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“당신 카메라 속의 우주를 보여주세요!” - 제24회 천체사진공모전 개최…이달 말까지 공모 이미지
■ 한국천문연구원(원장:한인우)이 제24회 천체사진공모전을 개최해 이달 말까지 천체사진 및 콘텐츠를 공모한다.   - 한국천문연구원의 천체사진공모전은 아름답고 신비한 천체사진 및 그림, 동영상 등의 콘텐츠를 통해 천문학에 대한 공감대를 확산시키고자 매년 실시되고 있으며, 올해로 24회를 맞는다.    - 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.   - 작품 접수는 천문연 홈페이지 및 우편을 통해서 하면 된다. 사진과 그림의 경우, 홈페이지에서 신청 후 우편 접수를 해야 하고, 동영상의 경우엔 우편 접수나 홈페이지 링크 중 한 가지 방법으로만 접수하면 된다.   - 수상자들에게는 총 1천 1백여만 원의 상패와 상금이 수여된다. 특별히 올해는 전체 대상 1인에게 미래창조과학부장관상과 상금 200만 원이 수여된다.   - 한국천문연구원과 국립중앙과학관, 동아사이언스가 공동 주최하는 이번 공모전은 5월 31일까지 작품 접수를 완료한다. 이후 6월 초에 심사가 진행되며, 6월 안에 최종 선정결과가 발표될 예정이다.   ■ 공모전에 관한 보다 자세한 사항은 한국천문연구원 홈페이지(www.kasi.re.kr) 에서 확인할 수 있다.        [사진] 제23회(지난해) 천체사진공모전 대상수상작: 오리온 중심부, 장승혁  [문의] ☎ 042-865-2064, 글로벌협력실 정은선
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활동성 은하핵을 품은 '미니타원은하' 최초 발견 - 왜소은하의 진화 과정에 대한 새로운 증거 제시 이미지
■ 일반적으로 거대타원은하에서만 발견되던 거대 질량 블랙홀의 활동성 은하핵 현상이 우리은하보다 작은 미니타원은하에서 처음으로 발견됐다. 왜소은하의 진화 과정을 밝힐 수 있는 새로운 증거가 관측된 것이다. ■ 한국천문연구원(원장: 한인우)은 우리은하의 질량보다 약 40배 작은 미니타원은하(SDSS J085431.18+173730.5)의 중심부에서 활동성 은하핵 현상을 발견했다. 이는 은하중심부 거대 질량 블랙홀의 특성을 이용해 왜소은하의 진화 과정을 규명하는 데 중요한 역할을 할 것으로 기대된다. 이번 연구는 한국천문연구원 은화진화그룹 산자야 파우델(Sanjaya Paudel), 이창희, 김민진 박사를 비롯한 국제 공동연구진에 의해 이루어졌으며, 천문학 분야 최상위급 학술지인 천체물리학저널(The Astrophysical Journal Letters)에 소개됐다. □ 활동성 은하핵은 은하 중심에 위치한 거대 질량 블랙홀로 주변 물질들이 유입되면서 강한 에너지가 뿜어져 나오는 현상을 일컫는다. 주로 우리은하보다 질량이 큰 거대은하들에서 발견된다. 활동성 은하핵은 그로부터 나오는 강한 수소방출선의 세기와 선폭을 분석하여 중심부 블랙홀의 질량을 정확히 측정할 수 있어서, 그 블랙홀이 속한 은하인 모은하와 중심부 거대 질량 블랙홀의 동반 진화 과정을 연구하는 데 유용한 천체이다. □ 한국천문연구원 은하진화그룹 연구팀은 슬론 전천 탐사(SDSS·Sloan Digital Sky Survey) 관측 자료와 하와이에 위치한 CFHT(Canada-France-Hawaii Telescope) 3.6미터 망원경을 이용한 광학관측 자료를 이용했다. 연구팀은 가까운 우주에 있는 왜소은하 탐색 연구를 통해 세계 최초로 미니타원은하의 중심에서 활동성 은하핵 현상의 직접적인 증거를 발견하였다. 그림1. 미니타원은하(SDSS J085431.18+173730.5)의 중심에서 강한 에너지를 방출하는 활동성 은하핵을 발견하였다. □ 이번에 발견한 미니타원은하의 중심 블랙홀은 태양 질량의 약 2백만 배에 이르며,  은하 전체 별 질량의 약 0.1%에 해당한다. 은하 중심에 위치한 거대 질량 블랙홀은 모은하의 질량이 증가함에 따라 동반 성장하는 것으로 잘 알려져 있다. 이번 발견으로 인해 그동안 거대타원은하들에서 관측돼온 은하질량과 블랙홀 질량간의 상관관계가 미니타원은하에서도 동일하게 성립함이 밝혀졌다. □ 이전까지 알려진 미니타원은하들은 대부분 거대은하의 근처에서만 발견됐었다. 이 때문에 왜소은하는 거대은하의 강력한 중력장에 의해 주위를 맴돌던 위성은하의 외곽부가 뜯겨나간 후 남은 은하중심부 잔재라는 이론이 지배적이었다. 하지만 새롭게 발견된 미니타원은하는 근처에 이웃한 거대은하가 없이 고립된 환경에 위치하고 있다. 