전파망원경
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1. 개요
전파망원경은 천체에서 방출되는 전파를 수신하여 우주를 관측하는 장치이다. 1932년 카를 잰스키에 의해 최초로 천문학적 전파원이 확인되었으며, 그로테 레버에 의해 최초의 포물면 "접시" 전파 망원경이 제작되었다. 전파망원경은 광학 망원경보다 더 멀리 있는 우주를 탐사할 수 있으며, 펄서, 퀘이사, 은하, 성운 등 다양한 천체를 관측한다. 전파망원경의 해상도 한계를 극복하기 위해 여러 대의 망원경을 연결하는 개구 합성 기술과 초장기선 전파 간섭계(VLBI)가 사용되며, 우주 전파망원경도 개발되었다. 현재 세계 최대의 전파망원경은 중국의 FAST이며, ALMA와 같은 차세대 전파망원경 건설 계획도 진행 중이다.
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| 전파망원경 | |
|---|---|
| 지도 정보 | |
| 기본 정보 | |
| 종류 | 전파 안테나 |
| 사용 분야 | 전파 천문학 |
| 방향성 | 방향성 전파 안테나 |
| 구조 | |
| 구성 요소 | 반사경 급전기 저잡음 증폭기 필터 전파 수신기 |
| 작동 원리 | |
| 전파 수신 | 반사경을 사용하여 전파를 모아 급전기에 집중시킴. |
| 신호 처리 | 저잡음 증폭기를 사용하여 신호를 증폭 필터를 사용하여 노이즈를 제거 전파 수신기를 사용하여 신호를 분석 |
| 특징 | |
| 장점 | 우주의 다양한 전파를 관측 가능 대기의 영향을 적게 받음 낮과 밤 관계없이 관측 가능 |
| 단점 | 가시광선보다 낮은 분해능 높은 민감도를 위한 큰 크기 필요 |
| 역사 | |
| 개발 | 1930년대에 개발 |
| 초기 | 칼 잰스키에 의해 개발 |
| 추가 정보 | |
| 주요 용도 | 우주의 전파를 관측 천체의 분포와 이동을 연구 우주론 연구 |
| 기타 | |
| 관련 용어 | 전파 천문학 전파 안테나 전파망원경 배열 |
2. 역사
세계 최초로 우주에서 오는 전파의 존재를 알아차린 사람은 천문학자가 아니라 벨 연구소(Bell Laboratories)에서 레이더와 무선 통신을 연구하던 기술자 칼 잰스키(Karl Jansky)였다.[21] 잰스키는 무선 통신 중에 혼입되는 잡음의 원인이 되는 낙뢰 등의 대기 전파 현상을 연구하고 있었는데, 1932년에 낙뢰 이외에도 우주에서 전파가 오고 있다는 것을 알아챘다. 이 전파는 은하수 중심에서 방출되고 있었다. 이 발견으로 전파 천문학이 시작되었으며, 잰스키가 사용한 안테나는 결과적으로 세계 최초의 전파 망원경이 되었다.
잰스키의 논문에 관심을 가진 그로테 레버(Grote Reber)는 1940년에 자택 정원에 구경 9.5m짜리 전파 망원경을 만들었는데, 이는 처음부터 지구 외부 전파를 검출하기 위한 목적으로 제작된 세계 최초의 전파 망원경이었다.
2. 1. 전파 천문학의 시작
최초로 천문학적 전파원을 확인하는 데 사용된 전파 안테나는 1932년 벨 전화 연구소의 엔지니어 칼 구테 얀스키가 제작했다. 얀스키는 잡음의 원인을 파악하여 무선 전화 서비스에 대한 방해를 식별하는 임무를 맡았다. 얀스키의 안테나는 쌍극자와 반사판의 배열로, 20.5 MHz(주파수)의 단파 전파 신호를 수신하도록 설계되었다(파장 약 14.6미터). 이 안테나는 회전판에 장착되어 어느 방향으로든 회전할 수 있었기 때문에 "얀스키의 회전목마"라는 이름을 얻었다. 지름은 약 약 30.48m이고 높이는 약 6.10m였다.[4] 안테나를 회전시켜 수신된 간섭 전파원(잡음)의 방향을 정확히 찾을 수 있었다. 안테나 옆 작은 창고에는 아날로그 펜과 종이 기록 시스템이 설치되어 있었다. 몇 달 동안 모든 방향에서 신호를 기록한 후, 얀스키는 결국 잡음을 세 가지 유형으로 분류했다. 근처 뇌우, 먼 뇌우, 그리고 알 수 없는 기원의 샷 잡음보다 약간 높은 희미한 꾸준한 잡음이었다. 얀스키는 마침내 "희미한 잡음"이 23시간 56분의 주기로 반복된다는 것을 알아냈다. 이 기간은 천문학적 항성일의 길이로, 천구에 있는 "고정된" 물체가 하늘의 같은 위치로 돌아오는 데 걸리는 시간이다. 따라서 얀스키는 잡음이 태양계 외부에서 발생했다고 추측했고, 자신의 관측 결과를 광학 천문학 지도와 비교하여 방사선이 은하수에서 오며, 별자리 궁수자리 방향의 은하 중심에서 가장 강하다는 결론을 내렸다.
