- 초신성의 강력한 빛에 의해 우주 먼지가 쪼개지는 원리 발견 - 네이처 아스트로노미 표지 논문으로 선정 ■ 우주 전체에 존재하는 우주 먼지는 죽어가는 별에서 생겨 새로운 별의 탄생을 유발하고 지구와 같은 행성을 형성하는 기본 재료가 된다. 이런 우주 먼지를 연구하면 별의 탄생 및 소멸 과정에 대한 중요한 단서를 얻을 수 있다. 한국천문연구원은 초신성이 폭발할 때나 무겁고 젊은 별에서 나오는 강한 빛에 의해 우주 먼지가 쪼개질 수 있다는 새로운 원리를 발견했다. 해당 연구는 네이처 아스트로노미(Nature Astronomy) 5월 6일자 표지 논문으로 선정됐다.  □  우주 먼지는 별과 행성이 형성되는 초기 단계에서 중요한 역할을 하고, 별의 마지막 단계에서는 항성풍을 유발한다. 또한, 이산화탄소와 물 심지어 유기 분자도 우주 먼지 표면에서 형성되는 것으로 알려졌다. 그동안 천문학자들이 풀지 못한 비밀 중 하나는 초신성, 킬로노바, 무겁고 밝은 별, 블랙홀 강착원반 근처 등 강력한 광원 주변에 수십 나노미터 크기의 작은 먼지 알갱이가 이보다 훨씬 큰(수백 나노미터 크기) 알갱이에 비해 훨씬 더 많다는 사실이다. 이러한 특이 현상은 기존 이론*으로는 설명할 수 없는 내용이다. ※ 우주 먼지를 파괴하는 기존 이론들 ① 양성자 때림(sputtering): 우주 먼지가 뜨거운 우주 플라즈마 속에 들어 있을 때, 플라즈마의 양성자들이 먼지를 계속 때림으로써 먼지가 표면부터 분자와 원자로 파괴됨. ② 파쇄(shattering): 충격파 안에서 먼지와 먼지가 직접 충돌하여 부서짐. ③ 승화(sublimation): 빛이나 전자가 먼지에 충돌하여 먼지가 뜨거워져서 먼지가 부서짐. □  연구에 따르면, Ia형 초신성의 초기 단계 관측을 통해 강한 광원 근처에 놓인 우주 먼지는 그 빛의 압력을 받아 마치 바람개비가 회전하듯이 초당 10억 바퀴에 이를 정도까지 엄청나게 빠르게 회전하게 되고, 그 회전에 의한 원심력이 먼지의 최대 인장강도보다 더 세지면 먼지가 부서지게 된다.  □  연구진은 이러한 현상을 ‘복사 회전에 의한 먼지 파괴’(Radiative Torque Disruption)라 명명했다. 이 메커니즘을 초신성이나 킬로노바, 무겁고 젊은 별 주변에 존재하는 먼지에 적용하면 다양한 천문 현상을 설득력 있게 설명할 수 있다.  □  중력파 검출로 널리 알려진 킬로노바나 우주의 가속 팽창을 입증하는데 활용된 초신성에서 나오는 강력한 빛에 의해 그 주변의 먼지가 부서져서 작은 먼지가 된다. 연구진은 먼지가 부서지는 영역이 킬로노바나 초신성 주변 반경 수 광년 정도의 범위에서 생기는 것을 밝혔다. 반면, 밝고 무거운 별이 천여 개 모여 있는 별 탄생 영역에서는 먼지가 부서지는 영역이 반경 수십 광년 범위로 형성되는 것을 밝혔다.  □  본 연구를 이끈 한국천문연구원 티엠 황(Thiem Hoang) 박사는 “1952년에 노벨 물리학상을 수상한 에드워드 퍼셀(Edward Purcell)이 1979년 발표한 논문에서 ‘우주 먼지는 원심력에 의해 쪼개질 수 없다’고 결론지었지만, 우리 연구는 먼지가 강한 광원 근처에 위치한다면 작게 쪼개질 수 있다는 것을 보여준다”며 “새로운 메커니즘을 통해 오랫동안 풀리지 않았던 우주의 많은 퍼즐들을 풀 수 있을 것이다”고 기대감을 내비쳤다. 함께 연구에 참여한 안상현 박사와 이혜승 박사는 “작은 먼지는 짧은 파장의 빛을 더 잘 흡수하고 산란해 그 양과 내부 분포가 초신성이나 최초 은하의 밝기에 영향을 준다. 우리의 연구는 초신성을 이용해 우주의 크기와 나이를 측정할 때나 우주 최초의 은하 및 다양한 천체 연구에도 적용해볼 수 있다.”라고 밝혔다. (한국어 보도자료 끝. 아래 영문버전 및 참고자료 있음)  [English version]  Discovery of a fast mechanism to destroy dust grains in strong radiation fields  Executive Summary Massive stars, supernovae, and kilonovae are among the most luminous radiation sources in the universe. Observations usually show near- to mid-infrared (NIR--MIR, wavelength between 1-5 micron) emission excess from H II regions around massive stars. Early phase observations in optical to NIR wavelengths of type Ia supernovae also reveal unusual properties of dust extinction and dust polarization. The popular explanation for such NIR-MIR excess and unusual dust properties is the predominance of small grains (size tens of nanometers) relative to large grains (size of hundreds of nanometers) in the local environment of these strong radiation sources. The question of why small grains might be predominant in these environments is unclear. In a paper published in Nature Astronomy, we reported a new mechanism of dust destruction based on centrifugal stress within extremely fast-rotating grains spun-up by radiative torques, which we term the RAdiative Torque Disruption (RATD) mechanism. We find that RATD can disrupt large grains in the local environment into a number of smaller grains. This disruption effect increases the abundance of small grains relative to large grains and successfully reproduces the observed NIR-MIR excess and anomalous dust extinction/polarization.  Why do we care about cosmic dust? Dust is ubiquitous in the Universe, and it is usually said that “From dust we came, and to dust we shall return.” Dust is the building blocks of stars and planets. Dust can drive the mass loss in stellar winds at the end of star’s life. Dust is also the home where water ice and complex organic molecules, including biogenic molecules, are formed. Dust grains absorb starlight in optical and ultraviolet wavelengths and re-emit radiation at long, infrared wavelengths. The infrared emission from dust is a powerful tool for astronomers to study the Universe. Therefore, lots of research has been done to understand evolution and physical properties (e.g., size and shape) of dust. Previous studies establish that the mass of interstellar dust is dominated by large grains having a radius of hundreds of nanometers. Yet, many early-phase observations toward type Ia supernovae reveal the predominance of