3월 3일 정월대보름날 개기월식 천문현상  - 개기월식 최대식 시각은 20시 33분 42초-  ■ 한국천문연구원은 3월 3일 달이 지구의 본그림자에 완전히 가려지는 개기월식이 일어난다고 예보했다. 이번 개기월식은 날씨가 좋다면 우리나라의 모든 지역에서 달이 뜬 이후부터 전 과정 관측이 가능하다. ☐ 개기월식은 지구 반그림자에 달이 들어가는 반영식을 시작으로, 달이 지구 본그림자에 일부분 가려지는 부분식이 18시 49분 48초에 시작된다. 달이 지구 그림자에 완전히 들어가는 개기식은 20시 4분에 시작되며, 20시 33분 42초에 최대가 된다. 21시 3분 24초에 개기식이 종료되며, 이후 부분식은 22시 17분 36초에 끝이 난다. 이번 월식은 동아시아, 호주, 태평양, 아메리카에서 관측할 수 있다.  ☐ 달이 지구 그림자에 가장 깊게 들어가는 ‘최대식’ 시각은 20시 33분 42초인데, 이때 달의 고도가 약 24도로 동쪽 하늘에서 관측이 가능하다. 개기식 시작인 20시 4분부터 21시 3분 24초까지 약 1시간 동안은 지구 대기를 통과한 태양 빛 때문에 평소보다 어둡고 붉은 달을 볼 수 있다.  ☐ 우리나라에서 볼 수 있는 월식은 지난해 9월 8일에 개기월식이 있었고, 앞으로 2028년 7월 7일에 부분월식이 있을 예정이다. 우리나라에 볼 수 있는 다음 개기월식 달은 2028년 12월 31일에 뜬다. 한편, 정월대보름날 개기월식인 것은 1990년 2월 10일 이후 36년만이다. (보도자료 끝. 참고 그림 및 설명 있음.) [참고 사진]  그림 1. 2026년 3월 3일 개기월식 달의 위치도 그림 2. 2026년 3월 3일 개기월식 진행도 그림 3. 개기월식(2025.9.8., 한국천문연구원 전영범 책임연구원 촬영)

“우리나라 대표 천체사진공모전 시작” - 제34회 천체사진공모전, 접수 3월 10일까지 ■ 한국천문연구원(원장 박장현, 이하 ‘천문연’)은 제34회 천체사진공모전을 개최하고, 23일부터 3월 10일까지 천체사진 및 동영상을 공모한다.  □ 천체사진공모전은 아름답고 신비한 천체사진 및 동영상 등의 콘텐츠를 통해 인류의 유산이라 할 수 있는 천문학에 대한 공감대를 확산시키고자 매년 실시되고 있다.  □ 이번 공모전은 누구나 참가할 수 있으며, 공모 분야는 심우주(Deep sky)·태양계·지구와 우주 분야로 나뉜다. 공모 작품은 다른 공모전에 당선되지 않은 것이어야 한다. 올해는 특히 촬영자의 의도와 연출 스토리 등 해설 내용도 심사 시 고려될 예정이다.  □ 수상자들에게는 상패와 총 1,200만 원의 상금이 수여된다. 대상에는 우주항공청장상이 수여되며, 천체사진공모전 수상작은 다양한 홍보물과 2027년 천문력 등에 활용된다. □ 접수 요령은 3월 10일까지 한국천문연구원 홈페이지를 통해 작품을 제출하면 된다. 심사 후 4월 말 당선작을 발표할 예정이다. □ 공모전에 관한 보다 자세한 사항은 한국천문연구원 홈페이지(과학문화-천체사진공모전 코너)에서 확인할 수 있다.  [참고] 제33회(지난해) 천체사진공모전 대상 수상작

깜빡이는 전파 신호로 30억 광년 우주 잰다 - 고적색이동의 블레이자 활용한 우주에서의 거리결정법 최초 검증 성공 ■ 우주를 이해하는 데 가장 중요한 것은 천체까지 거리를 측정하는 것이다. 우주에서 우리은하를 벗어나 다른 은하까지의 거리를 측정하는 대표적인 방법은 고유 밝기를 알고 있는 ‘표준촛불(standard candle)’과 고유 크기를 알고 있는 ‘표준척도(standard ruler)’를 이용하는 것이다. 고유 밝기를 알고 있는 천체가 있다면, 지구에서 얼마만큼 희미해 보이는지 겉보기 밝기만 알아도 그 천체까지의 거리를 측정할 수 있다. 또한 고유 크기를 알고 있는 천체의 겉보기 각크기를 알면 그 천체까지의 거리를 측정할 수 있다. ■ 한국천문연구원(원장 박장현, 이하 ‘천문연’) 이상성 박사가 이끄는 연구팀은 미국 초장기선간섭계(이하 VLBA, Very Long Baseline Array)의 15년 관측자료 등 장기간 축적된 전파 관측자료를 활용해 우주에서 가장 밝은 천체 중 하나인 활동은하핵(AGN, Active Galactic Nucleus)의 밝기 변화와 그 밝기가 변하는 영역의 각크기 그리고 고유 밝기를 통해 우주 거리를 정확히 측정할 수 있음을 검증했다. ☐ 우주에는 먼 거리에서 밝은 천체들이 존재하며, 그중 하나가 활동은하핵이다. 이는 다양한 파장에서 대량의 에너지를 방출하는 특별한 활동성이 보이는 은하의 중심 영역을 말하는데 태양 질량의 백만 배에서 수십억 배 질량에 이르는 초대질량블랙홀이 존재한다고 알려져 있다. 초대질량블랙홀이 주변 물질을 빨아들이고 그 과정에서 부착원반을 형성하며 그 중심에서 원반의 수직 방향으로 물질을 내뿜는 제트가 형성된다. 이 제트는 빛의 속도에 가깝게 빠르게 분출되며 아주 강한 복사에너지를 방출한다.  ☐ 2020년 5월 22일 천문연 보도자료*에 따르면, 현 세종대 물리천문학과 제프리 호지슨 교수(전 한국천문연구원 선임연구원)와 이상성 박사가 이끌던 연구팀은 가까운 AGN ‘3C 84’의 거리 측정에 성공했다. 3C 84는 상대론적 밝기 증폭이 거의 없어, 표준척도로 활용할 수 있었다. 그러나 AGN의 여러 분류 중 하나인 블레이자(Blazar)**는 강한 상대론적 밝기 증폭 때문에 표준척도로 활용할 수 없다. 본 연구팀은 표준촛불과 표준척도를 동시에 사용하여 상대론적 효과를 상쇄시키는 방법으로 고적색이동 블레이자의 거리 측정에 성공했다.* 2020년 5월 22일 보도자료: https://www.kasi.re.kr/kor/publication/post/newsMaterial/28466** 블레이자: 은하 중심의 초대질량블랙홀에서 엄청난 에너지를 뿜어내는 플라즈마 제트류가 지구를 향하고 있는 활동은하핵의 일종. 제트 방향이 지구를 향할수록 상대론적 효과는 더 강해진다. ☐ 연구진은 약 15년간의 VLBA 관측자료와 12년간의 오웬스밸리 전파망원경(OVRO) 자료를 분석해 지구에서 약 30억 광년 떨어진 블레이자 ‘TXS 0506+056’의 거리를 정밀하게 측정했다. TXS 0506+056은 강한 상대론적 밝기 증폭 효과 덕분에 먼 거리에서도 매우 밝은 전파원이며, 최초로 고에너지 중성미자가 검출된 활동은하핵이기도 하다. 이러한 특성 때문에 우주 구조와 팽창을 연구하는 데 중요한 관측 대상으로 꼽혀왔다. 연구팀은 특히 중성미자 검출 이후 전파 밝기가 급격히 증가하는 전파 폭발(flare) 현상에 주목해, 밝기 변화 속도와 방출 영역의 각크기를 바탕으로 천체까지의 거리를 계산했다. □ 그 결과, 전파 폭발은 블레이자 중심부에서 발생하며, 이 폭발이 최대 밝기에 도달하는 시점의 관측값을 이용할 때 가장 정확한 거리 측정이 가능하다는 사실을 확인했다. 이를 통해 계산된 TXS 0506+056의 거리는 약 30.7억 광년으로, 현재 우주론 표준모형(ΛCDM 모델)이 예측하는 거리와 오차 범위 내에서 매우 잘 일치했다.    