아마추어 무선 통신사인 그로테 레버는 전파 천문학으로 알려지게 된 분야의 선구자 중 한 명이었다. 그는 1937년 일리노이주 위튼 자택 뒷마당에 지름 9m의 최초의 포물면 "접시" 전파 망원경을 건설했다. 그는 얀스키의 선구적인 연구를 반복하여 은하수를 최초의 지구 외부 전파원으로 확인했고, 초고주파에서 최초의 전천 탐사를 수행하여 다른 전파원을 발견했다.[4]
세계 최초로 우주에서 오는 전파의 존재를 알아차린 사람은 천문학자가 아니라 벨 연구소(Bell Laboratories)에서 레이더와 무선 통신을 연구하던 기술자 칼 잰스키(Karl Jansky)였다.[21] 잰스키는 무선 통신 중에 혼입되는 잡음의 원인이 되는 낙뢰 등의 대기 전파 현상을 연구하고 있었는데, 1932년에 낙뢰 이외에도 우주에서 전파가 오고 있다는 것을 알아챘다. 이 전파는 은하수 중심에서 방출되고 있었다. 이 발견으로 전파 천문학이 시작되었다. 잰스키가 사용한 안테나는 결과적으로 세계 최초의 전파 망원경이 되었다.
얀스키의 논문에 관심을 가진 그로테 레버(Grote Reber)는 1940년에 자택 정원에 구경 9.5m짜리 전파 망원경을 만들었는데, 이는 처음부터 지구 외부 전파를 검출하기 위한 목적으로 제작된 세계 최초의 전파 망원경이었다.
2. 2. 초기 전파 망원경
벨 전화 연구소의 엔지니어 칼 구테 얀스키는 1932년에 최초로 천문학적 전파원을 확인하는 데 사용된 전파 안테나를 제작했다. 얀스키는 무선 전화 서비스에 방해가 되는 잡음의 원인을 파악하는 임무를 맡았다. 얀스키의 안테나는 20.5 MHz (주파수)의 단파 전파 신호(파장 약 14.6미터)를 수신하도록 설계된 쌍극자와 반사판 배열이었다. 이 안테나는 회전판에 장착되어 "얀스키의 회전목마"라는 별명을 얻었으며, 지름은 약 약 30.48m이고 높이는 약 6.10m였다. 안테나를 회전시켜 수신된 잡음의 방향을 정확히 찾을 수 있었고, 안테나 옆 작은 창고에는 아날로그 펜과 종이 기록 시스템이 있었다. 얀스키는 몇 달 동안 모든 방향에서 신호를 기록한 후 잡음을 세 가지 유형으로 분류했는데, 근처와 먼 곳의 뇌우, 그리고 알 수 없는 기원의 희미한 잡음이었다. 그는 이 희미한 잡음이 23시간 56분(천문학적 항성일의 길이) 주기로 반복된다는 것을 알아냈고, 이는 잡음이 태양계 외부에서 발생한다는 것을 의미했다. 얀스키는 자신의 관측 결과를 광학 천문학 지도와 비교하여 방사선이 은하수에서 오며, 별자리 궁수자리 방향의 은하 중심에서 가장 강하다는 결론을 내렸다.[4]벨 연구소의 기술자였던 카를 잰스키는 1932년에 우주에서 오는 전파를 발견했으며, 이는 전파 천문학의 시작이었다.[21]
아마추어 무선 통신사인 그로테 레버는 1937년 일리노이주 위튼 자택 뒷마당에 지름 9m의 최초의 포물면 "접시" 전파 망원경을 건설했다. 그는 얀스키의 연구를 반복하여 은하수를 최초의 지구 외부 전파원으로 확인했고, 초고주파에서 최초의 전천 탐사를 수행하여 다른 전파원을 발견했다. 얀스키의 논문에 관심을 가진 그로트 레이버는 1940년에 자택 정원에 구경 9.5m짜리 전파 망원경을 만들었는데, 이는 지구 외부 전파를 검출하기 위한 목적으로 제작된 세계 최초의 전파 망원경이었다.[4] 제2차 세계 대전 중 레이더의 급속한 발전으로 전파 천문학에 적용된 기술이 생겨났고, 이후 전파 천문학은 대학과 연구소가 대형 전파 망원경을 건설하면서 천문학의 한 분야가 되었다.[4]
3. 구조 및 원리
전파망원경은 천체로부터 오는 전파를 모으는 금속 반사경을 사용하며, 광학망원경이 빛을 모으는 것과 유사한 방식으로 작동한다. 이를 통해 광학망원경으로는 관측하기 어려운 미약한 전자기파를 감지하여 더 멀리 있는 우주를 탐사할 수 있다. 광학망원경은 최대 수십억 광년 떨어진 천체만 관측 가능한 반면, 전파망원경은 160억 광년 거리까지 탐사가 가능하다.[26]
