본문 바로가기 메뉴바로가기

자주하는 질문

Total 17   
  • 작성일2010-02-26
먼저, 가로등의 밝기를 말할때 흔히 쓰이는 룩스라는 단위는 천문학에서 잘 사용하는 단위는 아닙니다. 룩스를 천문학에서 사용하는 등급이라는 단위로 바꾸어야 합니다.

1룩스 = 1루멘/m^2 = 1.5erg/cm^2/sec^1 이 되고,

0등성인 베가의 밝기는 대략 3.8erg/cm^2/sec^1이 됩니다. 따라서

천정에서 태양의 밝기는 -26.8등급 = 137,000룩스,

만월의 밝기는 -12.5등급 = 0.25룩스

1등성의 밝기는 1.0등급 = 10^-6 룩스가 됩니다.

그런데 도시의 가로등 불빛이 별을 안보이게 하는 이유는 가로등 불빛이 직접 눈으로 들어와 상대적으로 밝기 때문이기도 하지만 그것보다는 가로등에서 나온 빛이 공기중의 입자에 산란되어 하늘이 밝게 보이는 것 때문에 별이 안 보이는 것입니다. 예를 들면 밤에 고속버스를 타면 운전사가 버스의 실내등을 끄지요. 물론 잠자라고 그럴 수도 있지만 그것보다는 실내등이 버스의 유리창에 반사되는 빛이 밖에 오는 빛보다 강해져 밖이 잘 안보이기 때문입니다. 물론 아주 밝은 빛은 보이겠지만요.

이와 같이 만약에 도시하늘의 밝기가 1/1000000룩스보다 밝으면 1등성의 별은 안보일 겁니다. 따라서 1등성의 별이 보이기 위한 도시하늘의 밝기의 "최대"값은 백 만 분의 1룩스가 될 겁니다. 2등성은 1등성의 약 2.5배 어두우므로 4x10^-7 (4000만 분의 1룩스) 보다 하늘이 어두워야하고, 3등성은 2등성보다 약 2.5배 어두우므로 1.6x10^7 (1600만 분의 1룩스)보다 어두워야합니다. 지상에서 겨우 보이는 별이 6등급의 별이므로 이 별이 보이려면 하늘의 밝기가 적어도 1등성의 100분의 1 즉 1억 분의 1룩스보다 어두워야 합니다.
  • 작성일2010-02-23
망원경의 기능은 두 가지가 있는데, 자세히 보는 기능과 밝게 보는 기능입니다. 광학적으로 생각하면 망원경은 멀리 있는 물체를 1/배율 거리에 허상이 생겨서 이 거리에 있는 물체를 보는 것과 같은 효과를 나타내게 됩니다. 그렇게 되면 그만큼 자세하게 보이게 되는 것이죠. 배율은 망원경의 대물렌즈의 초점 거리를 대안렌즈의 초점거리로 나눈 것입니다. 대안렌즈를 초점거리가 짧은 것으로 바꾸면 배율을 올릴 수있는데 그렇다면 배율을 아주 크게 올리면 아주 자세하게 볼 수 있는 것일까요 ?



그렇지는 않습니다. 그 이유는 망원경, 즉 렌즈가 갖고 있는 광학적 한계 때문인데, 아무리 광학적으로 완벽한 렌즈라 하더라도, 빛이 파의 성질을 갖고 있기 때문에 렌즈에 의한 회절무늬가 생기게 됩니다. 이 회절무늬 때문에 가까이 있는 두 광원을 구별할 수 없게 됩니다. 이 회절무늬는 영 (Yong)의 슬릿 하나 실험에서 나타난 것과 비슷하게 나타납니다. 즉, 두 광원 구별될 수 있는 한계 거리 (각거리)가 생기게 됩니다. 이 한계 각거리를 분해능이라고 합니다. 즉 분해능이 1초라고 하면 각도로 1초보다 가까이 있는 두 별을 구분할 수 없다는 말입니다. 이 망원경으로 달을 볼 때 1초 X380,000km = 1/3600(도) x 3.14/180 (라디안) x 380,000km (거리) ~/= 1.8km보다 작은 분화구는 볼 수 없다는 뜻이지요.



파장이 L인 빛이 입사하여 구경 D인 렌즈를 통과하면 분해능 R은 구경에 반비례하고 파장에 비례하게 됩니다. 즉,



R = 1.22 L/D (radian) = 1.22 x 206265 X L/D (각초).



