다양한 유형의 망원경을 만드는 이유

우리의 눈은 전자기파의 일종인 가시광선을 감지할 수 있기 때문에 우리 주변의 세계를 관찰할 수 있습니다. 그러나 지구와 우주 공간의 다른 물체는 전파와 같이 육안으로 볼 수 없는 다양한 유형의 전자기 방사선을 방출합니다. 모든 전자기 방사선의 합성은 전자기 스펙트럼입니다.

전자기 스펙트럼입니다. (? NASA)

위 사진 오른쪽의 전자기 스펙트럼에는 고에너지 감마선과 X선(단파장, 고주파수)이 포함되어 있고 왼쪽은 저에너지 전파 그리고 마이크로파(장파장, 저주파), 그리고 사진 속 무지개 같은 색은 가시광선입니다.

대기창. (? NASA)

전자기 복사는 지구 대기의 일부 가스에 의해 반사되고 흡수되는데, 그 중 가장 중요한 가스는 수증기, 이산화탄소, 오존입니다. 가시광선과 같은 일부 방사선은 대부분 대기를 직접 통과합니다. 파장이 대기를 통과할 수 있는 전자기 스펙트럼의 이러한 영역을 종종 "대기 창"이라고 합니다. 일부 전자레인지는 구름을 통과할 수도 있어 위성 통신 신호를 전송하는 데 가장 적합한 대역이 됩니다.

전자기 스펙트럼의 각 대역에는 상응하는 망원경이 있고, 물론 이보다 더 많은 것이 있습니다. (? NASA)

지상에서 가장 흔히 볼 수 있는 대형 망원경은 광학망원경과 전파망원경이다. 최근 전국적으로 인기를 끌고 있는 FAST 망원경은 세계에서 가장 큰 전파망원경이다. 또한 과학자들은 대기가 이러한 대역에 투명하지 않기 때문에 자외선, X선 및 감마선 망원경을 우주로 발사할 예정입니다. 적외선 망원경은 지상, 공중, 우주에서 사용할 수 있습니다. 다양한 망원경에도 고유한 과학적 목표가 있습니다. 예를 들어, FAST의 과학적 목표는 우주의 기원과 진화를 탐구하고, 펄서를 관찰하고, 성간 분자를 탐지하고, 외계인을 찾는 것입니다.

참고: 라디오는 천문학에서 고유한 이름이며 일반적으로 다른 분야에서는 마이크로파 및 전파라고 합니다.

중국 구이저우성에 위치한 '스카이아이(Sky Eye)' FAST는 세계 최대 전파망원경이다. 망원경이 클수록 더 많은 빛을 모아서 더 멀리, 더 깊게 볼 수 있습니다.

왜 우리는 서로 다른 파장 대역의 망원경을 제작합니까? 즉, 우주를 다른 파장에서 관찰하면 어떤 차이가 있을까요? 네, 서로 다른 파장대의 관점을 통해 우주를 관찰하면 그들이 관찰하는 현상이 매우 다르기 때문에 우주에 대한 더 포괄적인 정보를 얻는 데 도움이 됩니다. 따라서 우주를 탐험하기 위해 천문학자들은 우주를 관찰할 수 있는 다양한 망원경을 개발해 왔다. 모든 망원경은 실제로 전자기 스펙트럼의 다양한 대역을 관찰합니다. 먼저 예를 살펴보겠습니다.

위 사진은 M51 나선은하가 다양한 파장 대역에서 어떻게 보이는지 보여줍니다. 각 사진은 전자기 스펙트럼의 매우 좁은 파동 주파수이지만 우리에게 보여주는 내용은 매우 다릅니다. 저에너지 방사선은 분자 가스의 더 차가운 영역에서 발생하고, 고에너지 방사선은 원자가 완전히 이온화되는 핫스팟에서 발생합니다. 합성 이미지에서 우리는 M51 나선은하의 구조, 온도, 화학적 조성을 얻을 수 있습니다.

아래에서는 각 파장 대역에서 은하수에서 일어나는 다양한 일에 대해 자세히 알아보기 위해 은하수를 예로 들어 보겠습니다.

(? NASA)

라디오

전파 망원경의 작동 원리. 전파를 통해 우리는 은하계의 가스와 같이 가시광선으로는 볼 수 없는 많은 물체를 볼 수 있습니다. (? BBC)

전파 방사선은 보고 있는 전파 스펙트럼의 어느 부분에 따라 은하수에서 무슨 일이 일어나고 있는지에 대해 다양한 정보를 알려줍니다. 일부 부분은 은하수에서 전자가 어떻게 가속되는지 알려주고 다른 부분은 은하수에서 수소 가스의 분포에 대해 알려줍니다.

