7월 14일 올해 가장 큰 달 □ 개요 ㅇ 한국천문연구원은 올해 가장 큰 둥근달(망望)을 7월 14일에 볼 수 있다고 밝혔다. 구체적으로 가장 큰 달은 7월 14일 새벽 3시 38분 달이다. 한편, 올해 가장 작은 둥근달은 1월 18일의 달(망 8시 48분)이었다. 올해의 가장 큰 달과 작은 달의 크기는 약 12% 정도 차이가 난다. □ 이유 ㅇ 지구상에서 달의 크기가 다르게 보이는 이유는 달이 지구 주위를 타원 궤도로 돌기 때문이다. 지구와 달 사이의 거리가 가까우면 달이 커 보이고 멀면 작게 보인다. 둥근달 가운데 7월 14일 뜨는 달이 가장 크게 보이는 이유는 달과 지구의 거리가 다른 둥근달이 뜨는 날과 비교하여 더 가까워지기 때문이다. ㅇ 7월 14일 뜨는 둥근달이 지구와 가장 가까워질 때의 거리는 약 35만 7,418km로 지구-달 평균 거리인 38만 4,400km보다 약 2만 7천km 가깝다. 지난 1월 18일에 뜨는 둥근달의 경우 약 40만 1,024km로 평균거리보다 약 1만 6천km 이상 멀어진다. ㅇ 달이 지구 주변을 타원궤도로 돌며 가까워지거나 멀어지는 주기인 1 근점월 (근지점에서 근지점)은 약 27.55일이고, 보름달에서 다음 보름달로 변하는 삭망월은 약 29.53일이다. 따라서 보름달일 때 근지점이나 원지점인 위치로 오는 주기는 규칙적이지 않기 때문에 매년 다른 달에 이러한 현상이 일어나게 된다. ㅇ 달과 지구의 물리적인 거리가 조금 더 가까워지긴 하지만 달이 크게 보이는 데에는 대기의 상태나 주관적인 부분도 작용하기에 육안으로는 특별한 차이를 못 느낄 수 있다. □ 달이 뜨는 시각 ㅇ 올해 가장 큰 달은 서울 기준 13일 19시 52분에 떠서 14일 3시 38분에 망이 되며, 14일 새벽 5시 16분에 진다.  ※ 다른 지역 월출·몰 시각은 한국천문연구원 천문우주지식정보 홈페이지(https://astro.kasi.re.kr/life/pageView/6) ‘생활천문관 - 월별 해/달 출몰시각’ 참고 [참고 그림] 그림1. 지구를 기준으로 태양과 달이 정반대편에 일직선으로 위치할 때 보름달을 볼 수 있으며, 타원 궤도를 도는 달이 근지점을 통과할 때 달이 더 커 보인다. 그림2. 보름달(제28회 천체사진공모전 수상작) 배정훈 그림3. 보름달(제25회 천체사진공모전 수상작) 고칠복 그림4. 보름달(제24회 천체사진공모전 수상작) 김석희

천문연 OWL-Net으로 관측한 누리호 우주물체       OWL-Net으로 관측한 누리호 우주물체들. 위쪽 사진(사진 1)이 누리호 발사체 3단이며, 아래 좌측(사진 2)은 더미위성, 우측(사진 3)은 성능검증위성이다. □ 개요 ㅇ 한국천문연구원(이하 천문연)은 우주물체 전자광학 감시 시스템(이하 OWL-Net, Optical Wide-field patroL Network)으로  누리호 발사 인공우주물체를 추적해 포착했다. 사진은 누리호 발사로 목표 궤도에 투입된 더미위성과 성능검증위성 그리고 발사체 3단이다. 누리호가 성능검증위성과 더미위성을 궤도에 무사히 올려놓은 것을 확인한 것이다.   ㅇ 천문연은 OWL-Net 중 모로코에 위치한 OWL-Net 2호기로 6월 21일 오후 8시 20분(한국시각)부터 추적을 시작해 6월 22일 12시 52분 3초와 13시 3분 26초 사이에 발사체 3단과 더미위성을 포착했고, 한국천문연구원 대전 본원에 위치한 OWL-Net 0호기로 6월 23일 3시 49분 36초부터 3시 50분 23초 사이에 누리호 검증위성을 포착했다.    ㅇ 성능검증위성은 통신이 되었기 때문에 운영기관에서 정보를 잘 알고 있지만 더미위성과 발사체 3단 부분은 궤도에 남는 우리나라 물체라 추적 관측이 의미 있다고 할 수 있다.   □ 이번에 포착된 우주물체의 경과 ㅇ 6월 21일 오후 4시 발사된 누리호는 발사체검증위성 및 더미위성을 고도 700km 궤도에 투입 성공했다. 6월 21일 오후 8시, 미국 합동우주사령부 연합우주작전센터(CSpOC)에서 3개의 우주물체(성능검증위성과 더미위성, 발사체 3단) 첫 궤도 정보를 공개했고, 이를 대한민국 공군이 천문연에게 전달해 OWL-Net으로 바로 추적을 시작해 포착에 성공했다.  □ 이번 누리호 우주물체를 촬영한 OWL-Net(우주물체 전자광학 감시 시스템) ㅇ OWL-Net(우주물체 전자광학 감시 시스템)은 과학기술정보통신부가 지정한 우주환경감시기관인 한국천문연구원이 운영하는 관측 시스템으로 우리나라 최초의 무인 광학 감시 전용 시스템이다. 인공위성과 소행성, 우주 잔해물 등 지구 주변의 우주물체를 관측하는 역할을 한다.   ㅇ 한국, 미국, 이스라엘, 모로코, 몽골에 각 관측소가 있으며, 한국천문연구원은 총 5개 관측소에서 수집한 데이터를 모아 총괄 관리, 운영 중이다. 각 시스템은 50cm 광시야 망원경과 CCD카메라, 고속 위성 추적 마운트로 구성돼 있다.  ㅇ OWL-Net으로 인해 그동안 미국에 의존하던 인공위성궤도 자료를 우리나라가 독자적으로 확보할 수 있는 능력을 갖추게 되었고 이 시스템을 활용하여 한반도 정지위성 및 우주잔해물 충돌 후보를 감시하는 데 활용하고 있다. 지구 주변의 우주물체를 감시하고 있는 OWL-Net 4호기(미국) -내용 문의- 한국천문연구원 우주위험감시센터 최은정 책임연구원(Tel : 042-865-3275) 한국천문연구원 우주위험감시센터 조성기 센터장(Tel: 042-865-3236)   -문의- 한국천문연구원 정책부 대국민홍보팀 정해임 팀장(Tel : 042-865-2195) 한국천문연구원 정책부 대국민홍보팀 정동민(Tel : 042-865-3280)

태양계 끝자락 맴도는 천체 26개 발견 - KMTNet 망원경으로 해왕성바깥천체 다수 발견  - - 태양 공전에 1,500여년이 걸리는 천체 2022 GV6 발견 - ■  한국천문연구원(이하 ‘천문연’)은 지난 2019년부터 최근까지 태양계 가장 바깥에 있는 무리의 천체 26개를 발견해, 소행성센터(Minor Planet Center)로부터 공인받았다. 이는 최근 3년간 천문학자들이 보고한 해왕성바깥천체(이하 TNO, Trans Neptunian Object) 86개 중 약 1/3을 차지한다. ※ TNO: 태양계 최외곽 행성인 해왕성 너머에는 태양계 초기의 역사를 간직한 많은 소천체들이 공전하며 이를 TNO라 부른다. 우리에게 가장 잘 알려진 TNO는 명왕성이다. □ 이번 발견은 천문연이 칠레, 호주, 남아공에서 운영 중인 외계행성탐색시스템(이하 KMTNet, Korea Microlensing Telescope Network) 중 칠레 관측소의 1.6m 망원경으로 이뤄냈다. 천문연 연구팀은 2019년부터 매년 4월경에 태양계 천체가 모여 있는 황도면을 집중 관측해, 최초 발견한 2019 GJ23을 비롯해 총 26개의 천체를 발견했다. □ 한 해 관측 결과로는 TNO의 대략적인 거리를 구할 수 있지만, 궤도를 알아낼 수 없어 여러 해에 걸친 관측이 필수적이다. 천문연은 KMTNet을 통해 17개의 천체를 최소 두 해 이상에 걸쳐 관측하는 데 성공했으며, 궤도 특성을 파악했다. (동영상 및 그림 참고) □ TNO는 너무 멀고 어둡기 때문에 대부분 대형망원경을 통해 발견한다. 다른 기관이 발견한 60개의 천체는 모두 KMTNet보다 구경이 큰 망원경으로 관측됐으며, 주로 4m급 내지 8m급 대형 망원경이 이용됐다. 이번 성과는 작은 체급에도 불구하고 자체 시설로 상대적으로 긴 시간을 투자해 이뤄낸 성과다. □ 태양계 초기 진화 당시 많은 천체들은 서로 충돌하거나 궤도를 바꾸는 이주 현상이 발생했다고 추측하고 있다. 그러나 TNO의 상당수는 태양계가 형성될 때부터 화석처럼 변하지 않고 같은 궤도를 돌고 있다. 