즉 대덕전파천문대의 14m망원경의 분해능은 약 50초가 되는데 반하여 소백산천문대 61cm망원경은 0.2초가 됩니다. 이러한 이유는 전파망원경의 경우 파장이 cm인 전파를 수신하는 것이고, 소백산천문대는 가시광선인 5000옹스트롬 (10^-8cm)의 짧은 파장을 이용하기 때문입니다. 또 망원경의 구경을 늘리면 분해능이 좋아지므로 전파망원경의 경우 간섭 계를 쓰는 것입니다. 대륙간에 여러 대의 전파망원경을 쓰는 간섭 계를 초장기성 간섭계 (VLBI, Long Base-Line Interferometer)라 하는데 이렇게 하면 망원경의 크기가 1000km이상 되어 분해능이 0.001초가 됩니다.



광학 망원경의 경우에는 망원경의 광학적 분해능 뿐만 아니라 지구대기의 흔들림에 의하여 빛이 굴절되는 시상효과가 생기게되어 분해능을 악화시킵니다. 우리 나라 천문대는 대략 시상이 2초 정도 됩니다. 즉 망원경이 아무리 좋아도 2초 이하는 볼 수 없다는 뜻이지요. 세계에서 가장 좋은 곳은 하와이와 칠레의 산 위로 대략 0.8초 정도 됩니다. 남극 대륙 내부의 경우에는 더욱 좋아서 0.2 ~ 0.3초 된답니다. 대부분의 천문대들이 1초 근처이기 때문에 우주공간에 허블망원경과 같은 위성 천문대를 건설하려고 하는 것입니다. 허블망원경은 지구대기의 효과를 안 받기 때문에 광학적으로 인간의 기술적 한계인 0.1초각을 구현하고있어서 망원경의 크기는 2.4m로 작지만 아주 세밀한 관측을 할 수 있는 것입니다. 요즈음에는 광학 망원경도 간섭 계를 쓰려는 시도가 있습니다 (세계의 천문우주란에서 ESO VLT망원경 간섭계 참고).



망원경의 또 한가지 기능은 집광력 (빛을 모으는 기능)인데 이 집광력은 실제 면적에 비례합니다. 따라서 허블망원경 보다 지상의 8m나 10m망원경이 더욱 어두운 천체를 연구할 수 있는 것입니다.
  • 작성일2010-02-23
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.
  • 작성일2010-02-23
스펙트럼은 천체로부터 오는 빛의 파장에 따른 빛의 세기 (절대적인 혹은 상대적인)를 나타낸 것입니다.



별의 경우 우선 파장에 따른 빛의 세기를 결정할 수 있다면 별의 표면 온도 (즉 흑체 복사온도)를 프랑크 법칙으로부터 결정할 수 있습니다.



두 번째로 별의 스펙트럼을 관측하면 별의 대기에 있는 원소에 의한 흡수선 (가끔 방출선도)이 나타나게 됩니다. 이 흡수 선은 별의 대기에 있는 원자나 분자의 밀도, 가스의 압력, 온도 등의 물리적 성질을 내포하고 있습니다. 이를 분석하여 원소의 화학조성을 알아낼 수 있습니다. 물론 별 대기의 물리적 특성을 알아낼 수도 있습니다.



세 번째는 별의 스펙트럼을 잘 분석하면 지만 효과 (Zemann effect)에 의하여 스펙트럼 선이 갈라지는 현상 관측으로부터 별의 자기장의 세기를 알아낼 수 있습니다.



네 번째는 별의 분광선의 파장을 정밀히 측정하면 도플러효과에 의하여 별의 지구에 대한 상대적인 운동, 혹은 별의 자전 운동을 측정할 수 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
Flux의 경우에는 에너지의 총량을 나타내는 것으로 전 방향에 대해 생각하는 것입니다. 그러므로 모든 지역을 통과하는 총 플럭스의 값은 zero가 됩니다. 단위시간당 단위면적당 단위 헤르쯔당 방출되는 총 에너지로서 [erg/sec/㎠/Hz] 입니다.



Intensity에 대해 간략하게 설명하면 단위 시간당, 단위 면적당, 단위 입체각(solid angle)당 방출되는 총 에너지로써[erg/sec/㎠/Hz/ster]입니다.



Luminosity의 경우는 광도라고 하는데 별이 내는 에너지로 밝기를 의미합니다. 일반적으로 별의 광도 L =4πR^2 σT^4 로 여기서 R은 이 별의 반경, T는 별의 유효온도(effective temperature), σ는 스테판 볼쯔만 상수로서 5.67x10^-5 erg/sec/㎠/k^4 입니다. 그러므로 단위 시간당 방출되는 총 에너지[erg/sec]입니다.비숫하지만 약간씩 차이가 있습니다.