이에 연구팀은 이 은하가 우리은하보다 100배 이상 작은 왜소은하 간의 병합에 의해 만들어진 고밀도의 타원체 은하일 것으로 추정하고 있다. □ 연구팀은 이번 연구결과를 확장하여 다양한 형태의 왜소은하들에 대해서 거대 질량 블랙홀의 존재 여부를 밝히기 위한 탐색 연구를 지속적으로 수행할 예정이다. 더불어 활동성 은하핵을 감싸고 있는 은하들의 내부구조와 운동역학적 성질을 자세히 연구하기 위해 제미니천문대(Gemini Observatory)의 8.1미터 망원경 등 대형망원경을 이용한 후속 관측을 추진하고 있다. 그림 2. 은하중심부의 광학 스펙트럼에서 강력한 수소방출선들이 검출되었고, 분석 결과 미니타원은하의 중심에 태양질량의 약 2백만에 이르는 거대 질량 블랙홀이 존재함이 확인되었다. [참고 1] 연구팀 논문 ○ 연구팀 - Sanjaya Paudel(한국천문연구원 은하진화그룹 박사후연구원) - Michael Hilker(독일 유럽남부천문대 연구원) - 이창희(한국천문연구원 은하진화그룹 선임연구원)- 김민진(한국천문연구원 은하진화그룹 선임연구원) ○ 논문 - The Astrophysical Journal Letters, vol. 820, 19 “SDSS J085431.18+173730.5: THE FIRST COMPACT ELLIPTICAL GALAXY HOSTING AN ACTIVE NUCLEUS”Paudel et al. (http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8205/820/1/L19) (http://arxiv.org/abs/1603.07832) [참고 2] 용어 설명 (참고자료 1) 미니타원은하 질량이 우리은하보다 작은 왜소은하들의 한 종류로서, 학술용어로는 조밀타원은하(compact elliptical galaxy)라고 부른다. 조밀타원은하는 태양질량의 약 10억 배 이하의 질량을 가지며, 비슷한 질량을 가지는 왜소타원은하(dwarf elliptical galaxy)에 비해 크기가 훨씬 작은 특징이 있다. 대표적인 예로서 안드로메다은하의 위성은하인 M32가 있다. 그림 3. 미니타원은하의 대표적인 예인 M32는 안드로메다은하의 근처를 맴돌던 위성 왜소은하가 거대한 중력장에 의해 외곽부가 파괴되고 남은 은하 중심부의 잔재일 것으로 추정된다. M32 미니타원은하의 중심에도 태양질량의 약 250만 배에 달하는 거대 질량 블랙홀이 있는 것으로 추정되나 현재는 은하핵의 활동성이 정지되어 있는 것으로 관측된다. (참고자료 2) 거대 질량 블랙홀 보통 은하 중심에 위치하고 있다고 알려져 있으며, 무게가 태양 질량의 십만 배에서 백억 배에 이르기 때문에, 거대 질량 블랙홀이라고 불린다. [자료문의] ☎ 042-865-3205, 광학천문본부 은하진화그룹 이창희 그룹장 ☎ 042-865-2108, 광학천문본부 은하진화그룹 김민진 선임연구원 
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블랙홀 제트방출의 원리를 규명할 새로운 관측 - 블랙홀 제트의 초기 속도는 광속의 80%까지 가속 이미지
■ 일반적으로 블랙홀은 중력이 무척 강해 빛조차 빠져나오지 못하는 천체로 알려져 있다. 하지만 블랙홀로부터 물질이 방출되는, 플라즈마의 제트 현상은 이미 약 100년 전부터 알려져 있었다.  천문학계에서는 이러한 블랙홀 제트 방출이 어떤 원리로 발생하는지가 오랜 난제로 남아있다. ■ 한국천문연구원(원장 한인우) 손봉원 박사팀은 거대은하인 M87의 중심에 있는 초거대 블랙홀이 내뿜는 제트 현상을 관측해 기존 관측과 달리 블랙홀에 가까운 지점에서 이미 광속에 가까운 속도로 분출되는 현상을 밝혔다.   ※ M87은하 : 처녀자리 은하단의 중심부분에 위치하는 거대 전파은하. 지구에서 5440만 광년 떨어져 있으며 중심에는 태양 질량의 60억배 정도의 우주 최대급 초대형블랙홀이 존재하는 것이 알려져 있다. ○ 대부분의 은하 중심에는 태양 질량의 수백만 배에서 수십억 배에 이르는 초대형 블랙홀이 존재한다. 일부 초대형 블랙홀에서 발출되는 제트는 광속에 거의 가까운 속도로 수 천 광년에서 수 만 광년에 이르는 우주 최대 규모의 고에너지 현상이다. ○ 이번 연구 결과 M87은하 중심의 블랙홀 제트의 속도가 기존에 알려진 것보다 훨씬 가까운 5광년 거리에서 이미 광속의 80% 속도로 가속돼 있는 것을 알게 됐다.   - 기존 관측은 블랙홀에 가까운 지역의 제트 현상을 정밀히 관측하지 못해, 비슷한 거리에서 제트의 속도는 광속의 10% ~ 30%로 알려졌다. KaVA를 이용한 M87 제트 뿌리의 관측 결과 2013년 12월부터 2014년 6월까지 실시한 관측 중 주요한 5개의 관측의 데이터를 표시했다. 