nanometer-sized grains (with radius of tens of nanometers) over large grains. We also see similar properties in ionized-regions around massive stars and in star-forming regions of nearby and high-redshift galaxies. This anomaly cannot be explained by current understanding of dust formation and destruction including thermal sublimation by intense radiation, sputtering in the hot gas, and grain shattering in shocks. What is our discovery? In a new paper published in Nature Astronomy, we discovered that, subject an intense radiation field such as from a supernova, massive star, or a kilonova, dust grains in the local environment can be spun-up to extremely fast rotation, above one billion rounds per second. As a result, the centrifugal force within the rapidly rotating grain can exceed the maximum tensile strength of grain material, which disrupts a dust grain into a number of nanometer-sized grains. We term this mechanism Radiative Torque Disruption (RATD). Comparing to other destruction mechanisms, we find that RATD is the fastest mechanism to destroy dust grains in intense radiation fields such as near massive stars, supernovae, and kilonovae.    Why is this discovery important? The discovery changes the current understanding of cosmic dust evolution.  In the current paradigm, an intense radiation field heats dust grains to high temperatures and evaporate them into the gas phase, the so-called thermal sublimation mechanism. Our discovery shows that the strong radiation field can also spin-up grains to extremely fast rotation, such that the resulting centrifugal stress can disrupt them into tiny fragments. The new mechanism requires much lower radiation intensity and is thus more efficient than thermal sublimation. The discovery resolves several longstanding puzzles revealed by observations.  The production of nanometer-sized grains by disruption of large grains via the RATD mechanism on a short time-scale of less than a few weeks can successfully explain the unusual dust properties observed toward many type Ia supernovae. The reproduction of nanoparticles can also clarify the mysterious origin of near-to-mid-infrared emission excess observed in ionized regions around massive stars. The discovered mechanism can explain a steep far-UV rise in the in extinction curves towards starburst and high-redshift galaxies, and the decrease of the escape fraction of Lyman α photons from H II regions surrounding young massive star clusters.  The discovery has broad implications in astrophysics. This work opens a new avenue to study the internal structure, composition, and grain size distribution of dust grains via observations.  Dr.Thiem Hoang's comments: Forty years ago, in 1979, Edward Purcell, winner of Nobel Prize in Physics, concluded that interstellar grains of compact structures cannot be disrupted by centrifugal force as a result of grain suprathermal rotation. Our study yet shows that even compact grains can be disrupted by centrifugal force when they are located near an intense radiation field, which is quite common in the Universe. I am very excited about our new mechanism because it can resolve several longstanding puzzles from observations and is expected to have a broad impact in modern astrophysics. 그림 1. 강한 빛에 의해 주변 먼지가 강하게 회전하고 이 과정에서 먼지는 더 작은 입자로 쪼개진다.  네이처 아스트로노미(Nature Astronomy) 5월 6일자 표지 그림 그림 2. 강한 광원에서 나오는 빛에 의해 주변 먼지들의 회전 속도가 증가하고, 초당 10억 바퀴에 이르는 빠른 회전 속도까지 늘어나게 된다.  빠르게 회전하는 먼지는 원심력을 받아 양쪽으로 잡아당겨지며, 그 원심력이 먼지의 최고 인장강도보다 커지면 먼지가 부서져서 작은 조각이 된다. 그림 3. 별 탄생과 초신성 폭발 때, 먼지들이 중심 광원으로부터 떨어진 거리에 따라 어느 정도의 크기로 분포하는지 알 수 있다.  왼쪽 별 탄생 영역의 경우, 수십 나노미터 크기의 먼지들은 약 30광년 거리 이내, 오른쪽 초신성의 경우 반경 약 3광년 정도 거리 이내에 분포하고 있다. [참고]  용어 설명 1. 킬로노바 : 신성(노바, Nova)의 1000배 정도 에너지를 내는 현상이라는 뜻의 킬로노바는 신성과 초신성 사이에 해당하는 에너지를 내는 현상이다. 중성자별 쌍성이 병합되는 과정에서 중력파가 방출된 다음, 그 파편으로 나온 중성자들이 원자핵에 빠른 속도로 흡수될 때 만들어지는 무거운 방사성 원소가 붕괴하는 과정에서 빛 에너지가 나온다. 신성보다 100만 배 밝은 천체를 초신성 또는 메가노바(Meganova)라 부른다.     2. Ia형 초신성 : 쌍성 중 한 항성이 팽창해 두 항성 간 중력적인 상호작용으로 질량이 더 큰 항성이 더 작은 항성으로부터 물질을 흡수하다가 찬드라세카(태양 질량의 1.44배) 질량을 넘어서게 되면 초신성 폭발을 하게 된다. 모든 Ia형 초신성은 같은 질량에서 초신성 폭발이 이루어져 밝기가 같기 때문에 우주에서 거리 측정을 하는 도구로도 쓰인다. [참고] 연구진 및 논문 ○ 논문   - 게재지 : Nature Astronomy 표지 논문, 5월 6일자   - 제목 : Rotational disruption of dust grains by radiative torques in strong radiation fields ○ 연구팀  - 티엠 황(Thiem Hoang)(한국천문연구원 이론천문연구센터 선임연구원)  - 래 응옥 쩜(Le Ngoc Tram)(NASA Aims 박사후연구원)  - 이혜승(한국천문연구원 이론천문연구센터 박사후연구원)  - 안상현(한국천문연구원 이론천문연구센터 선임연구원) [문의] ☎ 042-869-5863,  이론천문센터 이혜승 박사 ☎ 042-865-3203,  이론천문센터 안상현 박사 ☎ 042-865-3343,  이론천문센터 Thiem Hoang 박사