전파망원경은 큰 접시 모양의 반사기를 가지며, 이는 전선이나 금속판으로 만들어진다. 망원경에 달린 모터는 반사기를 움직여 우주에서 오는 전파원에 맞추고, 반사기는 전파를 작은 전파 안테나에 집중시켜 전기 신호로 바꾼다. 전파망원경의 초점에는 안테나 또는 도파관을 설치하여 전파를 유도한다. 반사면은 주로 회전 포물면 형태이지만, 구면, 평면, 포물통면 형태도 있으며, 여러 반사경을 1열 또는 십자형으로 배치한 전파 간섭계도 있다. 설치 방식으로는 적도의 외에 대형은 경위의, 더 큰 것은 고정형이 사용된다. 아레시보 천문대 등 많은 전파망원경은 보이저 탐사선과 같은 대상과의 심우주 통신이나 레이다 천문학에도 활용된다. 과학자들은 전파 반사를 연구하여 달이나 행성까지의 거리를 측정하고, 반사파를 통해 상세한 지도를 제작할 수 있다.[26]
망원경의 해상도는 망원경 지름에 비례하고 관측 파장에 반비례한다. 전파 파장은 가시광선 파장보다 만 배 이상 길어 전파망원경의 해상도는 광학망원경에 비해 현저히 낮다. 이러한 한계를 극복하기 위해 여러 대의 전파망원경을 하나의 큰 망원경처럼 결합하여 사용하는 개구 합성 기술이 활용된다. 전파망원경 간 거리(기선)가 길수록 해상도가 향상되므로, 서로 다른 대륙에 있는 전파망원경을 동시에 사용하여 같은 천체를 관측하는 VLBI를 통해 매우 높은 해상도로 관측을 수행한다.
더 나아가, 전파망원경을 지구 궤도에 올려 기선을 더욱 확장하는 스페이스 VLBI 기술도 존재한다. VSOP 계획이 대표적인 예시이다. 천체 관측 외에도, 특정 천체에서 오는 전파 도달 시간 차이를 이용하여 기선 길이를 결정할 수 있다. 이러한 기선 길이 변화 측정을 통해 판구조론에 따른 대륙 이동과 같은 지각 변화를 파악할 수 있다.[19]
최근에는 전파망원경의 레이더 기능을 활용하여 철과 니켈 등 자성 금속을 주성분으로 하는 M형 소행성 형태 관측도 진행되고 있다. (예: 클레오파트라 (소행성)[20])
3. 1. 구조
전자기 스펙트럼의 전파 스펙트럼 주파수 범위는 매우 넓어, 전파망원경에 사용되는 안테나의 종류는 설계, 크기, 구성이 매우 다양하다. 30미터에서 3미터(10~100 MHz) 파장에서는 "TV 안테나"와 유사한 지향성 안테나 어레이나 가동식 초점을 가진 대형 고정 반사경이 주로 사용된다. 이러한 안테나로 관측하는 파장이 매우 길기 때문에 "반사경" 표면은 닭장 철망과 같은 거친 철망으로 만들 수 있다.[5] 더 짧은 파장에서는 파라볼라 "접시" 안테나가 주로 사용된다. 접시 안테나의 각 분해능은 접시 직경과 관측되는 전파 파장의 비율에 따라 결정된다. 이는 유용한 분해능을 얻기 위해 전파망원경에 필요한 접시 크기를 결정한다. 3미터에서 30cm(100MHz~1GHz) 파장에서 작동하는 전파망원경은 일반적으로 직경이 100미터를 훨씬 넘는다. 30cm보다 짧은 파장(1GHz 이상)에서 작동하는 망원경의 직경은 3미터에서 90미터까지 다양하다.전파망원경은 전파를 수신하는 대형 회전 포물면 안테나(파라볼라 안테나), 전파를 증폭·검출하는 수신기, 데이터를 분석·기록하는 컴퓨터 등으로 구성된다. 전파는 가시광선에 비해 미약하고 파장이 길어 분해능이 낮으므로, 안테나 구경은 광학망원경보다 수 배에서 수십 배나 되는 거대한 것이 주류를 이룬다. 작은 안테나를 다수 배치하여 개구 합성 안테나(간섭계)를 구성하는 유형도 있다.
가시광선을 집광하는 광학망원경에서는 렌즈를 이용해 빛을 굴절시켜 집광하는 굴절망원경과 반사경을 이용해 빛을 집광하는 반사망원경이 사용된다. 그러나 전파는 수렴할 정도로 굴절시키기 어렵기 때문에 전파망원경에서는 반사를 이용하는 방법만 사용된다. 모든 금속은 전파를 반사하므로 어떤 금속이라도 반사경 재료로 사용할 수 있다. 그러나 반사경 형상은 회전 포물면에서 파장의 1/10 정도 이하로 어긋나야 한다.[17] 전파망원경은 지름이 수십 m에 달하는 대형이 많기 때문에 자체 무게로 인해 형태가 휘는 것을 무시할 수 없다. 따라서 반사경에는 왜곡을 최대한 줄이기 위해 알루미늄과 같은 가벼운 금속이 주로 사용된다. 초기에는 구조체가 목재인 안테나도 제작되었다.