가장 밝은 위치에 제트 분출구가 있고 그 조금 왼쪽에 초대형 블랙홀이 위치하고 있다. 중심에서 오른쪽 방향으로 제트가 시간에 따라 바깥쪽(거리가 4광년 정도)으로 움직여가는 모습이 보인다. 참고로 광속과 같은 움직임을 실선(v=c)으로 나타내었다. (V=0 점선은 최초 관측일을 기준으로 한 초기속도) M87 은하 중심의 블랙홀 제트는 블랙홀 중심에서 얼마 안 되는 위치부터 이미 광속에 가까운 운동하고 있다는 이 연구가 최초로 밝혔다. (ⓒ KASI, NAOJ) ○ 연구팀은 M87은하를 한국의 KVN 과 일본의 VERA 를 연결한 KaVA  관측시설을 이용해 2013년 12월부터 약 6개월간 집중적으로 관측했다.   - 은하 중심은 밀도가 높아 전파 영역에서만 관측이 가능하며, 정밀한 측정을 위해 가능한 멀리 떨어진 전파망원경을 연결한 간섭 네트워크가 필요하다. ■ 이번 관측 결과는 블랙홀 제트가 어떤 원리로 분출되는지 밝히는 중요한 단서가 된다는데 의미가 있다.   - 한국천문연구원 손봉원 박사는 “이번 관측 결과가 천문학의 오랜 숙제를 풀 수 있는 단서가 될 것이다” 고 말하며 “앞으로 컴퓨터 시뮬레이션과 자세히 비교해 블랙홀 분출의 형성 과정 규명에 도전할 계획이다” 고 밝혔다. [붙임자료 1] 관측 시설 설명 - KaVA (The KVN and VERA Array) 한일공동VLBI관측망 한국과 일본의 전파망원경 네트워크를 연결하면 직경 약 2000 km 의 전파 망원경 구경과 같은 높은 감도와 더욱 자세한 공간 분해능을 얻을 수 있다. 단일 망원경으로는 이런 거대한 구경을 만들 수 없기 때문에 전파 간섭 효과를 이용한 전파간섭계를 활용한다. (ⓒ KASI, NAOJ) 한일공동VLBI관측망 (KaVA). (위) KaVA의 망원경 배치도. (아래) 각 지점의 전파망원경. 왼쪽에서 한국의 연세, 울산, 제주와 일본의 미즈사와, 이리키, 오가사와라, 이시가키에 위치한 전파 망원경이다. (ⓒ KASI, NAOJ) [붙임자료 2] 관측 성능 비교 (왼쪽) KVN으로 관측한 영상. (오른쪽) VERA로 관측한 영상. (가운데) KaVA 공동관측 영상 각 영상 왼쪽 아래의 타원은 각 관측망의 해상도를 나타낸다. KVN만을 이용한 경우 해상도가 낮기 때문에 영상의 선명도가 떨어지며, VERA만을 이용한 경우 감도가 나쁘기 때문에 천체의 중심부분만 검출 할 수 있다. KaVA를 이용한 경우에는 높은 해상도와 감도로 멀리 뻗어나가는 제트의 어두운 부분까지 선명히 관측할 수 있다. 
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■ 한국천문연구원(원장: 한인우)은 2017년 정유년 (丁酉年)의 월력요항을 발표했다. 내년 실제 공휴일 수는 68일로 올해보다 2일 증가한다. ○ 2017년 정유년은 닭의 해로 단기로는 4350년이다. 2017년은 53번의 일요일과 15일의 관공서 공휴일이 있다. - 이 중 신정과 설날 연휴의 마지막 날과 추석 연휴의 첫 날이 일요일과 겹쳐 3일이 빠진다. - 하지만 설날 연휴와 추석 연휴에는 대체공휴일을 적용하고 대통령선거일이 포함되어 실제 공휴일 수는 68일이 된다. ○ 주 5일제를 실시하는 직장의 경우 52일의 토요일이 더해져 120일의 휴일이 있다. 하지만 설날이 토요일과 겹쳐 실제 휴일 수는 119일로 2016년보다 1일 증가한다. ○ 한편 2017년의 정월대보름(음 1월 15일)은 2월 11일(토), 한식은 4월 5일(수), 단오(음 5월 5일)는 5월 30일(화), 칠석(음 7월 7일)은 8월 28일(월)이다. 초복은 7월 12일(수), 중복은 22일(토), 말복은 8월 11일(금)이다. ☎자료문의 한국천문연구원 우주측지그룹 선임연구원 박한얼(042-869-5812) ■ 참고사이트(정부주관 기념일 관련 법령) 1. 행정자치부 홈페이지(http://www.moi.go.kr/) - HOME→업무안내-상단안내→장차관직속기관→의정관→국경일/법정기념일 2. 국가법령 정보센터 홈페이지(http://www.law.go.kr/) - HOME→법령명 검색: 천문법 - HOME→법령명 검색: 각종 기념일 등에 관한 규정 - HOME→법령명 검색: 국경일에 관한 법률 - HOME→법령명 검색: 관공서의 공휴일에 관한 규정 - HOME→법령명 검색: 공직선거법
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2016년 3월 9일, 부분일식 예보 이미지