다시 말해, 플럭스는 단위 시간에 단위면적을 통과하는 복사에너지가 됩니다. 보통 에너지 속이라고 번역하기도 합니다. intensity는 세기로 번역하며 단위시간, 단위 면적에 단위 방향으로 수직 통과하는 복사에너지가 됩니다. luminosity는 단위시간에 통과하는 총 에너지가 됩니다.



예를 들어 수도관을 생각합시다. 수도관에 물이 통과한다면 단위시간에 단위 단면적을 통과하는 물의 총량이 플럭스가 되고, 그런 수도관이 여러 방향으로 나있을때 어떤 방향으로 단위면적, 단위시간에 흐르는 물의 총량이 intensity가 됩니다. luminosity는 수도관을 단위시간에 통과하는 물의 총량에 해당합니다.

  • 작성일2010-02-23
CCD는 Charge Coupled Device의 약자로 전하결합소자로 번역되기도 합니다. CCD는 원래 1970년대 초반에 미국의 벨연구소에서 메모리 반도체로 개발하였다고 합니다. 이 CCD칩은 서로 다른 종류의 반도체 (P형, N형)를 붙인 것으로 빛을 쏘이면 전자가 생성되어 저장되는 칩으로 메모리로 사용하는 것보다 빛을 감지하는 장치로 사용하게 되었습니다. 천문학자들은 1970년대 중반부터 이 칩의 이와 같은 특성에 주목하고 천체관측에 이용하게 되었습니다. 그때까지 천문학자들은 사진 건판에 천체를 촬영하여 "마이크로 덴시티메터" 혹은 "PDS"를 이용하여 디지털 영상을 만들어 분석하거나, 빛의 세기를 광전관을 이용하여 측정하는 방법을 써왔습니다. 당시 천문학자들에게는 사진을 찍고 디지털 영상으로 변환하는데 들어가는 품을 단번에 줄일 수 있을 뿐만 아니라, 효율이 아주 높고 (사진 건판 효율 5% 이하, 현재 CCD 85%까지), 반응이 선형 (빛의 세기와 반응이 비례)이라는 꿈의 감지기 (detector)였습니다. 물론 그때는 현재와 같이 크고 안정되어 있지는 않았지만요.



빛을 감지하고 전자를 저장하는 부분을 픽셀 (pixel)이라고 하는데 그 크기는 대략 24마이크론에서 9마이크론까지 있습니다. 천문학 연구용으로 사용하는 것은 대략 24에서 20마이크론을 많이 사용합니다. 천문학용 사진 건판과 비교하면 사진 건판의 감광 입자의 크기가 약 5마이크론임을 생각할 때 상당히 커 보입니다. 우리가 천체를 노출할 때 카메라의 셔터가 열려있는 동안 CCD칩은 빛을 받아 전자를 생성시키고 저장하는 픽셀을 이차원으로 배열하여 영상을 찍게 됩니다. 셔터가 닫히면 각 픽셀에 생성된 전자는 여러 가지 모양의 전기적 펄스를 이용하여 노출 중에 생성된 전자를 옆의 픽셀로 이동시켜 맨 마지막 행, 혹은 열에서 픽셀의 전하량을 전류의 세기로 측정하고, 증폭한 다음 아날로그 디지털 변환기를 이용하여 디지털 데이터로 저장하게 됩니다. 이 모든 과정은 컴퓨터로 제어하게 되어 있습니다. 연구용 카메라는 일반적으로 액체질소를 이용하여 냉각시키게 되는데 칩을 영하 100도에서 130도 까지 온도를 낮추게 됩니다. 이는 열에 의하여 발생하는 전자, 즉 열 잡음을 막기 위함입니다.



아마추어용 CCD 카메라는 대개 냉각장치가 없거나 (공냉식), 전기냉각 방식을 씁니다. 연구용 망원경에 이러한 아마추어용 CCD 카메라를 이용하여 자동 가이드 (오토가이드) 장치를 만드는 경우가 많습니다. ST-x 시리즈는 자동가이드에 필요한 소프트웨어와 하드웨어가 갖추어져 있습니다. 사용설명서를 잘 읽으면 알 수 있을 겁니다.