전자파는 파장보다 작은 틈이 금속면에 있어도 투과되지 않고 반사되는 성질을 가진다. 이를 이용하여 여러 개의 틈이 있는 패널을 조합해 거울면을 구성하거나, 패널에 구멍을 뚫어 경량화를 꾀할 수 있다. 파장이 긴 전파를 관측하는 경우에는 금속망과 같은 거울면을 사용해도 문제가 없다.
3. 2. 작동 원리
전파망원경은 천체로부터 오는 전파를 모으기 위한 금속 반사경을 사용한다. 광학망원경이 빛을 모으는 것처럼, 전파망원경은 전파를 모아 광학망원경으로는 감지하기 어려운 약한 전자기파를 감지하여 더 멀리 있는 우주를 탐사할 수 있다. 광학망원경이 최고 수십억 광년 떨어진 천체만 감지할 수 있는 반면, 전파망원경은 160억 광년 거리까지 탐사 가능하다.[26]전파망원경에는 큰 접시 모양 반사기가 있으며, 이는 전선이나 금속판으로 만들어진다. 망원경의 모터는 반사기를 움직여 우주의 전파원을 향하게 하고, 반사기는 전파원에서 오는 전파를 작은 전파 안테나에 집중시켜 전기 신호로 변환한다. 전파망원경의 초점에는 안테나 또는 도파관을 두어 전파를 이끌어낸다. 반사면은 보통 회전 포물면이지만, 구면, 평면, 포물통면인 것도 있으며, 여러 반사경을 1렬 또는 십자형으로 놓은 전파 간섭계도 있다. 설치 방법으로는 적도의 외에 대형은 경위의, 더 큰 것은 고정형이 있다. 아레시보 천문대와 같은 많은 전파망원경들은 보이저 탐사선과의 심우주 통신이나 레이다 천문학에도 활용된다. 과학자들은 전파 반사를 연구하여 달이나 행성까지의 거리를 측정하고, 반사파를 이용해 상세한 지도를 만들 수 있다.[26]
망원경의 해상도는 망원경의 구경에 비례하고 관측 파장에 반비례한다. 전파 파장은 가시광선 파장보다 만 배 이상 길어 전파망원경의 해상도는 광학망원경보다 훨씬 낮다.
이 때문에 여러 대의 전파망원경을 하나의 큰 망원경처럼 합성하여 사용하는 '''개구 합성'''을 이용한다. 전파망원경 간의 거리(기선)가 길수록 해상도가 높아지므로, 다른 대륙의 전파망원경과 동시에 같은 천체를 관측하는 '''VLBI'''를 이용하여 매우 높은 해상도의 관측을 수행한다.
또한, 지구 궤도에 전파망원경을 발사하여 기선을 연장하는 '''스페이스 VLBI''' 기술도 있다. '''VSOP 계획'''이 그 예이다.
천체 관측과는 반대로, 천체로부터의 전파 도달 시간 차이로 기선 길이를 결정할 수 있다. 기선 길이 변화를 측정하여 판구조론에 의한 대륙 이동 등 지각 변화를 알 수 있다.[19]
최근에는 레이더 기능을 이용하여 철과 니켈 등 자성 금속을 주성분으로 하는 M형 소행성의 형태 관측도 이루어지고 있다(클레오파트라 (소행성) 참조[20]).
3. 3. 해상도
망원경의 해상도 한계는 망원경의 구경에 비례하고, 관측 파장에 반비례한다. 전파의 파장은 가시광선의 파장보다 만 배 이상 길기 때문에, 전파망원경의 해상도는 광학망원경에 비해 훨씬 낮다.이 때문에 '''개구 합성'''을 이용하여, 여러 대의 전파망원경을 하나의 큰 망원경으로 합성하여 사용한다.
전파망원경 간의 거리(기선)가 길어질수록 해상도가 높아지므로, 다른 대륙의 전파망원경과 동시에 같은 천체를 관측하는 '''VLBI'''(Very Long Baseline Interferometry: 초장기선 전파 간섭계)를 이용하여 매우 고해상도의 관측을 수행하고 있다.
또한, 지구상에 머물지 않고 전파망원경을 지구 궤도에 발사함으로써 기선을 더욱 연장하는 '''스페이스 VLBI'''라고 불리는 기술이 있다. '''VSOP 계획'''(VLBI Space Observatory Programme) 등이 그 예이다.
