모달창 닫기
- 홈으로 이동
- 작성일2010-02-23
이와 같은 현상은 태양에만 일어나는 것이 아니고 다른 별에서도 일어나는데 일반적인 관측으로는 나타나지 않고, 별이 식 현상을 일으키는 식 쌍성의 광도변화에 이 효과가 반영됩니다.
원인은 크게 두 가지로 볼 수 있는데 그 첫째가 기하학적인 원인입니다. 즉 빛을 복사하는 구를 가정해보면, 빛이 태양의 광구에서처럼 구의 중심이 아니라 구의 표면에서 사방 (180도 구 중심의 반대 방향)으로 복사를 하는 형태가 됩니다. 이렇게 되면 관측자가 구를 관측할 때 구는 겉보기로 원반으로 보이므로, 원반의 중심 부분에서 관측자에게 오는 빛에 비하여 가장자리에서 오는 빛의 세기가 약하게 보입니다. 이 이유는 기하학적으로 가장자리의 빛은 대부분 관측자 쪽이 아니고 구 표면의 수직 방향으로 복사되기 때문입니다.
두번째는 태양과 같은 항성의 대기 때문에 일어납니다. 즉 태양의 대기는 관측자가 보아 원반의 중심보다 가장자리가 더 두껍습니다. 따라서 복사된 빛이 투과하는 대기가 가장자리가 더 두껍기 때문에 그만큼 더 많은 흡수와 산란이 일어나서 빛의 세기가 더 감소하게 됩니다.
위와 같은 두 가지 현상 때문에 주연감광이 나타납니다. 기하학적인 주연감광은 항성의 종류와 관계없이 일정한 형태로 나타나겠지만 대기에 의한 주연감광은 대기의 성분이나 특징, 복사되는 빛의 특징 등에 의하여 좌우됩니다. 태양의 경우 주연감광은 중심부에 비하여 가장자리의 밝기는 대략 50%이하입니다. 이론상으로는 40%입니다.
- 작성일2010-02-23
Trace는 SOHO위성의 2탄으로 SOHO보다 훨씬 정밀하게 태양을 관측할 수 있는 위성으로 태양 표면을 1 arcsec(약 725km) 까지 정확하게 볼 수 있도록 설계되어 있습니다. SOHO와 Trace위성이 보내온 영상은 NASA Web page에 들어가시면 많이 볼 수 있습니다.
YOHKOH는 1990년 일본에서 쏘아올린 태양 관측 위성으로 태양이 내는 X-선 세기를 사진으로 찍어서 30분 간격으로 지구로 전송합니다. 태양은 우리가 볼 수 있는 가시광선 외에도 자외선이나 X-선도 방출하는데 이런 자외선이나 X-선은 대부분 지구의 대기를 지나면서 흡수되어서 지표에는 거의 도달하지 않습니다. 그러나 대기권 바깥쪽인 우주 공간에서는 X-선 관측이 가능하므로 YOHKOH 위성은 이점을 이용하여 태양의 X-선 세기를 관측하여 지상의 과학자들에게 정보를 제공하는것입니다. 참고로 일본말 요꼬는 광자(光子) 라는 뜻으로 photon을 말합니다.
- 작성일2010-02-23
그러나 지금까지의 설명은 모두 빛이 렌즈나 거울의 축에 나란히 입사된 빛의 경우에만 해당됩니다. 즉, 거울이나 렌즈의 축으로부터 경사져 입사되는 빛은 포물면이라 할지라도 한 점에서 초점을 맺지 못합니다. 특히 렌즈나 거울 면의 축에서 어긋나는 정도가 심할 경우, 즉, 접안렌즈로 상을 봤을 때 변두리에 나타나는 상은 실제 모양이 점이라 할지라도 마치 혜성의 코마 모양처럼 보이게 되는데 이를 코마수차라 합니다. 코마수차를 제거하는 방법으로는 반사망원경의 경우 주경과 부경을 모두 쌍곡면으로 만들면 됩니다.
참고로 구면은 제작 비용이 싸며, 포물면이나 쌍곡면은 제작 비용이 많이 듭니다.
- 작성일2010-02-23
튼튼한 삼각대와 B셔터가 있는 수동/자동 카메라, 셔터를 계속 눌러주는 장치인 릴리이즈, (만약 있으면) 망원렌즈를 준비하면 고정촬영을 할 수 있습니다.
