3. 관측천문학(2)

관측천문학 개발과 다양성

관측천문학은 광스펙트럼에서의 우주 조사와 더불어 천문학자들은 전자 스펙트럼의 다른 부분에서 정보를 얻을 수 있게 되었습니다.

관측천문학 (2)
관측천문학 (2)

그러한 비 광학적 측정은 태양의 열 특성에 대해 이루어진 최초의 것입니다. 일식 중에 사용되는 기기는 코로나로부터의 방사선을 측정하는 데 사용할 수 있습니다.

전파천문학

전파 천문학은 전파의 발견으로 천문학의 새로운 분야로 부상하기 시작했습니다. 긴 파장의 전파는 해상도가 좋은 이미지를 만들기 위해 훨씬 큰 접시를 모을 필요가 있었고, 그 후 고해상도 개구부 합성 무선 이미지(또는 ‘라디오 지도’)를 만들기 위한 다 접시 간섭계의 개발로 이어졌습니다. 마이크로파 혼 수신기의 개발로 빅뱅과 관련된 마이크로파 배경 복사가 발견되었습니다. 전파 천문학은 지구 크기보다 훨씬 큰 기준선을 가진 간섭계를 만들기 위해 라디오 천문 위성을 사용해도 그 능력을 계속 확대하고 있습니다. 그러나 다른 용도로 전파 스펙트럼 사용이 계속 확대되고 있어 별로부터의 희미한 전파 신호는 서서히 사라지고 있습니다. 따라서 미래에 전파 천문학은 달 뒷면과 같은 차폐된 장소에서 이루어질 가능성이 있습니다.

관측천문학의 20세기 후반의 발전 관측천문학의 20세기의 마지막 부분에서는 천문학적인 계측에서의 급속한 기술적 진보를 볼 수 있었습니다. 광학 망원경은 점점 커져 부분적으로 대기 흔들림을 없애기 위해 적응 광학을 채용하고 있었습니다. 새로운 망원경이 우주로 발사되어 우주선을 관측할 뿐만 아니라 전자기 스펙트럼의 적외선·자외선·X선·감마선 부분에서도 우주를 관측하기 시작했습니다. 간섭계 어레이는 무선, 적외선 및 광학 파장에서의 개구부 합성을 사용하여 최초의 매우 고해상도 이미지를 생성했습니다. 허블우주망원경과 같은 궤도 위의 기기는 천문학적 지식의 급속한 진보를 낳았고 희미한 물체를 가시광으로 관측하는 작업만 역할을 했습니다. 개발 중인 새로운 우주 기기는 다른 항성 주변 행성을 직접 관측할 것으로 기대되고 있습니다. 아마 지구와 비슷한 세계도 있을 거예요. 망원경 외에도 천문학자들은 다른 관측 기기를 사용하기 시작했습니다.

관측천문학의 기타 기구

중성미자 천문학은 보통 거대한 지하 탱크인 특수관측소에서 중성미자 검출기를 사용해 천체를 관측하는 천문학의 한 분야입니다. 항성의 핵반응과 초신성 폭발은 매우 많은 중성미자를 생성하지만 중성미자 망원경으로 검출할 수 있는 것은 극히 미미합니다. 중성미자 천문학은 태양의 핵과 같은 광학 망원경이 접근할 수 없는 과정을 관측할 가능성에 의해 동기 부여되어 있습니다. 중력파 검출기는 중성자별이나 블랙홀과 같은 거대한 물체의 충돌 등의 이벤트를 포착하도록 설계되어 있습니다. 또한 태양계 내 행성을 매우 상세하게 관측하기 위해 로봇 우주선이 점점 더 사용되고 있기 때문에 행성 과학 분야는 지질학 및 기상학 분야와 크게 교차하고 있습니다.