연구팀은 또한 전파 밝기 변화가 여러 폭발의 신호가 섞여 나타날 수 있기 때문에, 이를 세분화해 정밀 분석하는 과정이 거리 측정의 신뢰도를 크게 높인다고 설명했다. 실제로 전파 폭발 신호를 분해해 얻은 시간 척도를 활용했을 때, 우주론 표준모형과 더욱 일관된 결과를 얻을 수 있었다. □ 이번 연구 제1저자인 한국천문연구원/UST 송찬우 연구원은 “상대론적 효과 때문에 매우 먼 거리에서도 밝게 보이는 대신 관측값이 왜곡될 수 있는 블레이자를 거리 측정 수단으로 사용 가능함을 확인했으며, 앞으로 여러 밝은 고적색이동 블레이자 천체들을 대상으로 추가 검증을 시도할 것”이라고 전했다. □ 이상성 박사는 “앞으로 수행할 연구에서는 한국천문연구원에서 운영하는 초장기선간섭계인 한국우주전파관측망(KVN, Korean VLBI Network)을 활용해 더 먼 우주에 존재하는 은하까지의 거리측정에 도전할 것이다”며 “이는 우주론 모형을 검증할 수 있는 새로운 열쇠가 되어 우주의 끝을 밝힐 수 있을 것”이라고 말했다.  ☐ 연구진은 더욱 먼 활동은하핵까지의 거리를 측정하고 표준촛불 및 표준척도로서의 활용 가능성을 검증해나갈 예정이다. 또한 후속 연구를 위해 한국천문연구원에서 운영하는 KVN을 호주, 스페인, 이탈리아 등의 전파망원경들과 연계해 미국의 VLBA를 능가하는 고해상도 국제 전파관측망을 구축할 계획이다. ☐ 한편 본 연구는 Astronomy & Astrophysics 2026년 2월호에 게재됐다. (보도자료 끝. 참고자료 있음.)   - 블레이자 TXS 0506+056의 전파 영역 사진 그림 1. 2023년 7월 1일 전파 영역(약 2cm 파장)에서 촬영한 블레이자 TXS 0506+056의 사진. 십자가들은 15년 동안 기록된 중심핵과 제트의 위치이며, 십자가의 크기는 위치의 오차 범위다. 원들은 2023년 7월 1일 기준 중심핵과 제트가 차지하는 영역의 추정 각크기다. 분해 가능 영역(Beam)은 해당 이미지가 이보다 큰 영역을 구분하는 해상도를 가지고 있음을 나타낸다. 단, 잡음 대비 신호가 충분히 강하다면 이보다 작은 영역도 구분할 수 있다. 각도 단위 1mas(milli-arcsecond)는 1/3600000도에 해당한다. Jy (Jansky)는 선속밀도 단위이며, 1등성의 선속밀도가 약 1446Jy에 해당한다. 전파의 세기는 선속밀도를 Beam을 나눈 값(Jy/Beam)으로 나타낸다. - 시간에 따른 블레이자 TXS 0506+056 중심핵의 밝기 변화와 폭발 그림 2. 블레이자 TXS 0506+056의 15년 동안 시간에 따른 중심핵 밝기 변화와 발생한 폭발. 총 5번의 폭발이 검출되었으며, 이들 중 가장 강한 폭발 4를 최적의 거리 측정 결과에 이용했다. 폭발 4는 전파 선속밀도가 2.7배 상승하는데 약 125일 걸리며, 최대 1.61Jy 상승했다. Modified Julian Day는 1858년 11월 17일 자정을 기점으로 현재까지 며칠이 지났는지를 나타낸다. - 우주 거리 사다리(Cosmological distance ladder): 천문학에서는 무엇보다 광활한 우주에서 천체를 발견하고, 그 천체까지의 거리를 구하는 것이 매우 중요하다. 천문학에서는 가까운 곳에서 표준척도나 표준촛불을 찾아내서 더 멀리 떨어진 천체까지를 측량해나가는 측량 체계를 ‘우주 거리 사다리’라고 한다. 태양계 내에서는 레이더와 비례식으로 시작해서 조금 더 먼 거리는 연주시차로, 마지막으로는 허블-르메트르 법칙까지, 이러한 다양한 거리측정법들을 통해 천체까지의 거리를 측정하고 이 거리는 우주를 연구하는 데에 가장 기본적이지만 중요한 단서가 된다. 그림 3. 우주의 거리를 측정하는 우주 거리 사다리. - 표준촛불(또는 표준촉광): 표준촛불은 그 고유 밝기를 알고 있는 천체로서, 겉보기 밝기를 측정하면 그 겉보기 밝기가 고유 밝기에 비해 거리의 제곱에 반비례해 어두워지는 물리적 원리를 이용하여 매우 정확하게 거리를 측정할 수 있는 천체이다. 제Ia형 초신성, 신성, 구상성단, 세페이드 변광성 등이 그 예이다. 인류가 발견한 표준촛불들은 하나같이 우주에 대한 인류의 이해를 확장하는 데 큰 역할을 했다. 겉보기 밝기의 변화 주기와 고유밝기의 상관관계가 잘 알려진 세페이드 변광성(Cepheid variables)을 이용해 1923년 에드윈 허블(Edwin Hubble)은, 우주에는 우리은하를 넘어 무수히 많은 외부 은하가 존재하고, 우주는 또한 팽창하고 있다는 혁명적인 지식을 인류에게 선사했다. 또한 1990년대에 과학자들은 표준촛불로 가장 먼 거리를 잴 수 있는 제Ia형 초신성(Type Ia supernovae)을 분석해 초신성들이 우주의 팽창 속도에 비해 밝기가 더 어둡다는 것을 밝혔다. 이를 통해 우주가 가속팽창하고 있다는 가설의 관측적 증거를 제시했다. 이 획기적인 연구 결과를 발견한 솔 펄무터(Saul Perlmutter), 브라이언 슈미트(Brian Schmidt), 애덤 리스(Adam Riess)는 2011년 노벨물리학상을 받았다.  그림 4. 표준촛불 원리. 빛의 밝기(I)는 광원으로부터 거리(r) 제곱에 반비례한다.  광원이 2배 만큼 더 멀어지면 밝기는 4배 어두워진다.  표준촛불 원리를 이용하면 고유 밝기를 알고 있는 천체까지의 거리를 구할 수 있다. - 표준척도: 표준척도는 그 크기를 알고 있는 천체 또는 천체구조로서, 그 각크기를 측정하면 각크기가 실제 거리에 반비례하여 작아지는 물리적 원리를 이용해 매우 정확하게 거리를 측정할 수 있는 천체이다. 마치 불꽃놀이에서 불꽃의 폭발 지점까지의 거리를 계산하는 것과 같은 원리이다. 불꽃이 폭발 시점에서 최대 밝기까지 걸리는 시간과 불꽃이 팽창하는 속도를 관측한다면 불꽃의 최대 크기를 계산할 수 있다. 이렇게 계산된 최대 각크기를 실제 눈으로 관측한 불꽃의 겉보기 각크기와 비교하면 불꽃이 폭발한 지점까지의 거리를 계산해낼 수 있는 것이다. 그림 5. 표준촛불과 표준척도의 개념도 - 활동은하핵(Active Galactic Nucleus 또는 AGN): 활동은하핵은 우주에 분포하고 있는 외부 은하 중 모든 파장대 혹은 특정 파장대에서 매우 밝은 광도를 보이는 은하의 중심 영역을 말한다. 이러한 활동은하핵이 존재하는 은하를 활동은하(Active Galaxies)라고 부른다. 활동은하핵은 우주에서 가장 밝은 천체로 꼽히기 때문에 먼 우주에 있는 천체까지도 관측이 가능하다는 점에서 현대 천문학에서 매우 중요한 연구 대상이다. 활동은하핵의 활동성은 주로 은하 중심부에 위치한 초대질량블랙홀의 존재와 관련이 깊다. 태양 질량의 수백 만 배에서 수십 억 배 질량을 가진 이 초대질량블랙홀은 주변 물질을 중력으로 끌어들여 부착원반(accretion disk)을 형성하면서 온도가 올라가게 되어 매우 많은 에너지를 빛으로 방출한다. 