천체 관측의 발달 : 망원경과 검출기

천체 관측의 진보는 망원경과 검출기의 발달에 힘입은 바가 큽니다. X선에서 전파까지 각 영역마다 각각 다른 망원경, 검출기가 사용되고 공통에는 안됩니다. 이는 파장(에너지)마다 전자파와 물질과의 상호 작용이 다르기 때문입니다.

 

망원경

빛의 망원경은 1608년 네덜란드에서 발명되었지만, 망원경으로 처음에 천체 관측을 한 것은 갈릴레이에 1609년의 일입니다. 굴절 망원경의 대물 렌즈는 볼록 렌즈입니다. 초기의 굴절 거울의 대물 렌즈는 단일 렌즈로 큰 색 수차(색 줌)를 가지고 있습니다. 즉 색으로 초점 위치가 다른 상이 익어 가고 흐려지는 것입니다. 색수차의 경감을 위해서 우선 딴 방법은 초점 거리를 늘림으로써 17세기 후반의 호이겐스, 토성의 고리의 공기 간극을 발견한 카시니의 장대한 망원경이 그것입니다.

반사 망원경은 뉴턴의 발명으로 대물 거울에 오목 거울을 이용합니다. 반사 망원경에서는 색수차가 없습니다. 18~19세기에 허셜과 로스 경(W파슨스 프로젝트)에 의해서 만들어진 반사 망원경은 구경이 120~180센티미터도 있었다고 합니다. 이들의 반사경은 스펙 큐람이라는 특수 합금으로 만들어졌으며 세월을 거치면 반사율이 낮아지고 다시 거울을 연마해야 한다는 단점이 있었습니다.

 

렌즈의 색 수차는 2종류의 유리를 이용한 색지 움 렌즈의 발명에 의해서 극복되었습니다. 그리고 19세기 후반, 많은 대 구경 굴절 망원경이 건설됐습니다. 그 정점에 단 것이 미국의 릭 천문대 및 아키스 천문대의 90센티미터와 101센티미터의 굴절 망원경입니다. 그러나 렌즈 중으로 빛이 지나가기 때문에 요구되는 균질인 대 구경 유리 자재를 얻는 것 곤란, 렌즈를 돈독히 하고 렌즈 안에서 흡수가 급속히 늘기 때문에 더 이상 대 구경의 것은 만들어지지 않았습니다.

 

현재의 구경이 큰 망원경은 반사 망원경입니다. 19세기 말에 유리에 은을 화학 침전시키고 높은 반사률을 가진 반사 면을 만드는 기술이 개발되고 반사 망원경은 부활했습니다. 반사율이 떨어지면 낡은 은을 화학적으로 벗기고 다시 도은하면 좋습니다. 1930년대에는 거울에 알루미늄을 진공 증착 하는 방법이 개발되고 반사 면은 장모치하는 동시에 자외선 영역의 반사율이 현저히 향상했습니다. 최대급의 망원경인 하와이(미국)의 마우나케아(산)정상에 있는 켁 망원경의 구경은 10미터로 대 구경의 거울은 제작 어려움 때문에 주로 거울은 36개의 육각형의 거울로 되어 있습니다. 각자를 연마한 뒤 1장의 거울을 만들 수 있도록 조정하고 나열하는 것으로 유효 구경을 10미터로 했으며, 이 방식은 분할 거울이라고 부릅니다. 한장 거울에 의한 세계 최대의 망원경은 역시 마우나케아(산)산정의 하와이 국제 관측소에 1999년에 완성된 구경 8.2미터의 일본의 스바루 망원경으로 이어 칠레 유럽 남천 천문대의 8.2미터 망원경(VLT), 마우나케아(산)산의 미국·영국·캐나다 연합의 8.0미터의 제미니-망원경입니다.

 