따라서 동일한 궤도를 돌고 있는 TNO의 궤도 분포를 연구한다면 태양계 초기 역사를 파악할 수 있을 것으로 추정된다. □ 특히 천문연이 발견한 천체 중 2022 GV6(이공이이 지브이 육)는 공전주기가 1,538년에 달하는 것으로 추정한다. TNO 중에서도 희귀한 2022 GV6의 극단적인 궤도는 인류가 본격 탐색에 착수한 태양계 최외곽 지역의 소천체 분포를 통계적으로 이해하는 데 도움이 될 것으로 보인다. □ 이번 발견을 주도한 천문연 정안영민 박사는 “2022 GV6와 같이 특이한 공전주기를 가진 천체들을 많이 발견하여 태양계 역사의 비밀을 알아내고 싶다”며 “앞으로도 KMTNet으로 특이 천체 발견을 이어나갈 것”라고 말했다. □ 이 연구에 참여한 우주탐사그룹장 문홍규 박사는 “TNO에는 신화에 등장하는 인물이나 동물의 이름을 붙이는 것이 천문학계의 관례”라며, “이번에 정안 박사가 발견한 천체의 이름을 국민공모를 통해 정하는 방식을 고려 중이다”고 말했다.(보도자료 끝. 참고자료 있음.) [문의] 한국천문연구원 우주과학본부 정안영민 박사후연구원 (Tel: 042-869-5838) 한국천문연구원 우주과학본부 문홍규 책임연구원 (Tel: 042-865-3521) [참고자료 1] 그림 및 참고영상 그림 1. KMTNet 망원경으로 찍은 2022 GV6 관측 영상 RGB 합성을 위해 4분 노출로 촬영된 영상 30장이 사용됐다. 두 시간에 걸쳐 배경별 사이를 적-녹-청의 순서로 느리게 이동하는 2022 GV6의 희미한 모습이 보인다. 그림 2. KMTNet 망원경으로 찍은 2022 GV6 이동 영상. 영상 1. TNO 궤도 영상 다운로드 링크: http://210.110.233.66:8081/api.link/3d_baLIAHb_eRuMI_Q~~.mp4 (링크를 주소창에 복사하여 붙여넣고 엔터를 누르시면 다운로드가 진행됩니다.) [참고자료 2] 참고 설명 - AU(Astronomical Unit, 천문거리) 1AU = 지구와 태양 사이의 평균 거리로 약 1억 5천만 km -  해왕성바깥천체(TNO, Trans-Neptunian Object) 해왕성보다 태양에서 멀리 떨어진 천체로 궤도장반경(타원궤도의 긴 반지름)이 해왕성의 30.1AU보다 큰 천체를 말한다. 다만 이들 중 일부는 극단적으로 태양계 안쪽까지 들어와 혜성과 같은 궤도를 도는 천체가 있는데, 이들을 구분하기 위해 천왕성 거리에 해당하는 20AU보다 가까이 다가오는 천체는 TNO에서 제외시켰다. 현재까지 발견된 TNO의 수는 약 4,000개에 이른다. TNO와 흔히 혼용되는 카이퍼대천체(KBO, Kuiper Belt Object)는 더 포괄적인 개념인 TNO의 일부 집단으로 정의한다. 또한 일반적으로 소행성(asteroid)이라는 개념은 목성 궤도 안쪽에 있는 천체를 지칭하기 때문에, TNO는 소행성이라 부르지 않는다. TNO의 상당수는 태양계에 형성 초기부터 변하지 않고 같은 궤도를 공전해 태양계의 화석이라 불린다. 그 밖의 TNO는 태양계 초기에 해왕성이 바깥으로 이동하면서, 또는 그 이후 중력 섭동의 영향으로 지금처럼 다양한 궤도를 갖게 됐다. 궤도가 바뀐 천체 일부는 태양계 안쪽으로 이동해 켄타우루스군 천체나 혜성으로 진화한다. 명왕성은 TNO에 속하며, 2005년에는 명왕성보다 더 무거운 TNO 에리스(Eris)가 발견돼 명왕성은 행성의 지위를 박탈당했다. 특히 최근에는 발견되지 않은 제9행성이 현재 TNO 궤도에 영향을 주고 있다는 주장이 제기되고 있다. - 외계행성탐색시스템(KMTNet, Korea Microlensing Telescope Network)  칠레와 남아공, 호주에 설치, 운영하는 24시간 ‘별이 지지 않는’남반구 천문대 네트워크로 보름달 16개에 해당하는 넓은 하늘을 찍는 카메라를 탑재해, 외계행성 탐색은 물론, 소행성 탐사관측에 최적화돼 있다. 천문연은 지난 2015년 말부터 외계행성 탐색 외에 초신성, 은하, 소행성 등 다양한 연구목적으로 KMTNet을 투입하고 있다. - KMTNet 관련 사진 및 동영상 링크 : KMTNet 망원경 회전 모습: https://youtu.be/NzSVC_goRJA KMTNet 남반구 3개 천문대의 내외부 CCTV 영상: https://youtu.be/nAKjVZKNYnk KMTNet과 밤하늘: https://youtu.be/ler0sIGJ_Go - (TNO 포함) 소천체 명명법 소행성센터는 새로 보고된 천체가 최소 이틀 이상 관측되었고 과거에 발견된 것으로 보이지 않는 경우에, 임시번호(provisional designation)를 부여한다. 명명법은 발견 연도를 나타내는 네 개의 숫자에 있어, 어느 달 상순(또는 하순)인가를 나타내는 영문 알파벳을 쓴다.  이 때 영문자 ‘I’와 ‘Z'는 사용하지 않는다.  (TNO 포함) 소천체 명명법 A-Z 기간을 나타내는 표 영문자   기 간 영문자   기 간 A 1월 1일 ～ 15일 B 1월 16일 ～ 31일 C 2월 1일 ～ 15일 D 2월 16일 ～ 29일 E 3월 1일 ～ 15일 F 3월 16일 ～ 31일 G 4월 1일 ～ 15일 H 4월 16일 ～ 30일 J 5월 1일 ～ 15일 K 5월 16일 ～ 31일 L 6월 1일 ～ 15일 M 6월 16일 ～ 30일 N 7월 1일 ～ 15일 O 7월 16일 ～ 31일 P 8월 1일 ～ 15일 Q 8월 16일 ～ 31일 R 9월 1일 ～ 15일 S 9월 16일 ～ 30일 T 10월 1일 ～ 15일 U 10월 16일 ～ 30일 V 11월 1일 ～ 15일 W 11월 16일 ～ 31일 X 12월 1일 ～ 15일 Y 12월 16일 ～ 31일 예를 들어, 2022 G로 시작하는 명칭은 2022년 4월 상순에 처음 관측됐다는 의미이다. 이후 붙는 두 번째 영문자와 숫자는 규칙에 따라 순서대로 붙는 일련번호이다. 참고로 2022 GV6는 2021년과 2022년에 관측됐지만, 2022년 관측에서 먼저 확인 후, 2021년 관측에서 재확인 됐기 때문에 2022년을 발견시점으로 본다. 이후 오랜 관측을 통해 궤도가 정교하게 결정되면, 임시번호 대신 숫자로만 구성된 고유번호를 부여받는다. 발견부터 정식 고유번호를 발급받는 데까지 걸리는 시간은 각각 다르며, 경우에 따라서 10년 이상 걸리기도 한다. 정식 고유번호를 부여할 때 소행성센터는 그동안의 모든 관측을 검토하고, 최종적으로 발견자를 선포한다. 이 때 발견자는 소천체의 이름을 제안할 수 있는 권리를 갖는다. 특히 TNO의 이름은 신화와 관련된 이름이 붙는 것이 관례로, 천문연은 이번에 발견된 주요 TNO의 이름을 미래에 국민공모를 통해 정하는 것을 검토하고 있다. - 발견된 소천체 목록 다음은 KMTNet이 발견한 천체 중 다년 관측으로 궤도가 확인된 17개 천체의 목록이다. 근일점은 궤도 상에서 태양과 가장 가까울 때 거리를 의미한다. 발견된 소전체 목록을 이름, 궤도장반경(AU), 공전 주기(년), 근일점(AU), 추정지름(km), 관측 기간별 설명하는 표 이름 궤도장반경 (AU) 공전 주기 (년) 근일점 (AU) 추정지름 (km) 관측 기간 2019 GJ23 43.8 290 40.5 164 2015-2021 2019 GM140 36.3 219 33.5 135 2000-2019 2020 DH6 43.9 291 42.2 105 2020-2022 2020 DJ6 43.4 286 39.8 163 2019-2022 2020 BQ63 42.6 278 41.4 126 2019-2022 2021 GU122 60.5 471 40.9 136 2019-2022 2021 GW122 42.6 278 39.5 122 2021-2022 2022 FR6 44.1 293 40.7 137 2020-2022 2022 FA7 44.0 292 30.5 204 2021-2022 2022 FH9 35.0 207 32.9 94 2021-2022 2022 FG12 44.5 297 32.1 96 2020-2022 2022 GY3 42.1 273 38.0 140 2001-2022 2022 GZ3 41.6 269 38.5 127 2021-2022 2022 GP4 43.6 288 38.5 99 2021-2022 2022 GV6 133.3 1538 38.3 103 2007-2022 2022 GG7 43.6 288 40.7 159 2021-2022 2022 HE1 42.8 280 39.8 185 2019-2022 여기에서 제시하는 값은 모두 추정치로, 향후 추가 관측이 이어지면 구체적인 수치는 변동될 수 있다. 