이 과정에서 일부 물질들은 블랙홀의 자전축을 중심으로 원반에 수직한 방향으로 빠르게 분출되는데 이를 제트(jet)라고 한다. 이 제트의 물질들은 상대론적인 속도 즉, 빛의 속도에 가깝게 분출된다. 이 제트는 일부 에너지를 빛으로 방출하는데, 그 빛의 스펙트럼은 전파영역에서 감마선 영역에 이른다. 또한 이러한 제트는 분출될 때 운동에너지가 매우 커서 수천 광년 이상 멀리 뻗어져나간다.  - 초대질량블랙홀(supermassive black hole): 초대질량블랙홀은 현재까지 관측된 가장 무거운 블랙홀로서 질량이 대략 태양 질량의 수백 만 배에서 수십 억 배 사이인 블랙홀이다. 아직까지 초대질량 블랙홀이 어떻게 만들어지는가에 대한 이론은 잘 정립되어 있지 않다. 무거운 별의 진화 마지막 단계에 중력 붕괴로 인해 생성된 별질량블랙홀(stellar-mass black hole)과는 달리 초대질량블랙홀은 은하의 중심에 위치하고 있다. 우리은하를 비롯한 대부분 무거운 은하의 중심에는 초대질량블랙홀이 있다. 우리은하의 경우 은하의 중심지역인 궁수자리A*(Sagittarius A*)에 초대질량블랙홀이 존재하는 것으로 알려져 있다. 초대질량블랙홀은 보통 에너지를 많이 방출하지 않고 조용하게 존재하지만 주변 물질이 유입되는 경우에는 부착원반(accretion disk)을 형성하면서 매우 많은 에너지를 방출한다. 이것이 퀘이사 혹은 활동은하핵(AGN)의 물리적 기원이다. - 초장기선 전파망원경배열(VLBA, Very Long Baseline Array): 하와이부터 버진아일랜드까지 미국 전역에 분포한 초장기선 전파간섭계(VLBI, Very Long Baseline Interferometry) 관측망이다. VLBI는 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 더 높은 해상도를 얻을 수 있기 때문이다. VLBI를 이용하면 허블 우주망원경, 스바루 망원경 등 대형 광학망원경보다 수십 배 이상의 높은 해상도로 천체를 관측하는 것이 가능하다. VLBA 간섭계는 총 10개의 지름 25m의 전파망원경으로 구성되어 있다. 이들 안테나의 전체 배열 길이는 약 8,000km로서 0.3~90GHz 주파수에서 고분해능으로 먼 우주의 다양한 천체를 관측할 수 있다. ○ 연구팀 - 송찬우 (한국천문연구원/과학기술연합대학원대학교(UST) 연구원) - 이상성 (한국천문연구원 책임연구원, 과학기술연합대학원대학교 교수) - 강신철 (한국천문연구원 박사후연구원) - 정위연 (한국천문연구원 박사후연구원) ○ 논문  - 게재지 : Astronomy & Astrophysics 2026년 2월호  - 제목 : A distance measurement for blazar TXS 0506+056 using its radio variability and very long baseline interferometry images - 저자 : 송찬우, 이상성, 강신철, 정위연

우주망원경 스피어엑스,  외계서 온 혜성 3I/ATLAS 유기분자 분출 포착   - 근일점 이후 급격한 밝기 증가…성간혜성의 물과 유기물질 방출 과정 규명 - 한국이 데이터 분석 주도…외계행성계 형성과 구성에 대한 단서   □ 한국천문연구원(원장 박장현, 이하 ‘천문연’)과 나사(NASA)가 공동 개발한 우주망원경 스피어엑스*가 외계에서 온 성간혜성 3I/ATLAS**를 성공적으로 관측하고, 물과 유기물질 방출도 포착했다고 밝혔다.     *SPHEREx : Spectro-Photometer for the History of the Universe, Epoch of Reionization, and Ices Explorer     **3I/ATLAS : 지난해 7월 1일, NASA의 ATLAS 탐사망원경에 의해 발견된 혜성. 높은 이심률과 궤적 분석을 통해 태양계가 아닌 성간 기원 혜성임이 확인됐으며, 이후 여러 NASA 임무가 이를 추적 관측하고 있다.    □ 한국이 참여한 스피어엑스 국제 공동연구진은 지난해 8월 혜성 3I/ATLAS를 초기 관측하고, 같은 해 12월 후속 관측해 비교 분석했다. 그 결과, 혜성의 대기라 할 수 있는 코마(coma)에서 물, 이산화탄소, 일산화탄소, 시안화물(CN) 등의 유기분자가 검출됐다. 유기분자는 지구 생명체의 기초가 되는 물질이다. 또한 연구진은 혜성이 태양과 가장 가까워진 시점인 근일점 이후 약 두 달이 지난 뒤 밝기가 크게 증가했음을 확인했다. 이는 혜성이 물, 이산화탄소, 일산화탄소 등을 우주 공간으로 방출하면서 나타나는 전형적인 혜성 활동과 연관된 현상이다.  □ 연구를 주도한 존스홉킨스 응용물리연구소(APL)의 캐리 리스(Carey Lisse) 박사는 “지난해 12월, 혜성 3I/ATLAS는 대규모 분출 활동을 일으키며 현저히 밝아졌다”며 “혜성에서 탄소가 풍부한 물질은 표면 깊은 곳의 물 얼음 안에 갇혀 있는데, 이 분출 활동을 통해 그 물질들이 대량으로 방출됐다”고 설명했다.  그림 1. SPHEREx가 성간 혜성 3I/ATLAS에서 관측한 주요 물질이 방출된 결과를 보여준다. 각 패널은 3I/ATLAS 위치에서 지구–달 거리 약 두 배에 해당한다. 먼지 영상에서는 이 규모에서 태양 방향으로 향하는 꼬리를 동반한 배(pear) 모양의 형태가 나타나는 반면, 기체 대기(코마)는 훨씬 더 대칭적이며 거의 구형에 가까운 분포를 보인다. 이미지에는 천구 북쪽과 동쪽 방향이 표시돼 있으며, 영상 평면상에서의 속도 반대 방향(-V)과 태양 반대 방향(-⊙)도 함께 나타냈다. 노란색과 흰색 눈금 막대는 각각 지구–달 거리 1배와 5각분을 의미한다.       □ 혜성은 태양에 접근하면서 온도가 올라갈 때, 표면의 얼음이 가열돼 액체 단계를 거치지 않고 바로 기체로 변하는 승화 과정을 겪는다. 이 과정에서 방출된 가스는 혜성 핵을 둘러싼 대기인 코마를 형성한다. 다만 태양의 열이 혜성 내부로 전달되는 데 시간이 걸리기 때문에 가장 활발한 물질 방출은 근일점 이후에 나타날 수 있다. 혜성 3I/ATLAS 역시 이런 특성을 보인 사례로 분석된다. □ 스피어엑스는 8월 관측에서 이산화탄소가 풍부하고 소량의 일산화탄소와 물을 포함한 코마를 확인했다. 12월 관측에서는 더 활발하고 다양한 성분의 코마가 관측됐으며, 특히 이산화탄소 대비 일산화탄소 양이 증가한 것으로 보인다.  □ 물과 이산화탄소 같은 성분들은 지상망원경으로는 대기의 영향으로 관측하기 힘들어 우주망원경이 유리하다. 특히 이번 혜성 관측의 경우, 12월에는 코마의 크기가 커졌는데 스피어엑스가 넓은 영역을 관측 가능한 광시야 우주망원경이라 3I/ATLAS 혜성 전체를 정밀하게 담아낼 수 있었고, 다양한 유기물질의 방출 정보를 얻을 수 있었다.   □ 본 연구에서 데이터 처리와 계산 등 주도적인 역할을 한 박윤수 한국천문연구원 선임연구원은 “스피어엑스가 우주 전반에 대한 전례 없는 데이터를 수집하고 있는데, 이번에는 발사 후 불과 몇 달 만에 성간 기원의 물체가 우리 태양계로 들어왔고, 스피어엑스는 이를 즉시 관측할 준비가 돼 있었다”며 “과학은 때로 이렇게 적절한 순간, 적절한 장소에서 진전된다”고 말했다.    □ 연구진은 이번 관측자료를 바탕으로 과거 등 추가 관측자료들을 모아 시간에 따른 물리적, 화학적 구성성분 변화를 분석하고, 이를 통해 태양계 혜성과 성간 혜성 간의 공통점과 차이점을 비교함으로써 외계 행성계와 지구의 형성 과정을 밝히는 연구를 지속해나갈 예정이다.    □ 천문연 박장현 원장은“한국 과학자들이 스피어엑스의 주요 과학 임무 및 자료처리에 참여할 뿐만 아니라, 관측 데이터의 과학적 분석에서도 중요한 역할을 수행해 성과를 냈다”고 말했다.   □ 이번 결과는 지난 3일 미국천문학회 연구 노트(Research Notes of the American Astronomical Society)에 게재됐다.     한편, 스피어엑스 임무는 나사 제트추진연구소(JPL)가 총괄하며, 캘리포니아공과대학이 운영하는 데이터 센터인 IPAC에서 데이터 처리와 아카이브를 담당한다. 과학 분석에는 한국천문연구원을 포함해 미국, 한국, 대만 등 13개 기관의 연구진이 참여하고 있으며, 관측 데이터는 전 세계 연구자와 일반 대중에게 무료로 공개된다. (보도자료 끝. 추가자료 있음.)  1. 3I/ATLAS 적외선 스펙트럼 2025년 12월 8-15일 동안 촬영한 혜성 3I/ATLAS의 SPHEREx 0.75-5.0 μm 영상(Lisse et al. 2026 에서 시각화를 위해 일부 업데이트). 상단에는 약 6각분 크기로 잘라낸 합성영상에 등고선을 표시한 것이다. 천구의 북극은 검은 화살표(N)로, 속도와 태양 반대 방향은 파란점선과 붉은 실선으로 표시하였다. 상단 그래프는 3I/ATLAS의 플럭스-스펙트럼을 보여준다. 분광광도 값(기호)은 관측 날짜에 따라 색상으로 구분했다(우측 색상 막대). 1.083 μm 부근의 분광광도는 지구 외기권 헬륨방출의 영향으로 심하게 오염돼 있음을 유의해야 한다. 주요 기체 성분의 분광 방출선은 식별을 위해 색상으로 구분해 표시했으며, CN(0.93μm), H₂O(2.7-2.8μm), C-H 유기물(3.2-3.6μm), CO₂(4.2-4.3μm), CO(4.7-4.8μm)를 포함한다.  2. 스피어엑스로 3I/ATLAS 스펙트럼 관측을 보여주는 동영상 아래 동영상은 스피어엑스가 스펙트럼과 영상을 동시에 얻어지는 관측을 보여주는 영상이다.  □ 논문 및 연구팀  - 논문 : SPHEREx Reobservation of Interstellar Object 3I/ATLAS in 2025 December: Detection of Increased Post-perihelion Activity, Refractory Coma Dust, and New Coma Gas Species / 미국 천문학회 연구노트 / 2월 3일  - 연구팀 캐리 리스 (Carey Lisse, 제1 저자, 존스홉킨스 응용물리센터(APL)) 박윤수 (제2 저자, 한국천문연구원 은하진화연구센터 선임연구원)  외 SPHEREx Science Team

천문연, 우주와 AI 기술 주제로 한 자리 마련 - 3일 SpaceAI 컨퍼런스 개최   ■ 한국천문연구원(원장 박장현)이 오는 3일 대전 본원에서 천문우주 분야 AI 데이터 활용 체계를 마련하기 위해 ‘2026 SpaceAI 컨퍼런스’를 개최한다.  □ 이번 컨퍼런스는 SpaceAI 프로그램*의 일환으로, 천문우주 과학 기술 분야에 인공지능 기술 활용을 확대하기 위한 활동과 성과를 공유하는 자리다. 천문우주과학 분야 이외에도 다양한 분야의 AI 전문가들을 초청해 최근 AI 연구 동향과 천문우주과학 분야에 접목할 수 있는 유용한 AI 모델 및 사례 등을 나눈다.     ※ SpaceAI 프로그램: 인공지능을 연구에 활용하고자 할 때 제약이 되는 문제를 해결하고 지원하기 위해 천문연구원이 주도하고 여러 기관의 다양한 전문가들이 자문하며 운영하는 프로그램 □ 한편, 천문연은 카이스트 SW교육센터와 공동으로 우주 분야 연구를 수행하는 AI 전문가 인력 양성을 위해 2024년부터 대학생 및 대학원생을 대상으로 ‘천문우주 AI 경진대회’를 개최해오고 있으며, 이번 컨퍼런스에서 해당 경진대회 내용도 공유될 예정이다.  □ SpaceAI 프로그램에 관한 보다 자세한 사항은 홈페이지(http://spaceai.kasi.re.kr/)에서 확인할 수 있다.

※ 우주항공청 배포 보도자료로, 공동 게시합니다. 국내개발 큐브위성(K-RadCube),  아르테미스 2호 탑재...우주비행사와 함께 우주로! - 한-미 우주 아르테미스 협력의 실질적 결실 - 2~4월 발사 예정…지구 고궤도에서 우주방사선 관측 임무 수행 【관련 국정과제】 28. 세계를 선도할 넥스트(NEXT) 전략기술 육성  우주항공청(청장 윤영빈, 이하 ‘우주청’)과 한국천문연구원(원장 박장현, 이하 ‘천문연’)은 미국 항공우주청(NASA)의 유인 달 탐사 프로젝트 아르테미스 2호에 탑재될 큐브위성(이하 ‘K-RadCube’)이 모든 지상 준비를 마쳤으며, 2~4월* 기간중에 미국 플로리다주 케네디우주센터에서 발사될 예정이라고 밝혔다.   * 발사 시도 공식 예정일 : 미국 현지시간 기준(EST) 2월 6, 7, 8, 10, 11일 / 3월 6, 7, 8, 9, 11일 / 4월 1, 3, 4, 5, 6일   NASA는 아르테미스 2호를 통해 우주발사시스템(SLS)과 오리온(Orion) 우주선의 시험 비행 임무를 수행할 예정이며, K-RadCube는 오리온 스테이지 어댑터(OSA)에 탑재되어 지구를 둘러싼 밴앨런 복사대(Van Allen Radiation Belts)의 우주방사선을 고도별로 측정할 예정이다. 관측 자료는 향후 지구-달 이동 구간에서 우주방사선이 유인 우주비행사에게 미치는 영향 분석에 활용될 예정이다.   이번 발사는 지난해 5월 체결된 한-미 이행약정(IA)에 따른 실행으로, 주관기관인 천문연은 위성 개발 및 방사선 측정 탑재체 개발과 비행 인증, 획득할 운영 데이터 관리 및 임무 종료 후의 폐기 절차를 담당한다. 또한 나라스페이스테크놀로지는 큐브위성을 개발하고, KT SAT은 운영을 담당한다. 부탑재체는 지구 고궤도 방사선 환경에서의 동작 검증을 위한 반도체 탑재로, 삼성전자, SK하이닉스가 참여했다. NASA는 K-RadCube의 탑재와 발사 등 발사 관련 기술 지원을 총괄한다.   K-RadCube는 지구 고궤도 사출 이후 해외 지상국과 초기 교신을 수행하며, 지상국 관제에 따라 임무 궤도 도달을 위한 단계별 자체 추력 기동에 돌입한다. 초기 궤도에서 근지점 고도를 약 150km, 이어지는 두 번째 궤도에서 약 200km로 상승시켜 최종 목표 궤도에 안착할 계획이다.   