■ 우주 속 별들의 절반 이상은 두 개 이상이 함께 존재하고 태양처럼 혼자 존재하는 경우는 소수이다. 별의 진화 연구에는 혼자 있는 별보다 둘 또는 여럿이 존재하며 상호작용을 주고받는 사례가 더 유용하다. 쌍성계의 한 별이 동반성으로부터 빛을 만들 수 있는 물질을 재공급 받으면 별이 갑자기 밝아지는데 이런 별을 신성(新星, nova)이라 하고, 밝아지는 정도가 신성보다 낮으면 왜소신성, 훨씬 크면 초신성이 된다. (그림 3 참조) ■ 한국천문연구원 김상철 박사가 주도하는 초신성 탐사 관측 연구진은 외계행성탐색시스템(이하 KMTNet, Korea Microlensing Telescope Network)을 이용한 초신성 탐사(survey) 관측 중 이제까지 발견된 왜소신성보다 거리가 가장 멀고, 우리은하의 헤일로*에 존재하는 왜소신성을 발견했다.     * 헤일로 : 우리은하의 구성성분 중 하나로, 은하 전체를 감싸듯이 구형으로 분포하고 있는 구름 □ 왜소신성은 신성이나 초신성에 비해 덜 밝아 가까운 거리에 있어야 발견이 쉽다. 이제까지 알려진 왜소신성들은 대부분 지구로부터의 거리가3,000광년보다 가까운 태양계 부근에서 발견됐다. 이들은 우리은하의 세 구성성분인 원반, 중앙 팽대부, 헤일로 중 원반에 속해 있는 것으로 알려져 있다. 이번에 한국천문연구원 연구진이 발견한 왜소신성 ‘KSP-OT-201611a’는 거리가 우리은하 중심으로부터는 약 45,000광년(지구에서 약 24,000광년)이고 우리은하 평면에서 5,500광년이나 떨어져 있어 우리은하 헤일로에 존재하는 것으로 밝혀졌다. (그림 1 참조) □ 헤일로는 원반이나 팽대부보다 넓은 영역에 퍼져 있지만 천체가 많지 않고 대부분 어둡고 멀기 때문에 연구하기 어렵다. 하지만 암흑물질을 포함하고 있을 것으로 여겨져 중요한 성분으로 꼽힌다. 주로 구상성단이나 거문고자리 RR형 변광성, 행성상 성운 등으로 연구했는데 이번처럼 헤일로에서 발견되는 왜소신성의 수가 늘어난다면 헤일로를 연구할 수 있는 새로운 도구를 찾은 셈이 된다. □ 왜소신성이 우리은하의 원반 내부 또는 태양계 근처에 있는 경우에는 백색왜성과 짝을 이루는 동반성이 태양과 별로 다르지 않지만, 왜소신성이 헤일로에 존재한다면 동반성은 원반에 있는 경우보다 별 내부의 중원소(금속) 함량이 적고 나이도 많을 것으로 기대된다. 이번 발견과 같이 새로 발견한 헤일로 왜소신성의 관측자료들은 동반성의 중원소 함량이 적은 경우를 설명하는 왜소신성의 이론과 모형들을 개선하는 데 중요한 역할을 한다. □ 이번 연구를 이끈 한국천문연구원 광학천문본부 이영대 박사는 “우리은하 헤일로 천체의 관측이 쉽지 않은데 헤일로를 연구할 수 있는 새로운 도구를 찾아 기쁘다”며 “이 연구는 24시간 연속 관측이 가능한 KMTNet의 영향력을 보여주는 대표적인 경우”라고 전했다.  김상철 박사는 “망원경의 시간을 막대하게 투자해야 하는 탐사 관측은 목적했던 바를 이룰 수 있게 해줄 뿐만 아니라 전혀 예상하지 못한 새로운 발견도 가능케 한다”며 “초신성을 관측하던 중 이 특별한 왜소신성을 발견한 것처럼, 앞으로 KMTNet을 이용한 초신성 탐사 관측이 또 어떤 새로운 흥분을 가져다줄지 기대하고 있다”고 말했다. □ 한국천문연구원 초신성 탐사 관측 연구진은 우리은하 또는 외부은하의 초신성을 찾고 정밀 관측해서 별의 폭발 과정, 무거운 원소들의 생성 과정, 블랙홀의 탄생이나 중력파 방출 과정 등을 연구하기 위한 탐색연구를 수행 중이다.  □ 한편, 이번 연구 논문은 천문학 분야 최상위급 학술지인 미국 천체물리학저널(The Astrophysical Journal) 8월 1일자에 실렸다.  우리은하를 위에서 본 모습(평면도)과 옆에서 본 모습(측면도) 그리고 이번에 발견한 헤일로의 왜소신성 KSP-OT-201611a의 위치. 우리은하를 위에서 본 모습(평면도) 세로 전체 값 : 100,000광선 은하 중심 ↔ 왜소신성(KSP-OP-201611a) : 45,000광년 태양 ↔ 왜소신성(KSP-OP-201611a) : 24,000광년 우리은하를 옆에서 본 모습(측면도) 은하 원반 평면 ↔ KSP-OP-201611a : 5,500광년 은하 가로 값 : 1.000광년 원반 헤일로 구상성단 중앙 팽대부 태양의 위치 그림 1. 우리은하를 위에서 본 모습(평면도)과 옆에서 본 모습(측면도) 그리고 이번에 발견한 헤일로의 왜소신성 KSP-OT-201611a의 위치.  KSP-OT-201611a는 은하 중심에서 약 45,000광년 거리(지구로부터는 약 24,000광년 거리)에 있다.  은하 원반 평면에서는 약 5,500광년 떨어져 있어 우리은하의 헤일로 천체로 생각된다. (그림 출처 : 왼쪽 NASA/JPL-Caltech / 오른쪽 ESA) 왜소신성 KSP-OT-201611a의 관측영상(위)과 광도곡선(아래). 관측영상의 가운데에 KSP-OT-201611a가 존재한다. 상단 : 왜소신성 폭팔단계 A(폭팔 전),B(폭팔),C(폭팔 없을 때) 비교사진 하단 : 그래프의 가로축은 관측 시간MJD[days], 세로축은 빛의세기V[mag]이다. 가로축 아래부터 21.5, 21.0, 20.5, 20.0, 19.5, 19.0, 18.5이고 세로축 왼쪽부터 57700, 57750, 57800, 57850이며 A,B,C를 비교하는 그래프이다. a는 왜소신성 폭발 전 단계인데, 관측한 한 장의 영상으로는 왜소신성을 구분하기 어렵다. b는 왜소신성이 폭발하여 밝기가 최대인 단계이며, 한 장의 영상으로도 왜소신성을 구분할 수 있다. c는 왜소신성 폭발이 없을 때의 영상 170장을 합성했는데, 밝아지지 않았을 때의 왜소신성을 겨우 구분해서 볼 수 있다. 