관측천문학의 관측 도구

망원경

거의 모든 현대 관측 천문학의 주요 도구는 망원경입니다. 이는 매우 얇은 물체가 관찰할 수 있도록 더 많은 빛을 모으고 작고 먼 물체가 관찰할 수 있도록 이미지를 확대하는 이중 목적에 도움이 됩니다. 광학 천문학에는 매우 정밀한 광학 부품을 사용하는 망원경이 필요합니다. 예를 들어 곡면 거울을 연마 및 연마하기 위한 일반적인 요건은 표면이 특정 원뿔 형상의 빛 파장의 일부 내에 있어야 합니다. 현대의 많은 ‘망원경’은 실제로는 개구부 합성을 통해 더 높은 해상도를 제공하기 위해 협력하여 일하는 망원경 어레이로 구성되어 있습니다. 대형 망원경은 날씨로부터 보호하고 환경 조건을 안정시키기 위해 돔에 설치되어 있습니다. 예를 들어 망원경의 한쪽에서 다른 쪽으로 온도가 다르면 광학 소자를 위치에서 밀어내는 열팽창에 의해 구조의 형상이 변화합니다. 이것은 이미지에 영향을 미칠 수 있습니다. 그래서 돔은 보통 밝은 흰색(이산화타이타늄) 또는 도장 되지 않은 금속입니다. 돔은 관측이 시작되기 훨씬 전 일몰 전후에 열리는 경우가 많아 공기가 순환하며 망원경 전체를 주위와 같은 온도로 만들 수 있습니다. 관측에 영향을 미치는 바람막이나 기타 진동을 방지하기 위해 망원경은 주위 돔이나 건물과는 전혀 다른 기초를 가진 콘크리트 교각에 설치하는 것이 표준적입니다. 거의 모든 과학적 연구를 수행하려면 망원경이 눈에 보이는 하늘을 선회하면서 물체를 추적해야 합니다. 다시 말해, 그들은 지구의 자전을 원활하게 보상해야 합니다. 컴퓨터 제어 구동 기구가 등장하기 전까지는 표준 설루션은 적도 마운트의 일종이며 소형 망원경에서는 이것이 여전히 표준입니다. 그러나 이것은 구조적으로 열악한 설계이며 망원경의 직경과 무게가 늘어날수록 점점 더 번잡해집니다. 세계 최대 적도 탑재 망원경은 200인치(5.1m) 헤일 망원경인 데 비해 최근 8~10m 망원경은 구조적으로 더 나은 알타지머스 탑재를 사용하고 있어 실제로는 큰 거울임에도 물리적으로는 해일보다 작습니다. 2006년 현재 거대한 알 타지 망원경 설계 프로젝트가 진행 중인 30미터 망원경과 직경 100미터의 초대형 망원경입니다. 아마추어 천문학자들은 뉴턴 반사경, 굴절이, 점점 더 인기 있는 맥스포 망원경 등의 기기를 사용하고 있습니다.

사진

이 사진은 관측 천문학에서 1세기 이상 중요한 역할을 해왔지만, 지난 30년간 CCD나 CMOS 칩과 같은 디지털 센서에 의한 이미지 처리 애플리케이션을 위해 크게 대체되었습니다. 측광학이나 간섭학과 같은 천문학 전문 분야는 전자 검출기를 훨씬 오랫동안 사용해 왔습니다. 천체사진은 특수 사진필름(또는 보통 사진유제로 코팅된 유리판)을 사용하는 데 많은 단점이 있으며 특히 양자효율이 3% 정도 낮은 반면 CCD는 좁은 대역에서 90% 이상의 QE로 조정할 수 있습니다. 근대적 망원경의 대부분은 전자 배열이며, 오래된 망원경은 이러한 기기를 개조하거나 폐쇄되어 있습니다. 유리판은 화학 막에서 가능한 해상도가 아직 구축된 전자 검출기보다 훨씬 높기 때문에 측량 등 일부 용도로 사용되고 있습니다.

사진의 이점

사진 발명 이전에는 모든 천문학은 맨눈으로 이루어졌습니다. 그러나 영화가 충분히 민감해지기 전부터 과학 천문학은 압도적인 이점 때문에 완전히 영화로 이행했습니다: 인간의 눈은 순식간에 보이는 것을 버리지만 셔터가 열려 있는 한 사진 필름은 점점 더 많은 빛을 모읍니다. 결과적으로 얻은 이미지는 영속적이기 때문에 많은 천문학자들이 같은 데이터를 사용할 수 있습니다. 시간이 지남에 따라 변화하는 객체를 볼 수 있습니다(SN 1987A는 훌륭한 예입니다).

점멸 콤퍼레이터

점멸 비교기는 같은 하늘 단면으로 만들어진 두 장의 거의 같은 사진을 다른 시점에서 비교하기 위해 사용되는 기기입니다. 비교기는 두 플레이트의 조도를 교대로 변화시키고 점멸 점 또는 줄무늬에 따라 변화가 나타납니다. 이 장치는 소행성, 혜성, 변광성을 찾기 위해 사용되어 왔습니다.

마이크로미터

위치 또는 크로스와 이어 마이크로미터는 이중별을 측정하기 위해 사용되어 온 기구입니다. 이것은 함께 이동할 수도, 따로 이동할 수도 있는 한 쌍의 가늘고 움직이는 선으로 구성되어 있습니다. 망원경 렌즈는 쌍 위에 배열되어 항성 분리와 직각으로 가로놓인 위치 와이어를 사용하여 배향합니다. 그 후 가동 와이어는 두 별의 위치에 맞게 조정됩니다. 그 후 별의 분리는 계측기에서 읽히고, 그 진정한 분리는 계측기의 확대를 바탕으로 결정됩니다.