3. 4. 전파 간섭계
천체간섭계 기법은 1946년에 도입된 주목할 만한 발전 중 하나로, 더 높은 해상도를 얻기 위해 여러 안테나의 신호를 결합하여 더 큰 안테나를 시뮬레이션하는 것을 의미한다. 천체 전파 간섭계는 일반적으로 포물면 반사경 어레이 (예: 원마일 망원경), 1차원 안테나 어레이 (예: 몰롱글로 천문대 합성 망원경), 또는 전방향성 다이폴의 2차원 어레이 (예: 토니 휴이시의 펄서 어레이)로 구성된다. 어레이의 모든 망원경은 넓게 분리되어 있으며, 동축 케이블, 도파관, 광섬유 또는 다른 유형의 전송선을 사용하여 연결된다. 최근 전자 발진기의 안정성이 향상됨에 따라, 다양한 안테나에서 신호를 독립적으로 기록한 다음 중앙 처리 시설에서 나중에 기록을 상관시켜 간섭계를 수행할 수 있게 되었다. 이 과정을 초장기선 간섭계(VLBI)라고 한다. 간섭계는 수집되는 총 신호를 증가시키지만, 주요 목적은 구경 합성이라는 과정을 통해 해상도를 크게 높이는 것이다. 이 기법은 서로 다른 망원경의 신호 파를 중첩 (간섭) 시키는 방식으로 작동하며, 같은 위상을 가진 파는 서로 더해지고 반대 위상을 가진 두 개의 파는 서로 상쇄된다. 이를 통해 해상도(민감도는 아님)가 어레이에서 가장 멀리 떨어진 안테나의 간격과 같은 단일 안테나와 동일한 결합 망원경이 생성된다.
고품질 이미지를 얻기 위해서는 많은 수의 서로 다른 망원경 간 간격이 필요하다. 전파원에서 본 두 망원경 사이의 투영된 간격을 기선이라고 한다. 예를 들어, 뉴멕시코주 소코로 근처의 초대형 어레이(VLA)는 27개의 망원경을 가지고 있으며 동시에 351개의 독립적인 기선을 가지고 있어 3cm 파장에서 0.2 각초의 해상도를 달성한다.[12] 마틴 라일의 캐번디시 천체물리학 그룹은 간섭계와 구경 합성으로 노벨상을 수상했다.[13] 로이드의 거울 간섭계는 1946년 조셉 포지의 시드니 대학교 그룹에 의해서도 독립적으로 개발되었다.[14] 1950년대 초, 캠브리지 간섭계는 전파 하늘을 매핑하여 유명한 2C 및 3C 전파원 조사를 생성했다. 물리적으로 연결된 대형 전파 망원경 어레이의 예로는 인도 푸네에 위치한 거대 미터파 전파 망원경(Giant Metrewave Radio Telescope)이 있다. 2012년에 완공된 가장 큰 어레이인 저주파 어레이(LOFAR)는 서유럽에 위치하고 있으며 직경 수백 킬로미터의 지역에 분포된 48개 기지국에 약 81,000개의 소형 안테나로 구성되며 1.25~30m 파장에서 작동한다. 관측 후 처리를 사용하는 VLBI 시스템은 수천 마일 떨어진 안테나로 구축되었다. 전파 간섭계는 2004년 CBI 간섭계와 같이 우주 마이크로파 배경의 비등방성과 편광의 상세한 이미지를 얻는 데에도 사용되었다.
세계에서 가장 큰 물리적으로 연결된 망원경인 스퀘어 킬로미터 어레이(SKA)는 2025년에 운영을 시작할 예정이다. 망원경의 해상도 한계는 망원경의 구경에 비례하고, 관측 파장에 반비례한다. 전파의 파장은 가시광선의 파장보다 만 배 이상 길기 때문에, 전파망원경의 해상도는 광학망원경에 비해 훨씬 낮다.
이 때문에 '''개구 합성'''을 이용하여, 여러 대의 전파망원경을 하나의 큰 망원경으로 합성하여 사용한다. 전파망원경 간의 거리(기선)가 길어질수록 해상도가 높아지므로, 다른 대륙의 전파망원경과 동시에 같은 천체를 관측하는 '''VLBI'''를 이용하여 매우 고해상도의 관측을 수행하고 있다.
또한, 지구상에 머물지 않고 전파망원경을 지구 궤도에 발사함으로써 기선을 더욱 연장하는 '''스페이스 VLBI'''라고 불리는 기술이 있다. '''VSOP 계획''' 등이 그 예이다.
천체 관측과는 반대로, 어떤 천체로부터의 전파 도달 시간 차이로부터 기선의 길이를 결정할 수도 있다. 이에 따라 기선 길이의 변화를 측정함으로써, 더욱 고도의 측량이 가능해진다. 이를 통해 판구조론에 의한 대륙 이동의 모습 등, 지각의 변화를 알 수 있다.[19]
4. 종류
전자기 스펙트럼을 구성하는 전파 스펙트럼의 주파수 범위는 매우 넓어, 전파망원경으로 사용되는 안테나의 종류는 설계, 크기, 구성이 매우 다양하다. 30미터에서 3미터(10~100 MHz) 파장에서는 "TV 안테나"와 유사한 지향성 안테나 어레이 또는 가동식 초점을 가진 대형 고정 반사경이 주로 사용된다. 이러한 안테나로 관측하는 파장이 매우 길기 때문에 "반사경" 표면은 닭장 철망과 같은 거친 철망으로 만들 수 있다.[5][6]
더 짧은 파장에서는 파라볼라 "접시" 안테나가 주로 사용된다. 접시 안테나의 각 분해능은 접시의 직경과 관측되는 전파의 파장의 비율에 의해 결정된다. 3미터에서 30cm(100MHz에서 1GHz) 파장에서 작동하는 전파망원경은 일반적으로 직경이 100미터를 훨씬 넘으며, 30cm보다 짧은 파장(1GHz 이상)에서 작동하는 망원경의 직경은 3미터에서 90미터까지 다양하다.