한국천문연구원(원장: 한인우)은 2016년 3월 9일(수) 오전 10시 10분(서울지역 기준)부터 1시간 9분가량 달이 해를 가리는 부분일식이 일어난다고 예보했다. 이번 부분일식은 날씨가 좋다면 우리나라의 모든 지역에서 관측이 가능하며 서울 기준 태양 면적의 3.5%가 가려진다. 2016년 3월 9일에 동남아시아와 태평양 일부 지역에서 달이 해를 완전히 가리는 개기일식이 일어난다. 하지만 우리나라에서 개기일식은 볼 수 없고 달이 해의 일부를 가리는 부분일식만 볼 수 있다. 이번 부분일식의 경우 제주도 지역에서 태양 면적이 8.2% 가려져 가장 많이 가려진 모습으로 관측할 수 있으며 북쪽으로 올라갈수록 가려지는 비율이 적어져 서울의 경우 3.5%가 가려질 것으로 예측된다. [그림 1] 2012년 부분일식 사진 [그림 2] 2016년 3월 9일 부분일식 예상도(서울지역) 한국천문연구원에서는 이번 개기일식 관측을 위해서 인도네시아 테르나테섬에 원정 관측팀(팀장 봉수찬 박사)을 파견하여 태양 코로나의 온도 및 속도를 측정하는 연구를 진행하는 한편, 개기일식 동영상 및 사진을 정리하여 한국천문연구원 홈페이지(www.kasi.re.kr)를 통해 공개할 예정이다. 부분일식 관측을 위해 태양을 맨눈으로 보면 눈이 상할 위험이 있으니 태양 필터 등을 활용하여야 한다. 특히, 특수 필터를 사용하지 않은 망원경으로 태양을 보면 바로 실명할 수 있으니 각별한 주의가 필요하다. 우리나라 주요도시의 부분 일식 관련 시간은 아래와 같다. 우리나라의 주요 지역인 서울,대전,대구,부산,인천,광주,울산,세종,제주도,울릉도,독도에 대한 부분 일식관련 시작, 최대, 종료 시간과 가려지는 면적비율 퍼센트, 식분 퍼센트)의 내용을 확인하실 수 있습니다. 지역 시작 최대 종료 가려지는 면적비율 (%) 식분 (%) 서울 10:10:58 10:44:38 11:19:07 3.5 9.4 대전 10:05:44 10:43:42 11:22:49 5.0 12.0 대구 10:04:22 10:45:26 11:27:48 6.2 14.0 부산 10:01:54 10:45:26 11:30:25 7.4 15.8 인천 10:10:20 10:43:56 11:18:22 3.4 9.4 광주 10:00:26 10:40:58 11:22:55 6.1 13.9 울산 10:03:28 10:46:25 11:30:46 7.1 15.3 세종 10:06:46 10:43:54 11:22:05 4.6 11.5 제주도 09:53:31 10:37:54 11:24:10 8.2 16.9 울릉도 10:12:17 10:52:12 11:33:04 5.6 13.0 독도 10:11:48 10:53:50 11:36:52 6.5 14.4 ※가려지는 면적비율 : 달에 가려지는 태양 면적의 비율※식분 : 달에 가려지는 태양 지름의 비율 문의전화 ☎ 042-869-5812 우주측지그룹 박한얼 선임연구원
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■ 한국천문연구원(원장:한인우)은 2016년 1월 18일자로 아래와 같이 인사이동을 실시한다. - 아래 - - 광학천문본부장 : 경재만(景在萬), 만 49세   - 우주과학본부장 : 조경석(趙京錫), 만 47세   - 행정부장 : 곽우근(郭雨根), 만 54세   - 우주위험감시센터장 : 조중현(曺重鉉), 만 51세   [자료문의] ☎ 042-865-3327 한국천문연구원 인사팀장 신용태
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대마젤란은하 내 별탄생 영역에 대한 자기장 분포를 보여주는 근적외선 편광목록 공개 이미지
한국천문연구원(원장:한인우)은 대마젤란은하의 별 탄생 영역에 대한 근적외선 편광관측을 통해 2,000여개 별들의 근적외선 편광목록을 작성하였고, 이를 활용하여 별 탄생 영역의 자기장 구조와 먼지입자들의 연관성에 대해 알아냈다고 밝혔다. 천문학 분야의 권위 있는 학술지 '천체물리학 저널 증보⑴'에 1월 8일 게재된 이번 연구결과는 대마젤란은하 내 자기장 구조를 밝히고 천체물리학적 현상들을 이해하는데 활용될 것으로 기대된다. 이번 연구는 한국천문연구원(정웅섭 박사), 경희대학교, 동경대학, 나고야대학으로 구성된 국제연구팀이 진행하였으며, 남아프리카 공화국에 있는 1.4m 적외선 망원경 IRSF⑵ 를 활용하여 대마젤란은하 북동쪽의 별 탄생 활동이 활발한 0.75평방도⑶의 영역에 대해 적외선 편광관측을 통해 얻은 결과이다. 이번 연구를 통해 최초로 정리된 2,000여개 별들에 대한 근적외선 편광 목록은 기존의 가시광, 전파 등 다른 파장의 편광 관측 자료와의 비교연구에 활용할 수 있는 자료이다.   [그림1] 대마젤란은하의 가시광 영상(좌)[사진제공: 카미야 모토노리]에서 이번에 관측된 근적외선 영역 (좌)과 표시된 두 영역에 대한 편광분포들 (우) (푸른 선: 편광 방향 및 세기). 