CCD 카메라는 아마추어용이라 하더라도 정밀한 측광 (빛의 세기를 측정하는 것)은 아니지만 측광 용으로 쓸 수 있습니다. 고등학교에서 이 장비를 갖고 있다면 연구용으로 쓸 수 있습니다. 이를테면 변광성을 측광하여 시간에 따른 별빛의 변화 즉 광도곡선을 얻을 수 있습니다. 또 필터를 이용하여 관측하여 색-등급도 (H-R도)를 만들 수 있습니다. CCD를 이용하여 측광하는 경우에는 몇 가지 보정이 필요합니다.
  • 작성일2010-02-23
라디오파(radio wave)를 우리말로 전파라고 하며 우주 전파를 수신하는 망원경을 전파망원경(radio telescope)이라 고 합니다. 또한 이를 통해 우주의 신비를 연구하는 학문을 전파천문학이라고 합니다. 하늘을 보는 창은 6개의 전자파 즉, 가시광선, 전파,x-선, 감마선, 자외선, 적외선들이 있고, 이 영역을 관측하게 됩니다. 쉽게 말하면 우주에서 나오는 전자파 중 어느 영역을 관측하는가에 따라 광학망원경, 전파망원경, x선 망원경 등...으로 표현합니다.



우주에서 전파가 나온다는 사실은 1931년 미국의 벨연구소에 근무하던 무선공학자인 칼 잔스키란 사람이 처음 발견하였습니다. 이후 우주전파를 관측하기 위해 전파망원경을 제작하게 되었는데 전파망원경은 크게 3 부분으로 구성되어 있습니다. 전파를 모으는 안테나 시스템, 모아진 전파를 증폭, 검파하고 세기를 측정하는 수신기 시스템 그리고 이들을 제어하는 컴퓨터로 구성되어 있습니다.



우리 나라에는 우리 연구원의 지역천문대인 대덕전파천문대에 직경 14미터 전파망원경이 있습니다. 지난 1985년에 설치된 이 망원경을 통해 우주전파를 관측하고 있습니다. 참고로 세계에서 제일 큰 전파망원경은 푸에르토리코에 있는 아레시보 망원경으로 직경이 305미터이고, 독일 에펠스버그에 100미터 전파망원경이 있습니다.



우리 연구원 홈페이지 대덕전파천문대에 들어가시면 우리 연구원의 현황을 알 수 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
간섭 계의 원리는 전파 망원경의 경우, (분해능) = 1.03 (파장)/(구경) 이므로 분해능은 직경에만 관계하기 때문에 멀리 떨어진 두 안테나를 이용하여 동일한 시간에 동일한 천체를 관측하면 경로 차가 생겨 간섭이 일어나게 됩니다. 즉 파장의 정수배 만큼 경로 차가 생기면 보강간섭이 일어나게 됩니다. 따라서 전파의 세기가 커지게 됩니다. 이때 (구경) = (두 망원경의 기선)이 되어 분해능은 좋아지게 되는 것입니다. 이렇게 두 개의 망원경을 사용하는 간섭은 한 방향으로만 일어나기 때문에 전파 망원경 여러 개를 십자, 혹은 Y자 형태로 배열하여 전파망원경을 기차에 싣고 파장에 따라, 혹은 분해능에 따라 망원경을 옮겨 관측을 수행합니다. 이런 종류의 간섭 계를 보통 "전파망원경 배열 (array)"이라고 부르는데 미국의 VLA (very large array), 호주의 ATCA (australian telescope of compact array)등이 있습니다. 이 전파망원경 배열은 중성수소에서 나오는 21cm에서 수초 이하의 분해능을 구현하고 있습니다.



이외에 초장기선 간섭 계 (very-long-base-line Interferometer, VLBI)라 해서 기선이 1,000km이상 되는 간섭 계가 있습니다. 분해능은 0.001초 이하로 광학 망원경에서는 구현할 수 없는 분해능을 갖게 됩니다. 현재 VLBI를 운용하고 있는 나라는 미국과 호주 등이 있고, 우리 나라는 한국천문연구원이 중심이 되어 일본, 중국과 함께 동아시아의 VLBI를 추진 중에 있습니다. 한편 전파 우주망원경을 이용한 VLBI 계획을 갖고 있습니다.
  • 작성일2010-02-23
일주운동을 찍고자 할 때에는

(1) 필름의 감도가 100 정도인 것이 좋습니다. 고감도 필름을 사용할 경우 장시간 노출 시 배경이 뿌옇게 나타날 수 있으며, 깨끗한 상도 나타나지 않습니다.