통신을 위한 무선 주파수 사용이 증가함에 따라 천문 관측이 점점 어려워지고 있다(개방형 스펙트럼 참조). 우주 관측에 가장 유용한 스펙트럼 일부에 대한 주파수 할당을 보호하기 위한 협상은 전파천문학 및 우주과학을 위한 주파수 할당 과학위원회에서 조정한다.
전파망원경에서 사용되는 몇몇 주목할 만한 주파수 대역은 다음과 같다.
- 미국 국립 전파 정온 지역의 모든 주파수
- 채널 37: 608~614 MHz
- "수소선" 또는 "21cm 선"으로도 알려진 1,420.40575177 MHz는 빅 이어를 포함한 많은 전파망원경에서 와우! 신호 발견에 사용되었다.
- 1,406 MHz 및 430 MHz[7]
- 워터홀: 1,420~1,666 MHz
- 아레시보 천문대는 1~10 GHz 전 범위를 아우르는 여러 수신기를 보유하고 있었다.
- 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기는 23 GHz, 33 GHz, 41 GHz, 61 GHz 및 94 GHz를 중심으로 하는 5개의 서로 다른 주파수 대역에서 우주 마이크로파 배경 복사를 매핑했다.
4. 1. 단일 반사경 망원경
세계에서 가장 큰 전일면경(full dish) 전파망원경은 2016년 중국에서 완공된 (FAST)이다.[8] 축구장 30개 크기의 500m 구경의 접시 안테나는 구이저우성의 자연 카르스트 지형의 움푹 들어간 곳에 설치되어 움직일 수 없다. 피드 안테나는 케이블에 매달린 객실에 있다. 활동적인 접시 안테나는 컴퓨터로 제어되는 4,450개의 움직일 수 있는 패널로 구성되어 있다. 접시 안테나의 모양을 바꾸고 케이블 위에 있는 피드 객실을 이동시킴으로써, 천정으로부터 최대 40°까지 하늘의 어떤 영역도 조준할 수 있다. 접시 안테나의 지름은 500미터이지만, 어느 특정 시점에서 피드 안테나로 조명되는 접시 안테나의 영역은 300미터 원형 영역에 불과하므로 실제 유효 구경은 300미터이다. 2007년에 건설이 시작되어 2016년 7월에 완공되었고,[9] 2016년 9월 25일부터 운영되기 시작했다.[10]세계에서 두 번째로 큰 전일면경 망원경은 푸에르토리코 아레시보에 위치한 아레시보 전파망원경이었지만, 2020년 12월 1일에 붕괴되는 참사를 겪었다. 아레시보는 근지구 천체의 활동적인(즉, 송신하는) 레이더 영상을 촬영할 수 있는 세계 몇 안 되는 전파망원경 중 하나였다(참조: 레이더 천문학). 다른 대부분의 망원경은 수동 탐지, 즉 수신만 한다. 아레시보는 FAST와 마찬가지로 고정형 접시 안테나 망원경이었다. 아레시보의 305m 접시 안테나는 자연적인 움푹 들어간 곳에 설치되었고, 매달린 피드 안테나를 이동시켜 천정으로부터 약 20° 각도 내에서 안테나를 조정할 수 있었으며, 개별 관측을 위해 접시 안테나의 270미터 지름 부분을 사용할 수 있었다.
모든 종류의 전파망원경 중 가장 큰 단일 전파망원경은 러시아 니즈니 아르흐이즈 근처에 있는 라탄-600이다. 이것은 각각 중앙의 원뿔형 수신기쪽으로 향할 수 있는 576미터 원형의 직사각형 전파 반사경으로 구성되어 있다.
위에 언급된 고정형 접시 안테나는 완전히 "조향 가능"하지 않다. 천정 근처 하늘 영역의 지점만 조준할 수 있으며, 지평선 근처의 광원으로부터는 수신할 수 없다. 가장 큰 완전 조향 가능 접시 안테나 전파망원경은 2000년에 건설된 미국 웨스트 버지니아주에 있는 100미터 그린 뱅크 망원경이다. 유럽에서 가장 큰 완전 조향 가능 전파망원경은 독일 본 근처에 있는 에펠스베르크 100m 전파망원경이며, 막스 플랑크 전파천문학 연구소에서 운영하고 있다. 이 망원경은 그린 뱅크 안테나가 건설될 때까지 30년 동안 세계에서 가장 큰 완전 조향 가능 망원경이기도 했다.[11] 세 번째로 큰 완전 조향 가능 전파망원경은 1957년에 완공된 잉글랜드 체셔 조드럴 뱅크 천문대에 있는 76미터 러벨 망원경이다. 네 번째로 큰 완전 조향 가능 전파망원경은 70미터 접시 안테나 여섯 대(러시아 RT-70 세 대와 NASA 심우주 통신망 세 대)이다. 110m 지름의 계획된 취타이 전파망원경은 2028년 완공 시 세계에서 가장 큰 완전 조향 가능 단일 접시 안테나 전파망원경이 될 것으로 예상된다.