약 0.75평방도 지역의 2,000여개 별에 대한 근적외선 편광목록을 공개 □ 광범위한 영역에 대한 근적외선 편광 자료는 한국천문연구원이 참여한 아카리 적외선 우주망원경⑷ 자료를 포함한 기존 적외선 우주망원경 관측 자료들과의 비교 연구를 통해 대마젤란은하 별 탄생 영역에서 큰 구조로 편광을 발생시키는 주요한 요인이 자기장과 정렬된 먼지입자들에 의한 편광임을 밝혔다. 이러한 편광 패턴들은 먼지성운들의 구조와 일치하고 있으며, 일부는 기존에 발견된 거대 구조와 연관이 있을 수 있음을 확인하였다. [그림2] 대마젤란은하 내 북동쪽영역의 두 지역에 대한 근적외선 편광벡터들의 분포 (점선: 관측 영역, 푸른 선: 편광 방향 및 크기, P1~P4: 큰 규모의 편광패턴). 배경 이미지는 먼지입자들의 분포를 보기 위해 활용한 적외선 우주망원경 스피쳐로 얻은 영상, 각 지역 내의 P1 ~ P4까지 편광패턴들과 잘 일치함. □큰 구조를 가진 편광 패턴들의 크기는 약 330광년이며 3 ~ 25μG⑸ 정도의 자기장 세기를 가지고 있는 것으로 측정되었고, 이는 대마젤란은하 내에 있는 성운들이 뭉쳐있는 성운 복합체에서 보이는 특성이다. □이 목록에 대한 제작을 주도한 한국천문연구원 정웅섭 박사는 “대마젤란은하의 2,000여개의 별들에 대해 새로 얻어낸 근적외선 편광목록을 통해, 큰 구조를 가진 편광패턴이 은하 내의 자기장과 정렬된 먼지입자들에 의한 것임을 확인하였다. 이 목록은 다른 다파장 관측 자료들과의 비교연구로 마젤란은하 내에 있는 자기장 구조를 밝히고 여러 천체물리학적인 현상들을 이해하는데 유용하게 쓰일 것으로 기대된다”고 설명하였다. □향후 연구팀은 이번에 공개한 근적외선 편광목록을 토대로 한국천문연구원이 개발한 과학기술위성 3호 주탑재체인 다목적적외선 영상관측시스템(이하, MIRIS, Multi-purose InfraRed Imaging System)로 얻은 파셴 α선 우주 관측 영상과의 비교연구를 통해 성간먼지 소광이 편광 특성에 미치는 영향을 분석할 예정이다.     [그림3] 같은 지역에 대한 MIRIS 적외선관측으로 얻은 3색 필터 영상 (I, H, 파센 α선)과 근적외선 편광목록에서 얻은 편광 분포 (녹색선들). 붉은 색이 파센 α선으로  관측된 영상이며, 활발한 별탄생 활동이 이루어지고 있는 밝은 파센 α선 주변으로 편광 분포가 정렬이 되어 있음을 확인할 수 있다.  ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ̄ ⒧ 천체물리학 저널 증보(Astrophysical Journal Supplement Series) : 천체물리학저널 증보는 톰슨 JCR 영향력지수(impact factor)가 11.215(2014년 기준)인 SCI 저널로서, 천문학분야 최상위 10% 내의 권위 있는 학술지이다. ⑵ 적외선 망원경 IRSF (Infrared Survey Facility): 일본 나고야 대학에서 남아프리카 공화국에 운영하고 있는 적외선 관측에 최적화된 1.4m 지상 망원경으로 넓은 탐사 관측을 위해 적외선 영상 카메라가 부착되어 있다.  ⑶ 0.75평방도 : 지구에서 본 달 면적의 약 3배 정도 영역임. 달의 각지름은 약 0.5도, 시면적은 0.25평방도 ⑷ 아카리 적외선 우주망원경: 일본에서 2006년에 발사한 68cm 구경을 가진 적외선 우주망원경으로 근적외선 ~ 원적외선 영역에서 영상 및 분광 관측을 수행하였다. 특히, 중적외선 및 원적외선에서 전천탐사지도를 완성하였다. 한국에서는 서울대를 중심으로 자료처리파이프라인 구축 및 과학연구를 통해 국제 협력을 수행하였다. ⑸ 3 ~ 25μG : 지구 표면 자기장 세기의 약 수 만분의 일 정도. 지구 표면 자기장 평균 세기는 0.5G 정도임. [참고자료] 1. 논문명 : Near-Infrared Polarization Source Catalog of the Northeastern Regions of the Large Magellanic Cloud 2. 논문저자 : 김재영(제 1저자, 경희대 박사과정), 정웅섭 박사(제 2저자 및 교신저자, 천문연), 박수종 교수(공저자, 경희대), 박원기 박사(공저자, 천문연),타무라 모토히데 박사(공저자, 일본 동경대) 3. 대마젤란은하   남반구의 황새치자리와 테이블산자리에 걸쳐서 볼 수 있는 왜소 은하로, 태양계로부터 약 16만 광년 거리에 위치해 있다. 근처의 소마젤란은하와 함께 우리은하의  위성 은하이다. 우리나라에서는 볼 수 없고, 남반구에서 관측할 수 있다. 4. 편광   천체에서 방출된 빛이 통과하는 지역의 특성에 의해 전자기파가 특정한 방향성 (선형, 원형, 또는 타원형)을 가지며 전파되는 현상을 말한다. 성간 자기장이 존재하는 경우우주공간에 있는 먼지들에 의하여 편광이 일어나며, 가시광, 근적외선 및  전파 영역에서 관측된다. 가시광에 비해 근적외선 편광은 성간 소광의 영향을 덜 받기 때문에 더 멀리 있는 별에서 방출되는 빛의 편광도 관측할 수 있는 이점이 있다. 5. 성간 소광 방출된 빛이 관측자에게 도달하는 과정에서 경로 상에 놓인 물체에 의해 흡수되거나 산란 되어 빛의 양이 감소하는 현상을 말한다. 우주공간에 있는 먼지들이 먼 곳에서 오는  별빛들을 어둡게 하며, 빛의 파장이 길수록 성간 소광이 덜 하다.   [자료문의] ☎042-865-3204 한국천문연구원 우주과학본부 우주천문그룹장 정웅섭