그림 2.  왜소신성 KSP-OT-201611a의 관측영상(위)과 광도곡선(아래). 관측영상의 가운데에 KSP-OT-201611a가 존재한다.  ⓐ는 왜소신성 폭발 전 단계인데, 관측한 한 장의 영상으로는 왜소신성을 구분하기 어렵다.  ⓑ는 왜소신성이 폭발하여 밝기가 최대인 단계이며, 한 장의 영상으로도 왜소신성을 구분할 수 있다.  ⓒ는 왜소신성 폭발이 없을 때의 영상 170장을 합성했는데, 밝아지지 않았을 때의 왜소신성을 겨우 구분해서 볼 수 있다.  왜소신성 KSP-OT-201611a 관측영상 그림 3. 왜소신성의 메커니즘 상상도. 두 개의 별이 쌍성을 이루고 있고, 둘 중 질량이 조금 더 큰 별이 먼저 종말을 맞아 백색왜성이 됐다.  태양과 비슷한 동반성(짝별)에서 수소나 헬륨 같이 빛을 만들 수 있는  물질이 백색왜성으로 유입되면 물질이 빙글빙글 돌면서 강착원반을 형성하고, 물질 유입 중 강착원반이 갑자기 밝아지는 경우가 생기는데 폭발적으로 밝기가 밝아지는 천체를 왜소신성이라고 부른다. (그림 출처 : NASA/CXC/M.Weiss) ※ 유입되는 물질이 백색왜성 주위에 원반을 만들고 원반에 물질이 쌓이면서 밝아지면 왜소신성,  유입되는 물질이 많아서 태양처럼 핵융합 반응을 통해 많은 빛을 만들면 신성,  백색왜성이 부서질 정도로 격렬하게 핵융합 반응을 해서 엄청난 빛을 생산하면 초신성이 된다.  [참고 설명]  - KSP-OT-201611a 명명법 케이엠티넷(KMTNet, 외계행성탐색시스템) 초신성 탐사 관측 연구진이 발견한 천체의 명명법은 다음과 같다. 맨 앞에는 외계행성탐색시스템 초신성 탐사 프로그램을 의미하는 KSP(KMTNet Supernova Program), 가운데에는 천체의 종류를 의미하는 OT(Optical Transient) 즉 가시광 변광천체라는 뜻이, 맨 뒤에는 발견된 순서를 나타내는 숫자와 문자가 들어가는데, 이 경우에는 2016년 11월에 발견된 첫 (a)번째 천체임을 나타낸다.  - KMTNet과 초신성 탐사 관측 연구진 한국천문연구원과 토론토대학교의 연구진은 우리나라가 남반구의 세 대륙(남아메리카의 칠레, 오세아니아의 오스트레일리아, 아프리카의 남아프리카공화국)에 설치한 KMTNet 1.6미터 광시야 망원경 3기를 이용해 초신성 탐사 관측 연구를 진행하고 있다. 초신성 탐사 관측 연구진은 우리은하 또는 외부은하의 초신성을 찾고 수백일 동안 정밀관측해서 별의 종말 단계의 폭발 과정, 탄소·산소·철·금·우라늄 같은 무거운 원소들의 생성 과정, 블랙홀·중성자별의 탄생 과정, 중력파·중성미자의 방출 과정 등을 연구하기 위한 탐색연구를 수행 중인데 이 과정에는 동일천체에 대해 중단 없는 24시간 연속 관측이 필수적이다. 망원경이 1기뿐이면 지구가 자전해서 관측할 수 없는 낮 시간동안 별이 폭발할 수 있기 때문이다. 이러한 24시간 지속 관측을 통해서 초신성뿐만 아니라, 신성, 왜소신성, 각종 변광성, 비(非)주기 변광성을 찾아낼 수 있고, 관측한 모든 영상을 합치면 마치 수백 시간 이상 관측한 것과 같은 효과를 발휘해 아주 어두운 은하나 별, 성단도 찾아낼 수 있다. KMTNet은 1년 중 약 6개월은 우리은하 중심부를 집중 관측해서 태양계 밖의 외계행성을 탐색하고, 우리은하 중심의 반대 방향을 보는 나머지 반년 동안은 초신성, 태양계 소천체, 외부은하 등을 관측한다. 초신성 탐사 관측 연구는 토론토대학교의 문대식 교수가 이끌고 있고, 한국천문연구원에서는 김상철, 박홍수, 이영대 박사 등이 참여하고 있다.    [참고 설명] 연구팀 및 논문 ○ 연구팀 (저자순위 순) - 이영대 (한국천문연구원 은하진화그룹 박사후연구원) - 문대식 (캐나다 토론토대학교 교수) - 김상철 (한국천문연구원 은하진화그룹 선임연구원/과학기술연합대학원대학교 부교수) - 박홍수 (한국천문연구원 은하진화그룹 선임연구원) - 차상목 (한국천문연구원 변광천체그룹 선임연구원/경희대학교 박사과정) - 이용석 (한국천문연구원 변광천체그룹 연구원/경희대학교 박사과정) ○ 논문 - 제목: KSP-OT-201611a: A Distant Population II Dwarf Nova Candidate Discovered by the KMTNet Supernova Program - 게재지 : The Astrophysical Journal, vol. 880, 109

■ 한국천문연구원은 오는 25일(목)과 26일(금) 이틀간, 국회의원회관에서 ‘지구에서 본 우주’ 천체사진전을 개최한다. 이번 전시회는 바른미래당 신용현 국회의원(국회 과학기술정보방송신위원회 간사)과 공동 개최로, 지난해에 이어 두 번째로 마련된 자리이다.  □ ‘지구에서 본 우주’에 전시되는 천체사진은 한국천문연구원의 천체사진공모전 수상작품들로 국민들이 직접 촬영한 것이다. 한국천문연구원의 천체사진공모전은 아름답고 신비한 천체사진 및 그림, 동영상 등의 콘텐츠를 통해 천문학에 대한 공감대를 확산시키고자 매년 실시되고 있다.  □ 특히 올해는 국제천문연맹(IAU, International Astronomical Union) 창립 100년으로, 국제천문연맹 관련 콘텐츠뿐만 아니라 망원경 등이 추가 활용될 예정이다.  □ 이형목 한국천문연구원장은 “한국천문연구원은 첨단 연구뿐만 아니라 우주와 천문학에 대한 공감대를 확산시키기 위한 다양한 과학문화 활동을 진행해오고 있다”며 “천체사진전을 통해 기초과학의 가치를 생각하고 천문 연구의 의미를 되새기는 계기가 됐으면 좋겠다”고 전했다. □ 한편,  신용현 의원은 “이틀간의 천체사진전시회를 통해 우주의 신비는 물론, 기초과학의 가치와 천문연구의 근간이 되는 관찰과 발견의 즐거움을 누리시길 기대한다”고 전하며 “이번 행사가 인류의 유산이라 할 수 있는 천문학에 대한 공감대 확산의 통로가 되었으면 좋겠다”고 말했다.  2019 국회 천체사진전 지구에서 본 우주 From Earth To Universe 일정 : 2019년 7월 25일(목) ~ 26일(금)/개회식 : 25일 오전 10시 장소 : 극회의원회관 2층 로비 주최 : 바른미래당 국회의원 신용현, KASI 한국천문연구원 [문의] ☎ 042-865-2005, 대국민홍보팀 이서구 ☎ 042-865-2195, 대국민홍보팀 정해임