스펙트로그래프

관측 천문학의 중요한 도구는 분광기다. 특정 파장의 빛을 원소에 의해 흡수함으로써 멀리 떨어진 물체의 특정 특성을 관찰할 수 있습니다. 이 능력을 통해 태양 방출 스펙트럼에서 헬륨 원소가 발견되어 천문학자들은 먼 항성이나 은하 등 천체에 대한 많은 정보를 결정할 수 있었습니다. 스펙트럼의 도플러 시프트(특히 ‘적방편이’)를 사용하여 지구에 대한 방사 운동 또는 거리를 결정할 수도 있습니다. 초기 분광기는 빛을 넓은 스펙트럼으로 분할하는 프리즘 뱅크를 채택했습니다. 그 후 격자 분광기가 개발되어 프리즘에 비해 빛 손실의 양을 줄이고 더 높은 스펙트럼 분해능을 제공했습니다. 이 스펙트럼은 장시간 노광으로 촬영할 수 있어 먼 은하 등의 희미한 물체의 스펙트럼을 측정할 수 있습니다. 항성 측광법은 1861년에 항성의 색을 측정하는 수단으로 사용되었습니다. 이 기술은 특정 주파수 범위에서 항성의 크기를 측정하여 전체적인 색상과 항성 온도를 결정할 수 있습니다. 1951년에는 국제적으로 표준화된 UBV 등급 시스템(Ultravior-Blue-Visual)이 채용되었습니다.

광전 측광학

CCD를 이용한 광전 측광은 현재 망원경으로 관측하기 위해 자주 사용되고 있습니다. 이러한 민감한 기기는 이미지를 개별 광자 수준까지 거의 기록할 수 있으며 눈에 보이지 않는 스펙트럼의 일부에서 보도록 설계할 수 있습니다. 일정 시간 내에 소량의 광자가 도달했음을 기록하는 능력은 대기 영향에 대한 컴퓨터 보정 정도를 가능하게 하고 이미지를 선명하게 할 수 있습니다. 또한 여러 디지털 이미지를 조합함으로써 ‘스태킹’으로 알려진 이미지를 더욱 강화할 수도 있습니다. 적응 광학 기술과 결합하면 화질은 망원경의 이론적 해상도에 접근할 수 있습니다. 필터는 특정 주파수 또는 주파수 범위의 객체를 표시하는 데 사용됩니다. 다층 막 필터는 예를 들어 들뜬상태가 된 수소 원자만이 방출하는 특정 주파수에서 물체를 볼 수 있도록 송신 및 차단되는 주파수를 매우 정확하게 제어할 수 있습니다. 필터는 또한 불필요한 빛을 차단함으로써 광 오염의 영향을 부분적으로 보상하기 위해서도 사용할 수 있습니다. 편광 필터는 광원의 편광 방출 여부 및 편광 방향을 결정하는 데도 사용할 수 있습니다.

관측

천문학자들은 고적 방편 이은하, AGN, 빅뱅으로부터의 잔광, 많은 다른 유형의 항성이나 프로토 스타를 포함한 폭넓은 천체 원을 관측하고 있습니다. 개체마다 다양한 데이터를 관찰할 수 있습니다. 위치 좌표는 구면 천문학 기술을 이용하여 천체를 위치시키고 지구에서 본 밝기는 크기에 따라 결정됩니다. 스펙트럼의 다른 부분에서 상대적 밝기는 물체의 온도와 물리학에 대한 정보를 생성합니다. 스펙트럼 사진은 대상물의 화학을 검사할 수 있습니다. 배경에 대한별 시차 시프트를 사용하여 거리를 결정할 수 있으며 기기 분해능에 의해 부과된 한계까지 갈 수 있습니다. 항성의 방사 속도와 그 위치의 경시 변화(적절한 운동)는 태양에 대한 그 속도를 측정하는 데 사용할 수 있습니다. 항성 밝기 변화는 항상 대기 중에 불안정성이 있거나 혹은 동료 오컬트가 존재한다는 증거를 제공합니다. 이진성 궤도는 각 동반성의 상대 질량 또는 시스템의 총질량을 측정하는 데 사용될 수 있습니다. 분광학적 이진법은 항성과 그 근방 스펙트럼의 도플러 시프트를 관찰함으로써 찾을 수 있습니다. 같은 시간에 같은 조건에서 형성된 같은 질량의 항성은 보통 거의 동일한 관측 특성을 가집니다. 구상 성단과 같은 밀접하게 관련된 항성의 질량을 관찰하면 항성 형 분포에 대한 데이터를 수집할 수 있습니다. 그런 다음 이 표를 사용하여 협회의 나이를 추측할 수 있습니다. 먼 곳의 은하와 AGN 관측은 은하의 전체적인 형상과 성질 및 그것들이 발견된 그룹에 의해 이루어집니다. 다른 은하에서는 표준 캔들이라고 불리는 특정 유형의 가변성과 알려진 광도 초신성을 관측함으로써 숙주 은하까지의 거리를 추정할 수 있습니다. 우주 팽창은 거리에 따라 이들 은하의 스펙트럼을 시프트시켜 은하 방사 속도의 도플러 효과에 따라 변화시킵니다. 은하의 크기와 그 적색편이를 모두 사용하여 은하의 거리에 대해 무언가를 추측할 수 있습니다. 다수의 은하 관측은 적방편이 조사라고 불리며 은하 형태의 진화를 모델링하는 데 사용됩니다.

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