은하 원반에서 지속적으로 전파가 방출되는 강도입니다. 위: 주파수는 408MHz이고, 아래: 주파수는 2.4 - 2.7GHz입니다. (Haslam 등 (1982), A&AS, 47, 1; Duncan 등 (1995) MNRAS, 277, 36; Fuerst 등 (1990) A&AS, 85, 691; Reich 등 ( 1990), A&AS, 85, 633)

가속된 전자의 무선 연속체 방출은 두 가지 다른 과정을 통해 발생합니다.

408MHz 대역의 은하수 부분에서 전자는 성간 자기장에 의해 거의 빛의 속도로 가속됩니다. 전자가 가속되면 자기장선을 돌며 전파를 방출합니다. 2.4 - 2.7GHz의 주파수 영역에는 전자가 자기장에서 가속되는 것을 보여주는 매우 밝은 점이 몇 개 있습니다. 또한 우리는 성운의 뜨겁고 방출되는 플라즈마에서 나오는 양성자에 의해 전자가 가속되는 것을 볼 수 있습니다.

싱크로트론 방사선. (? NASA)

한편, 천문학자들은 특정 파장을 관찰함으로써 은하수 내 수소 가스의 분포를 알 수 있습니다.

라디오 밴드의 은하수. 이 두 이미지는 원자(위, 1.4GHz)와 수소 분자(아래, 115GHz)의 분포를 보여줍니다. (? 출처: Burton, (1985) A&AS, 62, 365; Hartmann, "Atlas of Galactic Neutral Hydrogen," Cambridge Univ. Press, (1997, 도서 및 CD-ROM); Kerr, (1986) A&AS, 66, 373 ; Dame, (2001) ApJ, 547, 792)

수소 원자는 1420MHz(파장 21cm에 해당)의 주파수에서 드문 스펙트럼 선을 갖습니다. 이 스펙트럼 선은 드물지만 은하수에는 너무 많은 수소 가스가 포함되어 있기 때문에 은하수에서 눈에 띄는 선을 볼 수 있습니다. 수소 원자는 종종 확산 가스와 먼지로 구성되고 수백 광년에 걸쳐 차갑거나 따뜻한 성간 매체를 추적하는 데 사용될 수 있습니다.

은하수에서 수소 분자를 탐지하는 것은 매우 어렵지만 일산화탄소를 관찰하면 추적이 가능합니다. 일산화탄소의 스펙트럼 선은 115GHz의 주파수에 있습니다. 우리는 수소 분자가 주로 분자 구름에 나타나는 것을 발견했습니다. 이러한 성간 가스 구름은 일반적으로 별이 대량으로 형성되는 은하수의 나선 팔에 나타납니다. 즉, 수소 분자는 별 형성 활동의 주요 구성 요소입니다.

(전파 망원경을 사용하면 먼 펄서, 별 형성 영역, 초신성 잔해 및 퀘이사를 관찰할 수 있습니다. 퀘이사는 1960년대 천문학의 4대 발견 중 하나입니다. 관심 있는 분은 다음을 클릭하세요. " 트윙클 퀘이사" )

적외선

적외선은 가시광선보다 파장이 길어 가스와 먼지가 밀집된 영역을 통과할 수 있으며, 쉽게 흡수되거나 산란되지 않습니다. , 그래서 적외선을 사용하여 은하수 원반의 깊이를 관찰할 수 있습니다. 적외선의 더 짧은 파장은 은하수에 있는 별의 분포를 드러내고, 더 긴 파장은 별빛에 의해 따뜻해진 성간 먼지를 드러냅니다.

은하원반의 적외선 이미지. 상단 이미지는 IRAS가 관측한 중적외선 이미지와 원적외선 이미지를 합성한 것이며, 가운데 이미지는 MSX 위성이 관측한 중적외선 이미지, 하단 이미지는 COBE가 관측한 근적외선 이미지를 보여줍니다. (? Wheelock(1994) IRAS Sky Survey Atlas Explanatory Supplement, JPL Publication 94-11; Price (2001) AJ, 121, 2819; Hauser (1995) COBE Diffuse Infrared Background Experiment Explanatory Supplement, Version 2.0, COBE Ref. Pub. No .95-A (그린벨트, MD: NASA/GSFC))

적외선은 가시광선을 차단하지만 적외선에는 투명한 분자 구름에서 형성되는 어린 별을 엿볼 수 있도록 도와줍니다. 별빛이 성간 먼지를 만나면 먼지를 가열하고 적외선을 방출합니다. 더 긴 적외선을 관찰하면 성간 먼지 구름을 추적할 수 있습니다.