- 별과 행성 형성에 대한 새로운 관측 증거 제시 - 천문연이 공동 참여하는 세계 최대 전파간섭계 ALMA로 관측 ■ 별이 태어나는 분자운에는 자기장이 있고, 성장하고 있는 아기별(protostar) 주위에는 가스와 먼지로 이루어진 원반이 형성된다. 이제까지 아기별 주위의 자기장이 아기별의 회전축과 나란하거나 강하면 원반이 형성되지 않는다고 예상했지만 이를 뒤집는 관측 결과가 나와 별과 행성 형성에 대한 새로운 증거를 찾게 됐다.  ■ 한국천문연구원 권우진 박사가 이끄는 국제연구팀은 세계 최대의 전파간섭계인 아타카마 밀리미터/서브밀리미터 전파간섭계(이하 ALMA, Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)를 이용해 지구로부터 약 1,000광년 떨어진 페르세우스 분자운에 속해 있는 ‘L1448 IRS 2’라는 초기 아기별을 관측했고, 원반 형성이 어려운 형태의 자기장 속에서도 원반이 만들어질 수 있다는 것을 확인했다.  □  별들은 분자운 속에서 밀도가 큰 지역의 중력으로 인해 급격하게 수축하며 만들어진다. 자기장이 난류보다 강한 분자운에서는 자기장 방향으로 물질 이동이 쉬워 자기장에 수직하며 편평한 구조가 먼저 형성된다. 이러한 구조 중 밀도가 높은 지역에서 중력 수축이 일어날 때는 자기장도 함께 끌려 들어가 모래시계 모양의 자기장이 만들어지게 된다. 이렇게 중력 수축하게 되면 중심부에 아기별이 만들어지고 주위로부터의 물질 유입으로 점점 질량이 커지게 된다. 유입되는 물질의 일부는 쌍극분출류 형태로 분출되기도 한다. (그림 3 참고) □  중력 수축으로 형성된 아기별은 각운동량보존 법칙에 따라 빨리 회전하게 되고 유입되는 물질은 아기별 주위에 원반을 만든다. 모래시계 모양의 자기장이 아기별 구조체(protostellar system)의 회전축과 나란하거나 그 크기가 세게 되면 자기장에 의한 제동 효과(magnetic braking)가 너무 강해져 원반이 형성되기 어려운 것으로 알려져 왔다. 자기장의 자기력선을 고무줄에 빗대자면, 원반에 수직 방향으로 고무줄이 많이 엮여있으면 회전이 쉽게 멈춰지는 것과 같다. □  L1448 IRS 2는 약 1000 AU 해상도로 관측한 선행 연구를 통해 자기장이 회전축에 나란하므로 중심 원반 형성이 기대되지 않는 아기별로 알려져 있었다. 그러나 연구팀이 이전에 비해 10배 높은 100 AU의 해상도로 관측한 결과, L1448 IRS 2 중심부에서 자기장이 회전축에 수직한 방향으로 급변해 있음을 새롭게 밝혀냈다. 이는 자기장 제동이 강한 형태, 또는 세기가 강한 자기장 속에서도 아기별 초기에 원반이 형성되면서 자기장을 변형시키고 있는 것이다. (그림 1 참고) □  이러한 별 탄생 영역과 아기별의 자기장은 먼지로부터 나오는 열복사 관측을 통해 연구할 수 있다. 비구형의 먼지알갱이들은 자기장 속에서 일정한 방향으로 정렬되고 자기장 방향에 수직으로 편광된 전파를 방출한다. 이런 원리를 바탕으로 밀리미터 또는 서브밀리미터 파장의 전파관측으로 편광 현상을 관측하면 자기장 방향을 추정할 수 있다.  □  이번 연구는 칠레의 아타카마 사막 해발고도 약 5,000미터에 위치하고 있는 세계 최대의 전파간섭계인 ALMA를 통해 관측했다. ALMA는 전파망원경 66대로 구성된 전파간섭계로, 현재 3밀리미터에서 350마이크로미터 영역에서 관측한다. 동아시아, 북미, 유럽연합 컨소시엄과 칠레가 건설해 운영하고 있으며, 우리나라는 2014년부터 ALMA의 운영에 참여하고 있다.  □  권우진 박사는 “자기장이 아기별 원반의 형성과 진화에 미치는 영향을 연구하는 것은 태양계 등 행성계의 기원을 밝히는 데 중요하다”며 “앞으로 자기장이 아기별로 유입되는 물질의 흐름과 주고받는 영향 등을 자세히 살펴볼 계획이다”고 말했다.  □  한편 본 연구는 한국연구재단의 이공분야 기초연구사업의 지원을 받아 수행됐다. 해당 논문은 천체물리학저널(The Astrophysical Journal) 7월 1일 자에 게재됐다. 초기 아기별 구조체 L1448 IRS 2의 전파 관측 결과 좌측 : 카르마(CARMA) 전파간섭계로 관측한 기존 연구 결과 LI448 IRS2 CARMA 우측 : ALMA 전파간섭계 관측 결과 가로축 : 적경(J2000) 가로축 왼쪽부터 22.6s, 22.4s, 22.2s, 3h25m22.0s 세로축 : 1.3밀리미터파 밝기(my beam-1 ) 세로축 왼쪽 아래부터 +30˚45'10", 12", 14", 16", 18" 세로축 오른쪽 아래부터 0, 2, 4, 6, 8, 10, 12" 그림 1. 초기 아기별 구조체 L1448 IRS 2의 전파 관측 결과.  좌측은 카르마(CARMA) 전파간섭계로 관측한 기존 연구 결과이고, 우측은 ALMA 전파간섭계 관측 결과인데 자기장의 형태까지 알 수 있을 만큼 이전 대비 고분해능이다.  