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“아름다운 우주사진들 다 모여라!” -  제24회 천체사진공모전 수상작 발표 이미지
■ 한국천문연구원(원장:한인우)이 제24회 천체사진공모전의 결과를 발표했다. 이번 공모전에서는 총 122점의 작품이 출품됐으며, 이길재 씨의 ‘백조자리 중심부’가 대상을 차지했다. - 올해는 사진뿐만 아니라 그림, 동영상까지 함께 공모하였으며, 주제는 심우주(Deep sky)·태양계·지구와 우주 분야로 나뉘어졌다. 응모작 중 25개 작품이 수상작으로 선정됐다. - 이번 대회의 심사위원들은 “디지털 시대에 걸맞게 다양한 분야에서 새로운 도전과 시도들이 돋보였다”며 “해를 거듭할수록 작품수준이 전반적으로 높아져 수상작 선정이 다소 어려웠지만, 국민들의 우주에 대한 관심이 점점 높아져 보람을 느낀다”며 심사 소감을 전했다.   더불어 “심우주 분야의 출품작이 줄어든 이유는 점점 밝아지는 밤하늘 때문일 것이다”고 분석해 광공해 문제를 언급했으며, “풍경을 담은 천체사진이나 동영상은 생활 중에서도 즐길 수 있기에 더 많은 사람들이 도전하길 기대해본다”고 밝혔다. - 수상자들에게는 상패와 상금이 수여되며, 특별히 대상 수상자에게는 미래창조과학부장관상과 상금 200만 원이 수여된다. 시상식은 7월 중에 개최될 예정이다. - 한편, 한국천문연구원의 천체사진공모전은 아름답고 신비한 천체사진 및 그림, 동영상 등의 콘텐츠를 통해 천문학에 대한 공감대를 확산시키고자 매년 실시되고 있으며, 올해로 24회를 맞았다. ■ 공모전 수상작들은 한국천문연구원 홈페이지(www.kasi.re.kr)에서 확인할 수 있다.     [사진] 대상수상작인 백조자리 중심부, 이길재    [문의] ☎ 042-865-2195, 글로벌협력실 정해임
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만기형별 주변 분자선 전파, 한일 공동의 우주전파관측망으로 포착하다 - 한일공동연구그룹, 만기형별 주변 일산화규소 메이저선의 고정밀 영상관측에 성공 이미지
■ 별들도 저마다 탄생과 죽음의 과정을 겪는다.    태양 질량의 1~8배 질량을 가진 별이 늙어서 사멸단계로 접어들면 별 바깥부분의 물질을 서서히 우주로 날려버린다. 한일 공동 우주전파관측망이 이 부분의 고정밀 관측에 성공해 별의 마지막 진화 과정에 대한 구체적인 증거를 찾게 됐다.    ■ 한국천문연구원(원장:한인우)은 한일 공동 우주전파관측망인 KaVA를 이용하여 만기형별 ‘WX Psc’ 주변에서 발생하는 일산화규소(SiO) 분자가 내는 메이저의 고정밀 영상관측에 성공했다고 밝혔다.   - 별의 마지막 진화 단계인 만기형별(late-type star)은 주변 외피층이 발달해 이곳에서 형성된 일산화규소(SiO), 물(H2O), 수산화기(OH) 분자들로부터 강한 전파인 메이저(MASER, microwave amplification by stimulated emission of radiation)선을  방출한다. 이번에 관측한 만기형별 ‘WX Psc’는 지구에서 약 1900광년 떨어진 물고기자리에 위치한 별로 일산화규소(SiO), 물(H2O), 수산화기(OH) 세 분자의 메이저선을 함께 내는 대표적인 천체이다. 이와 같은 메이저를 관측하면 별 주변의 물리적 환경과 물질 방출에 대한 중요한 단서를 얻을 수 있고, 그에 따른 별의 마지막 진화 과정을 연구할 수 있다. 이중 7mm 파장대의 일산화규소 메이저선은 많은 관측과 활발한 이론 연구가 진행 중인 분야다.   - 본 관측에 활용된 KaVA(KVN and VERA Array)는 한일 공동의 초장기선 전파간섭계(VLBI, Very Long Baseline Interferometer) 관측망이다. 