천문학 관측 수단과 기기

 

 

 

 

대기를 통한 관측

인공위성과 우주선을 이용하여 대기권 밖에서도 천체의 관측이 가능해졌지만 대부분의 천체관측은 지상에서 이루어지고 있다. 대기 관측은 날씨를 비롯하여 대기의 안정성, 많은 파장대에서 대기의 불투명도이다.

공기는 안정적인 상태에 있지 않고 온도와 밀도가 다른 여러 층을 이루고 있다. 이에 따라 대류와 난류가 일어난다. 어떤 별에서 들어오는 빛이 안정적이지 않은 상태에 있는 공기를 통과할 때 방향에 따라 굴절률이 급격히 변한다. 빛의 양이 끊임없이 변하는데 이 현상을 섬동을 일으킨다고 한다.  

빛의 파면이 망원경의 구경을 지나갈 때 파면의 진폭과 위상은 시간에 따라 바뀐다. 진폭의 변화는 이미지에 섬동을 일으키고 위상의 변화는 이미지를 흐릿하게 만든다. 망원경은 넓은 면을 이용하여 빛을 수집하므로 급격한 변화를 반반하게 하고 섬동을 줄여준다. 대신에 대기를 통과하는 경로에 따라 빛의 위상 차이는 같은 방식으로 상쇄되지 않아 상은 흐트러지고, 점광원은 흔들리는 점으로 나타난다. 이러한 현상을 시상이라고 한다.

시상은 망원경이 얼마나 작은 것까지 분리해 낼 수 있는지를 제한한다. 간혹 대기가 짧은 시간 동안 안정되는 경우 긴 시간 동안 노출하여 찍은 이미지에서는 볼 수 없던 상세함을 얼핏 들여다보는 것이 가능하다.


광학망원경
망원경은 천체를 관측하는 데 다음 세 가지를 수행한다.

1. 천체로부터 빛을 모아 매우 어두운 광원에 대한 연구

2. 분해능을 향상시키고 천체의 겉보기 각 지름을 증가시킨다.

3. 천체의 위치를 측정하는 데 사용된다.

망원경이 빛을 수집하는 면은 렌즈나 반사경의 형태를 갖는다. 렌즈형 망원경 또는 굴절망원경과 거울형 망원경 또는 반사망원경으로 구분된다.


굴절망원경
간단한 대물렌즈만을 가졌던 초기의 굴절 망원경을 이용한 관측은 색수차의 장애를 겪었다. 유리가 빛을 굴절시키는 양은 색에 따라 다르므로 모든 색깔이 같은 초점에서 만나지 않고 파장이 길어짐에 따라 초점거리도 늘어난다. 이러한 광로차를 없애기 위해서 18세기에 두 부분으로 이루어진 색지움렌즈가 개발되었다.

굴절망원경은 시야가 좁고 불편할 정도로 긴 경통을 갖는 구조 때문에 활용도가 제한된다. 예를 들어 태양 망원경과 별의 위치 측정에 사용되는 각종 자오망원경에서 여전히 굴절망원경이 사용된다. 또한 쌍성의 안시관측에도 굴절망원경이 사용된다.

새로운 기술
검출기들은 입사한 광자들을 전부 기록할 수 있는 이론적인 효율의 한계에 다가서고 있다. 궁극적으로 희미한 천체를 검출하기 위한 유일한 방법은 망원경의 집광 면적을 증가시키는 것이지만 반사경의 크기는 실질적인 최대 크기에 이르고 있다. 따라서 이러한 목적을 달성하기 위하여 새로운 기술적인 해결점이 요구되고 있다.

최신 대형 망원경들에 사용되는 새로운 기술 중 하나는 능동광학이다. 이 방식에서 반사경은 매우 얇지만 컴퓨터에 의해 조절되는 지지 시스템에 의해 반사경의 모양이 항상 정확하게 유지된다. 이러한 반사경은 기존의 두꺼운 반사경과 비교하여 훨씬 가볍고 제작 비용도 덜 든다. 반사경의 중량이 작기 때문에 반사경을 지지하는 구조물로 더 가볍게 만들 수 있다.