1000 AU 규모를 관측한 기존 연구는 자기장(주황색 단선)이 청색/적색으로 표시된 쌍극분출류에 나란한 방향으로 관측돼 자기장이 회전축에 나란하다고 생각했다.  하지만 이를 ALMA로 관측해 더 세부적인 규모인 100 AU로 들여다보자 자기장의 방향이 회전축에 수직한 방향으로 변하고 있음을 알 수 있었다.  회색 바탕색과 검은색 등고선은 먼지의 열복사 신호로 편평해진 구조를 보여주고 있고 파란색과 빨간색 등고선은 쌍극분출류의 적색편이 또는 청색편이된 부분을 나타내고 있다.  편평한 구조가 쌍극분출류에 수직한 방향으로 발달해 있음을 볼 수 있다. 초록색 짧은 선은 자기장의 방향을 나타내고 있어 중심에서 그 방향이 쌍극분출류에 수직한 방향으로 급변하고 있음을 확인할 수 있다. 그림 2. 지구로부터 약 1,000광년 떨어진 페르세우스 분자운에 속해 있는 초기 아기별 L1448 IRS 2. NASA 스피처 적외선 우주망원경이 촬영한 모습으로 사선 방향의 쌍극분출류를 잘 볼 수 있다.  출처: Tobin et al. 2007  그림 3. 분자운에서는 자기장 방향으로 물질 이동이 쉬워 자기장에 수직하며 편평한 구조(그림의 짙은 파랑 부분)가 먼저 형성된다.  이러한 구조 중 밀도가 높은 지역에서 중력 수축이 일어날 때는 자기장도 함께 끌려 들어가 모래시계 모양의 자기장이 만들어지게 된다.  이렇게 중력 수축하게 되면 중심부에 아기별이 만들어지고 주위로부터의 물질 유입으로 점점 질량이 커지게 된다. 유입되는 물질의 일부는 쌍극분출류 형태로 분출되기도 한다. [참고 1]  용어 설명 - ALMA(아타카마 대형 밀리미터/서브밀리파 간섭계) : 전파간섭계는 여러 대의 전파망원경을 배열하고 이를 서로 간섭시켜, 거대한 하나의 전파망원경처럼 작동하도록 만드는 방법을 말한다. ALMA는 칠레 아타카마 사막에 건설해 운영하고 있는 세계 최대의 전파간섭계로 유럽남방천문대(ESO), 미국국립과학재단(NSF), 일본국립자연과학연구소(NINS), 캐나다국립연구회, 대만과학기술부(MOST), 대만중앙연구원(ASIAA) 그리고 한국천문연구원과 협약을 맺고 있다.  그림 4. 세계 최대 전파간섭계인 ALMA 사이트 모습 ⓒALMA - AU : 천문학 거리 단위 중 하나로 태양과 지구 사이의 거리에 해당한다. 약 1억 5천만 킬로미터. - 분자운 : 대부분이 분자로 구성되어 있는 성간운의 한 형태. 분자운의 내부는 별이 형성되는 장소로 생각된다.  - 각운동량보존 법칙 : 외부로부터 힘이 작용하지 않는다면 계 내부의 전체 각운동량이 항상 일정한 값으로 보존된다는 법칙이다. 반지름과 회전 속도가 반비례하며 회전하는 피겨스케이팅 선수의 회전동작이 대표적인 예이다.  - 적색편이/청색편이 : 사이렌이 다가올 경우는 그 음이 높아지고 멀어질 때는 그 음이 낮아지듯이 우주에서 오는 신호도 우리에게 다가오는 물질이나 구조로부터의 신호는 청색편이 되고 멀어지는 물질이나 구조로부터의 신호는 적색편이 된다. [참고 2]  연구팀 및 논문 ○ 연구팀 - 권우진 (한국천문연구원 책임연구원, 과학기술연합대학원대학교 교수) - Ian W. Stephens (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) - John J. Tobin (National Radio Astronomy Observatory)- Leslie W. Looney (University of Illinois)- Zhi-Yun Li (University of Virginia)- Floris F. S. van der Tak (SRON Netherlands Institute for Space Research, University of Groningen)- Richard M. Crutcher (University of Illinois) ○ 논문  - 게재지 : The Astrophysical Journal 7월호  - 제목 : Highly Ordered and Pinched Magnetic Fields in the Class 0 Protobinary System L1448 IRS 2 - 저자 : 권우진, Ian Stephens, John Tobin, Leslie Looney, Zhi-Yun Li, Floris van der Tak, Richard Crutcher - 게재일자　: 2019년 7월 1일 [문의] ☎ 042-865-3267,전파천문본부 권우진 박사

- 미래 직접 탐사 가능한 후보 소행성 2018 PM28도 발견 - 천문연 외계행성탐색시스템으로 관측 ■ 한국천문연구원(이하 천문연)은 산하 연구시설로 새로운 천체를 발견했고, 국제천문연맹 소행성센터(이하 MPC, Minor Planet Center)는 2019년 6월 5일 해당 천체가 지구위협소행성(PHA, Potentially Hazardous Asteroid)이라 밝혔다. 이 천체에는 ‘2018 PP29’(이공일팔 피피 이구)라는 임시번호(provisional designation)가 부여됐다.  ■ 천문연은 이에 앞서 미래 탐사임무에 적합한 또 다른 천체를 발견했고, MPC는 2019년 3월 21일 이를 근지구소행성(NEA, Near Earth Asteroid)으로 분류, 임시번호‘2018 PM28’(이공일팔 피엠 이팔)을 붙였다. * 지구위협소행성(PHA) : 근지구소행성(NEA) 중에서 지름이 140m 보다 크고 지구와의 최소 궤도 교차거리가 0.05AU(약 750만km) 보다 가까운 천체 * 근지구소행성(NEA) :  궤도 운동 중 태양까지의 최소거리(근일점 거리)가 1.3AU(약 1억 9천 5백만km) 보다 작아 지구 공전궤도 근처에 분포하는 천체 □ 천문연 연구팀(과제책임자: 문홍규)은 지난 2018년 8월 칠레, 호주, 남아공 관측소에서 운영하는 지름 1.6m급 외계행성탐색시스템(이하 KMTNet, Korea Microlensing Telescope Network) 망원경 3기로 두 소행성을 검출했다. 