사상 최초로 실제 블랙홀 영상 얻는 데 성공  - EHT 연구진, 먼 은하 M87의 중심부 블랙홀 관측 - 전 세계 협력한 8개 전파망원경 연결…한국도 KVN 등으로 참여 - 일반상대성이론의 궁극적인 증명  ■ 세계 최초로 초대질량 블랙홀의 증거와 모습이 공개됐다. EHT* 연구진은 전 세계 협력에 기반한 8개의 전파망원경을 연결한 사건지평선망원경(이하 EHT, Event Horizon Telescope)으로 초대질량 블랙홀 관측에 성공했다고 밝혔다.  ※ EHT(사건지평선망원경, Event Horizon Telescope) : 전 세계에 산재한 전파망원경을 연결해 지구 크기의 가상 망원경을 만들어 블랙홀의 영상을 포착하려는 국제협력 프로젝트이자 이 가상 망원경의 이름. 사건지평선이란 블랙홀 안팎을 연결하는 지대를 뜻한다. □ 해당 관측 결과는 10일 미국 천체물리학저널 레터스(The Astrophysical Journal Letters) 특별판에 6편의 논문으로 발표됐다. 발표된 영상은 처녀자리 은하단의 중앙에 위치한 거대은하 M87의 중심부에 있는 블랙홀을 보여준다. 이 블랙홀은 지구로부터 5천 500만 광년 떨어져 있으며 무게는 태양 질량의 65억 배에 달한다. □ 블랙홀은 빛조차 탈출할 수 없는 강한 중력을 가지고 있으며 사건지평선 바깥을 지나가는 빛도 휘어지게 만든다. 그래서 블랙홀 뒤편에 있는 밝은 천체나 블랙홀 주변에서 내뿜는 빛은 왜곡돼 블랙홀 주위를 휘감는다. 왜곡된 빛들은 우리가 볼 수 없는 블랙홀을 비춰 블랙홀의 윤곽이 드러나게 하는데 이 윤곽을 ‘블랙홀의 그림자’라고 한다. 연구진은 여러 번의 관측자료 보정과 영상화 작업을 통해 고리 형태의 구조와 중심부의 어두운 지역, 즉 블랙홀의 그림자를 발견했다. 연구진은 M87 블랙홀의 경계(사건의 지평선)는 4백 억km에 조금 못 미친다고 밝혔다. 블랙홀의 그림자의 크기는 이보다 2.5배 정도 크다. □ 블랙홀은 극단적으로 압축된 천체로, 매우 작은 공간 내에 엄청난 질량을 포함하고 있다. 지구 질량의 블랙홀은 탁구공의 절반보다도 작은 지름을 지닌다. 이러한 천체들의 존재는 시공간을 휘게 하고 주변 물질들을 초고온으로 가열시키면서 주변 환경에 극단적인 영향을 끼친다.  □ EHT는 아인슈타인의 일반상대성이론이 처음으로 검증된 역사적인 실험의 100주년이 되는 올해, 우주에서 가장 극단적인 천체들을 연구할 수 있는 새로운 방법을 과학자들에게 제공한 것이다.  □ 관측을 위해 EHT는 전 지구에 걸친 망원경 8개* 를 연결해 이전에 없던 높은 민감도와 분해능을 가진 지구 규모의 가상 망원경을 만들었다. 지구의 자전을 이용해 합성하는 기술로 1.3밀리미터 파장 대역에서 하나의 거대한 지구 규모의 망원경이 구동되는 것이다. 이런 가상 망원경을 초장기선 전파간섭계(VLBI, Very Long Baseline Interferometry)라고 한다. EHT의 공간분해능은 파리의 카페에서 뉴욕에 있는 신문 글자를 읽을 수 있는 정도의 분해능이다. ※ 8개 망원경 : 아타카마 밀리미터/서브밀리미터 전파간섭계(ALMA), 아타카마 패스파인더(APEX), 유럽 국제전파천문학연구소(IRAM) 30미터 망원경, 제임스 클러크 맥스웰 망원경(JCMT), 대형 밀리미터 망원경(LMT), 서브밀리미터 집합체(SMA), 서브밀리미터 망원경(SMT), 남극 망원경(SPT) □ 해당 관측은 2017년 4월 5일부터 14일까지 6개 대륙에서 8개 망원경이 참여해 진행됐다. 같은 시각, 서로 다른 망원경을 통해 들어온 블랙홀의 전파신호를 컴퓨터로 통합 분석해 이를 역추적하는 방식으로 블랙홀의 모습을 담은 영상을 얻었다. EHT의 원본 데이터를 최종 영상으로 바꾸는 데 필요한 분석은 독일 막스플랑크 전파천문학연구소(MPIfR)와 미국 매사추세츠공과대 헤이스택 관측소에 위치한 특화된 슈퍼컴퓨터를 활용했다.  □ 연구진은 앞으로 국제전파천문학연구소(IRAM NOEMA) 천문대, 그린란드 망원경(GLT) 그리고 킷픽(Kitt Peak) 망원경의 참여로 더욱 향상된 민감도를 달성할 수 있을 것이라고 내다보았다.  □ 한국은 한국천문연구원 소속 연구자 등 8명이 동아시아관측소(EAO) 산하 제임스 클러크 맥스웰 망원경(JCMT)과 아타카마 밀리미터/서브밀리미터 전파간섭계(ALMA)의 협력 구성원으로서 EHT 프로젝트에 참여했으며, 한국이 운영하고 있는 한국우주전파관측망(KVN)과 동아시아우주전파관측망(EAVN)의 관측결과도 본 연구에 활용됐다.  □ 한국천문연구원 손봉원 박사는 “이번 결과는 아인슈타인의 일반상대성이론에 대한 궁극적인 증명이며, 그간 가정했던 블랙홀을 실제 관측해 연구하는 시대가 도래했음을 의미한다”며 “향후 EHT의 관측에 한국의 기여도는 더욱 높아질 것”이라고 전했다. □ EHT의 구축과 이번 관측 결과는 수십 년간의 관측, 기술적 그리고 이론적 연구의 정점을 보여준다. 이번 국제 협력 연구는 전 세계 연구자들의 긴밀한 공동 작업을 요구했으며, 13개의 파트너 기관이 EHT를 만들기 위해 기존에 있던 기반 시설을 이용하고 각 정부 기관으로부터 지원을 받으며 함께 참여했다. 주요 예산은 미국국립과학재단(NSF), 유럽연구회(ERC) 그리고 한국연구재단을 포함한 동아시아의 연구재단들로부터 지원 받았다.  □ 한편, 이번 발표에 대해 EHT의 주요 인사는 다음과 같이 언급했다.  - EHT 프로젝트 총괄 단장인 하버드 스미스소니안 천체물리센터의 셰퍼트 돌먼(Sheperd S. Doeleman) 박사는 “우리는 인류에게 최초로 블랙홀의 모습을 보여주고 있다”고 말했다. 그는 덧붙여 “이 결과는 천문학 역사상 매우 중요한 발견이며, 200명이 넘는 과학자들의 협력으로 이뤄진 이례적인 과학적인 성과”라고 언급했다.  - EHT 과학이사회 위원장인 네덜란드 래드버드(Radboud) 대학의 하이노 팔케(Heino Falcke) 교수는 “만약 블랙홀이 밝게 빛나는 가스로 이루어진 원반 형태의 지역에 담겨 있다면 블랙홀이 그림자와 같은 어두운 지역을 만들어 낼 것이라고 예측했다. 이 현상은 아인슈타인의 일반상대성이론에서 예측되지만 우리가 이전에는 전혀 직접적으로 보지 못한 것이다”고 밝혔다. 그는 또한 “사건지평선에서 빛이 블랙홀의 강력한 중력으로 휘어져서 생긴 이 그림자는 이 매혹적인 천체에 대해 굉장히 많은 것들을 알려주고 있고, 이를 통해 우리는 M87 블랙홀의 어마어마한 질량을 측정할 수 있었다”고 말했다. - EHT이사회 구성원이자 동아시아관측소(EAO) 소장인 폴호(Paul T. P. Ho)는 “우리는 이번 관측결과들을 시공간의 휘어짐, 초고온으로 가열된 물질과 강한 자기장을 포함하는 물리학적 컴퓨터 모델들과 비교할 수 있었다. 실제로 관측된 영상의 다양한 특징들이 우리의 이론적인 예측과 놀라울 정도로 맞아 떨어진다”고 말했다. 그는 “이로써 블랙홀 질량 측정을 포함한 우리  관측결과를 확신할 수 있었다” 고 첨언했다.  - 앞서 언급한 셰퍼트 돌먼 박사는 종합적으로 “우리는 불과 한 세대 전만 해도 불가능하리라 여겨졌던 일을 이루어냈다. 지난 수십 년간 기술적인 한계를 극복하고, 세계 최고 성능의 전파망원경들을 서로 연결해 블랙홀과 사건의 지평선에 새로운 장을 함께 열었다”고 평했다. (보도자료 끝. 참고자료 있음.) [참고 1] 그림 및 영상  그림 1. 이번에 관측한 블랙홀. 중심의 검은 부분은 블랙홀(사건의 지평선)과 블랙홀을 포함하는 그림자이고, 고리의 빛나는 부분은 블랙홀의 중력에 의해 휘어진 빛이다. 