2019 심화교육 – 천체지구과학 강의노트 3

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2019-10-08 경남과학고등학교 오유신 작성

#천체 관측

망원경의 성능

집광력(Collecting Power): 망원경이 빛을 모으는 능력으로, 빛은 받는 면적 즉 구경의 제곱에 비례하는 양이다.

분해능(Resolving Power): 어떤 근접한 두 개의 점을 분해해서 볼 수 있는 능력으로, 구경에 비례하고, 해당 빛의 파장에 반비례한다.

배율: 대물렌즈의 초점길이/접안렌즈의 초점 길이: [eqn: m=f _{o} /f _{e}]
> 배율은 달 등 근접 천체를 관측할 때는 관련이 있을 수 있으나, 딥스카이 천체의 경우는 생각보다 별 차이가 없다.

망원경의 성능 발전에 따라서, 관측 결과가 좋아지고 있다. 물론, 망원경의 성능 발전과 함께 검출기와 분석 능력의 발전도 동반되어야 한다.

광학망원경의 구조:경통

- 광학망원경은 크게 렌즈를 이용한 굴절식과 거울을 이용한 반사식으로 나누어진다.

1. 굴절망원경

> 굴절망원경은 렌즈를 주경으로 사용하며, 일반적으로 사람들이 생각하는 망원경의 이미지이다,

> 단, 굴절망원경은 렌즈에 의한 색수차 등 여러 가지 수차가 생기며, 초점거리가 긴 단점이 있다.

> 굴절망원경은 대물렌즈로 볼록렌즈를, 접안렌즈로 오목렌즈를 써서 상이 뒤집어지지는 않으나 초점거리가 짧고 시야가 좁은 케플러식과, 대물렌즈와 접안렌즈 모두 볼록렌즈를 사용하여 초점거리를 상대적으로 길게 만들 수 있고 시야가 비교적 넓으나 상의 상하좌우가 뒤집어지는 갈릴레이식 굴절 망원경으로 나누어진다.

2. 반사망원경

> 반사망원경은 반사경(거울)을 주경으로 사용하며, 포물면의 형태로 연마된 주경(포물경)에서 1차적으로 반사된 빛이 볼록 거울에서 2차 반사되어 초점을 맺은 것이 접안렌즈로 들어오는 형태이다.

> 단, 반사망원경은 주경의 연마도에 따른 구면 수차가 발생하며, 경통이 열려있어 대기의 출입이나 대류 현상 등으로 인하여 상이 불안정하다는 단점이 있다. 게다가, 거울에 있어서 반사손실률이 존재하여 같은 구경의 굴절 망원경에 비하여 상이 더 어둡다.

> 반사망원경은 주초점을 어디에 두느냐에 따라서, 주경 앞에 사경을 두어 주 초점을 경통의 측면으로 끌어내는 뉴턴식, 주경 뒤로 초점을 끌어내는 카세그레인식, 그 외 뉴턴식을 보정한 쿠데식이나 나스미스식, 카세그레인식을 보정한 슈미트식 반사망원경으로 나누어진다.

3. 반사굴절망원경

> 반사굴절망원경은 렌즈와 반사경을 모두 사용하는 형태로서, 경통이 작다.

> 해밀턴식, 베이커-슈미트식, 막스토프식 등의 반사굴절망원경이 있다.

광학망원경의 구조:가대(Mount)

1. 경위대식 가대(Altazimuth Mount)

> 대부분이 상하/좌우로만 움직이며, 주로 안시관측용이며 천체 추적이 힘들어 사진 찍기가 힘들다. 그러나, 최근에는 GOTO 소프트웨어와 하드웨어 지원이 좋아져서 Star-tracking의 성능도 좋아졌다.

2. 적도의식 가대(일반적으로 독일식 가대)

> 소/중구경의 굴절/반사망원경에 적합하며, 상대적으로 이동이 쉽고, 천체를 정확하게 추적할 수 있어서 아마추어들에게 좋다.

> 적도좌표계를 사용하므로 상당히 다루기가 어렵다.

> 경통 크기 대비 망원경 전체 크기가 상당히 크다 -> 대형 망원경에 부적합하다.

전자기파(우리가 관측하는 천체들의 빛)

태양과 같은 항성들의 경우는 가시광선을 주로 방출한다. 적외선은 주로 원시성에서 방출하며, 온도가 높은 별의 경우는 자외선, X선 등을 방출하기도 한다. 강착 원반에 천체가 빨려들어가는 경우도 X선을 방출하기도 한다.

전자기파의 파장에 따라 다른 망원경과 검출기가 필요하다. 관측 대상에 따라 망원경과 검출기의 적절한 선택이 필요하다.

우리 은하의 경우도, 다양한 파장대의 영역에서 관측한 모습이 다 제각각 다르다. 보지 못했던 천체들 등을 찾는 등, 다양한 파장대의 영역의 관측을 통해 효과적인 관측과 발견이 가능하다.

지구 대기의 영향과 관측

지구 대기는 파장에 따라 가시광선을 흡수하는 정도가 다르다.

가시광선의 경우는 대기의 창에 해당하므로 지표까지 쉽게 도덜하지만, 적외선, UV선, X-선 등의 영역은 지표까지 쉽게 도달하지는 않는다.

그러나 대기를 투과한 가시광선의 경우도 대기에 의한 흡수는 일어나므로, 정확한 데이터는 될 수 없다. 따라서, 대기 밖에서의 망원경을 통해 관측하는 것은 데이터의 신뢰도를 꽤나 상승시켜준다.

전파망원경

전파망원경은 수나노미터~수킬로미터에 해당하는 다양한 파장의 영역대의 전자기파를 관측한다.

1932년 잰스키(Jansky)가 우주 전파를 처음으로 관측하였다.

우주 전파는 대체로 라디오의 전파보다도 약하므로, 이를 수신하고 검출하기 위해서는 대형 안테나가 반드시 필요하다.

전파망원경은 구성이 광학망원경과도 조금 다르다. 전파망원경은 접시형 안테나, 수신기, 증폭기, 기록계로 구성된다.

허블 우주 망원경(HST)

지상의 대기 등으로 인한 관측의 방해나 정확성의 하락을 보정해주는 해결사로서, 고도 600km로 지구 궤도를 돌고 있다. 무게 11톤, 구경은 2.4m이다. 2017년을 기점으로 임무가 종료되었다.

찬드라 X선 망원경(Chandra X-ray Observatory)

우주 중에 쏘아올린 X선 망원경이다.

스피처 우주 망원경

우주 적외선 망원경이다.

분광

밀집된 기체 덩어리 또는 고체의 발광은 흑체복사의 모델과 잘 들어맞는다.

덩어리의 온도가 높을수록 파장이 짧은 전자기파를 주로 방출한다(빈의 변위법칙)

모든 원자의 천이에는 고유의 주파수가 있어서, 빛을 주파수 또는 파장별로 분석을 하여, 천체의 구성 원소가 무엇인지 알 수 있다. (21cm 전파 등)

항성의 스펙트럼을 분광하여 흡수 스펙트럼을 분석해보면 항성 대기의 성분을 추정할 수 있다.

도플러 효과

도플러 효과를 이용해서, 천체의 시선 방향 속도를 추산할 수 있다.
[eqn: lambda = lambda_{0}(1+v/c)]

좀 더 분해능을 높이기 위하여 적응 광학 등의 다양한 연구가 진행 중에 있다.