특히 추정지름은 평균 반사율 10%을 가정한 값으로, 실제값은 최대 40% 차이가 날 수 있다. 관측 기간은 KMTNet이 발견한 이후 다른 관측소의 자료를 통해 추가 보고가 이뤄진 관측기간을 포함한다. 특히 2019 GM140의 경우 KMTNet의 관측은 2019년에만 이뤄졌으나, 다른 관측소의 관측 자료를 추가해 궤도를 알 수 있었다. 그 외 궤도를 구체적으로 확인하기 어려운 9개의 추가 천체 목록은 다음과 같다. 궤도를 구체적으로 확인하기 어려운 9개 추가 전체 목록을 나타내는 표 2019 GO140 2019 GR140 2021 GV122 2022 FK12 2022 FM12 2022 FN12 2022 GN14 2022 HK5 2022 HW5   이들은 현재 추정 태양거리가 31~59AU이며, 추정 근일점은 29~59AU으로 TNO인 것은 확실하나, 신뢰할만한 궤도 값을 얻기 위해서는 향후 추가 관측이 필요하다. - 2022 GV6 2022 GV6의 지름은 약 100km, 궤도 주기는 1,538년에 달하는 것으로 추정됐다. 이는 해왕성이 태양을 한 바퀴 도는데 필요한 165년보다 9배나 더 긴 시간이다. 이 천체는 2005년에 태양에 38AU까지 다가간 이후(근일점) 점점 태양계 외곽으로 이동 중이며, 1500년 뒤에는 228AU까지 멀어진다. 연구진은 2022 GV6의 임시이름과 느린 움직임에 착안해 ‘거북이’라는 별명을 지어줬다. 특이 TNO에 가벼운 별명을 지어주는 것은 TNO 연구자들의 관례다. 현재까지 궤도주기가 1,500년이 넘는 TNO는 73개가 알려져 있으며, 이 중 근일점이 2022 GV6보다 먼 천체는 41개이다. 이 41개 천체 중 2022 GV6의 총 관측기간 15년보다 오랜 기간 관측기록을 갖는 천체는 5개에 불과하다. 2022 GV6의 궤도 장반경은 133AU로 극단적인 TNO 조건에 가까운 천체이며, 현재 해왕성의 중력의 영향에서 벗어난 분리천체(detached object)로 분류된다. 2022 GV6는 KMTNet을 통해 2021년과 2022년 두 해에 걸쳐 관측이 시도됐다. 연구진은 이때 얻은 궤도 추정치를 이용해 2019년, 2014년, 2007년에 해외 대형망원경의 관측자료에서 차례로 해당 천체의 위치를 찾아내는데 성공했다. 천문연의 연구진은 이처럼 총 15년에 걸친 관측자료를 이용해 비교적 정확한 궤도의 모습을 파악할 수 있었다.

제30회 천체사진공모전 수상작 발표 - 대상에 변영준의 ‘하트성운’ 선정 ■ 한국천문연구원이 제30회 천체사진공모전의 결과를 발표했다. 이번 공모전에서는 총 208개 작품이 출품됐으며, 변영준 씨의 ‘하트성운’이 대상을 차지했다.    대상작: 하트성운, 변영준 □ 천체사진공모전은 사진뿐만 아니라 그림, 동영상까지 함께 공모하며, 주제는 심우주(Deep sky)·지구와 우주·태양계 분야로 나누어진다. 기술성과 예술성, 시의성, 대중성을 기준으로 심사하며, 이번 대회에서는 전체 응모작 중 24개 작품이 수상작으로 선정했다. □ 심사위원들은 "해마다 응모작 수가 늘고 작품들의 완성도가 높아져, 우주에 대한 국민들의 관심이 단순히 호기심을 충족시키는 것을 넘어 향유할 수 있는 예술적 분야로 확장됐음을 실감했다”며 "코로나 19로 해외 촬영 사진은 줄었지만 대신 국내에서 촬영한 심우주 분야 작품들의 기술적 수준이 돋보였다. 또 천체들과 지상 풍경을 조화롭게 구성하여 스토리텔링 기법을 접목한 작품들이 인상깊었다”고 심사 소감을 전했다. □ 더불어 이번 천체사진공모전 수상작은 5월 31일부터 8월 28일까지 국립중앙과학관 천체관 로비에 전시될 계획이다. □ 한편, 한국천문연구원의 천체사진공모전은 아름답고 신비한 천체사진 및 그림, 동영상 등의 콘텐츠를 통해 천문학에 대한 공감대를 확산시키고자 매년 실시되고 있으며, 수상 작품들은 다양한 천문우주 과학문화 확산의 콘텐츠로 활용될 예정이다. □ 공모전 수상작들은 한국천문연구원 홈페이지(www.kasi.re.kr)에서 확인할 수 있다.(보도자료 끝. 참고자료 있음.) [참고자료 – 수상작]   ※ 천문연 홈페이지 수상작 게시 링크 : https://www.kasi.re.kr/kor/education/post/astronomy-contest/29061

사상 최초로 우리은하 중심에 위치한 블랙홀 포착  - EHT 연구진, 이번엔 우리은하 중심 초대질량 블랙홀 관측 - - 전 세계 8개 전파망원경 연결…한국도 KVN 등으로 참여 - ■  한국천문연구원(원장 박영득)이 참여한 EHT* 국제 공동 연구진은 우리은하 중심에 위치한 초대질량 블랙홀 궁수자리(Sgr A*) 영상을 포착하여 5월 12일 22시 07분 공개했다. 연구진은 전 세계 협력에 기반한 8개의 전파망원경을 연결한 사건지평선망원경(이하 EHT, Event Horizon Telescope)으로 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. □ 궁수자리 A 블랙홀은 M87에 이어 EHT 팀이 촬영한 두 번째 블랙홀이다. 우리은하 중심에 위치한 궁수자리 A 블랙홀은 지구로부터 약 2만 7천 광년 떨어져 있으며, 질량이 태양보다 약 400만 배 크다. 태양계로부터의 거리가 M87 블랙홀과 비교하여 2,000분의 1 정도로 가까워 블랙홀 연구의 유력한 대상이다. 그러나 M87에 비해 1,500배 이상 질량이 작아, 블랙홀 주변의 가스 흐름이 급격히 변하고, 영상이 심한 산란 효과를 겪어 M87에 비해 관측이 어려웠다. □ 이 연구를 위해 세계 80개 기관, 300명이 넘는 EHT 연구진들이 참여했다. 특히 대규모 블랙홀 관측자료를 처리하기 위해 슈퍼컴퓨터를 활용해 데이터를 분석하는 동시에 블랙홀에 대한 다량의 영상을 재현해 이를 비교하는 모의실험을 5년간 끊임없이 진행했다. 관측자료 보정과 영상화 작업 끝에 연구진은 고리 형태의 구조와 중심부의 어두운 지역인 블랙홀의 그림자를 발견했다. □ 후속 연구로 EHT 연구진은 초대질량 블랙홀 주변의 부착흐름을 분석하는 이론을 세우기 시작했다. 이를 통해 은하의 형성과 진화 과정을 밝힐 수 있을 것이며, 추가적인 연구를 통해 일반상대성이론의 정밀한 검증 등 새로운 결과들이 쏟아져 나올 것으로 전망한다.  □ 이번 발표에 대해 EHT의 주요 인사는 다음과 같이 언급했다.   ㅇ EHT 과학이사회(EHT Science Council)의 공동 위원장인 세라 마르코프(Sera Markoff)는 “궁수자리 A 블랙홀과 M87 블랙홀은 매우 유사한 모양을 보이는데, 이는 아인슈타인의 일반상대성 이론에 의한 것”이라 언급했다.   ㅇ 대만중앙과학원 천체물리연구원(Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics)의 케이치 아사다(Keiichi Asada)는 “이번 연구를 통해 초대질량 블랙홀 중 가장 큰 편인 M87 블랙홀과 가장 작은 편인 궁수자리 A 블랙홀 영상을 비교·분석하여 중력이 극단적으로 다른 상황에서 어떻게 작용하는지 어느 때보다 더 자세히 테스트할 수 있을 것”이라 말했다. □ 한국천문연구원 한국우주전파관측망(KVN) 3기는 EHT 다파장 캠페인에 참여해 궁수자리 A 블랙홀의 구조가 원형에 가까움을 확인했으며, 이로부터 블랙홀의 부착원반면이 지구 방향으로 향하고 있음을 제시했다. 