관측자로 향하는 부분이 더 밝게 보인다. (출처 : EHT공동연구진) 전 세계 8개의 망원경을 연결한 EHT Event Horizon Telescope(EHT) A Global Netwoek of Radio Telescopes JCMT↔SMA↔SMT↔LMT↔30-M↔ALMA↔APEX↔SPT 2017 OBSERVATIONS ALMA : Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), CHAJNANTOR PLATEAU, CHILE APEX : Atacama pathfinder EXperiment, CHAJNANTOR PLATEAU, CHILE 30-M : IRAM 30-M Telescope, PICO VELETA, SPAIN JCMT : James Clerk Maxwell Telescope,MAUNAKEA,HAWAII LMT : Large Millimeter Telescope,SIERRA NEGEA, MEXICO SMA : Submillimeter Array, MAUNAKEA, HAWAII SMT : Submillimeter Telescope, MOUNT GRAHAM, ARIZONA SPT : South Pole Telescope, SOUTH POLE STATION 그림 2. 전 세계 8개의 망원경을 연결한 EHT (출처 : EHT공동연구진) - 이번 EHT 관측 요약 영상  https://youtu.be/sIEwkepgeA0 (출처 : ESO/EHT공동연구진) - EHT 공식 홈페이지 https://eventhorizontelescope.org/ [참고 2] 용어 및 참고 설명 - EHT 프로젝트 ‘블랙홀’이라 하면 검은 구멍을 떠올린다. 블랙홀을 직접 본 사람은 없고 블랙홀을 직접 볼 수도 없다. 블랙홀은 빛조차 흡수해 버려 직접 관측할 수 없기 때문이다. 우리가 영상이나 논문에서 봤던 블랙홀의 이미지는 모두 이론을 바탕으로 만들어진 상상에 불과하다.  ‘이벤트 호라이즌 망원경(EHT)’은 번역하면 ‘사건지평선망원경’으로, ‘사건지평선’이란 블랙홀의 안과 밖을 연결하는 넓은 경계지대를 뜻한다. 어떤 물질이 사건지평선을 지나 블랙홀로 빨려 들어갈 때 그 일부는 에너지로 방출되기에 높은 해상도의 관측 장비를 동원한다면 사건지평선의 가장자리를 볼 수 있다는 것이다. 사건지평선 부근은 강한 중력 효과에 의한 현상이 발생한다. 대표적인 것이 블랙홀의 그림자(Black Shadow)이다. 블랙홀 주변의 원반에서 사건지평선 가까이에 다가간 물질은 빛의 속도에 가까운 매우 빠른 속도로 블랙홀 주변을 공전하며 블랙홀로 끌려 들어간다. 관측자에게는 이 회전하는 원반 중 관측자를 향하여 움직이는 모서리가 관측자에게서 멀어지는 모서리 보다 밝게 보이게 된다. 이렇게 블랙홀 주변의 극단적인 환경에서 발생하는 현상에 대한 관측은 일반 상대성 이론과 초대질량 블랙홀의 이해에 대한 강력한 증거가 된다. 해당 관측을 위해선 거대 관측 장비가 필요하다. 이에 지구촌 전파천문학자들은 전파망원경 8개를 하나로 연동해 지구 크기의 거대 망원경처럼 활용했다.  - 초대질량 블랙홀(Supermassive black hole) 질량이 태양 질량의 수십만 배에서 수십억 배에 이르는 가장 큰 유형의 블랙홀이다. 거의 대부분의 은하의 중심에 초대질량 블랙홀이 있을 것으로 추정된다. 하지만 초대질량 블랙홀들은 상대적으로는 크기가 작은 천체에 속하기 때문에 지금까지 직접적으로 관측이 불가능했다. 블랙홀 그림자의 크기는 그 질량에 비례하기 때문에 무거운 블랙홀일수록 그 그림자도 더 커진다. M87의 블랙홀은 그 거대한 질량과 상대적으로 가까운 거리 덕분에 지구에서 볼 수 있는 가장 큰 블랙홀들의 그림자 중 하나로 예측됐고, 따라서 EHT의 완벽한 관측 대상이 됐다.  - 초장기선 전파간섭계(VLBI, Very Long Baseline Interferometry)  거대한 영역을 관측하기 위해서는 대형 전파망원경을 하나로 연동해야만 한다. 세계 각지의 최첨단 전파망원경으로 하나의 천체를 동시 관측해 분해능(떨어져 있는 두 물체를 구별하는 능력)을 높이는 초장기선 전파간섭계 기술을 활용한다. 수백~수천 킬로미터 떨어진 여러 대의 전파망원경으로 동시에 같은 천체를 관측하여 전파망원경 사이의 거리에 해당하는 구경을 가진 거대한 가상의 망원경을 구현하는 방법이다. 여러 대의 전파망원경이 멀리 떨어져 있을수록 전파 신호를 더 증폭할 수 있고 그래서 더 높은 해상도를 얻을 수 있기 때문이다. 8개 전파망원경이 각자 전파 신호를 포착하고 이 신호들을 한데 모아 ‘가상의 망원경 초점’에서 종합하면 사실상 지구만한 전파망원경의 효과를 낼 수 있다.  - 한국우주전파관측망(KVN, Korean VLBI Network)   한국천문연구원이 운영하는 KVN은 서울 연세대, 울산 울산대, 제주 중문에 설치된 21m 전파망원경 3기로 구성된 VLBI 관측망이다. 각 망원경의 거리는 305km~478km로, 세계에서 유일하게 밀리미터 영역의 4개 주파수 전파를 동시에 관측할 수 있다. KVN은 3기를 연결한 간섭계뿐만 아니라 각각의 단일 망원경으로도 사용할 수 있다. 동아시아우주전파관측망(EAVN, East Asian VLBI Network)은 한국의 VLBI 관측망인 KVN, 일본의 VERA, 중국의 CVN 등 3개국 21개 망원경을 연결한 최대 5000km 정도의 거대 관측망이다.  - 동아시아우주전파관측망(EAVN, East Asian VLBI Network) 한국의 VLBI 관측망인 KVN, 일본의 VERA, 중국의 CVN 등 3개국에 있는 전파망원경 10기로 구성된 VLBI 관측망으로, 망원경 사이의 거리가 최대 5,000km에 이르며, 한국천문연구원은 EAVN을 운영하는 주관 기관으로 관측데이터를 최종 합성하는 상관센터를 함께 보유하고 있다. - ALMA(아타카마 대형 밀리미터/서브밀리파 간섭계, Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) 칠레 아타카마 사막에 건설해 운영하고 있는 국제적 천문관측장비로, 유럽남방천문대(ESO), 미국국립과학재단(NSF), 일본국립자연과학연구소(NINS), 캐나다국립연구회, 대만과학기술부(MOST), 대만중앙연구원(ASIAA) 그리고 한국천문연구원(KASI)과 협약을 맺고 있다.  - 동아시아관측소(EAO, East Asian Observatory) 중국, 한국, 대만, 베트남, 태국, 말레이시아, 인도, 그리고 인도네시아를 포함하는 아시아 각국의 참여로 구성되어 있다. - 8개의 전파망원경 소개 앞서 언급한 ALMA 외에 아타카마 패스파인더(APEX)는 ESO에 의해 운영되고, IRAM 30미터 망원경은 독일의 MPG, 프랑스의 CNRS 그리고 스페인의 IGN에 의해 공동 운영된다. 그리고 제임스 클러크 맥스웰 망원경(JCMT)은 EAO, 거대 밀리미터 망원경(LMT)은 INAOE와 UMass, 서브밀리미터 집합체(SMA)는 SAO와 ASIAA 그리고 서브밀리미터 망원경(SMT)은 애리조나 전파천문대(ARO)가 운영한다. 남극 망원경은 애리조나대학교에서 개발한 특수화된 EHT 기기와 함께 시카고 대학교에 의해 운영되고 있다.  비록 망원경들이 물리적으로 직접 연결된 것은 아니지만, 각 망원경에 기록된 자료들을 원자 시계(수소 메이저)를 통해 매우 정밀하게 동기화할 수 있다. EHT의 각 망원경은 하루에 약 350테라바이트에 달하는 거대한 양의 자료들을 고성능 헬륨 충전 하드 드라이브에 저장했다. 이 자료들은 차후 영상으로 결합될 수 있도록 막스플랑크 전파천문학연구소와 MIT 헤이스택 관측소에 위치한 상관기라고 불리는 전문화된 슈퍼컴퓨터들로 전송됐다. - 일반상대성 이론과 EHT 1915년 알버트 아인슈타인은 일반상대성이론을 발표했다. 어떤 물체가 존재하면 그 주변 시공간은 그 물체의 질량에 영향을 받아 휘어지게 되는데 질량이 크면 클수록 주변 시공간이 더 많이 휘어져 더 큰 곡률을 갖게 된다는 것이다. 지금으로부터 100년 전인 1919년, 영국의 천문학자 에딩턴과 두 탐험대가 1919년 개기일식을 관측하기 위해 아프리카 해안의 프린시페섬과 브라질의 소브랄로 원정을 떠났다. 에딩턴은 개기일식 때 태양 주변 빛이 1.61초 휘는 것을 관측했고, 이로써 일반상대성이론을 검증할 수 있었다. 이와 비슷하게 EHT는 우리의 중력에 대한 이해를 다시 한 번 검증하기 위해 팀의 구성원들을 세계 각지의 가장 높고 고립된 전파 시설들로 보냈다.  [참고 3]  논문 및 연구진 1. 