K-RadCube는 아르테미스 2호의 부탑재체로서, 일반 저궤도 위성보다 높은 기술적 제약을 극복하고, NASA의 엄격한 유인 비행 안전 기준을 충족해야 하는 고난도 미션이다. 또한, NASA SLS 발사체의 강력한 진동 환경을 견뎌내야 하며, 발사 후에는 고타원궤도의 극한 환경에서 신속하게 초기 교신을 확보하고, 정밀한 궤도 기동을 수행해야 하는 운용상의 도전 과제가 있다. 최종적으로 확보된 데이터는 발사 6개월 이후 전세계에 공개될 예정이다.   윤영빈 청장은 “K-RadCube는 한국의 심우주 큐브위성 개발·운영 역량과 함께, 유인 우주탐사 임무에 적용 가능한 안전성과 신뢰성 기술을 국제적으로 검증하는 중요한 사례”라며, “향후 달 및 심우주 탐사에서 우리나라의 기술적 기여와 역할을 확대하는 계기가 될 것”이라고 밝혔다. □ K-RadCube 발사 개요  ㅇ (일시) 2026년 2월~4월*      * 발사 가능 일정(미국 현지시간 기준(EST)) : 2월 6, 7, 8, 10, 11일 / 3월 6, 7, 8, 9 11일 / 4월 1, 3, 4, 5, 6일  ㅇ (장소) 미국 플로리다주 케네디우주센터 Launch Complex 39B  ㅇ (발사체) 우주발사시스템(Space Launch System, SLS): 아르테미스 유인탐사선 발사시스템 □ K-RadCube 개발 참여 국내 기업 및 역할   ㅇ K-RadCube는 나라스페이스테크놀로지, KT SAT, 삼성전자, SK하이닉스 등 다수의 국내 기업들이 참여함   ㅇ SLS 발사체의 ICPS(Interim Cryogenic Propulsion Stage) 상단에 위치한 오리온 스테이지 어댑터(OSA, Orion Stage Adapter)에서 사출되어 자체 추력을 이용하여 근지점 고도를 상승시키는 궤도 변경을 시도한 후, 밴앨런 복사대를 가로지르며 우주방사선 환경 측정   ㅇ (임무 시나리오) K-RadCube는 발사체에서 사출 직후 자동으로 태양전지판을 전개하고 약 2시간 정도 후 자세제어 수행. 위성이 지구에서 가장 먼 원지점에 도달하면 추력기를 작동하여 지구에 가까이 비행할 때의 근지점 고도가 약 150km에서 200km가 되도록 조정 시도. 정상궤도에서는 약 28시간 동안 과학측정을 우선 수행하고, 위성과 탑재체 상태가 좋은 경우 많게는 2주 추가 임무 수행할 계획  ㅇ 우주방사선 측정을 위해 큐브위성에는 방사선 측정장치인 K-RAD가 탑재되며, K-RAD의 입자선량계(PD, Particle Dosimeter)는 선형 에너지 전달(Linear Energy Transfer) 스펙트럼과 우주 방사선량을 측정하여, 지구-달 여정(Earth-Moon Trajectory) 동안의 우주방사선 환경을 분석하고 유인 우주비행사의 방사선 방호 연구를 수행할 수 있는 과학 자료 제공  ㅇ 국내 기업이 개발한 반도체 소자를 탑재하여 우주환경에서 반도체 소자의 방사선 내성 특성을 검증할 계획. 탑재한 반도체 소자의 단순한 작동 여부 확인 외에, K-RAD가 제공하는 정량적 방사선 계측 데이터와 소자의 실시간 반응을 연계 분석하여, 우주 방사선에 대한 소자의 반응 특성을 정밀 평가  ㅇ K-RadCube는 아르테미스 2호의 부탑재체로 매우 짧은 개발 일정 속에서도 NASA의 유인 비행 관련 안전 기준을 충족하도록 개발. NASA의 요구사항에는 기계적 안전성, 배터리 위험 분석, 추력기 적합성 등이 포함. 자체 임무 성공과는 별개로, 유인 임무의 안전에 미칠 수 있는 영향을 사전에 방지하기 위해, 큐브위성 프로젝트에서는 이례적일 정도로 엄격한 탑재 절차가 요구됨

※ 우주항공청 배포 보도자료로, 공동 게시합니다. 우주의 ‘어두운 비밀’ 밝힐 국산 망원경 K-DRIFT, 칠레에서 첫 관측 성공  - 루빈 천문대보다 2배 이상 넓은 광시야로 초극미광 탐사 본격화  - 세계 최초 0.5m급 ‘비차폐 자유곡면 3반사 망원경’ 독자 기술 확보 우주항공청(청장 윤영빈, 이하 ‘우주청’)과 한국천문연구원(원장 박장현, 이하 ‘천문연’)은 밤하늘보다 수천 배 어두운 초극미광(Ultra-Low Surface Brightness) 천체를 관측하기 위해 국내 순수 기술로 개발한 케이-드리프트(K-DRIFT)* 1세대가 첫 영상 관측에 성공했다고 밝혔다.   * K-DRIFT(KASI Deep Rolling Imaging Fast Telescope)는 매우 어두운 밝기의 천체를      포착하기 위해 망원경 내부의 산란광을 최소화하고 배경 하늘값의 요동을 낮추어 어두운     천체를 선명하게 포착하는 국내 기술을 적용   이번 관측에 성공한 케이-드리프트(K-DRIFT) 1세대 망원경은 구경 0.5미터의 소형 광학망원경으로, 시야각이 루빈 천문대(Vera C. Rubin Observatory, 구경 8.4m) 망원경보다 2배 이상 넓으며, 보름달 100개 면적을 한 번에 관측할 수 있는 광시야 능력과 초극미광 특화 기술을 결합해, 루빈 천문대 대비 약 20배 높은 탐사 효율을 갖는다.   천문연 고종완 박사가 이끄는 케이-드리프트(K-DRIFT) 연구팀은 초극미광 탐사 효율을 기존 대비 약 20배 향상시킨 0.5m급 케이-드리프트(K-DRIFT) 1세대를 성공적으로 개발했다. 해당 망원경은 2025년 6월 보현산천문대에서 시험 관측을 통해 성능을 확인했으며, 최근 칠레 엘 사우스(El Sauce) 천문대에 설치되어 첫 영상을 획득하고 이를 공개했다.      특히 케이-드리프트(K-DRIFT)는 부경을 주경축과 비스듬히 배치하는 비차폐 설계를 적용해 기존 반사망원경에서 발생하는 부경이 주경을 가려 빛이 감소하고 왜곡이 발생하는 차폐(가림) 현상을 제거하고, 망원경 내부 구조를 최적화해 광범위한 시야각에서도 산란광과 왜곡을 최소화했다. 이와 함께 관측 영상의 배경 하늘값을 균일하게 유지할 수 있는 관측 환경을 구현했다.      ※ 주경(Primary Mirror)은 천체에서 오는 빛을 모아 초점을 맞추는 역할, 부경(Secondary Mirror)은 주경에서 모은 빛을 다른 경로로 반사시키는 역할. 부경이 주경과 비스듬히 배치되면, 상대적으로 빛의 경로가 복잡해지고 왜곡(수차)가 발생할 가능성이 커져 설계, 제조, 정렬 과정에서 높은 정확도 요구   케이-드리프트(K-DRIFT) 1세대에 적용된 0.5m급 광시야 비차폐 자유곡면 광학계는 천문연이 임무 설정 및 광학계 설계를 주도하고, 국내 기업인 ㈜그린광학이 반사경 가공과 측정 기술을 담당하는 등 국내 연구진이 설계·가공·측정·정렬·검증의 전 과정을 수행했다.      연구진은 현재 진행 중인 시험 관측을 마무리한 뒤, 올해 상반기 내 남반구 밤하늘을 대상으로 본격적인 초극미광 영상 탐사에 착수할 예정이다. 또한 이번 지상 관측 성과를 바탕으로, 향후 천문연의 전략연구사업인 ‘한국형 광시야 우주망원경’의 원형 모델 개발과 심우주 전천 영상 탐사로 연구 범위를 확대할 계획이다.      