보다 일반적인 전파망원경은 지름 약 25미터의 단일 안테나를 가지고 있다. 이 정도 크기의 수십 개의 전파망원경이 전 세계의 전파 천문대에서 운영되고 있다.
4. 2. 전파 간섭계
가장 주목할 만한 발전 중 하나는 1946년에 도입된 천체간섭계 기법이다. 이 기법은 더 높은 해상도를 얻기 위해 여러 안테나의 신호를 결합하여 더 큰 안테나를 시뮬레이션하는 것을 의미한다. 천체 전파 간섭계는 일반적으로 포물면 반사경 어레이 (예: 원마일 망원경), 1차원 안테나 어레이 (예: 몰롱글로 천문대 합성 망원경), 또는 전방향성 다이폴 안테나의 2차원 어레이 (예: 안토니 휴이시의 행성간 섬광 어레이)로 구성된다. 어레이의 모든 망원경은 넓게 분리되어 있으며 일반적으로 동축 케이블, 도파관, 광섬유 또는 다른 유형의 전송선을 사용하여 연결된다.전자 발진기의 안정성이 최근에 향상됨에 따라 이제 다양한 안테나에서 신호를 독립적으로 기록한 다음 중앙 처리 시설에서 나중에 기록을 상관시켜 간섭계를 수행할 수 있게 되었다. 이 과정을 초장기선간섭계(VLBI)라고 한다. 간섭계는 수집되는 총 신호를 증가시키지만, 주요 목적은 구경 합성이라는 과정을 통해 해상도를 크게 높이는 것이다. 이 기법은 서로 다른 망원경의 신호 파를 중첩(파의 간섭)시키는 방식으로 작동한다. 같은 파의 위상과 일치하는 파는 서로 더해지고 반대 위상을 가진 두 개의 파는 서로 상쇄된다. 이렇게 하면 해상도(민감도는 아님)가 어레이에서 가장 멀리 떨어진 안테나의 간격과 같은 단일 안테나와 동일한 결합 망원경이 생성된다.
고품질 이미지에는 많은 수의 서로 다른 망원경 간 간격이 필요하다. 전파원에서 본 두 망원경 사이의 투영된 간격을 기선이라고 한다. 예를 들어, 뉴멕시코주 소코로 근처의 초대형 어레이(VLA)는 27개의 망원경을 가지고 있으며 동시에 351개의 독립적인 기선을 가지고 있어 3cm 파장에서 0.2 각초의 해상도를 달성한다.[12] 마틴 라일의 캐번디시 천체물리학 그룹은 간섭계와 구경 합성으로 노벨상을 수상했다.[13] 로이드의 거울 간섭계는 1946년 조셉 포지의 시드니 대학교 그룹에 의해서도 독립적으로 개발되었다.[14] 1950년대 초, 캠브리지 간섭계는 전파 하늘을 매핑하여 유명한 2C 및 3C 전파원 조사를 생성했다.
물리적으로 연결된 대형 전파 망원경 어레이의 예로는 푸네(Pune), 인도에 위치한 거대 미터파 전파 망원경(Giant Metrewave Radio Telescope)이 있다. 2012년에 완공된 가장 큰 어레이인 저주파 어레이(LOFAR)는 서유럽에 위치하고 있으며 직경 수백 킬로미터의 지역에 분포된 48개 기지국에 약 81,000개의 소형 안테나로 구성되며 1.25~30m 파장에서 작동한다. 관측 후 처리를 사용하는 VLBI 시스템은 수천 마일 떨어진 안테나로 구축되었다. 전파 간섭계는 2004년 CBI 간섭계와 같이 우주 마이크로파 배경의 비등방성과 편광의 상세한 이미지를 얻는 데에도 사용되었다.
세계에서 가장 큰 물리적으로 연결된 망원경인 스퀘어 킬로미터 어레이(SKA)는 2025년에 운영을 시작할 예정이다.
망원경의 해상도 한계는 망원경의 구경에 비례하고, 관측 파장에 반비례한다. 전파의 파장은 가시광선의 파장보다 만 배 이상 길기 때문에, 전파망원경의 해상도는 광학망원경에 비해 훨씬 낮다. 이 때문에 '''개구 합성'''을 이용하여, 여러 대의 전파망원경을 하나의 큰 망원경으로 합성하여 사용한다.