논문 - 게재지 : The Astrophysical Journal Letters 특별판, 2019년 4월 10일자 - 미국 천체물리학회지 레터스에 실린 6편의 논문 제목 1. First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole 2. First M87 Event Horizon Telescope Results. II. Array and Instrumentation 3. First M87 Event Horizon Telescope Results. III. Data Processing and Calibration 4. First M87 Event Horizon Telescope Results. IV. Imaging the Central Supermassive Black Hole 5. First M87 Event Horizon Telescope Results. V. Physical Origin of the Asymmetric Ring 6. First M87 Event Horizon Telescope Results. VI. The Shadow and Mass of the Central Black Hole 2. EHT 공동연구진 - 아프리카, 아시아, 유럽, 북미와 남미로부터 모인 200명이 넘는 연구자들이 소속되어 있음.  - 한국 참여자 총 8명: 김종수(한국천문연구원 전파천문본부장·UST 교수), 변도영(한국천문연구원 책임연구원·UST 교수), 손봉원(한국천문연구원 책임연구원·UST 교수), 이상성(한국천문연구원  책임연구원·UST 교수), 정태현(한국천문연구원 선임연구원·UST 교수), 조일제(한국천문연구원·UST 학생), Guangyao Zhao(한국천문연구원·KRF 박사후연구원), Sascha Trippe(서울대 물리천문학부 교수) - 한국 참여기관 총 4곳: 천문연, UST, 서울대, 연세대(손봉원: 겸임교수) - 외국기관에서 참여하고 있는 한국인 연구자: 김재영 박사(독일 막스플랑크 전파연구소), 김준한 박사(미국 애리조나 대학) - 참여 망원경: ALMA, APEX, the IRAM 30-meter Telescope, the IRAM NOEMA Observatory, the James Clerk Maxwell Telescope(JCMT), the Large Millimeter Telescope Alfonso Serrano (LMT), the Submillimeter Array(SMA), the Submillimeter Telescope(SMT), the South Pole Telescope(SPT), the Kitt Peak Telescope, and the Greenland Telescope(GLT). -EHT 컨소시엄: the Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, the University of Arizona, the University of Chicago, the East Asian Observatory, Goethe-Universität Frankfurt, Institut de Radioastronomie Millimétrique, Large Millimeter Telescope, Max-Planck-Institut für Radioastronomie, MIT Haystack Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, Perimeter Institute for Theoretical Physics, Radboud University and the Smithsonian Astrophysical Observatory.  [문의] ☎ 042-865-2180,  전파천문본부 정태현 ☎ 042-865-2172,  전파천문본부 변도영 ☎ 042-865-3292,  전파천문본부 조일제

■ 한국천문연구원이 제27회 천체사진공모전의 결과를 발표했다. 이번 공모전에서는 총 161개 작품이 출품됐으며, 공양식 씨의 ‘안드로메다 은하 24시’가 대상을 차지했다.  사진. 대상작인 공양식의 ‘안드로메다 은하 24시’ □ 천체사진공모전은 사진뿐만 아니라 그림, 동영상까지 함께 공모하며, 주제는 심우주(Deep sky)·태양계·지구와 우주 분야로 나누어진다. 기술성과 예술성, 시의성, 대중성을 기준으로 심사하며, 이번 대회에서는 전체 응모작 중 22개 작품이 수상작으로 선정됐다. □ 심사위원들은 “천체사진에 대한 관심도와 촬영 기술의 수준이 점점 높아져 심우주 분야 응모작들에 특히 멋진 작품들이 많았다”며 “지구와 우주 분야에는 천체 외 다른 피사체들을 활용한 대중성이 돋보이는 작품들이 많았다”며 심사 소감을 전했다.  □ 수상자들에게는 상패와 상금이 수여되며, 특별히 대상 수상자에게는 한국천문연구원장상과 상금 200만 원이 수여된다. 시상식은 4월 중에 개최될 예정이다.   □ 한편, 한국천문연구원의 천체사진공모전은 아름답고 신비한 천체사진 및 그림, 동영상 등의 콘텐츠를 통해 천문학에 대한 공감대를 확산시키고자 매년 실시되고 있으며, 올해로 27회를 맞았다. 특히 올해는 국제천문연맹(IAU, International Astronomical Union) 창립 100년으로, 수상 작품들은 다양한 천문우주 과학문화 확산의 콘텐츠로 활용될 예정이다. ■ 공모전 수상작들은 한국천문연구원 홈페이지(www.kasi.re.kr)에서 확인할 수 있다. [문의] ☎ 042-865-2015, 대국민홍보팀 조아인

■ 소행성 탐사는 태양계의 기원을 밝히고, 지구 충돌 위협과 자원 활용 가능성 측면에서 중요한 우주과제로 꼽힌다. 지난달에는 일본의 소행성 탐사선 하야부사2호가 소행성 ‘류구(Ryugu)'에 착륙 성공했다. 일본이 이어 계획 중인 탐사선은 데스티니 플러스(DESTINY+)로, 해당 탐사선의 표적이 될 소행성인 파에톤(Phaethon)에 대한 비밀을 한국천문연구원이 풀었다.  ■ 한국천문연구원은 파에톤이 40년 만에 지구에 가장 근접한 지난 2017년 12월 중순경, 산하 관측시설을 동원해 파에톤을 관측했다. 이를 분석해 파에톤의 표면이 화학적으로 균질하며 3.604시간에 한 번 시계 방향으로 자전한다는 것을 밝혀내고, 재구성한 3D 형상모형을 공개했다. □ 해당 모형에 따르면 파에톤은 적도 지역이 융기된 다이아몬드에 가까운 모양(top-shape)을 띤다. 일본우주항공연구개발기구(JAXA)의 하야부사2호가 탐사 중인 소행성 류구와 미국항공우주국(NASA)의 오시리스렉스(OSIRIS-REx)호가 탐사 중인 소행성 베누(Bennu)도 이와 비슷한 모양을 띠고 있다.  □ 소행성은 스스로 빛을 내지 않고 햇빛을 반사한다. 따라서 소행성이 공전하고 자전하면서 여러 면에서 반사된 광량을 기록한 자료가 있다면 소행성의 자전주기뿐 아니라 자전축 방향, 3차원 형상까지 재구성할 수 있다. 이것을 광도곡선 역산법(lightcurve inversion method)이라고 한다. 연구팀은 이 원리를 바탕으로 파에톤 밝기 변화의 주기를 분석해 3.604시간이라는 자전주기를 밝혀냈다.  □ 연계한 또 다른 연구에서는 파에톤이 자전하는 동안 스펙트럼의 변화를 확인했으며, 그 결과 아무런 변화가 나타나지 않아 표면이 화학적으로 균질하다는 점을 확인했다. 태양열에 의한 열변성이 표면 전체에 고르게 일어난다는 계산 결과로 표면의 균질성을 재증명했다.  □ 연구팀은 파에톤이 지구-달거리의 27배 이내로 지구에 접근했던 2017년 11월 11일부터 12월 17일까지 약 1개월간 천문연 산하 보현산천문대 1.8m, 소백산천문대 0.6m, 레몬산천문대 1m, 우주물체 전자광학 감시네트워크(OWL-Net, Optical Wide-field patroL Network) 0.5m 그리고 충북대학교천문대의 0.6m 망원경 외에 대만, 우즈베키스탄, 카자흐스탄 등 국내외 다양한 총 8개 연구시설을 동원해 해외 연구자들보다 시간적으로 더 조밀하게 관측한 자료를 얻었다. 이번 성과는 해당 관측 자료를 기초로 분석한 유일한 연구결과다.  □ 2022년 발사 예정인 데스티니 플러스 탐사선의 과학연구를 맡은 일본 치바공대(Chiba Institute of Technology) 행성탐사연구소(PERC, Planetary Exploration and Research Center)와의 협력연구 일환으로 한국천문연구원이 지상관측 연구를 주도했다. □ 소행성 연구를 이끌고 있는 문홍규 박사는 “태양계 천체 탐사 기획에는 지상 관측시설을 기반으로 얻은 목적 천체의 정밀궤도, 형상, 자전 특성, 표면물질 분포와 같은 연구결과가 뒷받침돼야 한다”며 “이번 연구를 통해 밝혀진 파에톤의 특성은 향후 데스티니 플러스 근접탐사의 핵심자료로 활용될 것으로 예상한다”고 말했다.  □ 한국천문연구원은 과학기술정보통신부의 ‘제3차 우주개발진흥 기본계획’에 제시된 한국의 미래 소행성 탐사임무를 기획, 설계하는 데 이러한 연구 경험과 협력 네트워크를 적극 활용해나갈 예정이다.   □ 한편, 파에톤의 자전주기와 자전축 방향, 3D 형상에 관한 연구결과는 천문학 및 천체물리학 저널(Astronomy and Astrophysics) 2018년 11월 14일자, 파에톤 표면 물질의 균질성에 관한 최근 연구결과는 행성 및 우주과학 저널(Planetary and Space Science) 2019년 1월 22일자에 각각 게재됐다.  [참고 1] 그림 및 영상  1. 소행성 파에톤의 3D 형상 모형 그림 1. 소행성 파에톤의 볼록모형(위)와 오목모형(아래). 좌측부터 자전축을 z라고 했을 때 측면에서 본 형상과 시계 방향으로 90도 회전된 모습, 자전축의 위에서 본 모습. 소행성은 스스로 빛을 내지 않고 햇빛을 반사한다. 게다가 자전하기 때문에 반사 단면적이 달라지며 반사광 밝기가 시간에 따라 변한다. 이처럼 시간에 따라 밝기가 변하는 것을 기록한 그림을 광도곡선이라고 한다. 소행성과 지구는 몇 년에 한 번 가까워지며 소행성이 다가왔다가 멀어지면서 우리는 보는 시점에 따라 소행성의 다른 면을 보게 된다. 따라서 소행성의 다른 면에서 반사된 광량을 기록한, 시간적으로 촘촘한 관측 자료가 있다면 소행성의 자전주기뿐 아니라 자전축 방향, 3차원 형상까지 재구성할 수 있다. 이것을 광도곡선 역산법(lightcurve inversion method)이라고 한다. 연구팀은 이 방법을 이용해 재구성한 파에톤의 볼록모형과 세이지(SAGE, Shaping Asteroids with Genetic Evolution) 방법을 통해 구현한 파에톤의 오목모형을 공개했다.  그림 2. 보현산천문대, 소백산천문대, 레몬산천문대 망원경으로 얻은 파에톤의 광도곡선. 가로축은 자전주기, 세로축은 밝기의 변화로 파에톤이 자전하면서 표면에서 반사된 빛의 밝기가 시간에 따라 변화하는 것을 나타낸 자료이다. 이를 분석한 광도곡선 역산법으로 파에톤의 자전주기뿐 아니라, 자전축 방향, 3차원 형상까지 재구성할 수 있다. 2. 소행성 파에톤의 궤도 및 형상 영상 링크 - http://210.110.233.66:8081/api.link/3d_baL0KHr7eRuUL_w~~.mp4 소행성 파에톤(3200 Phaethon)의 궤도 영상. 파에톤이 40년 만에 지구에 가장 근접해온 지난 2017년 12월 전후의 궤도를 확인할 수 있다. 출처: NASA/JPL - http://210.110.233.66:8081/api.link/3d_baL0KHrHeROcM_w~~.mp4 파에톤의 3D 형상과 자전 모습. 피에톤은 적도 지역이 융기된 다이아몬드에 가까운 모양(top-shape)을 띠며, 3.604시간에 한 번 시계 방향으로 자전한다. [참고 2] 용어 설명 1. 소행성 파에톤((3200) Phaethon) 소행성(Asteroid)은 행성보다 작은, 태양 주위를 공전하는 천체로, 대부분 화성궤도와 목성궤도 사이에 있는 소행성대(Asteroid belt)에 있다.  소행성 파에톤은 2022년 발사 예정인 JAXA의 데스티니 플러스 탐사선이 근접탐사 임무를 수행하게 될 대상 천체다. 또한 파에톤은 매년 12월 중순경 쌍둥이자리 유성우를 일으키는 모체로 널리 알려졌다. 즉 파에톤에서 떨어져나간 먼지와 돌조각이 유성우가 되어 떨어진다. 파에톤은 1983년 10월 영국 천문학자인 사이먼 그린(Simon F. Green)과 존 데이비스(John K. Davies)가 적외선천문위성 아이라스*의 관측 영상을 보다가 우연히 발견했으며 인공위성으로 찾은 첫 소행성으로 기록된다.  ※ 아이라스(IRAS, Infrared Astronomical Satellite) : 1983년에 적외선 영역에서 별, 은하, 태양계 천체들을 연구하기 위해 발사된 NASA의 적외선우주망원경  3200번째로 고유번호가 붙어 ‘(3200) Phaethon’이라고 불리며, 임시번호는 ‘1983TB’, 1983년 10월 상순 두 번째 발견된 소행성을 뜻한다. 파에톤의 지름은 약 5.8km, 자전주기는 3.6시간으로 알려져 있다. 태양계 형성 초기에 만들어져 당시에는 물과 같은 휘발성 물질이 다량 포함됐다가 그 이후 증발했을 것으로 보인다. 이 때문에 천문학자들은 파에톤을 혜성에 기원을 둔, B형(B-type) 소행성으로 분류한다. NASA의 스테레오* 위성은 지난 2009년과 2012년, 파에톤으로부터 방출된 먼지꼬리를 검출했다. 파에톤이 태양에 접근해 뜨거워지면 표면온도가 섭씨 750도까지 올라가는 것으로 예측된다.  ※ 스테레오(STEREO, Solar Terrestrial Relations Observatory) : 2006년에 태양관측 임무를 위해 발사된 NASA의 태양우주망원경 파에톤의 궤도장반경(공전궤도의 긴지름)은 1.27AU(천문단위)* 공전주기는 523.4일, 즉 1년 158일에 해당한다. 파에톤은 이심률이 큰 길쭉한 타원궤도를 공전해 수성, 금성, 지구, 화성 궤도와 차례로 만난다.   ※ 천문단위 1AU : 지구-태양 평균거리=1억 4천8백만km 파에톤은 지구와 가까운 거리(약 291만km)를 두고 지나가 지구위협소행성으로 분류된다. 태양과 가장 가까울 때 태양-파에톤 거리는 태양-수성 거리보다 짧은 0.14AU에 불과하다.  ※ 지구위협소행성(PHA, Potentially Hazardous Asteroid) : 지구에서 가장 가까울 때의 거리가 지구-달거리의 약 19.5배인 0.05AU이며 지름이 140m보다 큰 소행성  2. 데스티니 플러스의 임무 일본우주항공연구개발기구(JAXA)가 심우주 탐사기술을 시험하는 한편 소행성 파에톤을 직접탐사하기 위해 기획한 임무. JAXA는 소형우주과학 프로그램으로 준비하고 있으며 2022년 입실론 로켓으로 발사한다. 데스티니 플러스는 ‘행성 간 여행에 필요한 우주기술 실험 및 검증’ (DESTINY+, Demonstration and Experiment of Space Technology for INterplanetary voYage Phaethon fLyby dUSt science)의 약자다. 데스티니 플러스는 하야부사1호(2003~2010), 하야부사2호(2014~)에 이어 JAXA가 기획하는 세 번째 소행성 탐사임무다. JAXA가 이를 통해 달성하려고 하는 과학목표는 행성간 먼지의 기원과 특성 규명이다.  태양계 행성 간 공간에 분포하는 먼지는 유성을 일으키며 먼 과거, 지구와 같은 행성을 이루는 벽돌(building block) 역할을 했다. 행성 간 먼지는 지구에 유기물을 실어 나른 매질로 우리 태양계의 형성과 진화뿐 아니라, 지구의 생명 발생에 중요한 역할을 했을 것으로 보인다. 데스티니 플러스 탐사선은 파에톤 접근 이전에 먼지 검출기를 이용해 행성간 먼지를 포집하고 그 물리적 특성을 밝힌다. 일단 파에톤에 접근하면 초속 30km가 넘는 빠른 속도로 소행성 파에톤을 근접통과하면서 다양한 과학탐사 활동을 펼친다. 데스티니 플러스는 먼지 검출기(DDA, DESTINY Dust Analyzer)를 이용해 파에톤에서 분출되는 먼지의 특성을 분석하는 한편, 망원카메라(TCAP, Telescopic Camera for Phaethon)와 다중밴드 카메라(MCAP, Multiband CAmera for Phaethon)를 이용해 파에톤의 지형적 특성과 표면 반사율의 분포를 조사, 먼지가 분출되는 원리를 규명한다. 그림 3. 데스티니 플러스 탐사선 ⓒJAXA/ISAS [참고 3]  논문 및 연구팀 1. 파에톤의 자전주기와 자전축 방향, 3D 형상에 관한 연구 - 제목 : Optical observations of NEA 3200 Phaethon (1983 TB) during the 2017 apparition - 게재지 : Astronomy and Astrophysics, 2018년 11월 14일자 - 연구팀 : 김명진(한국천문연구원), 이희재(한국천문연구원, 충북대학교), 이상민(한국천문연구원, 충북대학교), 김동흔(한국천문연구원, 충북대학교), Fumi Yoshida(일본 치바공대 행성탐사연구소), Przemyslaw Bartczak(폴란드 Adam Mickiewicz 대학교), Grzegorz Dudzi?ski(폴란드 Adam Mickiewicz 대학교), 박진태(한국천문연구원), 최영준(한국천문연구원), 문홍규(한국천문연구원), 임홍서(한국천문연구원), 최진(한국천문연구원), 최은정(한국천문연구원) 외 14인 2. 파에톤 표면 물질의 균질성에 관한 연구 - 제목: Investigation of surface homogeneity of (3200) Phaethon - 게재지 : Planetary and Space Science, 2019년 1월 22일자 - 연구팀 : 이희재(한국천문연구원, 충북대학교), 김명진(한국천문연구원), 김동흔(한국천문연구원, 충북대학교), 문홍규(한국천문연구원), 최영준(한국천문연구원), 김천휘(충북대학교), 이병철(한국천문연구원), Fumi Yoshida(일본 치바공대 행성탐사연구소), 노동구(한국천문연구원), 서행자(인스페이스) [문의] ☎ 042-865-3251, 우주과학본부 문홍규 박사