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■ 한국천문연구원(원장:한인우)은 2016년 1월 1일자로 아래와 같이 인사이동을 실시한다. - 아래 -  -  선임본부장 : 한원용(韓源用), 만 59세.  -  이론천문연구센터장 : 류동수(柳東秀), 만 55세. ※ 현 UNIST 교수, 한국천문연구원 겸직연구원 [자료문의]☎ 042-865-3327 한국천문연구원 인사팀장 신용태
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새해 첫 해돋이, 몇 시에 뜨나? - 한국천문연구원, 2016년 1월 1일 해돋이 시각 예보 -  이미지
■ 한국천문연구원(원장: 한인우)은 주요지역의 2015년 12월 31일 해넘이 시각 및 2016년 1월 1일의 해돋이 시각을 발표했다. 2016년 떠오르는 새해 첫 해는 아침 7시 26분 18초에 독도에서 가장 먼저 볼 수 있으며, 7시 31분 17초 울산 간절곶과 방어진을 시작으로 내륙지방에서도 볼 수 있다. 한편, 2015년 12월 31일 가장 늦게 해가 지는 곳은 신안 가거도로 17시 39분 53초까지 지는 해를 볼 수 있고, 육지에서는 전남 진도의 세방낙조로 17시 34분 52초까지 볼 수 있다. 발표한 일출시각은 해발고도 0m를 기준으로 계산된 시각으로 고도가 높을수록 일출시각이 빨라져 해발고도 100m에서의 실제 일출시각은 발표시각에 비해 2분가량 빨라진다. (첨부1의 표1 참고) 일출이란 해의 윗부분이 지평선(또는 수평선)에 나타나기 시작할 때를 의미하고 일몰이란 해의 윗부분이 지평선(또는 수평선) 아래로 사라지는 순간을 의미한다. 기타 지역의 일출·몰 시각은 한국천문연구원 천문우주지식정보 홈페이지의 생활천문관에서 찾아볼 수 있다. (astro.kasi.re.kr) 2015년 12월 31일 해넘이 시각 및 2016년 1월 1일 해돋이 시각은 아래 첨부파일을 참조해주세요.   문의전화 ☎ 042-869-5812 우주측지그룹 박한얼 선임연구원  
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과학기술위성 활용 과학연구 주요 성과 발표 이미지
한국천문연구원(원장:한인우)은 2003년과 2013년에 각각 발사하여 과학관측임무를 수행한 과학기술위성 1호와 3호의 주탑재체를 활용하여 얻어낸 주요 우주천문학 연구 성과 및 계획을 발표하였다. 과학기술위성 1호의 주탑재체인 원자외선 분광기(이하, FIMS, Far-ultraviolet Imaging Spectrograph)는 국내 최초의 원자외선 우주망원경으로 한국천문연구원, 한국과학기술원, 미국 버클리 대학의 공동 연구로 개발되었다. 한국천문연구원은 FIMS를 활용하여 우리은하의 원자외선 배경복사 전천지도와 우리은하의 밝은 별들에 대한 원자외선 스펙트럼 목록을 만들었고, 초신성 잔해, 수소분자 구름, 성간 먼지 연구 등의 주제에 대한 연구를 진행하였다. 과학기술위성 3호의 주탑재체는 한국천문연구원이 개발한 국내최초의 적외선우주망원경인 다목적적외선 영상관측시스템(이하, MIRIS, Multi-purose InfraRed Imaging System)이며, 이를 활용하여 최근까지 관측연구를 수행하였다. 이를 통해 얻은 관측 데이터를 활용하여 우리은하 고온가스 분포 조사 및 은하의 기원 등에 대한 연구를 진행할 예정이다. 한국천문연구원은 과학기술위성 시리즈 이후 2012년부터 시작된 차세대 소형위성 시리즈의 주탑재체 중의 하나인 근적외선 영상 분광기(이하, NISS, Near-infrared Imaging Spectrometer for Star formation history)의 시험인증모델을 개발하였고, 이를 보완한 비행 모델을 개발 하여 차세대 소형위성 1호에 실어 2017년 발사할 예정이다. 과학기술위성 1호 주탑재체 원자외선 분광기 FIMS 개요 과학기술위성 1호는 국내 기술로 개발된 국내 최초의 우주관측 위성으로 2003년 9월에 발사되어 2005년 5월까지 약 2년 동안 관측 임무를 수행하였다. 