이어 2018 PM28(이하 PM28)과 2018 PP29(이하 PP29)에 대해 각각 44일과 10일 동안 그 궤도 운동을 추적해 정밀궤도를 얻는 데 성공했다.  □ 지구위협소행성 PP29는 발견 당시의 밝기와 거리 그리고 소행성의 평균반사율을 고려하면 크기 160m급으로 추정된다.     ※ 지름 140m급 천체와 충돌할 경우, 반경 수 백km 지역에 재난을 초래할 수 있다.  □ PP29의 궤도와 지구 궤도가 만나는 최단거리, 즉 최소궤도교차거리(MOID, Minimum Orbit Intersection Distance)는 지구-달거리의 약 11배인 약 426만km이다. 이는 지구위협소행성의 조건 가운데 하나인 ‘MOID가 0.05AU보다 가깝다’는 내용을 충족한다. PP29는 궤도장반경이 길고, 궤도 모양이 원에서 크게 벗어나 긴 타원 형태를 띤다. 또한 공전주기가 5.7년으로 매우 길며, 이렇게 긴 궤도장반경과 공전주기를 가진 천체는 전체 근지구소행성의 1%도 되지 않는다. □ PM28은 크기가 직경 20~40m 사이로 추정된다. 궤도는 지구위협소행성의 조건에 부합하지만, 충돌이 일어났을 때 반경 수 백km 지역에 재난을 초래할 수 있는 크기인 지름 140m 보다 작아 지구위협소행성으로 분류되지는 않았다. □ PM28은 지구와 비슷한 궤도로 공전하는 특이한 움직임을 보인다. 근지구소행성 대부분은 궤도가 긴 타원모양이고 궤도평면이 지구 공전궤도면에서 크게 벗어나 있다. 그러나 PM28은 알려진 근지구소행성 가운데 원궤도에 가깝기로는 상위 1%, 지구 공전궤도면과 가까운 상위 10%에 든다. 또한 궤도장반경은 1.026AU로 지구 궤도장반경인 1AU에 가까운 상위 2%에 포함된다. 이러한 조건을 모두 만족하는 소행성은 현재까지 총 9개가 발견됐다. 그 중 2018 PM28보다 오랜 기간 관측된 경우는 3개이다. □ 연구팀은 계산 결과, 향후 100년 동안 PM28은 충돌 위협이 없다고 밝혔다. PP29의 경우, NASA 제트추진연구소의 센트리(Sentry) 시스템은 PP29가 2063년과 2069년 지구 충돌 가능성이 있다고 보고했다. 그 2회의 충돌 확률을 더하면 28억분의 1로, 아직 우려할 단계는 아니다. 다만 미래 충돌위협을 구체적으로 예측하거나 소행성 탐사 임무 대상으로 결정하기 위해서는 정밀궤도와 자전특성, 구성 물질과 같은 다양한 성질을 추가적으로 밝혀야 한다.  □ 한편, 천문연은 지난 2015년 말부터 외계행성 탐색 외에 초신성, 은하, 소행성 등 다양한 연구목적으로 KMTNet을 운영하고 있다. KMTNet은 칠레와 남아공, 호주에 설치, 운영하는 24시간 ‘별이 지지 않는’ 남반구 천문대 네트워크로 보름달 16개가 들어가는 넓은 하늘을 한 번에 촬영하는 카메라를 탑재, 외계행성 탐색은 물론 소행성 탐사 관측에 최적화돼 있다. □ 연구팀은 KMTNet을 활용해 지난 2016년부터 남천 황도대 집중탐사연구(이하 딥 사우스, DEEP-South, Deep Ecliptic Patrol of the Southern Sky)를 수행해오고 있다. 이를 위해 태양계 행성들이 지나다니는 공전궤도면 부근인 황도대를 집중 관측하고 있다. 황도대는 소행성들이 많이 발견되는 길목이기도 해서 과학연구를 수행하다 보면 의도하지 않았던 새로운 천체들을 발견하기도 한다. 이번 발견은 지난해 8월 특이 태양계 소행성 검출을 위한 시험 관측 도중에 확인됐다. KMTNet 망원경은 미국 NASA가 주도하는 소행성 탐사관측 프로젝트에 쓰이는 다른 망원경과 비교해도 손색이 없어 연구팀은 이번에 정립된 방법론을 바탕으로 앞으로도 후속 성과를 기대하고 있다.  □ 또한 천문연은 자연우주물체 등의 위협에 대비하기 위해 우주물체감시실을 운영하고 있으며 정부는 2015년 1월 천문연을 우주환경감시기관으로 지정했다.  □ 두 소행성을 발견한 정안영민 박사는 “한국 최초의 지구위협소행성 발견은 외계행성탐색시스템의 광시야 망원경이 있었기에 가능했다”며, “우리나라의 미래 소행성 탐사를 위한 기반 연구를 꾸준히 이어가겠다”고 말했다.  그림 1. 2018 PP29의 발견 영상 그림 2. 2018 PM28의 발견 영상  2018 PP29와 2018 PM28의 궤도 영상 2018 PP29 목성 화성 2018 PP28 지구 금성 수성 태양 KASI 한국천문연구원 2018-08-10 15:13:00 KST 그림 3. 2018 PP29와 2018 PM28의 궤도 영상  천문연이 발견한 소행성 궤도 궤도 중심 Sun Mercury(199) Venus(299) 2018 PM28, Earth(399) Mars(489) 2018 PP28 2018 PT28 2019 GT22 2019 GY21 2019 GQ22 2019 GX21 2019 GP29 2018 PP29 2018 PR28 2018 PO29 2018 PD29 2018 PO28 2018 PS28 2018 PB29 2018 PN29 2018 PW28 2018 PN29 2018 PR29 2018 PG29 2018 PC29 2018 PQ28 2018 PE29 2018 PO28 2018 PY29 2018 PL29 2018 PV28 2018 PF29 그림 4. 천문연이 발견한 소행성 궤도 그림 5. KMTNet 망원경 ※ 보다 자세한 자료는 첨부 파일을 참고하십시오.  [문의] ☎ 042-869-5838, 우주과학본부 정안영민 박사  ☎ 042-865-3251, 우주과학본부 문홍규 박사