일주운동촬영은 삼각대위에 설치된 카메라를 원하는 하늘 쪽 (이를테면 북극성 주위, 밝은 별이 있는 별자리부근, 하늘의 적도 등 다양하게 시도해 볼 것)으로 향하게 한 다음, 셔터에 설치된 릴리이즈로 셔터를 개방하여 원하는 시간만큼 노출하면 됩니다. 릴리이즈는 카메라판매점에 가면 살 수 있습니다. 그렇게 비싸지 않을 겁니다. 길이는 약 10 ~ 15cm정도인 줄로 되어 있고, 그 줄 끝에 철침이 나왔다 들어갔다 하게 되어 셔터를 누르고 있게 됩니다. 고정장치는 반대편 끝에 장치되어 있어 고정시키면 셔터는 계속 열려있게 됩니다.
일주운동 촬영에서의 주의 점은 오랜 시간을 노출하려면 하늘이 아주 어두워야 됩니다. 그리고 아주 어두운 별을 찍으려면 필름의 감도가 좋아야 하는데, 높은 감도의 필름을 쓰면 그만큼 하늘이 어두워야 되겠지요. 여러 가지 감도 (보통 ASA수를 이야기하며 보통필름=ASA100임) 보통필름, 슬라이드 필름 등을 이용하여 여러 가지로 시도하면 좋은 사진을 얻을 수 있습니다.
천체사진촬영에서 빼놓을 수 없는 것이 "천체관측기록 (로그라함)"을 쓰는 일입니다. 기록이 매우 중요하다는 말이지요. 관측기록은 대개 매 사진 컷에 "관측자 (촬영자), 관측일시, 관측지, 일기 (날씨특징, 시상 등을 기록하면 좋음), 관측시각, 노출시간, 장비명
(필름포함), 기타 관측시의 특이사항"을 기록해야 합니다.
천체사진에 대한 좀더 자세한 것은 한국아마추어천문학회 http://www.kaas.or.kr/ 의 천체사진촬영란을 참고하시기 바랍니다.
- 작성일2010-02-23
원하는 방향으로 향하려면 인공위성이 자기 자신의 위치를 알아야 합니다. 그러기 위해서 필요한 장치가 위치센서인데, 그 정밀도에 따라서 위치를 알기 위한 여러 가지 방법이 있습니다. 정밀도가 낮은 것으로 자이로스코프를 이용한 위치 감지, GPS를 이용한 위치 감지, 지구의 원반을 감지하는 지구 센서 (earth sensor), 태양이나 달의 위치를 찾아 자신의 위치를 아는 태양 센서 (sun sensor)나 달 센서 (moon sensor)등이 있습니다. 그리고 가장 정밀하게 위치를 감지하는 센서로 별을 관측하는 별 센서 (star sensor)가 있습니다.
인공위성은 위와 같은 센서를 두개 혹은 세 개를 이용하여 가능하면 정밀하게 자신의 위치를 감지합니다. 제가 알기로는 우리별 1, 2호, 아리랑 1호 등은 모두 별 센서를 쓰지 않고 그보다 정밀도가 낮은 태양센서나 달 센서(혹 자이로 ?)를 쓰고 있는 것으로 알고 있습니다. 정밀도가 낮은 센서는 위치의 오차가 각도로 수분 이내 정도라서 천체관측과 같은 정밀한 관측은 불가능합니다. 따라서 우주망원경은 대부분 별 센서를 사용합니다.
우주망원경의 별 센서는 대개 두 ~ 세 개(x, y, z)가 각 면에 붙어서 자세를 감지하게 되어 있습니다. 또 한 가지, 망원경이 바라보고 있는 타깃이 원하는 것인지를 알아야 하기 때문에 대상 천체를 아주 정밀하게 포인팅되고, 장시간 노출하기 위해서는 계속하여 가이드 되야 하므로 전천에 있는 밝은 별 (허블망원경의 경우 CCD의 시야가 약 2.5분으로 좁기 때문에 14등급 이상의 별의 위치와 광도 데이터를 입력한 HST Guide Star Catalog를 쓰고 있음)을 입력하여 별 센서가 찍은 영상에 나타난 별과 데이터의 별을 비교하여 현재 보고있는 위치를 찾아내게 됩니다. 이때 사용하는 것이 패턴인식이라는 방법입니다.
그렇다면 원하는 위치로 망원경을 어떻게 옮길까요 ? 이것은 자이로를 씁니다. 일반적으로 우주망원경에는 자이로가 3개 (x, y, z) 이상 있습니다. 이를 이용하여 자이로스코프에 있는 회전판의 회전수를 바꿈으로써 그 방향의 우주망원경의 토크를 바꾸게 됩니다.