우주청 강경인 우주과학탐사부문장은 “순수 국내 기술로 개발한 케이-드리프트(K-DRIFT)는 초극미광 관측을 위한 원천기술을 확보했다는 점에서 큰 의미가 있다”며, “지상에서의 성공적인 관측을 바탕으로 향후 우주궤도에서의 광시야 관측을 위한 우주망원경 개발로 이어질 수 있도록 연구협력 생태계 구축을 적극 지원하겠다”고 밝혔다. 1. K-DRIFT와 기존 탐사(DESI Legacy Imaging Survey) 영상 비교 그림 1.Fornax 은하단영역에 있는 NGC 1365 은하를 K-DRIFT G1(1세대)과 CTIO에 있는 Blanco 4m 망원경으로 관측한 최신(DR10) 영상을 비교. DESI Legacy Imaging Survey 영상에서는 배경 하늘값의 요동이 심한 것을 확인할 수 있는 반면, K-DRIFT G1 영상에서는 균일함. 배경 하늘값을넓은 범위에서 균일하게 얻는 기술은 초극미광자료처리의 핵심기술 중에 하나임 2. 칠레 엘 사우스(El Sauce) 천문대에 설치된 K-DRIFT G1 1, 2호기 사진  그림 2. 칠레 엘 사우스(El Sauce) 천문대에 설치한 후 촬영한 K-DRIFT G1 1, 2호기 3. K-DRIFT로 Fornax 은하단을 관측한 영상 광시야의 장점을 확인하고 한 번 관측으로 다양한 극미광 천체를 확인. 밤하늘에 넓게 퍼져 있는 Fornax 은하단을 광시야의 장점을 이용해서 초확산은하(Ultra Diffuse Galaxy), 은하의 병합 역사를 추적할 수 있는 조석 현상들(Tidal features), 은하단의 성장 역사와 암흑물질의 분포를 추적할 수 있는 은하단내광(Intracluster Light)을 한 번의 관측으로 확인함  4. K-DRIFT G1 광학 설계 및 비차폐 자유곡면 3반사 광학계 도면  5. K-DRIFT G1과 루빈천문대 시야각(Field of View; FoV) 비교 그림 5. K-DRIFT G1의 시야각(빨간색 사각형)은 보름달 100개를 한 번에 촬영할 수 있는 광시야로 루빈천문대 시야각(노란색 원)의 2배 □ 초극미광    초극미광을 관측하는 이유는 먼저 우리은하와 같은 은하들이 오랜 시간 성장하며 남긴 희미한 흔적들을 보기 위해서다. 두 번째로는 이론적으로 존재가 예상되지만 너무 어두워 그동안 발견되지 못한 희미한 은하들을 발견하기 위해서다. 이런 흔적들은 우주의 성장 역사를 기록한 ‘우주 화석’과 같다. 이 화석을 정밀하게 분석하면, 은하가 어떤 충돌과 병합을 거쳐 지금의 모습이 되었는지를 알 수 있을 뿐만 아니라, 나아가 우주를 이해하는 기본 틀인 표준우주모형을 관측 데이터로 검증하는 데 기여한다.     아직은 관측 기술의 한계로 연구가 충분하지 않지만, 초극미광 관측 기술이 발전하고 이를 뒷받침하는 이론 연구가 함께 이루어진다면, 우리는 우주 진화에 대해 한 단계 깊은 통찰을 얻을 수 있다.    밤하늘의 어두운 영역을 탐사하려는 노력은 꾸준히 있어왔는데, 2000년대 북반구의 SDSS 탐사를 시작으로, 2010년대 남반구의 DESI Legacy Imaging Survey에서는 그보다 약 6배 더 어두운 우주를 탐사했다. 하지만 이들조차 밤하늘보다 겨우 수백 배 어두운 수준에 머물렀고, ‘수천 배 이상’ 어두운 초극미광의 우주는 여전히 미지의 영역으로 남아 있다. □ K-DRIFT 특장점 - 세계 최초의 0.5m급 비차폐(Off-axis) 자유곡면(Freeform) 망원경: K-DRIFT G1은 3개의 반사경을 모두 자유곡면으로 가공하여 제작된 비차폐 반사형 망원경이다. 0.5m급 망원경에 이러한 첨단 광학 설계를 적용해 지상 관측에 성공한 것은 세계 최초다. 이 독창적인 설계와 내부 산란광을 최소화하고 배경 하늘값의 요동을 낮춰서 극도로 어두운 천체를 선명하게 포착할 수 있다. 이는 미국 NASA의 차세대 중형급 자외선 우주망원경(UVEX)과 캐나다가 추진 중인 차세대 플래그십(Flagship) 우주망원경(CASTOR)이 채택하고 있는 핵심 기술이다. - 거대 망원경을 뛰어넘는 탐사 효율: 특히 주목할 점은 탐사 효율이다. K-DRIFT 1세대는 구경이 8.4m에 달하는 세계 최대 규모의 루빈천문대(Vera C. Rubin Observatory) 망원경보다 구경은 작지만, 시야각은 2배나 넓다. 보름달 100개 면적을 한 번에 관측할 수 있는 광시야 능력과 초극미광 영상탐사에 최적화된 관측기술을 결합하여, 단위 자원 대비 동일 표면밝기(30 mag arcsec-2)에 도달하는 데 약 20배 높은 탐사 효율을 자랑한다. -  보현산에서 칠레까지, 우주를 향한 도약: K-DRIFT 연구팀은 지난 6월과 9월 보현산천문대에서의 국내 검증을 거쳐, 11월 관측 조건이 뛰어난 칠레로 망원경을 이송했다. 현재 원격 관측 시스템을 구축 중이며, 이 모델은 향후 개발될 '초극미광 심우주 탐사용 광시야 우주망원경(Spaceborne K-DRIFT)'의 기술적 모태가 될 예정이다.

블랙홀과 블랙홀이 서로 돌고 있는  이중 블랙홀 후보 천체의 내부 구조를 보다 - EHT 공동연구진, 블랙홀 제트 내부 충격파와 불안정성의 상호 작용 검출   □ 한국천문연구원(원장 박장현, 이하 ‘천문연’)이 참여한 EHT(사건지평선망원경, Event Horizon Telescope) 공동 연구진이 이중 초대질량블랙홀의 후보 중 하나인 OJ287 천체의 제트 내부에서 전파되는 충격파를 포착하는 데 성공했다.  ※ 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. □ EHT는 M87 은하와 우리은하 중심에 위치한 블랙홀의 영상을 사상 최초로 포착한 망원경이다. EHT를 통해 OJ287의 블랙홀 영상을 직접 관측하는 것은 아직 어렵지만 블랙홀에서 제트가 방출되는 최근접 지역을 영상화할 수 있다. 이로부터 OJ287이 이중 초대질량블랙홀을 가지는 지 여부와 블랙홀에서 제트가 방출되는 메커니즘을 연구할 수 있다.  □ OJ287은 이중 초대질량블랙홀 시스템을 가진 것으로 추정되는 가장 잘 연구된 후보 중 하나이다. 이 천체는 약 100년 이상의 기간 동안 약 12년의 주기성을 띄는 밝기 변화를 보인다. 이는 이중 초대질량블랙홀 시스템 내에서 상대적으로 작은 블랙홀이 더 큰 블랙홀 주변을 공전하면서 블랙홀의 강착 원반과 주기적으로 충돌하기 때문에 발생하는 것으로 추정하고 있다.  □ 이번 연구에서는 약 5일 간격으로 수행된 두 번의 EHT 관측으로부터 OJ287의 제트 구조와 편광각*이 변하는 것을 확인했다. 이는 제트 플라즈마와 주변 매질 사이의 속도 차이로 인해 발생하는 불안정성과 제트 내부에서 전파되는 충격파가 상호 작용한 결과이다.  ※ 편광각: 블랙홀 주변 자기장의 지도를 그리기 위해 측정하는 빛의 진동 방향   □ 본 연구를 주도한 호세 루이스 고메즈(Jose Luis Gomez) 스페인 안달루시아 천체물리 연구소 박사는 "이러한 반대 방향의 편광각 회전은 전파되는 충격파와 불안정성의 상호작용에 대한 결정적인 증거”라며, “블랙홀 제트에서 이러한 충격파-불안정성 상호 작용을 직접 관측한 것은 이번이 처음”이라고 말했다.  □ 본 연구 논문의 제2 저자인 천문연 조일제 박사는 “우리는 개별 충격파 성분을 공간적으로 분해해 불안정성 파동과의 상호 작용을 지켜보고 있다”며, “단 5일 동안 상당한 변화가 일어나는 것을 관측한 만큼 앞으로 연속적인 모니터링 관측을 수행한다면 나선형 자기장과 제트 불안정성 패턴의 3차원 구조를 모두 지도화할 수 있을 것이고, 이는 제트가 만들어지는 과정과 입자들이 블랙홀 근처에서 어떻게 가속되는 지에 대한 전례 없는 관측적 증거를 제공할 것이다”고 전했다.   □ EHT 공동연구진이 OJ287 제트 내부의 충격파와 불안정성을 밝혀낸 연구 논문은 ‘천문학 및 천체물리학(Astronomy & Astrophysics)’ 저널 1월 8일자에 게재됐다. (보도자료 끝. 참고자료 있음.) [참고 1] 그림 설명  그림 1. 2017년 4월 5일과 10일, EHT로 관측한 OJ 287의 모습. 초대질량블랙홀로부터 불과 0.75광년 떨어진 거리에서 전례 없는 해상도로 제트 구조를 포착했다. 편광 영상(왼쪽 및 가운데)에서는 5일이라는 짧은 간격 동안 눈에 띄게 진화하는 세 개의 밝은 성분을 보여주는데, 이는 해당 천체에서 직접 영상화된 변화 중 가장 짧은 시간 척도이다. 가장 안쪽에 위치한 두 성분은 서로 반대 방향의 편광 회전을 나타낸다. 속도가 더 빠른 성분인 C1/P1(파란색 화살표)은 시계 반대 방향으로 +18° 회전하는 반면, 속도가 느린 성분인 C2/P2(분홍색 화살표)는 시계 방향으로 -12° 회전한다. 블랙홀에서 가장 멀리 위치한 성분인 C3/P3*는 재집속 충격파의 특징인 방사형 편광을 나타낸다. 오른쪽 모식도는 제트를 따라 서로 다른 속도로 전파되는 충격파 성분(초록색 화살표)이 나선형 켈빈-헬름홀츠 불안정성 패턴(주황색 선)과 어떻게 상호작용하는지 보여준다. 이 과정에서 나선형 자기장(파란색 선)의 서로 다른 위상에 겹침으로써 관측된 것과 같이 편광각의 반대 방향 회전이 발생하게 된다. 출처: EHT 공동연구그룹 / E. Traianou. (Gómez, J. L., Cho, I., Traianou, E., et al., A&A 2026, DOI: 10.1051/0004-6361/202555831) -  동영상: http://210.110.233.66:8081/api.link/3d_baLoKGrHCWuYP_8Y~.mov 이 애니메이션은 나선형 자기장이 형성된 제트 내부에서 전파되는 충격파와 켈빈-헬름홀츠 불안정성 패턴 사이의 상호작용을 보여준다. 이는 2017년 4월 5일과 10일,  EHT로 초대질량블랙홀 후보인 OJ 287을 1.3mm 파장에서 관측한 결과를 바탕으로 제작되었다. 왼쪽 패널은 블랙홀로부터 약 10~100 중력 반지름(약 0.2 광일) 거리의 제트 구조를 보여주며, 이곳에는 나선형 자기장(주황색 실선)과 켈빈-헬름홀츠 파동 패턴(빨간색 나선, 파장 약 100 마이크로초각 또는 1.5 광년)이 공존한다. 두 개의 밝은 충격파 성분인 C1(청록색)과 C2(분홍색)는 서로 다른 속도로 제트 하류를 향해 전파된다. 이 충격파들이 나선 구조를 통과하며 불안정성의 서로 다른 위상과 상호작용할 때, 국지적 영역을 밝히며 서로 반대 방향의 편광각 회전을 일으킨다. 속도가 더 빠른 C1 성분은 하루에 약 3.7°씩 시계 반대 방향으로 회전하며, 속도가 느린 C2 성분은 하루에 약 2.5°씩 시계 방향으로 회전한다. C3 성분(초록색)은 방사형 편광을 띠는 정지된 재집속 충격파를 나타낸다. 오른쪽 패널은 5일간의 관측 기간 동안 나타난 편광각의 변화를 보여준다.   출처: EHT 공동연구그룹 / E. Traianou. (Gómez, J. L., Cho, I., Traianou, E., et al., A&A 2026, DOI: 10.1051/0004-6361/202555831) [참고 2] 용어 설명  -  이중 블랙홀  두 개의 블랙홀이 서로의 중력에 묶여 공전하는 시스템으로, 주로 거대 은하들이 충돌하고 병합하는 과정에서 만들어진다. 시간이 지나면서 서서히 가까워지다 충돌하여 하나로 합쳐지는 경우 강한 중력파를 방출하기도 하며, 때문에 EHT를 활용한 블랙홀의 영상화뿐만 아니라 다중신호(multi messenger) 천문학에서도 중요한 관측 대상 중 하나이다.  그림 2. 이중 블랙홀의 모식도. 출처: NASA Jet Propulsion Laboratory -  본 연구에 참여한 8개 망원경 아타카마 밀리미터/서브밀리미터 전파간섭계(ALMA), 아타카마 패스파인더(APEX), 유럽 국제전파천문학연구소(IRAM) 30미터 전파망원경, 제임스 클러크 맥스웰 전파망원경(JCMT), 대형 밀리미터 망원경(LMT), 서브밀리미터 전파망원경 집합체(SMA), 서브밀리미터 전파망원경(SMT), 남극 전파망원경(SPT)  [참고 3] 연구진 및 논문 ○ 연구진 (국내 저자 9명)   • 제2 저자 : 조일제 선임연구원 (천문연)   • 공동저자 : 손봉원, 김종수, 이상성, 정태현 (이상 천문연), 김재영 (UNIST), 김준한 (KAIST), 박종호 (경희대), Sascha Trippe (서울대) ○ 논문 - 제목 : Spatially resolved polarization swings in the supermassive binary black hole candidate OJ 287 with first Event Horizon Telescope observations - 게재지 : Astronomy & Astrophysics 2026년 1월 8일자  - EHT 연구단 영문 보도자료 원문 링크: https://eventhorizontelescope.org/news/2026/01/event-horizon-telescope-maps-twisting-magnetic-fields-near-oj287

선생님 대상 겨울 천문연수 실시 - 최신 우주과학 주제 및 천체 사진 촬영 및 관측 실습 진행    ■ 한국천문연구원(이하 천문연, 원장 박장현)은 오는 12일부터 14일까지 대전 본원에서 전국 초․중․고등 교원 대상으로 겨울 천문연수를 실시한다. □ 이번 온라인 천문연수는 최신 천문우주과학에서부터 실습에 이르기까지 폭넓은 주제를 다루며, 천문연 연구자들이 직접 강연한다. □ 이번 연수에서는 최신 천문우주과학 주제인 ‘누리호 4차 발사 탑재체 로키츠와 ‘외계행성 연구’를 비롯해  ‘태양과 우주환경’,  ‘은하의 진화’ 등을 주제로 한 강연이 펼쳐지며, 대덕전파망원경 등 주요 연구현장도 탐방한다.  □ 더불어 ‘스마트폰 천체사진 촬영’‘천체망원경 작동법 익히기’, ‘별자리 찾기’ 등 관련 실습도 이뤄진다.  □ 한편, 한국천문연구원은 1995년부터 매 여름·겨울방학 기간에 천문연수를 운영해왔으며, 약 7,000여 명이 이수했다.