과학기술위성 1호의 주탑재체인 FIMS는 국내 최초의 원자외선 우주망원경으로 한국천문연구원, 한국과학기술원, 미국 버클리 대학의 국제 공동 연구로 개발되었다. FIMS의 주요 연구목적은 우리은하 안에 있는 고온의 기체를 관측함으로써 우리은하의 진화 원리를 규명하는데 있다. 1974년 코페르니쿠스 인공위성은 우리은하 성간물질에 상당량의 고온 기체가 존재한다는 것을 발견하였는데, 이런 고온 기체의 거시적 구조와 생성원인이 무엇인지 현재까지도 정확하게 밝혀지지 않고 있다. FIMS 이전에도 이러한 고온 기체 관측을 목적으로 하는 많은 우주 망원경 HST(허블 우주 망원경, Hubble Space Telescope), IUE(International Ultra-violet Explorer)의 관측이 이루어졌으나, 이들은 모두 시야각이 좁기 때문에 매우 한정된 지역에 대한 관측만 수행하였다. FIMS는 기존 관측의 문제점을 보완하고자 넓은 시야로 우리은하 전천의 고온 기체를 관측했을 뿐만 아니라, 동시에 스펙트럼 관측을 수행하여 여러 가지 이온화 상태의 가스들을 구분하는데 성공하였다. FIMS가 임무종료한지 10년이 되는 올해까지, 이를 활용한 과학 연구의 성과로서 천체물리학저널(Astrophysical Journal) 등 세계적 명성의 SCI 국제 전문학술지에 38편의 논문이 게재 되었고, 국제 프로시딩 논문 51편, 국내 전문학술지에 21편의 논문이 게재되었다. FIMS는 고온의 초신성 잔해 관측연구, 수소분자 구름 및 성간먼지 분포 연구, 자외선 파장 별목록 작성 등의 분야에서 세계적으로 괄목할만한 연구성과를 발표하였다. 과학기술위성 1호 주탑재체 원자외선 분광기 FIMS 대표 연구 사진 우리은하의 원자외선 배경복사 전천지도 돛자리 초신성 잔해 (Vela supernova remnant) 영상 돛자리 초신성 잔해의 X-ray 영상과 FIMS로 관측한 산소 기체 영상(등고선). 급격히 팽창하는 초신성의 분출물과 성간물질의 충격파에 의해 100만도 이상으로 가열된 고온 기체에서 X-ray가 관측이 되며, 충격파의 감속과 함께 약 30만도로 식은 고온의 산소 기체에서 방출되는 원자외선이 함께 관측되었다.  우리은하의 밝은 별들의 원자외선 스펙트럼 목록 FIMS로 관측한 532개의 밝은 별들의 위치. 배경은 FIMS로 관측한 전천 하늘의 노출 시간이며 네모는 FIMS가 최초로 발견한 70개의 별, 세모는 기존보다 잘 관측된 139개의 별, 플러스는 FIMS보다 잘 관측된 기존의 323개의 별을 나타낸다. HD 63922의 원자외선 스펙트럼으로 검은색은 FIMS, 붉은색은 IUE, 파란색은 UVSST의 스펙트럼을 나타낸다.  FIMS가 최초로 관측한 HD 84567의 원자외선 스펙트럼 중의 하나이다.  과학기술위성 1호 주탑재체 원자외선 분광기 FIMS 주요 과학연구 성과들의 주제별 설명 초신성 잔해 : 무거운 별은 진화의 마지막 단계에서 엄청난 양의 물질과 에너지를 방출하는데, 이때의 밝기는 은하 전체의 밝기와 비슷하며, 이를 초신성이라고 부른다. 철보다 무거운 원소들은 초신성 폭발로만 만들어지고, 새로이 만들어진 원소들은 다시 별들의 재료가 됨으로써 은하가 한 단계 진화를 하게 된다. 초신성의 잔해는 수 만년에서 수백만 년까지 관측되는데, 초신성 잔해에 의한 충격파가 있는 부분에서 고온 기체에 의한 자외선 방출선들이 관측된다. FIMS는 우리은하의 여러 초신성 잔해들(돛자리 (Vela), 백조자리 (Cygnus), 이리자리 (Lupus), 펌프자리 (Antlia), 오리온-에리다누스 (Orion-Eridanus), Monogem ring, G65.3+5.7, RCW 114)을 관측함으로써 초신성 잔해와 성간물질간의 상호작용과 진화 과정을 밝혀내었다. 수소분자 구름: 우리은하 성간물질의 80%는 수소원자가 차지하며, 나머지 20%는 수소분자로 존재한다. 그러나 수소분자가 우주에서 가장 많이 존재하는 분자임에도 불구하고 무극성 분자이므로 관측이 어렵기 때문에, 관측이 쉬운 일산화탄소(CO) 등으로 간접적으로 예측되었다. 그러나 FIMS의 자외선 영역에서는 수소분자 형광방출선이 관측되므로 수소분자의 직접적인 관측이 가능하다. FIMS는 황소자리(Taurus) 구름, 뱀주인자리(Ophiuchus) 구름 등 별 탄생이 가능한 고밀도 수소분자 구름 지역뿐만 아니라, 초신성 잔해들에서도 수소분자를 관측하였으며 그 환경을 분석하였다. 또한 수소분자는 은하 전반에서 관측되었기 때문에 FIMS를 이용한 수소분자의 우리은하 전천 분포 영상이 제작될 예정이다. 