로 찍은 사진들로 분석해야합니다.) 기존 의 그래프와 y절편의 차를 선택한 사진의 변광성의 기존 방법으로 구 한 등급에 빼 줍니다. (구름에 의해 광량이 감소했기 때문입니다.)

이 방법은 비교성의 고도가 증가해야 구름이 낀 사진들을 판별할 수 있었습니다. 또한 실제로는 같은 시간 동안 비교성 광량이 같게 변한 경우가 거의 없기 때문에(구름의 양이 같은 경우가 희박합니다. 저희가 얻은 데이터에서도 이런 경우가 없었습니다.) 저희가 직접적으로 이 방 법을 사용하여 정확한 변광성 등급을 구할 수 없었습니다. 다음 사진에 서 기존의 그래프와의 대기소광계수가 일치 하지 않음을 보실 수 있습 니다.

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Ⅳ. 탐구 결과 및 결론

첫째. 알골 겉보기 등급을 기존의 방법으로 분석해본 결과 주극소 일 때 3.3295등급이 값으로 측정 되었습니다. 스텔라리움에 나온 주극소 일때 알 골 겉보기 등급이 3.39이므로 비교적 유사하게 측정 되었음을 알 수 있었습 니다. (미세한 구름의 영향으로 차이가 생긴것으로 보입니다.) 따라서 DSLR 카메라를 삼각대에 부착하여 별이 4분에 1도정도 이동하는 것을 고려하여 각도를 조절해 주면서 jpeg 파일 형식으로 관측하여 분석하여도 된다는 것을 알 수 있었습니다. 이 방법으로 초심자들이 쉽게 촬영할 수 있을 것입니다.

둘째. mo=m-k*대기량 식 대신에 Lo=L-k*대기량 식을 이용하면 쉽게 분석할 수 있을 것라고 예상했지만, 두 그래프를 비교해 보았을 때 일치 하지 않은 것으로 보아 L0=L-k*대기량 식을 이용해서 분석할 수 없음을 알 수 있었습

니다. (기기오차를 광량으로는 보정해줄 수 없었기 때문입니다.)

셋째. 8월 5일~6일의 데이터를 사용했을 때 카메라 번호 대 비교성광량 마이

그림 46 8월 5일 관측 데이터를 이용하여 저희가 생각해낸 쉬운 방법으로 분석한 것과 예상 한 알골 광도 그래프와 일치함을 볼 수 있었습니다.

너스 변광성 광량 그래프를 그렸을 때(비교성과 변광성의 적경 적위가 비슷 할 때) 미리 사전조사를 통해 그려본 8월 5일~6일의 예상 그래프와 유사하였 습니다. 따라서 비교성광량 마이너스 변광성 광량 값을 구하여 그래프를 그 려서 분석하여도 됨을 알 수 있었습니다. 이 방법을 사용한다면 쉽게 변광성 을 분석을 해볼 수 있을 것입니다.

넷째. 구름이 없는 사진으로 부터 같은 시간동안 비교성 광량이 같게 감소한 사진을 찾아서 구름이 낀 사진들을 관측점으로 사용할 수 있겠금 하려 하였 으나, 실제 같은 시간 동안 광량이 같게 감소할 확률이 거의 적어서 이 방법 으로 사진을 살릴 수 없음을 알게 되었습니다. 따라서 반드시 구름이 없는 맑은 날에 관측을 해야만 정확한 자료를 얻을 수 있습니다.

지금까지 DSLR 카메라를 이용하여 식 변광성을 쉽게 관측하는 방법을 소개 해드렸습니다.

이 글을 읽고 별에 호기심을 가지며 밤하늘을 바라보세요, 당신의 삶은 하늘의 무수히 많은 반짝이는 별들과 같이 빛나고 소중합니다.

Ⅴ. 다음 연구 계획

위상에 대해 다른 별을 관측해서 왜 오차가 발생하였는지 스텔라리움에 나 온 극소 시간이 정확한지를 다시 한 번 알아보겠습니다.

식변광성의 스펙트럼 측정에 대해서 연구를 하는 것은 다음 연구에서 할 계 획입니다.

방과 후 수업 시간에 스펙트럼 찍어 태양 대기분석을 해보고 나서 위 연구 를 수행 하면서 식 변광성의 스펙트럼을 찍으면 어떻게 될지 궁금하였습니 다. 그래서 기말고사 시험을 치고 나서 (2017년 12월 18일에 끝납니다.) 식 변광성 스펙트럼 관찰해 보고자 합니다.

현재까지 추진한 스펙트럼 관련 연구 상황은 다음과 같습니다. 간이 분광기 를 만들어서 스탠드에 올려서 태양을 향하게 한 후 DSLR 카메라를 이용하여 태양 스펙트럼 사진을 촬영하였습니다. 촬영한 스펙트럼 사진을 통해 https://imagej.nih.gov/ij/ 에서 무료로 다운 받아서 사용할 수 있는 Image J, 메모장을 활용하여 태양대기를 분석해 보았습니다. 단일 슬릿 실험과 이중 슬릿 실험에 대해 공부해 보았습니다. 또한 기준 파장을 선정하여서 계산하 는 방법에 대해서도 교수님께 자문을 구해서 공부하였습니다.

