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관측기기
Q.분광관측이란 어떤 것인가요?
2010-02-23
A.분광 관측은 사진영상이나 CCD 영상 관측과는 많이 다릅니다. 분광기는 천체관측 기기 중에서 가장 정교한 기계에 속합니다.
분광관측 방법은 천문학적으로 기기에 따라 크게 세 가지 정도로 나눌 수 있습니다.
첫째, 분광기를 이용하여 천체의 스펙트럼을 얻는 방법으로 가장 보편적으로 사용됩니다. 이 분광기는 망원경 초점 면에 슬릿을 놓고 후단에 격자, 혹은 그리즘 (격자 프리즘)을 이용하여 빛을 분산시킨 후에 카메라를 통하여 스펙트럼을 찍는 방법입니다. 일반적으로 대형 (1.5m이상)의 망원경에 붙고 파장을 더 잘게 쪼개어 볼 수 있는 고분산 스펙트럼을 얻을 수 있습니다.
둘째, 대물 프리즘 분광으로 망원경의 대물 렌즈 앞에 프리즘을 설치하는 방법입니다. 이때 프리즘의 각도 (프리즘의 내각)는 대물렌즈의 초점거리에 의하여 좌우됩니다. 프리즘에 의하여 분산된 빛이 대물렌즈에 의하여 그 초점에 스펙트럼 상을 맺게 됩니다. 이 것은 마치 색수차를 유발하는 것과 같습니다. 이 방법으로 스펙트럼을 관측하면 여러 천체의 스펙트럼이 하나의 사진 건판, 혹은 CCD 영상에 나타나게 됩니다. 이 방법으로는 파장을 아주 잘게 썰어서 볼 수 없습니다. 이 방법은 특히 별의 스펙트럼 분류나 방출선 천체 탐색에 많이 이용됩니다. 물론 대상 천체에 따라 큰 망원경을 써야되겠지요.
셋째, 분광측광이라고 하는 단색파장 필터를 이용한 관측으로 이를테면 태양 관측에 많이 쓰이는 수소 발머 알파 필터 (보통 H-알파 필터) 영상관측이 이 범주에 들어가는데, 한 번의 영상에 하나의 파장밖에 관측되지 않기 때문에 여러 종류의 단색파장 필터를 써야 합니다.
분광관측은 별 빛을 파장별로 분산시킬 뿐만 아니라, 분광기 자체에서 빛이 많이 손실됩니다. 따라서 분광관측은 대체로 큰 망원경을 사용하고 있습니다. 예를 들면 한국천문연구원 보현산천문대의 1.8m 망원경에 보통 많이 쓰이는 중분산 분광기를 부착하여 관측하는 경우에 약 12등성이나 13등성의 좋은 스펙트럼을 얻으려면 2,000초 정도의 노출이 필요합니다. 이 것은 일반적으로 아마추어 망원경으로는 1, 2등성과 같이 아주 밝은 별을 제외하고는 좋은 스펙트럼을 얻을 수 없다는 뜻입니다.
또 한 가지 별의 분광형을 분류하는 일은 대부분의 천문학자에게도 어려운 일입니다. 몇몇 숙련된 전문가 이외에는 별의 분광형을 H-R도를 그릴만큼 정확하게 분류하는 것은 "아주" 어렵다고 보면 됩니다.
그러면 대부분의 천문학자는 어떻게 별의 분광형을 알 수 있을까요 ? 비밀은 분광형과 표면온도, 그리고 별의 색지수의 관계에 있습니다. 이 관계를 이용하면 분광관측에 의하여 만들어진 H-R도가 측광관측으로 만들어진 색-등급도와 동일한 의미를 갖는다는 사실을 알 수 있고, 자연스럽게 측광관측이 분광관측을 대신하는 과정을 엿볼 수 있습니다.
좋은 스펙트럼을 찍기 위하여 첫째로 슬릿을 망원경 초점에 맞추어야 하고, 둘째로 분광기 내부의 초점을 잘 맞추어야 하고, 셋째로 카메라와 분광기의 초점을 잘 맞추어야 합니다.