■ 우리 은하를 비롯한 대부분 은하는 회전하고 있고, 고립되기보다는 다른 이웃 은하들 속에서 조화를 이루며 존재한다. 은하들은 때로 가까운 거리를 스쳐 지나가며 상호작용을 주고받기도 하는데, 그러한 상호작용이 은하의 회전에 직접적인 영향을 미친다는 관측 증거가 이번에 최초로 발견됐다. ■ 한국천문연구원 연구진은 3차원 분광 관측 자료 분석을 통해 은하의 회전 방향이 이웃 은하의 평균적인 운동 방향과 뚜렷한 상관성을 보인다는 사실을 밝혀냈다. 이러한 상관성은 최대 260만 광년 떨어진 이웃 은하들에서도 발견됐다. 은하가 1억 년에 6만 광년 정도를 이동한다고 추정할 때 은하는 약 40여 억 년 전에 다른 은하와 만났던 기억을 회전이라는 운동학적 성질로써 간직하고 있는 셈이다.  □ 은하 회전과 이웃 은하 운동의 상관성은 은하의 외곽부 회전에서 더욱 뚜렷하게 나타난다. 은하의 안쪽보다는 바깥쪽이 더 외부의 영향을 받기 쉽기 때문이다. 또한, 회전하는 은하가 어둡고 가벼울수록, 이웃 은하는 밝고 무거울수록 상관성이 높게 나타난다. 가벼운 은하일수록 외부의 영향을 받기 쉽고 반대로 무거운 이웃 은하일수록 다른 은하에게 쉽게 영향을 주기 때문이다. 이런 결과들은 운동학적 상관성이 은하와 은하 사이의 직접적인 상호작용에서 기원한 것임을 뒷받침한다. □ 연구진은 우선 3차원 분광 관측＊ 자료를 통해 정확한 회전 방향을 측정할 수 있는 400여 개 은하들을 분석했다. 3차원 분광 관측은 은하의 스펙트럼을 공간적으로 잘게 쪼개어 분석할 수 있게 해주는 최신 관측 기법이다. 이렇게 분석된 은하들의 회전축을 나란히 정렬하여 주변에 위치한 이웃 은하들의 운동방향 분포를 모두 겹쳐보았다. 그 결과, 관찰자인 우리에게서 멀어지고 있는 운동과 가까워지고 있는 운동을 구분해 은하의 회전 방향이 이웃 은하의 평균적인 운동 방향과 뚜렷한 상관성을 보인다는 사실을 알아냈다.     ＊ 3차원 분광 탐사관측 : 분광 관측이란 천체에서 나오는 빛의 스펙트럼을 관측해 천체의 구성성분을 조사하는 방법이다. 기존의 분광 관측이 하늘의 한 지점에서 빛을 받았다면, 최근에 개발된 3차원 분광 관측기기를 이용하면 하늘의 특정 2차원 면에 걸쳐서 스펙트럼을 얻을 수 있다. 즉 x, y 그리고 파장 3차원을 가진 데이터를 얻을 수 있다.  □ 이번 연구에 사용한 관측 자료는 칼리파(CALIFA, Calar Alto Legacy Integral Field Area Survey) 데이터로, 이는 독일과 스페인이 공동 운영하는 칼라 알토 천문대(Calar Alto Observatory)에서 공개 제공하는 3차원 분광 탐사관측 자료이다.  □ 은하들 간의 상호작용은 회전과 같은 운동성 외에도 많은 흔적을 남긴다. 은하를 구성하는 별들의 나이 분포를 바꿔놓기도 하고 은하의 전체적인 형태가 크게 바뀌기도 한다. 그러나 이러한 성질들은 오랜 시간이 지나면서 다시 변하게 된다. 상호작용으로 인해 새로운 젊은 별들이 탄생하더라도 시간이 지나면 그 별들은 결국 늙어가게 된다. 은하의 형태 또한 상호작용 직후 다소 복잡해지지만, 많은 시간이 흐르면 더 무디고 단순한 모양으로 변하게 된다. □ 이에 비해 어떤 물체가 회전하는 정도를 나타내는 각운동량은, 에너지와 같이 본질적으로 보존되는 물리량이다. 일단 외부의 영향을 받아 각운동량의 변화가 발생하면 다시 추가적인 외부 영향이 있기 전까지 그 계(system)가 가진 각운동량은 아무리 긴 시간이 흘러도 그대로 유지된다. 이 때문에 은하의 운동학적 특성을 이해하고 기원을 추적하는 것이 은하의 진화 과정을 규명하는 중요한 단서가 된다. □ 연구진은 이러한 운동학적 연구를 더욱 확장하기 위해, 오스트레일리아 천문대에서 최대 3만여 개 은하들을 대상으로 진행하고 있는 차세대 대규모 3차원 분광 탐사관측 프로젝트인‘헥터(Hector)’ 참여를 추진 중이다.  □ 이번 연구를 이끈 한국천문연구원 광학천문본부 이준협 박사는 “지금까지는 은하가 놓여있는 다양한 환경에 따라 은하가 얼마나 빠르게 회전하는지에 초점을 둔 연구들이 많았고, 은하의 회전축과 회전 방향을 결정하는 요인에 관한 연구는 최근에서야 주목받는 연구 주제”라며 “은하의 회전 방향이 이웃 은하의 운동 방향에 영향을 받을 수 있다는 점에 착안해 새로운 연구 성과를 내놓을 수 있었다”라고 말했다.  □ 이번 연구 논문은 천문학 분야 최상위급 학술지인 미국 천체물리학저널 (The Astrophysical Journal) 2월 10일자에 실렸다.  그림 1. 대표적인 충돌 은하인 부자은하, M51의 모습.  M51의 나선팔 끝에 동반 은하인 NGC 5195가 있다. NGC 5195는 M51을 스쳐 지나가면서 서로의 인력으로 팔이 연결되었다. 이처럼 이웃 은하들은 때로 가까운 거리를 스쳐 지나가며 상호작용을 주고받기도 하는데, 그러한 상호작용이 은하의 회전에 직접적인 영향을 미친다는 관측 증거를 이번에 최초로 발견했다. (사진 출처: CAHA, Descubre, DSA, OAUV) 그림 2. 은하의 회전과 이웃 은하 운동의 상관관계 분석 결과 요약. 빨간 박스 속 그림은 한 은하의 회전 방향을 보여준다. 빨간 부분은 관찰자인 우리로부터 뒤로 멀어지는 운동을 의미하고 파란 부분은 우리에게 가까이 다가오고 있는 운동을 뜻한다. 그 위에 겹쳐 그려진 것은 한 은하 내부의 밝기 분포를 등고선 형태로 나타낸 등광도 곡선이다. 이렇게 400여 개의 은하 회전축을 나란히 정렬한 뒤 그 좌우에 분포하는 이웃 은하들의 운동을 누적해서 나타낸 것이 (X자로 분할된) 큰 검은색 박스 속 그림이다. 각각의 동그라미가 하나의 이웃 은하이며, 동그라미가 클수록 밝고 무거운 은하를 나타낸다. 빨간색이 짙을수록 우리에게서 빠르게 멀어지고 파란색이 짙을수록 우리에게 빠르게 다가온다. 평균적으로 오른쪽 이웃 은하들이 멀어지고 왼쪽 이웃 은하들이 가까워진다면 중심에 정렬한 400여개 은하들의 회전 방향과 이웃 은하들의 평균 운동 방향이 일치한다고 말할 수 있다. (단, 어디까지나 평균적 움직임을 말하는 것이므로 개별적으로는 그 흐름에서 벗어나는 이웃들도 다수 존재할 수 있다.) 아래쪽 그래프는 좌우 거리에 따른 이웃 은하들의 누적 평균 속도 분포를 보여준다. 양의 값은 우리에게서 멀어지는 속도, 음의 값은 우리에게 다가오는 속도를 의미한다. 왼쪽 이웃 은하들은 평균적으로 다가오고 오른쪽 이웃 은하들은 평균적으로 멀어짐을 확인할 수 있다.  [참고 ] 용어 설명 3차원 분광 관측 : 분광 관측이란 천체에서 나오는 빛의 스펙트럼을 관측해 천체의 구성성분을 조사하는 방법이다. 기존의 분광 관측이 하늘의 한 지점에서 빛을 받았다면, 최근에 개발된 3차원 분광 관측기기를 이용하면 하늘의 특정 2차원 면에 걸쳐서 스펙트럼을 얻을 수 있다. 즉 x, y 그리고 파장(wavelength) 3차원을 가진 데이터(date cube)를 얻을 수 있다.  21세기 천문학은 ‘3차원 분광 관측’이라는 새로운 관측기술을 통해 은하의 회전과 같은 운동학적 성질 및 은하의 각 부분별 별빛의 특성을 측정하고, 그로부터 은하 진화의 비밀을 규명할 단서를 얻고 있다. 지난 10여 년간 3차원 분광 관측 연구는 세계 천문학계의 핵심 트렌드로 자리 잡아 왔다. 칼리파* 외에도 다양한 3차원 분광 탐사관측이 이루어졌고, 그 결과물을 이용한 은하 운동학 연구도 다수 수행되었다.    * 칼리파(CALIFA, Calar Alto Legacy Integral Field Area Survey)   : 독일과 스페인이 공동 운영하는 칼라 알토 천문대(Calar Alto Observatory)에서 공개 제공하는 3차원 분광 탐사관측 자료.      http://califa.caha.es/ 각운동량 : 어떤 물체가 회전하면서 갖게 되는 에너지를 나타내는 물리량이다. 물체를 구성하는 물질들이 회전의 중심점으로부터 얼마나 멀리 떨어져 있는지, 얼마나 무거운지, 얼마나 빠르게 움직이는지에 따라 결정된다. 외부의 영향을 받지 않는 고립된 계(system)에서 각운동량은 보존되는 물리량이며, 이러한 성질을 이용하는 대표적인 발명품으로는 언제 어디서나 항상 일정한 방향만을 가리키도록 고안된 자이로스코프가 있다. [참고 ]  연구팀 및 논문 ○ 연구팀 (저자순위 순) - 이준협 (한국천문연구원 은하진화그룹 선임연구원)  - 박민아 (과학기술연합대학원대학교 박사과정) - 이혜란 (과학기술연합대학원대학교 박사과정) - 송현미 (한국천문연구원 은하진화그룹 박사후연구원) ○ 논문 - 제목: Galaxy Rotation Coherent with the Motions of Neighbors: Discovery of Observational Evidence - 게재지 : The Astrophysical Journal, vol. 872, 78 [문의] ☎ 042-865-2119, 광학천문본부 은하진화그룹 이준협 박사