※ 우주항공청 배포 보도자료로, 천문연 성과가 포함되어 있어 공동 게시합니다. - 지상망원경과 우주망원경, 동시관측으로 정확한 거리와 질량 측정 【관련 국정과제】 28. 세계를 선도할 넥스트(NEXT) 전략기술 육성     우주항공청(청장 윤영빈, 이하 ‘우주청’)은 한국천문연구원(원장 박장현, 이하 ‘천문연’)이 참여한 국제 공동연구진이 우리나라의 외계행성탐색시스템(이하 ‘KMTNet’; Korea Microlensing Telescope Network)과 유럽우주국 가이아(GAIA) 우주망원경을 활용해 토성급 질량의 나홀로 행성을 발견했다고 1월 2일(금) 밝혔다.   나홀로 행성은 중심별의 중력에서 벗어나 우주 공간을 홀로 떠도는 행성으로, 이러한 천체들은 행성계의 형성과 진화를 이해하는 중요한 단서를 제공한다. 이번에 발견된 나홀로 행성 ‘KMT-2024-BLG-0792’은 토성 질량의 약 0.7배 크기로, 지구로부터 1만 광년 가량 떨어져 있다. 이 행성은 기존의 나홀로 행성 발견과 달리, 지상망원경과 우주망원경을 동시에 활용하여 지구로부터의 정확한 거리를 측정한 첫 번째 나홀로 행성으로 기록되었다.   현재 나홀로 행성을 발견할 수 있는 유일한 방법은 미시중력렌즈 현상*을 활용하는 것이다. KMTNet은 칠레, 호주, 남아프리카공화국에 설치된 세 곳의 망원경을 통해 24시간 연속 관측이 가능하여, 미시중력렌즈 현상이 짧게 발생하는 나홀로 행성도 놓치지 않고 발견할 수 있는 장점이 있다. 천문연 KMTNet 연구진은 미시중력렌즈 현상으로 이번 나홀로 행성을 발견하였고, 이 현상이 일어날 당시 가이아 우주망원경이 동일 영역을 16시간 동안 6차례 관측한 자료를 바탕으로 행성의 거리와 질량을 정확하게 측정할 수 있었다.  * 미시중력렌즈 현상: 보이지 않는 천체의 중력이 배경 별의 빛을 휘게 해 밝기가 일시적으로 밝아지는 현상   이번 발견은 중요한 학문적 의미를 갖는다. 지금까지 미시중력렌즈 방법을 통해 발견된 9개의 나홀로 행성은 모두 ‘아인슈타인 데저트’라고 불리는 특정 범위의 아인슈타인 반경*(약 9~25마이크로초각) 밖에서 발견되었으나, 이번 행성은 아인슈타인 데저트 내에서 발견된 첫 번째 사례이다.  * 아인슈타인 반경: 미시중력렌즈 현상을 일으키는 물체의 중력장이 빛을 휘게 하는 정도를 정의하는 물리적인 반경   우주청 강경인 우주과학탐사부문장은 “천문연에서 구축한 KMTNet의 우수한 성능 덕분에 미시중력렌즈 방법을 통해 나홀로 행성을 포함한 외계행성 발견을 우리나라가 선도하고 있다”며, “앞으로도 우리 지상망원경과 국제 우주망원경들 간의 동시관측 등을 통해 새로운 발견을 지속적으로 추진할 수 있도록 하겠다”고 말했다.   이번 연구 결과는 2026년 1월 1일자(미국동부시각) 사이언스지(Science)에 발표된다.  [참고 1] 관측 가상도 1부. 그림 1. 지상망원경인 KMTNet과 가이아 우주망원경으로 토성급 질량의 나홀로 행성을 관측하는 방법 가상도 그림 2. (왼쪽) 지상과 가이아 우주망원경이 관측한 미시중력렌즈 3차원 개략도  (오른쪽) KMT-2024-BLG-0792/OGLE-2024-BLG-0516 미시중력렌즈 사건의 광도 곡선. (A 지상망원경과 가이아 우주망원경이 공동 관측한 광도 곡선 모습. B 미시 중력렌즈 사건의 전체 모습) [참고 2] 주요 용어 설명 1부. □ 나홀로 행성   ㅇ 국제천문연맹(IAU)이 정하는 행성 정의에 따르면, 행성은 1) 태양 주위를 돌아야 하고, 2) 구형의 모습을 가지고 있어야 하며, 3) 공전궤도에 홀로 존재해야 한다. 이를 만족하는 태양계 행성은 수성, 금성, 지구, 화성, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성 등 모두 8개이다.  ㅇ 태양계 너머 우주 공간에 있는 행성을 외계행성이라고 부른다. 외계행성은 지구로부터의 거리가 멀고 스스로 빚을 낼 수 없는 어두운 천체이기 때문에 직접 관측하기가 매우 어렵다. 그로 인해 현재까지 발견된 약 6천여 개 외계행성 대부분은 행성의 중심별을 관측함으로써 간접적으로 발견됐다(케플러 우주망원경에서 사용했던 ‘별 표면 통과’ 방법 등).  ㅇ 행성계 내의 행성은 여러 요인으로 인해 중심별의 중력권 밖으로 튕겨 나갈 수 있다. 이처럼 중심별의 중력에 속하지 않고 우주 공간을 홀로 떠도는 행성을 나홀로 행성(Free floating planet 또는 rogue planet)이라고 하며, 이러한 천체들은 행성계의 다양한 형성과 진화를 이해하는 데 중요한 단서를 제공한다. □ 외계행성탐색시스템(KMTNet, Korea Microlensing Telescope Network)  ㅇ 한국천문연구원이 운영하는 외계행성 탐색시스템은 지구와 비슷한 환경을 가지고 있어서 생명체가 존재할 가능성이 있는 외계행성을 찾기 위해, 남반구 칠레 CTIO(Cerro Tololo Inter-American Observatory), 남아공 SAAO(South African Astronomical Observatory), 호주 SSO(Siding Spring Observatory) 천문대에 설치한 망원경이다. 미시중력렌즈 현상을 이용한 외계행성 탐색에 최적화된 시스템으로, 수개월 간의 시험 관측을 거쳐 2015년 10월 2일 본격 가동을 시작했다.  ㅇ 남반구 3개 천문대는 경도상으로 약 120도(또는, 각 지역 표준시가 8시간) 정도 차이가 나므로, 칠레 관측소에서 관측이 끝나갈 즈음에는 호주에서 관측이 시작되고, 호주 관측이 끝날 때면 남아공 관측소에서 이어서 관측이 진행되므로 24시간 연속 관측이 가능한 세계 최초의 탐색시스템이다. ※ 외계행성 탐색시스템 홈페이지 : http://kmtnet.kasi.re.kr/kmtnet/ □ 아인슈타인 데저트(Einstein Desert)  ㅇ 특정 범위의 아인슈타인 반경(약 9~25마이크로초각(µas))에 해당하는 천체가 거의 관측되지 않는 현상을 말한다. 이는 이 범위에 속하는 질량대의 천체가 드물거나, 형성 메커니즘이 다르기 때문일 수 있다는 가설을 뒷받침한다. 2016년~2019년 동안 발견된 KMTNet 미시중력렌즈 사건 중 배경별의 크기를 측정할 수 있는 30개의 사건을 분석하였고, 측정된 아인슈타인 링 각반경(θE)의 누적 분포에서 9~25마이크로초각 사이에 발견된 미시중력렌즈 사건이 없음을 확인할 수 있었다. 이 범위를 아인슈타인 데저트로 부르고 있다. 각반경의 크기는 천체의 질량이 클수록 커지며, 아인슈타인 테저트의 왼쪽(≤9µas)은 질량이 작은 행성, 오른쪽(≥25µas)은 갈색왜성과 별들로 보인다. □ 미시중력렌즈 현상   ㅇ 어떤 별을 관측하고 있을 때, 별과 관측자 사이에 보이지 않는 천체(별 혹은 행성)가 지나가게 되면, 관측자에게 도달하지 않던 빛이 보이지 않는 천체의 중력에 의해 휘어져서 관측하고 있던 별의 밝기가 원래의 밝기보다 밝아지는 현상을 말한다. 중간에 놓인 별이 행성을 가지고 있을 때는 별에 의해 밝아졌다가 다시 어두워지는 매끄러운 밝기 변화와 함께 행성에 의한 추가적인 밝기 변형을 통해 외계행성의 존재를 확인할 수 있다. 중력렌즈 방법은 다른 방법들에 비해 훨씬 적은 경비가 드는 지상관측을 통해서도 지구와 같이 작은 질량을 가진 행성들을 검출할 수 있다는 장점을 가지고 있다.  □ 논문 및 연구팀  - 논문 : A free-floating-planet microlensing event caused by a Saturn-mass object / 사이언스지 / 2026년 1월 1일(美 동부시각) - 연구팀 : Subo Dong(1저자 및 교신저자, 베이징대), Zexuan Wu(2저자, 베이징대), 류윤현(3저자, 천문연), 이충욱(교신저자, 천문연) 외 천문연 미시중력렌즈 연구팀 다수가 공저자로 참여