분광관측 방법은 천문학적으로 기기에 따라 크게 세 가지 정도로 나눌 수 있습니다.
첫째, 분광기를 이용하여 천체의 스펙트럼을 얻는 방법으로 가장 보편적으로 사용됩니다. 이 분광기는 망원경 초점 면에 슬릿을 놓고 후단에 격자, 혹은 그리즘 (격자 프리즘)을 이용하여 빛을 분산시킨 후에 카메라를 통하여 스펙트럼을 찍는 방법입니다. 일반적으로 대형 (1.5m이상)의 망원경에 붙고 파장을 더 잘게 쪼개어 볼 수 있는 고분산 스펙트럼을 얻을 수 있습니다.
둘째, 대물 프리즘 분광으로 망원경의 대물 렌즈 앞에 프리즘을 설치하는 방법입니다. 이때 프리즘의 각도 (프리즘의 내각)는 대물렌즈의 초점거리에 의하여 좌우됩니다. 프리즘에 의하여 분산된 빛이 대물렌즈에 의하여 그 초점에 스펙트럼 상을 맺게 됩니다. 이 것은 마치 색수차를 유발하는 것과 같습니다. 이 방법으로 스펙트럼을 관측하면 여러 천체의 스펙트럼이 하나의 사진 건판, 혹은 CCD 영상에 나타나게 됩니다. 이 방법으로는 파장을 아주 잘게 썰어서 볼 수 없습니다. 이 방법은 특히 별의 스펙트럼 분류나 방출선 천체 탐색에 많이 이용됩니다. 물론 대상 천체에 따라 큰 망원경을 써야되겠지요.
셋째, 분광측광이라고 하는 단색파장 필터를 이용한 관측으로 이를테면 태양 관측에 많이 쓰이는 수소 발머 알파 필터 (보통 H-알파 필터) 영상관측이 이 범주에 들어가는데, 한 번의 영상에 하나의 파장밖에 관측되지 않기 때문에 여러 종류의 단색파장 필터를 써야 합니다.
분광관측은 별 빛을 파장별로 분산시킬 뿐만 아니라, 분광기 자체에서 빛이 많이 손실됩니다. 따라서 분광관측은 대체로 큰 망원경을 사용하고 있습니다. 예를 들면 한국천문연구원 보현산천문대의 1.8m 망원경에 보통 많이 쓰이는 중분산 분광기를 부착하여 관측하는 경우에 약 12등성이나 13등성의 좋은 스펙트럼을 얻으려면 2,000초 정도의 노출이 필요합니다. 이 것은 일반적으로 아마추어 망원경으로는 1, 2등성과 같이 아주 밝은 별을 제외하고는 좋은 스펙트럼을 얻을 수 없다는 뜻입니다.
또 한 가지 별의 분광형을 분류하는 일은 대부분의 천문학자에게도 어려운 일입니다. 몇몇 숙련된 전문가 이외에는 별의 분광형을 H-R도를 그릴만큼 정확하게 분류하는 것은 "아주" 어렵다고 보면 됩니다.
그러면 대부분의 천문학자는 어떻게 별의 분광형을 알 수 있을까요 ? 비밀은 분광형과 표면온도, 그리고 별의 색지수의 관계에 있습니다. 이 관계를 이용하면 분광관측에 의하여 만들어진 H-R도가 측광관측으로 만들어진 색-등급도와 동일한 의미를 갖는다는 사실을 알 수 있고, 자연스럽게 측광관측이 분광관측을 대신하는 과정을 엿볼 수 있습니다.
좋은 스펙트럼을 찍기 위하여 첫째로 슬릿을 망원경 초점에 맞추어야 하고, 둘째로 분광기 내부의 초점을 잘 맞추어야 하고, 셋째로 카메라와 분광기의 초점을 잘 맞추어야 합니다.