전파망원경 간의 거리(기선)가 길어질수록 해상도가 높아지므로, 다른 대륙의 전파망원경과 동시에 같은 천체를 관측하는 '''VLBI'''를 이용하여 매우 고해상도의 관측을 수행하고 있다. 또한, 지구상에 머물지 않고 전파망원경을 지구 궤도에 발사함으로써 기선을 더욱 연장하는 '''스페이스 VLBI'''라고 불리는 기술이 있으며, '''VSOP 계획''' 등이 그 예이다.
4. 3. 우주 전파 망원경
1965년 이후로 인류는 세 대의 우주 기반 전파망원경을 발사했다. 첫 번째인 KRT-10은 1979년 살류트 6호 우주 정거장에 부착되었다. 1997년에는 일본이 두 번째 전파망원경인 HALCA를 발사했다. 마지막으로 2011년 러시아가 Spektr-R을 발사했다.[19]망원경의 해상도는 망원경의 구경에 비례하고, 관측 파장에 반비례한다. 전파의 파장은 가시광선의 파장보다 만 배 이상 길기 때문에, 전파망원경의 해상도는 광학망원경에 비해 훨씬 낮다.
이 때문에 여러 대의 전파망원경을 하나의 큰 망원경으로 합성하여 사용하는 '''개구 합성'''을 이용한다.
전파망원경 간의 거리(기선)가 길어질수록 해상도가 높아지므로, 다른 대륙의 전파망원경과 동시에 같은 천체를 관측하는 '''VLBI'''(Very Long Baseline Interferometry: 초장기선 전파 간섭계)를 이용하여 매우 고해상도의 관측을 수행하고 있다.
또한 지구상에 머물지 않고 전파망원경을 지구 궤도에 발사함으로써 기선을 더욱 연장하는 '''스페이스 VLBI'''라고 불리는 기술이 있다. '''VSOP 계획'''(VLBI Space Observatory Programme) 등이 그 예이다.[19]
5. 관측 대상 및 활용
전파망원경은 천체로부터 오는 전파를 모으는 장치로, 금속면이나 금속망의 반사경을 사용한다. 광학망원경이 빛을 모으는 것처럼, 전파망원경은 전파를 모아 광학망원경으로는 감지하기 어려운 약한 전자기파도 포착하여 더 멀리 있는 우주를 탐사할 수 있게 해준다. 광학망원경의 탐사 거리가 수십억 광년 정도인데 비해, 전파망원경은 거리까지 탐사 가능하다.[26]
전파망원경은 펄서나 퀘이사와 같은 고에너지 천체뿐만 아니라, 은하, 성운, 행성에서 방출되는 전파까지 관측할 수 있다.[15][16] 또한, 가시광선으로는 관측할 수 없는 성간물질이나 저온의 원자, 분자 구름의 위치도 파악할 수 있다. 특히, 항성 탄생 지역인 수소 구름은 스스로 빛을 내지 않아 일반 망원경으로는 관측이 어렵지만, 21cm 파장의 전파를 방출하는 특성을 이용하여 전파망원경으로 관측 가능하다.[26]
먼 우주의 모습을 관측하는 데도 유용한데, 가시광선은 먼지 입자에 의해 산란되어 먼 곳까지 도달하기 어렵지만, 전파는 파장이 길어 먼지 구름을 통과하여 지구까지 도달할 수 있기 때문이다. 또한, 블랙홀 주위의 고온 가스처럼 눈으로는 어둡게 보이는 천체도 전파망원경으로는 밝게 관측할 수 있으며, 우주의 격렬한 현상 중 일부는 전파로만 관측 가능하다.[18]
아레시보 천문대와 같은 많은 전파망원경들은 보이저 탐사선과의 심우주 통신이나, 전파를 분석하여 측량하는 레이다 천문학에도 활용된다. 과학자들은 전파 반사를 연구하여 달이나 행성까지의 거리를 측정하고, 반사파를 이용해 상세한 지도를 만들기도 한다.[26]
6. 전파 천문학의 미래
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7. 주요 전파 망원경 목록
다음은 세계 주요 전파 망원경 목록이다.
| 망원경 이름 | 위치 | 크기 | 비고 |
|---|---|---|---|
| 500미터 구면전파망원경(톈옌) | 중화인민공화국 구이저우성 | 500m | 2020년 완공. 감마선과 X선을 고감도로 포착.[22] 2016년 9월 일부 가동 시작.[23] |
| 아레시보 천문대 | 푸에르토리코 | 305m | 500미터 구면전파망원경 완공 이전까지 최대 크기.[22] |
| 우스다 우주공간관측소 | 일본 우주항공연구개발기구(JAXA) | 64m | 일본 최대 크기. 위성 통신에도 사용.[24] |
| 노베야마 우주전파관측소 | 일본 국립천문대 | 45m | 전파 관측 전용으로는 일본 최대 크기. |
일본, 미국, 유럽의 공동 프로젝트로 아타카마 대형 밀리미터/서브밀리미터 간섭계(ALMA) 건설 계획이 진행 중이다. 80대의 전파망원경으로 구성되며, 2012년부터 운용을 목표로 하였다.
참조
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単一で世界最大「天眼」本格稼働 中国の電波望遠鏡
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