성간 먼지: 우리은하의 원자외선 배경복사의 대부분(약 80%)은 성간 먼지에 의해 산란된 별 빛이 차지한다. 성간 먼지는 수소분자의 촉매제로서 별의 탄생에 필수적인 요소이다. 또한 성간 먼지는 별빛을 흡수하고 산란시킴으로서 별빛을 차단하며, 흡수된 빛은 더 긴 파장의 빛으로 재 방출함으로써 스펙트럼을 변형시킨다. 별 빛의 복사 전달 시뮬레이션을 수행하여 FIMS로 관측된 원자외선 배경 복사 영상을 재현함으로써 성간 먼지의 공간 분포 및 산란 성질을 알아내었다. 이런 연구는 결국 기존의 성간 먼지의 성분 및 크기 분포 모델과 비교함으로써 우리은하에 대한 보다 정확한 이해를 가능하게 할 것이다. 별 목록 작성: FIMS는 우리은하 전천 관측을 수행하면서 자연스럽게 수많은 별들이 관측되었다. 원자외선에서 보이는 별들은 아주 크고 밝은 별들인데, 현재까지 약 1만여 개의 별들에 대한 원자외선 스펙트럼이 존재한다. FIMS는 70개의 새롭게 발견된 별과 139개의 기존보다 잘 관측된 별의 원자외선 스펙트럼 목록을 제작하였다. 이 정보는 논란이 되는 밝은 별들의 분광 유형 연구나, 성간물질에 의한 소광 연구에 적용 가능하다. 과학기술위성 3호 주탑재체 다목적 적외선 영상관측시스템 MIRIS 개요 과학기술위성 3호는 국내기술로 개발하여 2013년 11월 발사 이후 2년간 과학관측을 수행하고 최근 임무를 종료하였으며, 주탑체체로서 한국천문연구원이 개발한 국내최초의 적외선우주망원경 MIRIS를 활용하여 우리은하와 초기 우주진화를 위한 관측연구를 수행하였다. MIRIS의 우주관측 적외선카메라는 계획하였던 우리은하 탐사 및 우주 배경복사 탐사임무를 성공적으로 수행하였으며, 현재 과학연구를 위한 정밀 보정작업 및 데이터 분석 시스템 구축 작업 등이 진행되고 있다. 조만간 우리은하의 고온가스 분포 연구 및 은하의 기원, 우주탄생 초기 별들의 공간 분포 등에 대한 우주천문학 연구의 자료로 활용될 예정이다. 과학기술위성 3호 주탑재체 다목적 적외선 영상관측시스템 MIRIS 대표 연구 사진 지상에서 촬영한 발머α선 관측 영상(위, Finkbeiner 2003)과 우주에서 과학기술위성 3호가 촬영한 파셴α선 관측 영상(가운데)을 비교할 때, 지상 관측으로 획득하기 어려운 우주 구조에 관한 정보를 획득할 수 있다. 아래 오른쪽: 용골자리 성운(Carina Nebula)은 지구에서 약 6,500~10,000광년 떨어진 곳에 위치한 성운으로 용골자리 에타별(태양 질량의 100배 이상) 등 무거운 별들이 많이 모여 있다. 아래 왼쪽: 심장 성운(Heart Nebula)과 영혼 성운(Soul Nebula)는 카시오페이아자리에 위치하고 있고 지구에서 약 7,500광년 떨어져 있다. 이 둘은 성운 안에 존재하는 밝은 별들에 의하여 이온화된 수소 기체로 이루어져 있는 발광성운이다. 아래 왼쪽의 원은 보름달의 크기에 해당한다. MIRIS 우주관측카메라로 관측한 용골자리 성운 영역 영상   용골자리 성운(Carina Nebula) 영역에 대한 지상 관측 발머α선 영상(위, Finkbeiner 2003)과 MIRIS 우주관측카메라의 파셴α선 영상(아래)을 비교할 때, MIRIS 우주관측카메라의 파셴α선 영상에서는 지상의 발머α선 영상에 비하여 성운의 실 모양 구조(filamentary structure)와 물방울 모양 구조(blob) 등 세부까지 확인할 수 있다.    우주배경복사 관측 영상(황도북극 방향 광역 영상)  적외선우주배경복사 연구를 위하여 관측한 황도북극 방향 광역(10°×10°) 관측 영상. 왼쪽은 1.1 μm, 오른쪽은 1.6 μm 영상이다. 영상 내 대부분의 천체는 별이다. 이 영상에서 별과 성간물질의 영향 등을 제거하고 난 후 우주 초기 천체들의 생성과 진화에 대하여 연구할 수 있다. 아래 왼쪽의 원은 보름달의 크기에 해당한다.   혜성 C/2014 Q2 (Lovejoy) 관측 영상  혜성 C/2014 Q2 (Lovejoy)가 태양에 가까워질 때(2015년 1월 12일) 관측한 I 밴드(왼쪽)와 H 밴드(오른쪽) 영상 혜성 C/2014 Q2 (Lovejoy)가 태양에서 멀어질 때(2015년 2월 27일) MIRIS 우주관측카메라로 관측한 I 밴드(왼쪽)와 H 밴드(오른쪽) 영상 형위성 시리즈 주탑재체 근적외선 영상 분광기 NISS 계획 NISS 탑재체와 이를 탑재한 차세대 소형위성 1호 모습 : 반사망원경으로 비축 광학계를 채용한 근적외선 영상분광기 NISS 시험 인증모델 모습 (좌)과 차세대 소형위성 1호에 탑재된 모습 (우)   문의전화 ☎ 042-865-3219 우주천문그룹 한원용 책임연구원  
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