특히 한국우주전파관측망(KVN)이 구성하는 짧은 기선들은 이전의 다른 전파간섭계 관측에서 놓친 메이저의 확장구조를 검출하여 보다 풍부하고 자세한 메이저 구조와 공간분포를 보여주었다.   - ‘WX Psc’관측 결과, 중심별 주위에서 발생하는 일산화규소의 두(v=1, v=2) 메이저선의 공간분포는 전형적인 링 구조를 보이며 각 각의 메이저 발생영역이 많이 중첩되어 있음을 보이나 평균적으로는 v=2 메이저가 v=1 메이저보다 중심별에 가까운 영역에서 발생하는 것을 확인했다.   - 이 결과는 두 일산화규소 메이저가 물리적으로 서로 밀접하게 연관되어 있다는 기존의 학설을 보다 명확히 검증한 연구결과다. 빛으로 볼 수 없는 만기형별 광구 가까이의 복잡한 물리적 현상과 일산화규소 메이저의 발생 원리를 연구하는 데 중요한 단서가 된다.       그림 1. 만기형별 ‘WX Psc’ 주변에서 발생하는 v=1(청색)과 v=2(적색) J=1-0 SiO 메이저에 대한 KaVA 관측 영상(2012년 4월 관측). 두 SiO 메이저가 서로 매우 비슷한 공간분포와 전형적인 링 구조를 보이며 일부 영역에서는 물질분출을 암시하는 모습도 보인다. 특히 두 SiO 메이저의 시선 속도에 따른 공간분포가 서로 비슷한 것은 이 메이저들이 물리적으로 강하게 연관되어 있음을 암시한다.     그림 2. 두 메이저를 링 중심(별 중심)을 기점으로 서로 중첩해본 결과 평균적으로 v=2(적색) 메이저가 v=1(청색) 메이저보다 0.5 밀리각초(4.6×107km:0.3AU) 정도 중심별에 더 가까운 영역에서 발생하고 있음을 보여주었다.   - 만기형별 연구그룹을 이끌고 있는 한국천문연구원 조세형 연구위원은 “KaVA는 높은 공간 분해능을 제공하는 일본 VERA의 긴 기선과 플럭스(flux) 손실을 줄이는 짧은 한국의 KVN 기선이 조합해 타 관측결과 보다 자세하고 정확한 메이저의 공간분포를 제공하였다”며 “한일 공동 우주전파관측망의 세계적인 성능을 입증한다”고 전했다.   - KaVA를 통해 대표적인 연구결과를 내기 위해 2011년 별탄생영역, 만기형별, 활동성은하핵 분야별로 한일공동 과학연구 워킹그룹이 구성됐다.   이번 연구결과는 한일공동 과학연구 워킹그룹의 활동 중 별탄생영역, 활동성은하핵 분야에 이은 만기형별 분야의 첫 번째 연구결과로, 미국 천체물리학저널(The Astrophysical Journal of American Astronomical Society)에 게재되었다. 해당 연구는 한일 양국의 만기형별 연구그룹을 이끌고 있는 한국천문연구원 조세형 연구위원과 일본 가고시마대학 이마이 히로시 교수를 비롯하여 한국천문연구원 윤영주 선임연구원, 김재헌 박사후 연수원, 일본국립천문대 아사끼 요시하루 교수 등의 공동연구로 진행되었다.   - 한편, 만기형별 연구그룹은 그간의 메이저선 탐색 영상관측 결과를 토대로 앞으로 15~20개 만기형별을 선정, 수년에 걸친 메이저 모니터링 관측을 통해 질량방출 과정 등 별의 마지막 진화 과정을 계속적으로 파헤쳐나갈 예정이다.   (참고자료 1) 한일 공동 우주전파관측망 KaVA(KVN and VERA Array) 한국천문연구원이 운영하는 한국우주전파관측망 KVN(Korean VLBI Network)과 일본국립천문대가 운영하는 VLBI 관측망 VERA(VLBI Exploration of Radio Astrometry)가 결합된 한일 공동의 VLBI(Very Long Baseline Interferometer) 관측망이다. 즉 서울 연세대, 울산 울산대, 제주 탐라대에 설치된 21m 전파망원경 3기로 구성된 KVN과 일본 미즈사와, 이리키, 이시가끼시마, 오가사와라에 설치된 20m 전파망원경 4기 로 구성된 VERA가 결합된 7기의 전파망원경에 의한 VLBI 관측망으로 그 가장 긴 거리(미즈사와-이시가끼시마)인 약 2300km 직경에 해당하는 전파망원경으로 관측하는 효과를 낼 수 있다. KaVA는 2010년 한국천문연구원과 일본국립천문대 사이 VLBI 상호협약에 의해 구축되었다. 