또한 한국천문연구원 소속 등 국내 연구자와 해외 거주 한국인 연구자들은 EHT 주요 망원경인 칠레의 아타카마 밀리미터/서브밀리미터 전파간섭계(ALMA)와 하와이의 제임스 클러크 맥스웰 망원경(JCMT) 운영에 참여해 이번 연구의 관측, 자료처리, 영상화에 이르는 다양한 과정을 수행했다.  □  본 연구에 참여한 한국천문연구원 손봉원 박사는 “궁수자리 A 블랙홀은 집단지성으로 인류가 직접 관측한 블랙홀 중에 가장 가까운 블랙홀”이며“한국천문연구원은 공동으로 운영하는 ALMA 및 JCMT 망원경 참여를 넘어 KVN이 EHT에 직접 참여할 수 있도록 준비하고 있다”고 밝혔다.  □ 궁수자리 A 블랙홀의 영상화 과정에 참여한 조일제 박사(스페인 안달루시아 천체물리연구소)는 “이번 영상은 빠르게 변화하는 블랙홀의 그림자를 포착하여, 천체가 정적이라고 가정하고 촬영하는 기존 전파간섭계 영상화 과정의 한계를 극복했다는 점에서도 큰 의미가 있다”고 강조했으며, “이를 바탕으로 머지않아 블랙홀로 물질이 빨려 들어가는 과정도 직접 관측할 수 있을 것”이라 기대했다. □ 기존 M87과 이번 궁수자리 A 블랙홀 연구에 참여한 김재영 교수(경북대학교)는 “이전 M87 블랙홀과 비교해 궁수자리 A 블랙홀은 제트와 같은 강력한 물질 분출 현상이 없는 블랙홀로, 이 두 블랙홀의 EHT 영상을 함께 연구함으로써 현대 천체물리학의 가장 큰 난제들 중 하나인 블랙홀 제트의 물리적인 기원을 이해할 수 있을 것”이라고 언급했다. □ 한편, 본 연구 결과는 천체물리학저널에 5월 12일자에 게재됐다. (보도자료 끝. 참고자료 있음.) [문의] 한국천문연구원 전파천문본부 손봉원 책임연구원 (Tel: 042-865-2173) 한국천문연구원 전파천문본부 변도영 책임연구원 (Tel: 042-865-2172) [참고자료 1] 그림 및 참고영상 그림 1. 궁수자리 A 블랙홀 이미지. 중심의 검은 부분은 블랙홀(사건의 지평선)과 블랙홀을 포함하는 그림자이고, 고리의 빛나는 부분은 블랙홀의 중력에 의해 휘어진 빛이다. (출처: © EHT) 영상 1. 궁수자리 A 블랙홀 애니메이션 유튜브 링크: https://www.youtube.com/watch?v=ZObVUBUdL5Y 다운로드 링크: http://210.110.233.66:8081/api.link/3d_baLIPHL_eQeQC_w~~.mp4 (출처: © EHT) 그림 2. 네 그룹으로 나눈 궁수자리 A 블랙홀 이미지. 연구진들은 사건지평선망원경을 구성한 8기의 전파 망원경으로 얻은 데이터를 사용하여 궁수자리 A의 수천 개의 영상을 만들었다. 이 영상들을 모두 합쳐 상단에 제시한 대표 영상을 제작했다. 그리고 각각의 영상은 형태적 유사성에 기반하여 4개의 그룹으로 나누었다. 좌측의 3개의 그룹은 링 구조를 보여주지만 링 주변의 밝기가 서로 다르다. 네 번째 그룹에는 데이터와는 맞지만, 링 구조를 보이지 않는 영상들로 구성됐다. 각 영상 하단의 막대그래프는 각 그룹에 속한 영상의 상대적인 비율을 의미한다. 처음 세 그룹에는 수천 개의 영상이 담겨있지만, 네 번째이자 가장 작은 그룹에는 수백 개의 영상만이 들어있다. 이는 링 구조의 가진 영상이 최종 대표 영상에서 네 번째 그룹의 영상보다 높은 가중치를 가짐을 의미한다. 연구진은 상대적인 가중치에 따라 이 4개의 그룹의 영상을 가중 평균하여 상단 패널의 최종 영상을 얻었다. (출처: © EHT) [참고자료 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 나누는 넓은 경계지선을 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 Hole Shadow)이다. 블랙홀 주변의 원반에서 사건지평선 가까이에 다가간 물질은 빛의 속도에 가까운 매우 빠른 속도로 블랙홀 주변을 공전하며 블랙홀로 끌려 들어간다. 이때 발생하는 마찰이 유발한 강력한 빛이 원반을 밝게 빛나게 하는데, 이 원반의 모양은 블랙홀의 중력에 의해 왜곡되고 구부러져 보이게 된다(예: 영화 ‘인터스텔라’의 블랙홀). 또한, 관측자에게는 이 회전하는 원반 중 관측자를 향하여 움직이는 모서리가 관측자에게서 멀어지는 모서리보다 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. 2018년 이후로 EHT 관측망에 추가로 참가하는 망원경이 더해져, 2020년에는 총 11대까지 수가 늘어났다. 출처: ©EHT - 초대질량 블랙홀(Supermassive black hole) 질량이 태양 질량의 수백 배에서 수십억 배 이상에 이르는 가장 큰 유형의 블랙홀이다. 거의 대부분의 은하의 중심에 초대질량 블랙홀이 있을 것으로 추정된다. 하지만 초대질량 블랙홀들은 은하와 비교하면 상대적으로는 크기가 작은 천체에 속하기 때문에 지금까지 직접적으로 관측이 불가능했다. 블랙홀의 사건지평선과 그림자의 크기는 그 질량에 비례하기 때문에 무거운 블랙홀일수록 그 그림자도 더 커진다.  - 초장기선 전파간섭계(VLBI, Very Long Baseline Interferometry)  초미세구조를 관측하기 위해서는 여러 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. 간섭계를 구성하기 위해 동원한 전파망원경의 수가 많을수록, 그들 사이의 거리와 방향이 다양할수록 간섭계의 영상 복원능력이 향상된다. 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. 평창에 네 번째 전파망원경이 구축될 예정이다. 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.  KVN 사진 및 영상: KVN 울산전파천문대 사진 KVN 울산전파천문대 영상: http://210.110.233.66:8081/api.link/3d_baLIKHrzeR-UO-w~~.mp4 KVN 연세전파천문대 영상: http://210.110.233.66:8081/api.link/3d_baLIKHr3eROQO-w~~.mp4 KVN 탐라전파천문대 영상: http://210.110.233.66:8081/api.link/3d_baLIKHr_eR-IO-w~~.mp4 - 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 맺어 운영하고 있다.  출처: Pablo Carrillo - ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) ALMA 관련 영상: http://210.110.233.66:8081/api.link/3d_baLIPHrneROYK_w~~.mp4 출처: NSF AUI NRAO (편집: Vectorial films) - 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 아문센-스코트 기지에 위치한 남극 망원경은 애리조나 대학교가 EHT를 위해 개발한 기기가 설치되어 있으며, 시카고 대학교 등 10여개 기관이 공동으로 운영하고 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. JCMT 사진: 출처: William Montgomerie - EAO/JCMT JCMT 영상: http://210.110.233.66:8081/api.link/3d_baLIPHrjeReYO_Q~~.mp4 William Montgomerie, EAO/JCMT - 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.  - 부착흐름(Accretion flow)과 제트  큰 블랙홀은 혼자서 거의 빛을 내지 않는다. 블랙홀은 근처의 기체들을 중력으로 끌어들이는 부착으로 빛을 내게 된다. 조금이라도 회전하고 있는 기체들은 부착되면서 회전이 빨라져서 부착원반을 형성하게 된다. 마찬가지로 궁수자리 A 블랙홀의 그림자 영상 또한 블랙홀 자체가 아니라 블랙홀에 부착되면서 빛을 방출하는 기체들에 의해 만들어진 것이다. 다만 궁수자리 A 블랙홀의 광도는 활동성 은하핵이나 퀘이사에 비해 매우 약해서 많은 빛 에너지를 방출하는 얇은 부착원반보다는 빛의 방출이 적은 이류부착흐름 (advection-dominated accretion flow) 등의 모형으로 설명된다. 제트는 기체와 액체 등 물질의 빠른 흐름을 말하는데, 노즐 같은 구조를 통과하며 밀도가 높은 곳에서 낮은 곳으로 물질이 방출되어 만들어진다. 블랙홀 주변의 강력한 자기장과 부착흐름/부착원반(또는 여기서 나오는 방출류)이 노즐 역할을 해서 강력한 제트 방출 현상이 발생한다. [참고자료 3] 논문 및 연구진 1. 논문 논문 링크: https://iopscience.iop.org/journal/2041-8205/page/Focus_on_First_Sgr_A_Results 2. EHT 공동 연구진 - 아프리카, 아시아, 유럽, 북미와 남미로부터 모인 300명이 넘는 연구자들이 소속되어 있음.  - 국내 참여자 총 9명: 김재영(경북대), 김종수(천문연/UST), 변도영(천문연/UST), 손봉원(천문연), 오정환(세종대), 이상성(천문연/UST), 정태현(천문연/UST), Xiaopeng Cheng(천문연), Sascha Trippe(서울대) - 한국 참여기관 총 6곳: 한국천문연구원, UST, 경북대학교, 서울대학교, 세종대학교, 연세대학교  - 외국기관에서 참여하고 있는 한국인 연구자: 김동진(독일 막스플랑크 전파천문학연구소), 김준한 (미국 칼텍 물리학과), 박종호(대만 중앙과학원 천문학과 천체물리학연구소), 윤두수(네덜란드 암스테르담대학 천문학연구소), 조일제(스페인 안달루시아 천체물리학연구소) - 참여 망원경: 전세계 6개 지역의 8기 망원경이 이 관측에 참여하였다. 칠레의 아타카마 밀리미터/서브밀리미터 어레이 (ALMA)와 아타카마 패스파인더 (APEX), 멕시코의 라지 밀리미터 망원경 (LMT), 하와이의 제임스 클라크 맥스웰 망원경 (JCMT)와 서브밀리미터 어레이 (SMA), 스페인의 밀리미터 전파천문학연구소 30미터 망원경 (PV), 애리조나의 서브밀리미터 망원경 (SMT), 남극의 남극 망원경 (SPT) 이 그 8기의 망원경이다. -EHT 컨소시엄: 한국천문연구원이 참여 중인 동아시아천문대(EAO) 등 전세계 14개 기관이 이사회를 구성하고 있으며, EHT를 총괄관리하는 매니지먼트팀과 과학위원회, 그리고 여러 워킹그룹이 관측과 자료처리, 분석, 자료 활용 등 운영과 연구를 맡고 있다.

중력렌즈 퀘이사를 발견하는 새로운 관측법 제시  - 광도곡선을 재구성해 발견하는 방법 - - 허블상수 불일치 문제 해결할 것으로 기대 - ■  초대질량 블랙홀 천체인 퀘이사는 초기 우주 천체 형성을 연구하는 데 중요한 천체이지만 지구에서 너무 멀어 관측이 쉽지 않다. 한국천문연구원 이론천문센터의 아르만 샤피엘루(Arman Shafieloo) 박사와 사타드루 박(Satadru Bag) 박사가 이끄는 국제공동 연구진은 퀘이사를 많이 발견할 수 있는 새로운 방법을 제시했다. 퀘이사의 광도곡선을 재구성하여 중력렌즈 현상을 겪은 퀘이사를 찾아내는 방법이다. □ 중력렌즈란 질량을 가진 천체가 근처 시공간을 휘게 하여 렌즈와 같은 역할을 하는 현상이다. 렌즈 작용을 하는 천체의 중력에 의해 빛의 굴절이 일어나게 되어 광원인 천체의 모습이 여러 개로 보이거나 변형되어 보이고, 이에 더 밝아지거나 어두워지는 현상을 말한다. 대표적인 중력렌즈 현상은 점광원인 동일 퀘이사가 여러 개로 보이는 것이다.  □ 이렇게 퀘이사에 중력렌즈 현상이 일어나면, 퀘이사의 이미지가 서로 다른 위치에 여러 개의 모습으로 보이게 된다. 이 경우, 대형 망원경을 사용하지 않고는 이미지를 구분하기 어려워 중력렌즈 현상이 일어났는지 명확하게 판명할 수 없다. 반면에 퀘이사의 광도곡선을 이용하면 대형 망원경으로 장기간 관측할 필요 없이 중력렌즈 현상 발생 여부를 판명할 수 있다. 하지만, 퀘이사의 밝기가 변하는 패턴을 규격화하기 어려워 본래 퀘이사의 광도곡선을 파악하기 어렵다는 단점이 있다. □ 국제공동 연구진은 이 단점을 극복하기 위해 본래 퀘이사의 광도곡선 모양을 모르더라도 중력렌즈 퀘이사를 발견하는 관측법을 제시했다. 우선 퀘이사가 중력렌즈 현상을 겪었다고 가정하고, 중력렌즈로 구분된 두 신호 사이에 걸린 시간을 조정했다. 두 신호 사이에 걸린 시간이 실제 시간과 다를 경우, 임의로 재구성한 퀘이사의 광도곡선에 심한 왜곡 현상이 발생한다. 이 방법을 이용해 광도곡선에 왜곡 현상이 가장 적게 일어나는 시간을 구해 중력렌즈 퀘이사를 발견했다. □ 연구진이 제시한 방법을 사용할 경우, 중력렌즈 퀘이사를 발견할 가능성이 최소 2배 이상 늘어나며, 일반 퀘이사를 중력렌즈 퀘이사로 잘못 찾을 가능성도 현저히 낮아질 것으로 기대한다. 본 방법은 하늘을 넓게 그리고 빠르게 보면서 수많은 천체가 시간에 따라 어떻게 변화하는지를 추척하는 관측 탐사에서 가장 유용하게 사용될 수 있다. 따라서 현재 진행 중인 쯔비키 시간영역 탐사기기(ZTF) 탐사뿐 아니라, 향후 베라 C. 루빈 천문대에서 이루어질 대형 시놉틱 관측 망원경(LSST) 탐사에서 중요하게 사용될 것으로 예상된다. □ 현재 우주 공간이 얼마나 빠르게 팽창하는지를 나타내는 허블상수는 우리 우주의 성질을 이해하는 데 중요한 값이다. 그런데 최근 10년간 다양한 방법으로 측정한 허블상수의 값이 서로 일치하지 않는 ‘허블상수 불일치’ 문제가 현대 천문학의 큰 논쟁거리 중 하나다. 이 허블상수 불일치 문제를 해결하기 위해서는, 멀리 있는 수많은 천체의 거리를 다양한 방법으로 정확하게 측정하는 것이 꼭 필요하다. 특히 중력렌즈 퀘이사는 이미지 간의 밝기, 광도곡선의 시간차 등 다양한 정보를 갖고 있어서, 이를 종합하면 정확한 거리를 측정할 수 있다. 만약 연구진이 제시한 새로운 관측법을 토대로 중력렌즈 퀘이사 자료를 상당수 발견할 경우, 이 허블상수 불일치 문제를 해결할 수 있을 것으로 기대된다. □ 이번 연구를 이끈 아르만 샤필루 박사는 “본 연구는 거대한 망원경을 오랜 기간 사용하지 않아도 중력렌즈 퀘이사를 효과적으로 발견하는 방법을 제시한다”라고 밝혔다. 사타드루 박 박사는 “ZTF 탐사에서 중력렌즈 퀘이사를 발견하여 먼저 본 연구를 실증하여, 곧 이루어질 LSST 탐사에서 중력렌즈 퀘이사 발견을 국내 연구진이 주도할 수 있을 것이다”라고 말했다. □ 한편, 이번 연구 논문은 천체물리학저널(The Astrophysical Journal)에 3월 15일자에 실렸다. (보도자료 끝. 참고자료 있음.) [문의] 한국천문연구원 이론천문센터 아르만 샤필루(Arman Shafieloo) 책임연구원 (Tel: 042-865-3343) 한국천문연구원 이론천문센터 홍성욱 선임연구원 (Tel: 042-865-2020) [참고자료 1] 그림 및 참고영상 그림 1. 중력렌즈 퀘이사에 관한 그림. 멀리 있는 퀘이사와 관측자 사이에 무거운 질량을 가진 천체가 있으면, 이 천체에 의해 주변의 공간이 휘어지게 된다. 그러면 퀘이사에서 나온 빛이 이 휘어진 공간을 지날 때, 마치 볼록렌즈가 빛을 모으는 것처럼 여러 방향에서 나온 빛이 관측자에게 도착한다. 관측자가 이 빛을 보면, 마치 원래 퀘이사가 있는 위치 이외에도 다른 위치에서도 빛이 도착하는 것처럼 보인다. 