(허블 우주 망원경의 후계자인 제임스 웹(JWST)은 우주의 기원과 은하, 별, 행성의 탄생의 신비를 탐구할 적외선 우주 망원경입니다.)

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광학

광학 파장에서의 은하수 관찰은 아마도 우리에게 가장 친숙할 것입니다.

광학 파장으로 관찰할 때 어려운 점은 가시광선이 성간 가스와 먼지에 의해 빠르게 흡수되므로 다른 파장으로는 볼 수 있는 것만큼 멀리 볼 수 없다는 것입니다.

은하 원반의 광학 이미지. (Mellinger, A.)

성간 먼지는 가시광선을 심각하게 차단하기 때문에 위에 표시된 이미지는 주로 태양으로부터 수천 광년 떨어진 별에서 나온 것입니다. 우리는 또한 빛나는 가스에 의해 생성된 밝은 빨간색 영역을 볼 수 있습니다. 어두운 부분은 가스와 먼지 구름에 의해 흡수되기 때문에 발생하며 이러한 영역은 무선 및 적외선을 통해 관찰할 수 있습니다.

자외선

자외선은 가시광선보다 파장이 짧습니다. 인간의 눈은 자외선을 볼 수 없지만 벌과 같은 일부 곤충은 볼 수 있습니다. 태양은 강력한 자외선의 원천이므로 자외선에 장기간 노출되면 DNA가 손상될 수 있습니다.

자외선을 감지함으로써 과학자들은 별이 성간 물질을 가열하는 위치와 별이 탄생하는 위치를 확인할 수 있습니다. 젊고 뜨거운 별은 자외선을 방출하여 주변의 수소 가스를 가열합니다.

은하원반의 자외선 이미지. 데이터는 GALEX에서 가져오며, 블랙 대역폭은 데이터 부족으로 인한 것입니다. (? D. Schiminovich(Columbia), M. Seibert(OCIW) 및 Caltech의 C. Martin 교수가 이끄는 GALEX 과학 팀)

그림은 성단, 초신성 잔해 및 프로미넌트의 방사선을 보여줍니다. 별 형성 지역과 은하수 원반의 분자 구름의 먼지 흡수 특성.

X선

은하에서 X선은 뜨거운 가스, 쌍성계, 젊은 별, 성단, 초신성 잔해, 물질 낙하 등 다양한 출처에서 나옵니다. 은하계 중심 블랙홀 속으로.

ROSAT에서 촬영한 연X선 이미지. (? Snowden(1997) ApJ, 485, 125)

뜨거운 가스는 연X선(낮은 에너지)을 방출합니다. 다양한 색상은 다양한 흡수 수준 또는 방출 영역의 온도를 나타냅니다.

감마선

감마선은 전자기 스펙트럼에서 파장이 가장 짧고 에너지가 가장 높은 방사선입니다. 중성자별, 펄서, 초신성 폭발, 블랙홀 강착원반 등 우주에서 가장 극한 환경에서 발생합니다. 우리가 감지하는 대부분의 감마선은 은하수 외부에서 나옵니다. 그러나 우리는 성간 구름의 수소 핵이 우주 광선과 충돌할 때 생성되는 감마선 배경을 관찰합니다. 또한 감마선은 펄서와 같은 일부 밝고 밀도가 높은 물체에서도 나옵니다.

페르미 감마선 우주 망원경의 6년간의 관측 데이터입니다. (?NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration)

위에 표시된 페르미 감마선 우주 망원경으로 관찰한 감마선의 에너지는 500GeV에서 2TeV 사이입니다. 대부분의 감마선은 우주 광선과 수소 핵의 충돌로 인해 발생합니다. 하지만 매우 밝은 광원도 볼 수 있습니다. 맥동하는 바람 성운과 초신성 잔해입니다. 확대된 버전을 보면 몇 가지 펄서 소스를 명확하게 볼 수 있습니다:

(?NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration)

은하 원반 광선에서 감마를 관찰하는 것 외에도 , 페르미 감마선 우주 망원경은 또한 은하수 중심에서 분리되어 엄청난 에너지를 담고 있는 두 개의 거대한 "거품"을 발견했습니다.