(2) 필름의 감도가 오랫동안 잘 저하되지 않는 것이 좋습니다. 필름의 감도는 시간이 자나면서 떨어집니다. 그런데 필름의 종류에 따라 그 정도가 심한 차이를 나타냅니다. 코닥 E100VS는 비교적 감도의 저하가 약하므로 아마추어 천체사진에서 널리 이용되고 있습니다.

(3) 카메라의 조리개를 완전 개방하지 말고 한 단계 정도 줄여주는 것이 좋습니다. 코마 수차를 줄여 변두리별이 찌그러지는 현상이 거의 나타나지 않게 할 뿐 아니라 비그네팅(변두리가 희미해 지는 현상)도 줄여줍니다.

(4) 어떤 색에 민감한 필름이 좋으냐 하는 것은 목적에 따라 다르지만 청색에 민감한 것이 좋을 것 같습니다. 원래 청색을 내는 별이 별로 없기 때문에 일주운동에 포함된 별들 중 붉은 색과 주황색 및 청색 등이 고루 나타나게 하려면 그렇게 하는 것이 좋을 것 같습니다.
  • 작성일2010-02-23
마이켈슨의 간섭 계는 망원경의 대물렌즈 앞에 두개의 슬릿을 만들어 그 간섭무늬가 대물렌즈의 초점 면에 생기게 하는 장치입니다. 영 (Young)의 두개의 슬릿에 의한 간섭실험에서 슬릿 뒤에 렌즈를 넣었다고 생각하면 됩니다. 별의 각 크기를 a라 할 때, 두 슬릿으로 들어오는 별빛 중 별의 한쪽 가장자리와 반대 가장자리에서 오는 빛이 서로 간섭하게 됩니다.



더 자세히 살펴보면, 별 빛이 극대가 되는 회절무늬는 경로 차가 파장의 정수배가 되는 곳에 나타나게 됩니다. 빛의 파장을 l, 슬릿의 간격을 D, 경로 차에 의한 각도를 q, 경로 차를 r이라 할 때, 별 빛이 극대가 되는 경로 차는,



r = n l/D (n=0, 1, 2, 3,...), r = D sin(q)



그리고 반대편 가장자리의 극대는 r+1/2a에서 나타나게 됩니다. 이 두 회절무늬가 간섭을 일으키는 것이죠. 그런데 별빛은 -1/2a에서 +1/2a까지 모든 값을 갖게 되므로 수많은 회절무늬들이 중첩하여 간섭을 일으키게 됩니다.



n l/D 보강

1/2a =

(n+1/2) l/D 상쇄



이때 슬릿 간격 D를 증가시키면 q는 감소하게 됩니다. 만약 a=l/D (엄밀히 1.22 l/D)이 되도록 슬릿 간격을 증가시키면 회절무늬가 완전히 겹쳐서 간섭무늬가 사라지게 될 겁니다. 따라서 별의 각 지름 a를 결정 할 수 있습니다. 1920년에 마이켈슨 (유명한 마이켈슨-몰리 실험한 사람)은 윌슨산천문대의 100인치 (2.54m) 망원경을 이용하여 D=6m의 간섭계를 만들어 겉보기 각 지름 0.01초까지 약 10여 개의 별의 크기를 측정하였답니다.



마이켈슨 간섭계를 쓰면 겉보기 각 크기를 알 수 있고, 또 별의 종류를 알면 절대 크기를 알 수 있으므로, 역으로 거리를 추정할 수 있습니다.



현재 동일한 망원경을 이용하는 위와 같은 간섭계 보다 다른 망원경을 이용하여 훨씬 긴 기선을 사용하는 간섭계가 개발되고 있습니다. 이를테면 마이켈슨 항성 간섭계는 동일 위상의 빛을 비교하는데 반하여 1956년 브라운 등은 강도의 변화를 비교하는 방법을 쓴 강도 간섭계를 써 약 30m의 기선을 갖는 간섭계를 만들어 0.001초의 각 크기까지 측정하였습니다.



유럽남천문대 (ESO)에서는 8m망원경 4대로 이루어진 VLT (very large telescope)를 건설하여 간섭계로 쓸 예정으로 알고 있습니다. 현재 VLT는 제 1기가 완성되었고, 제 2기의 거울을 최근에 장착하였습니다.



우리 나라는 현재 보현산천문대에 1.8m용 스페클카메라가 있습니다. 이 기기는 1초 이하의 비교적 겉보기 각 크기가 작은 쌍성의 상을 분해하여 관측하는데 사용합니다. 한국에서는 한국천문연구원의 한인우 박사 (보현산천문대)와 육인수 선임연구원 (우주과학연구그룹)이 이 분야의 전문가라 볼 수 있습니다.