그간 시험관측 단계를 거쳐 현재는 한국, 일본은 물론 동아시아 지역 전체의 천문학자들과 공동 이용 중이다. - KaVA 홈페이지 주소 : http://radio.kasi.re.kr/kava/main_kava.php   (참고자료 2) VLBI(초장기선 전파간섭계)VLBI(초장기선 전파간섭계, Very Long Baseline Interferometer)는 수백~수천 킬로미터 떨어진 여러 대의 전파망원경으로 동시에 같은 천체를 관측하여 전파망원경 사이의 거리에 해당하는 구경을 가진 거대한 가상의 망원경을 구현하는 방법이다. 전파간섭계 해상도는 망원경의 떨어진 거리에 비례하여 향상된다. VLBI를 이용하면 허블 우주망원경, 스바루 망원경 등 대형 광학망원경보다 수십 배 이상의 높은 해상도로 천체를 관측하는 것이 가능하다.   (참고자료 3) 만기형별 ‘WX Psc’태양 질량의 1~8배 질량을 가진 별이 진화하여 사멸단계로 접어들면 별이 커지고 역학적으로 불안정해지면서 맥동을 통해서 별을 이루고 있던 물질을 성간공간으로 많이 방출하기 시작한다. 이 단계 별들은 만기형 거성으로 분류되며 별 주변 외피층으로부터 일산화규소(SiO), 물(H2O), 수산화기(OH) 분자의 강한 메이저선이 방출된다. 이번에 관측한 만기형별 ‘WX Psc’는 지구에서 약 1900광년 떨어진 물고기자리에 위치한 약 660일 주기의 변광성으로 위 세 분자의 메이저선을 함께 내는 대표적 천체이다.   (참고자료 4) 메이저메이저(MASER, microwave amplification by stimulated emission of radiation)는 레이저(LASER, light amplification by stimulated emission of radiation)와 파장영역이 다를 뿐 발생기작은 동일하다. 분자나 원자는 안정된 상태에서 낮은 에너지 레벨에 더 많은 확률로 분포하고 있지만 외부의 어떤 자극(pumping)에 의해 높은 에너지 레벨의 분포가 낮은 에너지 레벨의 분포보다 많아지는 에너지 레벨 분포의 역전(inversion)이 일어날 수 있다. 역전이 일어나면 이 매질을 통과하는 빛이나 전파는 거리에 따라서 지수함수적으로 세기가 증폭된다. 이런 과정을 통해서 생성된 전파는 특정한 주파수에서 매우 강한 간섭성(coherence)을 보이며 그 세기가 상응하는 흑체복사보다 매우 강하다. 우주에서는 주로 만기형별, 별탄생영역, 활동성은하에서 방출되는 것이 관측되며 이들을 천문메이저(astronomical MASER)라고 부른다. 만기형별에서 발생하는 천문메이저는 별의 맥동주기에 따라서 세기가 변하기도 하며 분자의 종류나 그 천이선(들뜸에너지)별로 서로 다른 공간분포를 보여준다. 이를 통해 별 주변의 동역학적 특성을 연구할 수 있다.   (참고자료 5) 밀리각초와 AU 밀리각초(milliarcsecond)는 각을 재는 초의 1000분의 1 단위다. 천문학에서는 멀리 떨어진 천체 사이 거리나 크기를 실제로 재기 어려우므로 일반적으로 각으로 나타낸다. AU(Astronomical Unit)는 태양에서 지구까지 거리를 기준으로 재는 천문단위다. 1AU는 약 1.5×108km이다. 태양에서 목성까지 거리는 약 5.2AU이다.     [자료문의] ☎ 042-865-2168,  전파천문본부 전파천문연구그룹 윤영주 선임연구원 ☎ 042-869-5832,  전파천문본부 전파천문연구그룹 조세형 연구위원    
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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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