그리고 서로 다른 경로를 거친 빛은 거리가 모두 다르므로, 빛이 관측자에게 도착하는 시간도 서로 다르다. (출처: NASA/ESA/D. Player (STScI)) 그림 2. 본 연구에서 사용한 방법을 요약한 그림. 두 신호 사이의 시간을 다르게 가정하면서, 재구성한 광도곡선이 얼마나 흔들리는지를 그린 그림 (가로축은 두 신호 사이의 시간차. 세로축은 재구성한 광도곡선이 상대적으로 흔들리는 정도, 음수 값이 나올수록 적게 흔들리는 것을 의미함). 회색 점선으로 나타낸 시간이 재구성한 광도곡선이 확실히 가장 덜 흔들리는 시간이며, 이를 활용하여 퀘이사의 중력렌즈 현상 여부를 파악할 수 있다.  [참고자료 2] 참고 설명 퀘이사 정의 및 특징 퀘이사는 일반적인 은하보다도 훨씬 밝은 활동을 보이는 활동은하핵의 한 종류로, 일반적으로 은하가 보이지 않고 은하 중심의 핵만 보이는 밝은 활동은하핵을 지칭한다. 퀘이사는 때로는 전파에서 강한 에너지를 내는 밝은 활동은하핵을 말하기도 한다. 1963년경 최초로 발견됐으며, 2020년 현재 백만 개 이상의 퀘이사가 알려져 있다. 중력렌즈 현상 중력렌즈란 질량을 가진 천체가 근처 시공간을 휘게 하여 렌즈와 같은 역할을 하는 현상이다. 렌즈 작용을 하는 천체의 중력에 의해 빛의 굴절이 일어나게 되어 광원인 천체의 모습이 여러 개로 보이거나 변형되어 보이고 이로 더 밝아지거나 어두워지는 현상을 말한다. 대표적인 중력렌즈 현상은 점광원인 동일 퀘이사가 여러 개로 보이는 것이다. 이는 퀘이사와 지구 사이에 있는 무거운 은하가 일으키는 중력렌즈 현상이다. 또 은하단에서 발견되는 밝은 호나 고리는 은하단보다 더 멀리 있는 은하가 광원으로 작용하고, 은하단이 중력렌즈로 작용하여 만들어진 상이다. 이런 현상처럼 뚜렷하지는 않으나 멀리 있는 은하가 중간에 있는 무거운 은하 등이 작용하는 중력 때문에 모습이 약간씩 변형되어 보이는 것을 약한 중력렌즈라고 한다. 은하보다 질량이 훨씬 작은 별도 미세하나마 중력렌즈 현상을 일으킨다. 어떤 별이 그 별과 관측자 사이에 있는 또 다른 별의 중력 때문에 밝기가 변하는 현상을 미시중력렌즈라고 한다. 중력렌즈는 은하단 내의 질량 분포 결정, 암흑물질의 존재 확인과 분포 결정, 외계행성을 탐색 등 다양한 천문학 연구에 활용되고 있다. 광도곡선 광도곡선이란 천체의 광도 변화를 시간에 따라 나타낸 도표를 의미한다. 밝기 변화에 주기성이 있는 경우, 시간 대신 위상에 따른 광도 변화를 분석하기도 한다. 천체의 밝기가 변하는 원인은 맥동성, 초신성, 감마선폭발체, 활동은하핵 등 별 또는 은하의 내부 기작에 의한 경우와 식쌍성, 외계행성 등 다른 천체에 가려져 식 현상이 일어나는 경우 등으로 나눌 수 있다. 광도곡선에서 보이는 주기성의 유무, 광도의 변화 양상 등은 해당 천체의 물리적 특성과 연관되기 때문에 그로부터 천체에 대한 정보를 얻을 수 있다. ZTF 탐사(Zwicky Transient Facility) 쯔비키 시간영역 탐사기기(ZTF)는 미국 캘리포니아주 팔로마 천문대에 있는 1.22m 망원경을 이용한 광시야 천문탐사이다. 이 기기는 2018년부터 가동을 시작했고, 초신성, 감마선폭발체, 중성자별의 충돌과 같이 시간에 따라 광도가 급격히 변하는 천체를 관측하는 것을 목표로 한다. 망원경에 부착된 6억 화소 카메라를 이용해 천구의 7도 범위를 한 번에 고해상도로 촬영할 수 있는 능력을 지녔고, 한 시간에 천구 전체의 11분의 1을 관측할 수 있다. 베라 루빈 천문대(VRO, Vera C. Rubin Observatory) 칠레 쎄로 파촌(Cerro Pachon)에 건설 중인 베라 루빈 천문대는 2022년부터 본격 가동될 예정이다. 이 사업은 미국국립연구재단(NSF) 주관하에 미국 대학천문학연구연합(AURA), 미국 에너지부(DOE), LSST 연합(LSSTC) 외에 여러 나라의 대학, 연구기관들이 건설과 운영에 참여한다. 현재 한국천문연구원에서도 참여를 추진하고 있다. 루빈 천문대의 핵심은 지름 8.4m 의 시모니 탐사 망원경(Simonyi Survey Telescope)과 그에 딸린 32억 화소 카메라다. 망원경 자체의 구경은 현재 건설 중인 거대망원경들에 비해 작은 편이지만, 천구의 3.5도 범위를 고해상도로 촬영할 수 있는 능력을 지녔다. 특정 천체가 아닌, 우주의 넓은 지역을 동시에 관측하는 데 특화된 것이다. 천문학자들은 이 관측자료를 이용해서 암흑물질과 암흑에너지 연구, 초신성 폭발과 같은 일시적 이벤트의 관찰, 소행성 탐색 등에 활용할 수 있을 것으로 기대하고 있다. [참고자료 3] 연구팀 및 논문 ○ 연구팀 (저자순위 순) - 사타드루 박 (Satadru Bag) (한국천문연구원 이론천문센터) - 아르만 샤필루 (Arman Shafieloo) (한국천문연구원 이론천문센터) - 카이 랴오 (Kai Liao) (중국 우한대학교 물리과학기술대학) - 토마소 트루 (Tommaso Treu) (미국 UCLA 물리천문학과) ○ 논문 - 제목: Identifying Lensed Quasars and Measuring Their Time Delays from Unresolved Light Curves - 게재지 : The Astrophysical Journal

출연연, 국내 최초 소행성 우주탐사 위해 맞손  - 천문연·항우연·국과연, 협약 체결 - ■ 한국천문연구원(원장 박영득, 이하 천문연)과 한국항공우주연구원(원장 이상률, 이하 항우연), 국방과학연구소(소장 박종승, 이하 국과연)가 국내 최초 소행성 탐사 임무를 추진하기 위해 손을 맞잡았다. 세 기관은 지난 2월 11일(천문연-항우연)과 2월 28일(천문연-국과연) 각각 근지구천체 탐사 연구개발 협력에 관한 양해각서를 체결했다.  □ 3개 기관은 2029년 4월 14일(한국시 기준) 약 31,600km로 지구 가까이 접근하는 소행성 아포피스(Apophis)를 대상으로 한 탐사 등 우주탐사 분야 발전과 우주산업 활성화를 위해 협력해나갈 예정이다.  □ 3개 기관 협약의 구체적인 내용은 ▲근지구천체 탐사 연구, ▲근지구천체 탐사를 위한 임무 설계, 연구개발 및 사업화, ▲근지구천체 탐사를 위한 우주발사체 연구개발, ▲관련 기술 및 공동장비 활용 등이다.  □ 과학기술정보통신부(장관 임혜숙)는 3월 현재 ‘아포피스 소행성 근접탐사  사업’ 예비타당성조사를 신청했으며, 통과 시 국내 기술로 만든 탐사선을 국내 발사체로 아포피스 소행성 궤도에 투입해 독자적으로 소행성 탐사를 진행하게 된다.  □ 해당 사업 관련해 천문연은 사업을 총괄하는 동시에 과학탑재체* 제작, 과학 임무 연구를 맡으며, 항우연은 발사체**와 탐사선*** 개발, 지상국**** 업무를 담당할 계획이다. 국과연은 아포피스 궤도에 탐사선을 직접 투입하게 될 4단 킥모터 개발에 참여할 예정이다.      *과학탑재체 : 소행성 표면 관측 및 정밀 추적을 위한 탑재체(다파장 편광 카메라, 광시야 카메라, 레이저 고도계)       **발사체 : 한국형발사체(3단)에 4단(고체 킥모터)을 추가한 4단 발사체      ***탐사선 : 발사 중량에 맞춰 경량화한 534kg급 탐사선      ****지상국 : 심우주를 항행하는 탐사선의 추적 및 관제를 위해 기존 구축된 안테나를 개량하고 정밀 추적하는 기술 개발  □ 아포피스 탐사를 위해서는 2027년 10월 중순에는 탐사선을 발사해야 한다. ①발사 후 12.5개월 동안 항행하고, ②아포피스에 10km까지 접근한 이후 동행비행을 수행해 ③2029년 2월 중순~4월 중순 사전 탐사를 진행하며, ④아포피스 지구 최접근일인 4월 14일 본격 관측, ⑤이후 3개월 동안 소행성 표면 변화 연구를 진행한다는 계획이다.  □ 천문연 최영준 박사는 “뉴스페이스 시대를 맞아 아포피스 탐사사업에 출연연뿐만 아니라 국내 민간 우주기업과도 기술 협력의 장을 넓혀나갈 계획이다”고 말했다.  □ 천문연 박영득 원장은 “아포피스 탐사는 한국형발사체, 국제 협력 기반 달궤도선 개발 등 그동안 축적한 우주기술 역량을 종합해 독자적으로 심우주 항행 및 소행성을 탐사할 수 있는 최적의 기회다”고 밝혔다. (보도자료 끝. 참고자료 및 그림 있음.) [문의] 한국천문연구원 우주과학본부 최영준 책임연구원 (Tel: 042-865-3266) 한국천문연구원 우주과학본부 문홍규 책임연구원 (Tel: 042-865-3251) [참고 자료1] 아포피스 소행성 탐사 개요 및 중요성                                                                      (항우연 제공) (탐사선 개요) 탐사선의 중량, 크기, 임무수명, 비행거리, 주요탑재체, 과학임무를 설명하는 표 구분 내용 비고 탐사선 중량 534kg   탐사선 크기 1.94m(가로) x 1.76m(세로) x 1.74m(높이) - 태양전지판 판넬 포함 탐사선 임무수명 21개월 - 총 21개월(‘27년 10월~ ‘29년 7월) · 발사: ‘27년 10월 · 동행비행: ‘28년 1월 · 지구 최근접: ‘29년 4월 비행거리 총 18억km - 지구에서 가장 멀리 떨어지는 경우 지구로부터 8,700만km 주요 탑재체 다파장 편광 카메라 광시야 카메라 레이저 고도계 - 세계 최초 소행성 편광지도* 작성 * 반사되는 빛을 이용한 구조 파악 - 광학기반항법 및 소행성 표면 관측 수행 - 아포피스 3차원 모형 구현 과학임무 - 아포피스 소행성 전면지도, 3D지도, 편광지도, 광물지도 작성 - 아포피스 지구 근접 전후, 지구 중력의 영향에 따른 변화 (자전축 변화, 공전궤도 변화, 산사태 발생 등)를 정밀 관측 (탐사의 중요성) 1. 과학적 측면 □ 아포피스는 크기가 370m로 추정되며, 앞으로 7년 뒤인 2029년 4월 14일 지구 31,600km 상공을 통과한다. 천리안위성과 같은 정지위성은 36,500km 상공에 떠 있는데, 이때 아포피스가 지구 상공을 통과하는 거리는 정지위성보다 가깝다.   ㅇ 300m급 천체가 정지위성보다 가까이 지나가는 사건은 수천 년에서 2만 년에 한 번꼴로 발생한다. 아포피스 탐사는 이러한 자연현상에 관한 과학적 이해를 넓힐 수 있는 절호의 기회다. □ 2029년 4월 아포피스가 접근하면 지구 중력으로 아포피스의 궤도장반경(궤도지름)과 공전주기가 늘어날 것으로 예측되며, 자전축이 틀어질 것으로 보인다. 국내 연구진은 아포피스 탐사 임무를 통해 이와 같은 ‘자연의 실험’을 현장에서 연구한다.  ㅇ 아포피스 탐사선에는 세계 최초로 편광* 카메라를 탑재한다. 이를 통해 지구와 소행성 사이의 중력 상호작용(조석력)에 따른 표면 변화와 지형의 변화(예: 산사태)를 세계 최초로 확인한다.     - 한국은 달궤도선(KPLO)에 편광 카메라를 탑재하며, 세계 최고 수준의 편광 과학탑재체 설계, 제작 기술과 자료처리 기술 보유하고 있다.   ※ 편광: 빛을 포함한 전자기파가 진행하면서 파동이 특정 방향으로 진동하는 현상. 일반적으로 빛은 모든 방향으로 진동하는 파동이 혼합돼 있다. 그러나 물체의 특성에 따라 편광된 빛이 나오며, 이를 통해 그 표면 특성을 알 수 있다.  ㅇ 아포피스는 자전운동과 세차운동이 동시에 일어나는 비주축 자전 소행성*이다. 따라서 아포피스 탐사는 매우 드문 비주축 자전체의 특이한 자전 특성을 정밀하게 조사하는, 세계 최초의 소행성 탐사임무로, 그 원인을 규명할 수 있을 것으로 보인다.   ※ 비주축 자전소행성 : 쓰러지는 팽이처럼 자전축이 회전하는 소행성. 주축 자전소행성에 비해 역학적으로 에너지가 많으며, 중력적, 또는 비중력적인 힘 때문에 발생하는 것으로 알려졌다. □ 근지구소행성은 대부분 소행성대에서 유입돼 태양계의 초기 모습을 그대로 간직하고 있으며, 학술적 가치가 높다.  ㅇ 근지구소행성은 중력적, 비중력적인 효과로 궤도와 표면이 변화하고 있으며 과학자들은 태양계의 진화 역사를 재구성하는 화석으로 여긴다. 2. 위협 대비 측면  □ 아포피스는 향후 100년 안에 지구 충돌 가능성이 없다고 알려졌다. 그러나 만일 아포피스가 지구에 부딪힌다면 대륙 하나를 초토화시킬 수 있다. 국내 연구진은 이러한 천체를 현장에서 관측, 분석해 행성방위(planetary defense)에 필요한 자료를 선제적으로 확보한다.  ㅇ 위와 같은 측면에서 지구위협소행성(Potentially Hazardous Asteroids, PHAs)에 대한 과학적인 이해가 필요하며, 소행성 탐사를 통해 필요한 기술을 축적, 이들 천체에 의한 피해 저감 역량을 확보하는 것을 목표로 한다.  ㅇ 아포피스는 지구에 가장 접근할 때 지구 중력에 의한 궤도의 변화가 일어날 것으로 예상된다. 이 때문에 2029년 4월 지구 최접근 이후 지속적인 추적 감시가 필요하다. 3. 기술적 측면 □ 한국은 지난 30여 년간 다목적 실용위성과 정지위성, 차세대 중형위성, 소형위성 등을 개발해 위성기술 국산화에 성공했다. 또한 누리호 시험발사를 통해 국내 발사체 기술력을 1차 검증했으며, 지속적인 발사를 통해 기술적 신뢰성 확보하게 된다.  ㅇ 한국은 2021년 아르테미스 협정에 서명한 이후, 2022년 8월 달 궤도선 발사를 앞두고 있다. 이어, 2030년대를 목표로 계획 중인 달 착륙선 사업을 위해서는 탐사선 경량화, 추진시스템과 같은 선행기술의 개발과 검증이 요구된다. 이러한 기술 중의 일부는 아포피스 탐사사업을 통해 개발, 검증하게 될 것으로 보인다.      - 동시에, 아포피스 탐사사업에서는 저궤도 위성 발사를 위해 개발한 누리호의 상단에 4단 킥모터를 추가 개발하고 아포피스 궤도에 탐사선을 투입해 임무에 활용할 계획이다. □ 이 사업을 통해 한국은 동행비행(rendezvous)* 기술을 확보하고 이를 바탕으로 도킹과 우주쓰레기 처리, 궤도상 서비스(in-orbit service) 같은 우주기술의 축적을 기대할 수 있다.    * 동행비행: 표적 천체와 탐사선 사이의 상대속도를 0으로 유지하는 비행 형태 □ 우주탐사 기술은 해외수입이 원천적으로 불가능해 독자적인 기술개발을 추진해야 한다. 그래서 한국에서는 외국의 소행성 임무와 차별화된 탐사목표를 세워야 하며, 이에 최적화된 기술 확보가 필요하다.  ㅇ 지금까지 개별적으로 진행한 위성, 발사체, 탑재체 사업을 통합, 발전시키기 위해서는 이를 아우르는 탐사시스템에 관한 체계종합 기술을 개발해야만 한다.  ㅇ 아포피스 탐사 사업을 통해 한국은 동행비행은 물론, 심우주통신, 심우주항행 기술을 개발, 확보하게 될 것으로 기대된다. 미처 확보하지 못한 다양한 기술을 동시 개발하는 경우에 연구개발의 위험성이 크기 때문에, 단계적 개발과 검증이 요구된다.      - 정부의 제3차 우주개발진흥 기본계획에 포함된 소행성 시료귀환 임무 추진을 위해서는 아포피스 탐사를 통해 이러한 기술들을 미리 개발, 검증하는 것이 바람직하다.  [참고 자료1] 그림 및 참고 영상 누리호 - 4단 킥모터 분리 누리호 200km 고도 진입 전이궤도 아포피스 항우연 심우주 안테나 해외 우주청 안테나 천문연 KVN 임무별 참여기관을 설명하는 표 임무 참여기관 누리호 한국항공우주연구원 4단 킥모터 국방과학연구소 탐사선 한국항공우주연구원 과학탑재체. 