■ 한국천문연구원은 차세대 소형위성 1호 과학 탑재체인 광시야 적외선 영상 및 분광 관측을 동시 수행할 수 있는 근적외선 영상/분광기(이하 NISS, Near-infrared Imaging Spectrometer for Star formation history)를 개발해 이로부터 얻은 초기 영상들을 공개했다.  또한 그동안 축적한 적외선 우주 관측 기술과 국제협력을 바탕으로 미국 NASA에 제안한 전천 적외선 영상/분광 탐사를 위한 적외선 우주망원경 SPHEREx(Spectro-Photometer for the History of the Universe, Epoch of Reionization, and Ices Explorer)가 최종 선정돼 천체물리학  분야에 새로운 대규모 관측 자료들을 제공할 예정이다.  □ 한국천문연구원이 개발한 NISS는 세계 최초로 광시야로 적외선 분광과 영상을 동시에 관측할 수 있는 우주망원경이다. 이 우주망원경은 차세대 소형위성 1호의 과학탑재체로 지난 12월 미국 스페이스 X사 로켓을 통해 발사됐다. NISS는 100평방도 이상의 넓은 하늘 영역에서 저분산 분광과 영상 자료를 동시에 얻는 적외선 영상 분광 관측을 수행 중이다.  □  NISS는 현재 분광 장비 테스트, 시험 영상 촬영 등 초기 성능 검증을 위한 운영이 진행 중이다. 초기 운영 이후에는 주요 관측 임무인 가까운 은하와 우리 은하 내에서의 별 탄생 연구, 적외선 우주배경복사 연구 등에 활용될 예정이다. □  특히 한국천문연구원은 NISS 개발 경험을 바탕으로 확보한 적외선  우주관측기술을 활용해 미국 캘리포니아 공과대학(Caltech, 주관기관)과 함께 NISS의 개념을 확장한 전천 적외선 영상/분광기 SPHEREx를 NASA   중형미션(프로젝트 전체 예산 규모 약 2천 800억 원)으로 제안했다. 그 결과 NASA는 2월 14일(한국시간) 새벽, 차기 중형 프로젝트로 SPHEREx를 최종 승인했다고 발표했다. 이 프로젝트의 국제협력 파트너는 한국이 유일하다.  □  SPHEREx는 NISS와 같은 적외선 영상 분광 기술을 이용해 전 우주에 대해 영상과 분광 관측을 동시에 수행하면서 약 14억 개 천체들의 개별적인 분광 정보를 획득하게 된다. 이를 통해 거대 우주구조, 적외선 우주배경복사의 기원, 생명의 기원이 되는 우리 은하 안의 얼음분자 탐사와 같은 주요 과학 연구를 수행할 예정이다. 특히, 기본적인 분광 정보를 확인한 특이 천체들은 한국이 개발에 참여하고 있는 거대마젤란망원경(GMT, Giant Magellan Telescope)과 운영에 참여 중인 아타카마 대형 밀리미터 및 서브밀리파 간섭계(ALMA, Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)를 활용해 후속 연구를 진행할 계획이다.  □  NISS 개발 및 SPHEREx 국제협력을 주도하고 있는 한국천문연구원  정웅섭 박사는 “한국에서 개발된 적외선 우주 관측 기술로 구현된 우주 관측기기를 활용한 과학연구가 진행됨과 동시에 미국 NASA의 주요 우주개발 활용 로드맵인 중형 우주 미션에서도 기술적으로 활용된다는 점에서 이번 NISS 개발, 발사 및 성공적인 초기 성능 확인은 큰 의의가 있다”라며 “NASA 중형 미션으로 선정된 SPHEREx가 전 하늘영역에서 적외선 영상/분광 탐사가 이루어진다면, 천문연이 참여하고 있는 거대 지상 관측 프로젝트들과의 시너지를 기대할 수 있다”라고 설명했다. 아울러 한국천문연구원 이형목 원장은 “천문연이 관련 연구를 지난 10여 년 이상 꾸준히 추진해 온 노력의 산물로서 한국의 우주망원경 개발 능력이 매우 높은 수준에 올라와 있음을 보여주는 것이다”라고 말했다.   그림 1. NISS의 비행모델 설계, 단면도 및 광경로(위)와 실제 개발된 NISS가 차세대 소형위성 1호 (NEXTSat-1)에 조립된 모습 및 외부은하에 대한 적외선 영상분광 관측으로 얻게 되는 예상 영상(아래) 그림 2. 삼각형 은하에 대해 우주망원경 허블로 촬영한 영상(좌)(사진제공: 미국 NASA)과 NISS(우)로 얻은 영상 비교. NISS 영상의 경우, 1.0, 1.35, 1.7μm(마이크로미터) 영역 밴드에서 합성한 RGB 영상이다. 단파장 1.0μm 영역(푸른색)에서 더 젊은 별들이 탄생해 중앙 지역이 더 밝게 보이고, 장파장 영역(붉은색)에서는 별 탄생이 일어나는 나선 구조를 명확히 보여주고 있다. 그림 3. 오리온성운에 대해 지상망원경 2MASS 근적외선으로 촬영한 영상(좌)(사진제공: 미국 매사추세츠대학 및 칼텍)과 NISS(우)로 얻은 영상 비교. NISS 영상의 경우, 1.0, 1.35, 1.7μm 영역 밴드에서 합성한 RGB 영상이다. 별 탄생이 활발한 지역이기 때문에, 장파장 영역(붉은색)에서 성운 구조가 명확히 보이는 것을 알 수 있다. 그림 4. NASA 중형 미션으로 선정된 전천 적외선 영상/분광기 SPHEREx 상상도(위)와 적외선 영상/분광 탐사로 얻을 수 있는 예상 적외선 영상들(아래) [문의] ☎ 042-865-3204, 우주과학본부 정웅섭 박사 ..

■ 한국천문연구원은 제27회 천체사진공모전을 개최하고, 3월 11일까지 천체사진 및 콘텐츠를 공모한다.  □  천체사진공모전은 아름답고 신비한 천체사진 및 그림, 동영상 등의 콘텐츠를 통해 인류의 유산이라 할 수 있는 천문학에 대한 공감대를 확산시키고자 매년 실시되고 있다. 특히 올해는 국제천문연맹(IAU, International Astronomical Union) 창립 100년으로, 수상 작품들에게 더욱 의미 있는 공모전이 될 것으로 기대한다. □  대한민국 국민이면 누구나 참가할 수 있으며, 공모 분야는 심우주(Deep sky)·태양계·별자리 및 풍경 등의 지구와 우주 분야로 나뉜다. 공모 작품은 간행물에 발표되거나 다른 공모전에 당선되지 않은 것이어야 한다.  □  수상자들에게는 총 1천만 원의 상패와 상금이 수여된다.  □  접수 요령은 3월 11일까지 한국천문연구원 홈페이지를 통해 접수하면 된다. 심사 후 3월 중에 당선작을 발표할 예정이다. □  공모전에 관한 보다 자세한 사항은 한국천문연구원 홈페이지( https://www.kasi.re.kr/kor/education/pageView/353)에서 확인할 수 있다.  제26회(지난해) 천체사진공모전 대상 수상작 : 우주 수채화, 전영준

■ 한국천문연구원은 1월 14일(월)부터 1월 18일(금)까지 대전에 위치한 본원에서 전국 초?중?고등 교원을 대상으로 2019년 동계 교원천문연수를 실시한다.  □ 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 6,100여 명의 교원들이 이수했다. □ 한국천문연구원 소속 천문학자들이 직접 강의를 진행한다. ‘한국의 천문학’ 및 ‘전통천문학’ 등 이론 강연은 물론 ‘천체망원경 사용법’, ‘밤하늘 관측법과 별자리 찾기’, ‘태양 관측 및 흑점 촬영’ 등 다양한 실습도 함께 진행한다. 참가자들은 ‘외계행성 탐색’, ‘빛 공해’ 등 최신 천문학계 이슈에 대한 정보도 접할 수 있다.    □ 교원천문연수의 자세한 안내는 한국천문연구원 홈페이지(https://www.kasi.re.kr/kor/education/pageView/124)를 통해 확인하면 된다.  지난해 교원천문연수 사진 [문의] ☎ 042-865-2015, 대국민홍보팀 조아인