태양보다 크기가 작게 보이는 별과, 달의 스펙트럼 사진을 찍고자 소형망원 경의 대물렌즈 앞에 회절 격자 시트지를 댄 후 접안렌즈 부분에 DSLR을 연 결하여 찍어 보려고도 했고 DSLR을 삼각대에 연결한 후 렌즈에 회절격자 시 트지(1000line/mm)를 대어 찍어 보려했습니다. 또한 스마트폰 카메라 렌즈에 회절격자 시트지를 대어서 스펙트럼을 찍어보고자 했었고(위 3방법으로 2017/4/12 보름달에 가까운 모양의 달을 찍어 보았습니다.), CPL 필터를 아파 트 배 놀이터 앞에 돌에 대고 망치로 깨서 회절 격자 시트지를 부착하여서

DSLR렌즈 앞에 장착하여 촬영해보고자 시도했습니다.(2017/8/19에 시도해 보 았습니다.) 스마트폰 카메라 렌즈에 회절 격자 시트지를 바짝 붙여서 찍을 때 스펙트럼 사진이 잘 찍혔으나 주변의 불빛의 스펙트럼도 같이 나와서 무 엇이 별의 스펙트럼인지를 분간하는 방법을 현재 고민하고 있는 중입니다.

그리고 왜 그렇게 잘 찍혔는지도 생각해 보고 있습니다. 왜냐하면 DSLR 카 메라 렌즈 앞에다가 회절격자 시트지를 대어서 촬영했을 때와 소형 망원경 대물렌즈 앞에 시트지 대고 DSLR을 연결하여서 찍었을 때, 저희가 만든 회 절격자 필터를 깨서 촬영하였을 때 둘 다 스펙트럼이 나오지 않았기 때문입 니다.

아마도 그 이유는 회절 격자 시트지를 빛이 지나가면서 굴절이 되기 때문인 것으로 예상됩니다. 그리고 별 빛의 경우 빛이 태양에 비해서 약하기 때문에 반드시 소형망원경이나 망원렌즈를 사용해야 할 것 같다는 생각이 들었습니 다.

그래서 빛의 굴절을 고려하여 각도를 틀어서 망원경이나 망원렌즈에 부착하 여 스펙트럼 사진을 찍을 수 있는 장치를 생각해 보고 있습니다.

그림 47 직접 찍은 태양 스펙트럼 사진을 선택하는 모습 이현재

그림 48 cpl 필터를 망치로 깬 후 회절 격자 시트지를 잘라서 끼워 DSLR 카메라에 장착하여 스펙트럼 사진을 촬영해보고자 시도하였습니다.

그림 49 빛의 굴절의 고려하여 찍기 위해 얇은 틈을 만들어서 거기에다가 회절격자 시트지를 붙였습니다. 그리고 카메라에 연결하기 위해서 원형으로 구멍을 내어 만들어본 종이 상자 분

광기 입니다.

그림 50 추적장치에 망원렌즈가 장착된 DSLR를 장착할것입니다.

그리고 렌즈 앞에 종이 상자분광기

그림 51 스펙트럼 사진 촬영 시도 망원경 이용, 간이 분광기 제작(국립 대구 과학관에서)한 것으로 태양 스펙트럼 촬영해보기

그림 52 학교에서 만들어본 간이 분광기

Ⅵ. 부록

1.분석 및 촬영 시 반드시 주의해야할 점(저희가 겪은 시행착오들) 첫째. 스텔라리움을 이용해서 별의 고도를 구할 때, 관측 날짜를 잡고자 할 때 반드시 위치 설정에서 관측지의 좌표를 입력해야 합니다. (저희는 이렇게 하지 않아서 별의 고도와 관측 날짜를 다시 구해야 했습니다. )

둘째. 반드시 맑은 날(달이 떠있을 때에는 관측하시면 별의 광량에 영향을 줄 수 있기 때문에 달의 위상을 고려해서)에 관측을 해야 합니다.(맑은 날에 촬영을 하지 않으신다면 구름이 없는 사진을 찍기 위해서 많은 사진들을 찍 으셔야 하고 분석의 양이 많아져 힘들어 지실 것입니다. 저희도 촬영을 갈 때 마다 그래서 5번의 관측동안 총 500장의 사진을 찍어야 했습니다. 또한 달이 있을 때 찍은 사진의 데이터로 분석 해보았을 때 오차가 발생한 것을 볼 수 있었습니다.)

셋째. 저희가 본격적으로 관측 한 8월 달에도 새벽이 되면 매우 추워 졌습니 다. 그래서 반드시 따뜻하고 긴 옷을 준비 하셔야 합니다. (8월 2일 관측 때 저희는 그럴 줄 예상하지 못하고, 여름 하복을 입고 관측한 적이 있어서 서 로 펭귄들처럼 바짝 붙어서 관측을 했어야 했습니다. 그리고 추워 질 때 유 용하기 때문에 컵라면과 커피 포트를 챙겨 가시는 것을 추천합니다. 모기 퇴 치제도 여름에 반드시 필요합니다!)

넷째. 위상을 기록할 때 촬영 시각을 정확히 입력해야 합니다. (카메라의 시 간 설정을 반드시 정확하게 해야 합니다. 주 분석용으로 쓰인 Nikon D5300 카메라는 시간이 정확하게 입력되어 있었지만, 다른 카메라들에는 시간 설정