관측하는 동안에는 계속해서 가이드를 하게됩니다. 이러한 방법으로 허블망원경으로 HDF와 같이 수 시간 이상을 노출하게 됩니다. HDF의 경우 1995년 12월 18일에서 30일까지 4개의 파장대역에 대하여 총 10일, 150 궤도 (orbit)를 노출하여 얻은 것입니다. 참고로 우주망원경에서는 하룻밤, 이틀 밤, ... 이런 개념보다 궤도 수로 나타내게 됩니다. 그래서 관측 제안서를 내게되면 이 관측을 위하여 몇 궤도수가 필요하냐를 계산해야 합니다.
허블망원경에 대하여 좀더 알려면 결국 허블망원경 사이트를 방문해보아야 합니다. 허블망원경 사이트는 http://www.stsci.edu/ 입니다.
- 작성일2010-02-23
달 촬영의 적정노출은 ISO 100필름을 사용할 때, 보름달을 기준으로 셔터속도는 1/125s, 조리개는 (f/11)입니다. 하지만 월식이 시작되면 노출시간을 달리해야 합니다. 처음에는 1/125s(f/11), 달이 1/2이상 가려질 경우 1/30~1/60s(f/11), 초생달처럼 보일 때는 1/8~1/15s(f/11)로 촬영하시면 되고, 개기 식이 시작되면 거의 달이 눈으로도 보이지 않는 경우가 많습니다. 이때는 수초이상의 노출을 주어야 달의 모습이 나타납니다. 하지만 달이 이동하게 되므로 추적장치가 필요합니다. 연속촬영을 할 경우 매 촬영시간은 5~10분 정도가 적당합니다. 달은 약 2분의 시간이 지나면 자기 시 직경만큼(0.5도) 이동합니다. 따라서 최소한 2분 이상의 시간이 지난 후에 촬영을 해야합니다.
월식은 반영 식과 본영 식으로 나뉩니다. 지구의 그림자가 반영과 본영으로 되어 있어서 실제 식이 시작되는(달이 가려지기 시작하는) 것은 본영에 들어가면서부터입니다. 물론 반영 식이 일어날 경우 달이 약간 어두워지고 붉게 보이기는 합니다만 지구 본영에 가려지지는 않습니다. 개기 식이 시작되면 완전히 달이 지구그림자로 들어가서 보이지 않게 됩니다. 그러다가 개기 식이 끝나면서 다시 달이 나타나기 시작합니다. 따라서 반영 식이 시작될 때는 아직 하늘이 밝으므로 연속촬영을 하지 않는 것이 좋습니다. 본격적인 촬영은 식이 시작되는 시각을 기준으로 시작해야 합니다.
필름은 보통의 네가티브 필름을 쓰셔도 됩니다. 달이 워낙 밝기 때문에 필름의 감도는 ISO 100으로 하시면 됩니다. 더 자세한 사항은 아마추어 천체사진가 김상구님이 정리해놓은 아래 site의 월식촬영 시나리오를 참고하시면 도움이 되실 겁니다.
http://www.thesky.co.kr/home/topicnews/totalluna.htm
- 작성일2010-02-23
도시에서 멀리 떨어진 아주 깜깜한 밤하늘을 갖는 좋은 관측 지의 배경하늘의 광도는 지구 대기의 복사 (airglow라 함), 어두운 별, 먼 은하에 의하여 영향을 받습니다. 아주 좋은 관측 지의 경우 하늘의 밝기는 푸른색에서 21.5 ~ 22.0등급/제곱각초가 되고, 노란색이나 붉은 색, 적외선에서는 더 밝습니다.
그러나 우리나라의 천문대를 포함하여 대부분의 관측 지는 20.5 보다 밝습니다. 이런 천문대의 배경하늘에 결정적인 영향을 주는 것이 도시의 가로등입니다.
참고로 가로등 불빛을 제외한 배경하늘의 색은 약간 붉은 색 (B-V 색지수=0.6)을 띄고 있습니다.
안시 관측의 경우 배경하늘의 밝기를 1각분x1각분의 광도로 정의할 수 있습니다. 이는 우리의 눈의 분해능을 1각분으로 보기 때문입니다. 즉 1각분 이하는 분해가 안되겠죠. 그 안에 여러 별들이 포함되어 있을 수가 있으므로 아주 밝은 별을 제외하고 모든 별의 밝기와 위에 설명한 배경하늘에 기여하는 모든 광도를 합하여 면적 (각분으로 나타낸 면적)으로 나누어주면 됩니다.
실제 천문학에서는 모든 별의 밝기를 알 수 없으므로 디지탈 (CCD 영상) 영상을 찍어 아주 밝은 별들을 없애 (마스킹)버리고, 나머지의 평균을 구합니다.