■ 한국천문연구원은 2019년 하계 교원천문연수 접수를 6월 24일(월)부터 시작한다. 이번 교원천문연수는 8월 5일(월)부터 9일(금)까지 대전에 위치한 본원에서 전국 초·중·고등 교원을 대상으로 개최한다.  □ 교원천문연수는 현직 교사들에게 천문학 최신 동향을 전달해 과학 교육에 도움을 주려는 프로그램이다. 전 과정이 무료이며, 교과과정에 밀접한 초급과정과 천문관측 활동으로 특화된 중급과정으로 나눠 진행한다. 더불어 천체망원경 활용 수업을 통해 천문동아리 운영에 실질적인 도움이 될 수 있도록 구성했다.  □ 1995년부터 매 여름·겨울방학 기간 동안 실시하고 있는 교원천문연수는 현재까지 약 6,150여 명의 교원들이 이수했다. □ 한국천문연구원 소속 천문학자들이 직접 강의를 진행한다. 과학수업에 직접 적용 가능한 천문학 강연뿐만 아니라 ‘천체망원경 사용법’, ‘밤하늘 관측법과 별자리 찾기’, ‘태양 관측 및 흑점 촬영’ 등 다양한 실습도 함께 진행한다. 참가자들은 ‘블랙홀과 전파천문학’, ‘소행성 연구’ 등 최신 천문학계 이슈에 대한 정보도 접할 수 있다.  □ 교원천문연수의 자세한 안내는 한국천문연구원 홈페이지(과학문화-교원천문연수)를 통해 확인하면 된다. 지난해 교원천문연수 사진 [문의] ☎ 042-865-2015, 대국민홍보팀 조아인

- 고려~조선 태양흑점 기록으로 240년 장주기 태양활동 확인  - 흑점과 서리 기록으로 태양활동과 기후변화 상관성 입증 ■ 한국사에 남아있는 오랜 관측 기록은 자연을 이해하고 연구하는 데 유용하다. 특히 긴 주기의 자연변화 연구에 우리나라의 꾸준하고 사실적인 관측 기록들이 소중한 자료가 된다.  ■ 한국천문연구원은 역사서에 기록된 태양흑점*과 서리 정보를 연구해 태양의 240년 활동주기를 찾아내고, 이러한 태양의 장주기 활동이 과거 기후 변화와 밀접한 연관성을 가지고 있음을 입증했다.     * 흑점 : 태양활동의 직접적인 지표로 태양 표면에서 주변보다 온도가 낮아 검게 보이는 현상을 말한다. 현재까지 가장 잘 알려진 태양활동의 주기는 11년으로, 흑점 수가 많아지는 극대기와 적어지는 극소기를 지닌다. 이러한 11년 주기의 태양활동도 그보다 더 큰 주기를 가지고 변동하는데 그 긴 주기에 따라 기후도 영향을 받는다.  □ 한국천문연구원 양홍진 박사가 이끄는 연구진은 고려사와 조선왕조실록에서 흑점에 대한 55군데 기록을 찾아 태양의 활동주기를 연구했다. 이를 통해 현재까지 잘 알려진 태양활동의 주기인 약 11년과 60년 이외에 240년의 장주기가 있음을 확인했다. 연구진은 장주기 분석의 신뢰도를 높이기 위해 중국 사서에 기록된 흑점 정보도 함께 연구했다.  □ 서양에서 태양흑점 관측은 17세기 이후부터 시작됐기 때문에 현대 천문학계에서는 태양의 240년 장주기 활동에 대해 잘 알려지지 않았다. 반면 한국과 중국은 12세기 이전부터 태양흑점을 관측해 기록으로 남겨왔다. 특히 고려사와 조선왕조실록에는 흑점의 크기를 다섯 등급으로 나누어 검은 점, 자두, 계란, 복숭아, 배의 크기로 표현했다. 이들 크기는 실제 흑점 활동의 강도를 나타낸다.  □ 더불어 연구진은 태양활동이 기후변화에 미치는 영향을 조사하는 과정에서 역사서에 기록된 기상현상 중에서 서리 기록이 온도 변화를 보여줄 수 있는 지표임을 알아냈다. 고려사와 조선왕조실록에 언급된 약 700번의 서리 기록을 이용해 서리가 내리지 않는 기간인 ‘무상기간’의 시대적 변화와 태양주기와의 관련성을 밝혀냈다.      □ 연구진은 흑점과 서리 기록의 비교를 통해 240년 주기로 태양의 흑점이 많아진 시기에 우리나라의 온도가 급격하게 하락했음을 확인했다. 따라서 기후변화가 태양활동에 영향을 받는다는 사실을 유추할 수 있다.       ※ 현대과학계는 여러 데이터를 바탕으로 지난 1천 년간 기후가 점차 추워졌다고 보고 있다. □ 양홍진 박사는 “이번 연구는 우리나라의 풍부한 역사 기록이 현대과학적 측면에서 매우 신빙성 있으며 중요한 자료로 활용될 수 있음을 보여준다”며 “앞으로도 다양한 고천문 자료를 바탕으로 태양의 장주기 활동을 추가 증명해나갈 것”이라고 말했다.  □ 이번 연구 논문은 기상과 태양-지구 물리 저널(Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics)에 5월호에 게재됐다. (보도자료 끝. 참고자료 있음.)    그림 1. 고려사(1151년 3월) 흑점 기록 부분. 흑점을 ‘흑자’로 표시했으며, “해에 흑점이 있는데 크기는 계란만 했다”고 적혀 있다.  흑점의 크기를 다섯 등급으로 나누어 검은 점, 자두, 계란, 복숭아, 배의 크기로 표현했는데, 이들 크기는 실제 흑점 활동의 강도를 나타낸다.  그림 2. 태양 표면에 검게 보이는 부분이 흑점이다.   지난 1천 년 동안 사서에 기록된 한국과 중국의 흑점 주기 분석 그래프 가로축 : 적경(J2000) 가로축 왼쪽부터 6, 8, 10, 20, 40, 60, 80, 100, 200, 400 세로축 : Power 세로축 왼쪽 아래부터 0, 10, 20, 30, 40 그래프 실제 태양활동 주기 Sunspots(918~1910) 11-yr 60-yr 240-yr 그림 3. 