반사경 지지 시스템의 개발은 적응광학까지 선도하게 되었다. 시상 원반의 모양을 얻기 위하여 기준이 되는 별을 끊임없이 감시하며 관측한다. 작은 보조 반사경의 모양을 1초에 수백 번까지 조정함으로써 천체의 상을 최대한 선명하게 만든다. 2000년 이후에 적응광학은 세계 최대 망원경들에 채택되어 사용되고 있다.


검출기와 천문기기

망원경을 이용한 육안관측으로는 단지 제한된 정보만을 얻을 수 있다. 19세기 말까지 이러한 육안관측이 유일한 관측방법이었다. 19세기 중반 사진술의 발명은 천문학에 혁명을 일으켰다. 사진술 다음으로 광학천문학에 있어 중요한 개발이었다.

사진건판
사진술은 아직도 천문학에서 가장 일반적인 천문관측 방법의 하나이다. 천문 사진술에서 유리건판이 형태를 더 잘 유지하기 때문에 필름보다는 유리건판이 사용되지만 요즘 대부분 CCD카메라가 사진술을 대체하고 있다. 필름 또는 건판표면에 입히는 감지층은 은할로겐 화합물로서 보통은 은브롬화물인 AgBr로 되어 있다.

광전음극, 광전증배관
광전음극은 사진 건판보다 더 효율적인 검출기이다. 광전음극의 원리는 광전효과에 기반을 두고 있다. 광양자 또는 광자가 광전음극을 때리면 전자가 튀어나온다. 이 전자가 양전극 또는 양극으로 이동하게 되면 측정할 수 있는 전류를 만들게 된다. 광전음극의 양자효율은 사진건판의 양자 효율보다 10~20배 더 좋다. 최적의 조건에서 효율을 30%까지 높일 수 있다.

측광기, 편광기
밝기를 측정하는 검출기인 측광기는 보통 망원경의 뒤쪽에 있는 카세그레인 초점에 놓인다. 초점면에는 관측하는 천체의 빛을 통과시키는 작은 구멍인 조리개가 있다. 조리개를 둠으로써 시야에 들어오는 다른 별의 빛이 측광기로 들어오는 것을 막을 수 있다. 조리개 뒤에 놓인 시야렌즈는 광선을 광전음극으로 굴절시켜 준다.

CCD카메라
가장 중요한 새 검출기 가운데 하나는 CCD카메라이다. 이 검출기는 빛에 민감한 실리콘 다이오드로 만들어진 표면으로 구성되어 있으며, 영상 화소 또는 픽셀이 배열된 직사각형 형태를 갖는다. 가장 큰 CCD카메라는 4096x4096화소를 갖고 있다.

광자가 검출기의 표면을 때리게 되면 전자들이 튀어나오게 되고 이 전자들은 화소에 갇혀 있게 된다. 노출이 끝나게 되면, 전위 차이를 변화시켜 줌으로써 검출기의 행을 따라 화소에 쌓인 전하를 판독기억장치로 전달해 준다. 기억장치에서 각 화소에 있는 전하들은 아날로그/디지털변환기로 전달되는데, 이로부터 변환된 디지털값이 컴퓨터로 전송된다.


전파망원경

전파천문학은 1930년대에 시작되었으며 전자기파의 관측 가능한 영역을 여러 규모로 확장시켰다. 전파천문학은 수 메가헤르츠에서 약 300GHz까지의 주파수 영역을 포함한다. 전파천문학자들은 조건이 좋을 때 서브밀리미터 영역을 이용하기도 하고, 태양흑점 극소기 동안에는 전리층의 구멍을 통해서 저주파수 관측을 할 수도 있다.

전파천문학의 진정한 탄생은 레버가 9.5m 포물면 안테나를 직접 만들어서 세계적인 관측을 시작한 때인 1930년대 후반에 이루어졌다고 할 수 있다. 이후에 전파천문학은 급속도로 발전하였고, 우주에 대한 지식을 넓히는 데 공헌하였다.

전파관측은 연속 복사와 스펙트럼 선복사의 형태로 이루어지고 있다. 우리 은하계의 구조에 관한 지식의 대부분은 중성수소의 21cm 선과 최근에 이루어지고 있는 전파관측에서 얻고 있다. 전파천문학은 다수의 중요한 발견을 이룩하였다. 예를 들면 펄서와 퀘이사는 전파관측으로 처음 발견되었다.