망원경의 능력은 미광의 천체로부터의 빛을 모으는 것과, 먼 천체의 모양을 선명하게 해체되는 일입니다. 전자의 집광력은 집광 면적인 주 거울의 구경의 2제곱에 비례하고, 후자는 각 분해능으로 불리고 주로 거울 구경에 의한 회절상에서 결정되며 주로 거울의 구경에 비례합니다. 곧 망원경의 주 거울의 구경이 클수록 밝은 선명한 상을 얻을 수 있습니다. 이것이 망원경의 크기를 주로 거울 구경으로 나타내는 이유인 망원경의 역사는 대 구경화 노력입니다. 그러나 실제로는 주로 거울 구경이 어느 정도 커지면 지상 망원경 분해능은 공기의 흔들림(seeing)에서 제한됩니다. 공기의 흔들림은 상층에서 돔 주위, 경통 내까지 곳 곳에서 일어난다. 그러므로 상층까지 대기의 안정된 관측 적지를 건설지로 선정과 함께, 돔, 망원 경통 내의 온도 제어를 생각하고 성상의 안정을 도모하지 않으면 안 됩니다. 대기 밖에 나가면 대기 시잉에 좌우되지 않는 망원경 본래의 분해능을 얻을 수 있습니다. 그 때문에 이뤄지는 것이 기구 관측인 우주 망원경입니다. 기구 관측의 경우 30킬로미터쯤 오르면 가시 광선과 근자 외선·적외선에 대해서는 지상의 몇배 더 선명함으로 관측할 수 있습니다. 특히 적외선 영역에서는 100마이크로 미터 이상의 파장에 이르는 넓은 범위에서 대기 흡수를 받지 않습니다. 이 분야에서는 구경 30센티미터에서 1미터 급의 반사 망원경이 사용되고 각종의 천체의 측광과 분광 관측이 이루어지고 있습니다. X라인과 γ선에 대해서도 30~40킬로미터의 기구 고도로 되면 충분히 관측이 가능하게 됩니다. 그러나 고도로 관측해도 위에 있는 대기에서 발생하는 배경은 문제가 됩니다. 이는 X선과 γ선에서는 현저하다 우주 망원경이 기대하는 이유도 여기에 있습니다. 스페이스 망원경에는 1990년 발사된 구경 2.4미터의 허블 우주 망원경이 있습니다. 이것은 대기 밖에서 싱에 방해되지 않고 선명한 화상을 찍기 위한 첫 본격적 우주 망원경으로 처음에 뜻밖의 수차가 있었지만 1993년에 수리되고부터는 그 성능을 충분히 발휘하고 있습니다.

전파는 파장이 길기 때문에 회절이 크게, 분해능을 높이려면 현저히 큰 구경을 필요로 합니다. 이 때문에 복수의 전파 망원경을 어느 거리에 놓고 두고 간섭계로 사용. 분해되는 각도는 판 거리에 반비례합니다. 근래에는 지구 반경 정도 떨어진 복수의 전파 망원경을 간섭계(초장 기선 전파 간섭계, VLBI:very long baseline interferometry)로 사용하고 큰 성과를 올리고 있습니다.

 

검출기

19세기 중반까지는 천체 관측은 안시 관측에 한정됐습니다. 19세기 사진술이 발명되어 1850년경부터 호시노의 촬영에의 응용이 시작됐습니다. 그 성과는 눈부신, 예를 들어 1년에 발견되는 소행성의 수는 19세기 후반 급속히 증가했습니다. 이는 어떤 시간을 사이에 두고 촬영한 2장의 건판에서 소행성의 같은 이동 천체를 감지하는 것이 매우 유효했기 때문입니다. 사진의 장점은 객관적이고 개인 차이가 없음, 보존성이 뛰어난 것입니다. 잘 처리된 건판은 약 100년의 보존에 견디는 다시 측정에 사용할 수 있습니다. 각 천문대에 저장되고 있는 이들의 건판은 과거의 천공의 기록으로서 귀중한 데이터입니다. 사진 건판은 이후 발달한 천체 분광 관측에도 많이 활용되어 왔습니다. 사진의 결점은 양자 효율이 낮은 성과 광량으로 사진의 검은 빛이 비례하지 않는 것입니다.

광전관은 빛을 전류로 바꾸고 측정 장치입니다. 광전관이 별의 밝기의 측정에 이용된 것은 1930년대이지만, 광전자 증배관이 발명되고, 1950년경보다 측광 관측의 정확도는 현격히 향상했습니다. 광전관은 양자 효율이 높고 전류가 빛의 세기에 비례한다는 장점을 가지지만 1채널밖에 없다는 약점이 있습니다. 퍼진 천체를 광전지로 재면 1점씩 측정해야 합니다.

 

사진과 광전관의 결점을 서로 보완하다 것으로 고체 촬상 소자가 개발·연구되었습니다. 특히 CCD(전하 결합 소자)은 수십%의 양자 효율을 가집니다. 민생용 비디오 카메라에도 사용되고 당초에는 비교적 소형의 것밖에 제조하지 못했지만 사진에 버금가는 대형의 것까지 실용화되어 왔습니다. 이상의 이유로 최근에는 사진을 찍어서 대신해서 고체 촬상 소자가 쓰이고 있습니다.

 

한쪽에서는 망원경의 대 구경화에 의해서 최대한 많은 빛을 모으고 한편으로는 고체 촬상 소자 같은 검출기의 개발 및 성능 향상에 의해서 수집한 빛을 최대한 효율적으로 활용하고, 희미한 불빛 속에서 최대한의 정보를 얻을 수 있도록 노력하는 것이 현대의 천체 관측의 특징입니다. 이런 망원경의 대형화와 검출기의 개발 노력은 X선에서 적외선, 전파까지 모든 영역에서 열리고 있습니다.