지난 1천 년 동안 사서에 기록된 한국과 중국의 흑점 주기 분석. 11년과 60년 주기 외에 새롭게 240년의 태양의 장주기 활동을 확인했다.  빨간색 점선과 파선은 몬테카를로 분석에서 추정된 99.73%와 99.99%의 통계 유의 수준으로, 이들 선보다 높은 봉우리는 실제 태양활동의 주기임을 알 수 있다.    지난 1천 년간 흑점과 서리 기록 분포 그래프 가로축 : Year 가로축 왼쪽부터 1000, 1200, 1400, 1600, 1800, 2000 세로축 왼쪽: Number 세로축 왼쪽 아래부터 0, 10, 20, 30, 40, 50 세로축 오른쪽: Month 세로축 오른쪽 아래부터 2, 4, 6, 8, 10, 12 아래쪽 빨간 점선 막대그래프는 한국의 흑점기록 수, 파란색 막대그래프는 중국의 역대 흑점기록 수, 막대그래프에 겹쳐진 곡선그래프는 240년 태양의 주기 활동을 나타낸 것이다. 위쪽의 작은 원은 서리 기록으로 검은색과 흰색 원은 봄과 가을의 서리 관측 날짜를 나타난다. 두 원 사이(무상기간)의 간격이 좁을수록 기후가 추워짐을 나타낸다. 그림 4. 지난 1천 년간 흑점과 서리 기록 분포.  아래쪽 빨간 점선 막대그래프는 한국의 흑점기록 수, 파란색 막대그래프는 중국의 역대 흑점기록 수, 막대그래프에 겹쳐진 곡선그래프는 240년 태양의 주기 활동을 나타낸 것이다.  위쪽의 작은 원은 서리 기록으로 검은색과 흰색 원은 봄과 가을의 서리 관측 날짜를 나타난다. 두 원 사이(무상기간)의 간격이 좁을수록 기후가 추워짐을 나타낸다.  1400년과 1650년 근처에서 무상기간이 급격히 줄어드는 모습이 나타나 과거 기후변화가 태양의 240년 장주기 활동에 영향을 받았음을 확인할 수 있다.  연도별 흑점 수 변화 추이 그래프 가로축 : 년/월 가로축 왼쪽부터 1987/06, 1991/08, 1995/10, 1999/12, 2004/02 세로축 : 흑점 수 세로축 왼쪽 아래부터 0, 100, 200, 300 범례 : 빨간색 실선(국제 공동 측정 흑점 수), 파란색 실선(한국천문연구원 측정 흑점 수) 그림 5. 연도별 흑점 수 변화 추이 [참고 ] 용어 설명 1. 무상기간 : 일 년 중 서리가 내리지 않는 기간으로 늦은 봄의 마지막 서리에서 초가을의 첫 서리까지의 날짜 수. 무상기간이 짧을수록 춥다는 의미다. 무상기간은 일반적으로 위도가 높을수록 짧아지며 기후가 따뜻해질수록 길어지게 된다.    2. 흑점 관측 : 현재 천문학에서 흑점의 관측은 1611년 갈릴레오 갈릴레이가 처음 했다고 알려져 있다. 그러나 동양에서는 이보다 한참 앞선 기록이 남아 있다. 중국에서는 기원전 28년부터 흑점 기록이 전해지고 있으며 한국사에도 서기 640년 삼국사기 고구려본기에 흑점을 표현한 최초의 기록이 나타난다. 고려 숙종 10년(1105) 이후부터 고려사(918~1392년)와 조선왕조실록(1392~1910년)에도 흑점 기록이 이어진다. 고려시대 이후 흑점은 흑자(黑子)로 기록되어 있다. (인용자료: 하늘에 새긴 우리 역사, 박창범, 김영사, 2002)    · 고구려 영류왕 23년(640) 9월 日無光經三日復明 (三國史記 高句麗本紀)                                   해의 빛이 사라졌다가 삼일 이후 다시 밝아졌다.    · 고려 숙종 10년(1105) 정월   日正中無光 (高麗史 47天文, 增補文獻備考)                                  해의 한가운데에 광채가 없었다.    · 고려 예종 10년(1151) 3월    日有黑子大如?卵 (高麗史 47天文, 增補文獻備考)                                  해에 흑점이 있는데 크기는 계란만 했다. [참고]  논문 및 연구팀 ○ 연구팀  - 양홍진(한국천문연구원 고천문연구센터 선임연구원) - 박찬경(전북대학교 교수, 교신저자) - 김록순(한국천문연구원 우주과학본부 선임연구원 / UST 교수) - 조경석(한국천문연구원 부원장 / UST 교수) - 전준혁(충북대학교 기초과학연구소 박사후연구원) ○ 논문 - 게재지 : 기상과 태양-지구 물리 저널         (Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics) - 제목 : Solar activities and climate change during the last millennium recorded in         Korean chronicles - 게재일자 : 2019년 5월호 [문의] ☎ 042-865-2001, 고천문연구센터 양홍진 박사

- 우리은하 가장자리 거대 별 생성 영역 ‘CTB 102’ 관측 - 대덕전파천문대, 이전 대비 분해능 10배 향상  ■ 한국천문연구원은 우리 은하 내 무거운 별 생성 영역  'CTB 102’의 고해상도 영상 관측에 처음 성공했다.   ※ CTB : 1960년대 캘리포니아 공과대학(Caltech)에서 수행한 전파관측목록(참고자료 참조) □ 연구진은 대덕전파천문대 13.7m 전파망원경을 통해 우리은하 가장자리에서 ‘CTB 102’라고 불리는 전리수소영역*을 관측했다. 해당 영역은 매우 큰 질량을 가진 전리수소영역임에도 불구하고 먼지와 가스로 가득한 분자운 뒤에 존재함으로써 성간 소광이 발생해 그동안 심도 있는 관측이 이루어지지 못했다. 또한, 넓은 영역 중 일부에 대해서 저해상도 관측만 수행돼 자세한 내부 구조를 파악할 수 없었다.      ＊ 전리수소영역 : 많은 양의 자외선을 방출하는 무거운 별 주변에 존재하는 이온화된 수소 기체로 이루어진 영역. 별 생성 영역이며 은하의 물리·화학적 진화와 연관성이 높아 중요한 연구 대상이다.  □ 연구진은 2015년 수신기 성능을 개선한 한국천문연구원의 대덕전파망원경을 이용해, 기존 낮은 주파수로 관측한 영상에 비해 약 10배 정도의 고해상도 영상을 얻을 수 있었다. 이를 통해 CTB 102 영역의 물리적 구조와 그 속에서 생성되고 있는 어린별의 특성과 이 지역의 별 생성률 등을 알아냈다.  □ 이번 연구에서 얻은 고해상도 일산화탄소(CO)의 관측 결과에 따르면, CTB 102는 가로지르는 크기가 180광년 정도이며 무게는 태양의 약 10만 배이다.  □ 더불어 본 연구에서는 NASA의 와이즈(WISE) 적외선 망원경을 이용한 어린별의 등급 분류 방법을 통해 해당 영역 어린별들의 등급을 분류했다. 그 결과, 이 지역이 전체적으로는 은하 전반의 별 생성률인 5~10%와 큰 차이를 보이지 않으나 일부 특정 지역에서는 17%~37%의 높은 별 생성률을 보인다는 통계적 사실을 밝혀냈다. 하지만 이 지역들은 두꺼운 분자구름에 가려져 적외선영역에서는 자세한 관측이 어려워 후속 연구를 통해 원인을 밝힐 계획이다. □ 해당 연구 논문을 이끈 한국천문연구원 강성주 박사는 “우리나라 최초의 전파망원경을 통해 해당 별 생성 영역의 고해상도 이미지를 처음으로 관측하고 이를 통해 별 생성률의 특성을 알아냈다”며 “앞으로도 대덕전파망원경을 활용해 새로 태어나는 별들이 특정지역에 모여 있는 이유에 대해 후속 연구를 이어갈 예정이다”고 말했다.   □  이번 연구 결과는 천문학 분야에서 영향력 있는 국제 학술지인 ‘천체물리학 저널(Astrophysical Journal)’ 2019년 5월 1일자에 게재됐다.  그림 설명. (위) 대덕전파망원경을 통해 얻어진 전리수소영역 CTB 102의 고해상도 영상. 아래 왼쪽은 이전 연구에서 관측된 캐나다 은하면 탐사(CBT, Canadian Galactic Plane Survey)에서 얻어진 이미지로 대덕전파망원경 대비 10배 정도 저화질의 영상이다.  타원 안에 밝은 영역이 CTB 102 부분으로 낮은 해상도로 인해 내부 구조의 연구가 어려웠으나 이번 고해상도 관측으로 해당 전리수소영역의 내부에 대한 연구가 가능하게 됐다.  아래 오른쪽 그림은 와이즈 적외선 망원경으로 촬영한 CTB 102의 24마이크로미터(μm, 100만분의 1m) 이미지. 붉게 나타나는 부분이 성간먼지이다.  [참고] 용어 설명 1. 대덕전파천문대(TRAO, Taeduk Radio Astronomy Observatory) : 한국천문연구원이 1986년부터 운용 중인 13.7m 망원경을 보유한 시설이다. 대덕전파천문대를 통해 국내 관측 연구의 범위가 가시광선 스펙트럼에서 밀리미터파 전파 영역으로 확대돼, 우리나라의 전파천문학을 주도해왔다고 할 수 있다. 지난 30여 년 간 SIS 수신기 개발, 필터뱅크 분광기 개발, 안테나 주경면 조정, 다중빔 수신기 도입 등 꾸준히 성능을 향상시켜왔으며 이를 통해 별 탄생의 과정, 성간 분자운의 진화, 별의 소멸 과정 등과 같은 별의 진화과정을 연구하는 데 큰 역할을 했다. 2015년 분해능 및 관측시간 효율을 10배 정도 업그레이드해 가동 중이며 86GHz에서 115GHz 사이의 주파수를 이용해 관측을 할 수 있다. - 대덕전파천문대 웹사이트: http://trao.kasi.re.kr 2. CTB 102 : 1960년대 캘리포니아 공과대학(Caltech)에서 수행한 전파관측목록 리스트 ‘Caltech catalog B’의 102번째 천체이다. CTB 102는 거대한 별 생성 영역으로 알려져 있었으나 우리은하 외곽에 멀리 떨어져 있는 천체일 뿐 아니라 우리와 천체 사이에 성간물질이 많아 성간 소광이 많이 일어나서 실질적인 관측이 이루어지지 못한 곳 중에 하나다.  3. 성간 소광: 별과 별 사이의 우주 공간은 완전한 진공이 아니며 미세한 고체 입자인 성간 티끌이 존재한다. 따라서 어떤 천체에서 방출된 빛이 지구까지 도달하는 동안 이 성간 티끌에 의해 흡수되거나 산란되어 그 세기가 감소하게 되는데 이러한 현상을 성간 소광이라 말한다. 4. 와이즈(WISE, Wide Field Infrared Survey Explorer) 적외선 망원경 별 생성 과정을 보여주는 천체들을 비롯해 소행성, 빛을 낼만큼 큰 질량을 갖지 못한 별 등을 관측하기 위해 NASA가 2009년에 발사했다. 적외선 영역의 각기 다른 파장(3.4, 4.6, 12, 22마이크로미터)의 관측 등급(밝기)을 이용해 어린별의 등급(Class I(아주 어린별) ~ Class III(주계열성으로 들어온 별))을 구할 수 있다. [참고 ]  논문 및 연구팀 ○ 연구진  - 강성주(책임저자 및 교신저자, 한국천문연구원 전파천문연구그룹 박사후연구원), 최민호(한국천문연구원 전파천문연구그룹 책임연구원), 강미주(한국천문연구원 전파천문연구그룹 선임연구원), Brandon Marshall(주저자, 아이오와주립대학 박사), Charles Kerton(아이오와주립대학 물리천문학과 교수), 김영식(대전시민천문대 연구원) ○ 논문 - 게재지: 천체물리학 저널 2019년 5월 1일자 게재 - 제목: High-Resolution Observations of the Molecular Clouds Associated with the Huge H II region CTB 102 - 관련논문 링크 : https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab1264 [문의] ☎ 042-869-5912, 전파천문본부 전파연구그룹 강성주 박사