과학 연구 한국천문연구원 지상국 한국천문연구원, 한국항공우주연구원 전파망원경 추적 한국천문연구원                                                                              아포피스 동행비행 임무 : 발사에서 도착Rendezvous Mission To Apophis: From Lanch to Arrival 2027년 10월 17일 / 발사 (Launch) /C3 = 5.29 km/s2 발사 : 누리호 3단분리 4단 킥 모터 분리 및 탐사선 분리 2027년 10월 21일 / 지구 중력권 탈출 / Escape from Earth's sphere of influence 2028년 10월 23일 / 아포피스 거리 100만 km 도달 / Apophis - S/C distance below 1,000,000 km 2028년 12월 19일 / 소행성 접근 기동 1 / Approaching maneuver 1 / delta-v = 0.005 km/s 2029년 1월 2일 / 소행성 접근 기동 2 Approaching maneuver 2 / delta-v = 0.001 km/s 2029년 1월 16일 아포피스 동행비행 / Apophis rendezvous / delta-v = 0.3m/s                                                                                  동행비행 운영개념Rendezvous Operation Concept 도착 통행비행시작 D-60 / 기준 지도작성 / PREMAPPING10km 기준고도 D=0 / 지도작성 / MAPPING 단색지도 컬러지도 및 편광지도 적외선 분광지도 3D 지도 ±1.5 시간 지구 최 접근 ~ 31,600 km 근접운용 / PROXIMITY Op. 단색 및 컬러지도 적외선 및 편광지도, 3D 지도 D+90 / 비교 지도작성 / RE-MAPPING 동행비행 종료                                                                                 아포피스 궤적 영상 다운로드 링크:http://210.110.233.66:8081/api.link/3d_baLIOHbveROIJ_A~~.mp4

한-일 공동으로 세계 최대 전파망원경용 분광기 개발해 첫 관측 성공  - 천문연-일본국립천문대 최첨단 분광기 개발 - - 오리온성운 심장부 별 탄생 지역 관측…ALMA사업에 기술개발로 기여 - ■ 한국천문연구원(이하 천문연)은 일본국립천문대(NAOJ)와 공동으로 세계 최대 전파간섭계 망원경 ALMA(Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)용 분광기 개발에 성공했다. 한일 공동연구팀은 해당 분광기의 첫 관측(First Light)으로 오리온성운 심장부의 별 탄생 지역에서 나오는 강력한 전파원을 포착했다. □ 연구팀은 지난 2월 해발 5,000m 고지에 위치한 칠레 아타카마 ALMA 관측소에 분광기를 설치했고, 오리온성운의 심장부에 위치한 ‘KL’지역 관측을 수행했다. 연구진은 KL 지역에서 방출되는 전파를 ALMA 망원경을 이용해 수신하고, 분광기를 통해 일산화규소(SiO) 분자가 내는 86GHz 메이저 스펙트럼을 얻는 데 성공했다. □ 무거운 별이 탄생하는 지역에서 형성된 일산화규소는 강한 전파인 메이저선을 방출하는데, 이를 관측하면 별 주변의 물리적 환경과 물질 방출에 대한 중요한 단서를 얻을 수 있고, 그에 따른 별의 탄생과 진화 과정을 연구할 수 있다. □ 분광기는 망원경이 수신한 전파 정보를 주파수에 따른 전파의 강도로 표현된 스펙트럼으로 변환하는 장치이다. 이번에 개발한 분광기는 그래픽 처리와 비디오 게임에 널리 사용되는 그래픽 처리 장치(이하 GPU)를 이용해 개발됐다. GPU를 이용해 ACA(Atacama Compact Array)의 12m급 안테나 4대로부터 오는 128Gb/s의 방대한 자료를 실시간으로 처리하기 때문에 ‘GPU 분광기’라는 명칭이 붙게 됐다. GPU 분광기는 32비트 실수 연산을 수행하기 때문에 4비트나 16비트 정수 연산을 수행하는 기존 장비에 비해 데이터 처리 속도와 처리량이 향상되어 더 정밀한 스펙트럼을 얻을 수 있다.  □ 천문연과 일본국립천문대는 2015년부터 공동으로 GPU 분광기를 개발해왔다. 천문연은 분광기 개발 프로젝트 전반을 관리하며, 소프트웨어 초기 버전 개발 등을 전담했고, 일본국립천문대는 분광기의 제어 소프트웨어 개발, 분광기 실험실 구축 등을 맡았다.  □ 연구팀은 올해 추가 시험 관측을 수행해 GPU 분광기의 성능을 면밀히 검증할 예정이며, 분광기는 2023년 10월부터 본격적인 과학 관측에 사용할 예정이다. . □ 이번 개발의 연구 책임자인 김종수 박사는 “GPU 분광기 개발은 천문연과 일본국립천문대의 수년에 걸친 노력의 결실이자 성공적인 협력 사례”라며 “세계에서 가장 큰 전파망원경인 ALMA 사업에 한국이 처음으로 기술개발로서 투자 및 기여한 계기가 됐다”라고 말했다. (보도자료 끝. 참고자료 있음.) [문의] 한국천문연구원 전파천문본부 ALMA그룹 김종수 책임연구원 (Tel: 042-865-3218) 한국천문연구원 전파천문본부 ALMA그룹 홍종석 선임연구원 (Tel: 042-865-2120) [참고자료 1] 그림 및 참고영상 그림 1. GPU 분광기를 이용한 첫 관측(First Light)으로 얻은 오리온 KL 일산화규소 메이저 스펙트럼 그림 2. 오리온 KL 지역 관측 지점 (출처: ESA/Hubble) 그림 3. 한국천문연구원이 개발한 GPU 분광기의 주요 부품인 GPU 서버. 이 서버에는 GPU 카드 4개와 자료획득 카드 2개가 꽂혀있다. 분광기는 이 서버 4대와 광신호 분리기, 광신호 증폭기 등 여러 부품으로 구성되어 있다. GPU 분광기는 해발 5,000m 고지인 칠레 아타카마 사막에 위치한 ALMA 관측소에 설치되었다. [참고자료 2] 참고 설명 - ALMA(아타카마 대형 밀리미터 및 서브밀리파 간섭계, Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) ALMA는 미국국립과학재단(NSF), 유럽남반구천문대(ESO), 일본자연과학연구기구(NINS)가 칠레 아타카마 사막에 건설하여 운영하는 국제적 천문관측장비다. 한국천문연구원은 2012년 일본국립천문대(NAOJ)와 ALMA 협력에 대한 협약을 맺고 2013년부터 사용이 가능하게 됐다. 2014년 8월에는 일본자연과학연구기구(NINS)와 ALMA 운영 및 개발에 관한 협약을 맺어 동아시아 ALMA 컨소시엄에 일본, 타이완에 이어 공식적으로 참여하고 있다. (위치) 칠레 아타카마 사막의 해발고도 5,000m에 위치 (참여) 동아시아(일본, 대만, 한국), 북아메리카(미국, 캐나다), 유럽연합 (예산) ’03년부터 10년 동안 총 1조 8,000억 원 투입 (완공) ’13년 (구성) 66개의 전파망원경 집합체로 구성됨 - 주 간섭계 : 직경 12m 안테나 50개 - ACA (Atacama Compact Array) : 아타카마 밀집배열, 7m 안테나 12개, 12m 안테나 4개로 구성된 단기선 배열 간섭계 ALMA 관련 영상: https://www.almaobservatory.org/en/videos/alma-in-search-of-our-cosmic-origins/

“아름다운 우주 사진 모여라” - 제30회 천체사진공모전 개최…4월 15일까지 공모  ■ 한국천문연구원은 제30회 천체사진공모전을 개최하고, 4월 15일까지 천체사진 및 콘텐츠를 공모한다.  □ 천체사진공모전은 아름답고 신비한 천체사진 및 관측 스케치, 동영상 등의 콘텐츠를 통해 인류의 유산이라 할 수 있는 천문학에 대한 공감대를 확산시키고자 매년 실시되고 있다.  □ 대한민국 국민이면 누구나 참가할 수 있으며, 공모 분야는 심우주(Deep sky)·태양계·지구와 우주 분야로 나뉜다. 공모 작품은 간행물에 발표되거나 다른 공모전에 당선되지 않은 것이어야 한다.  □ 수상자들에게는 총 1천만 원의 상패와 상금이 수여된다. 올해 천체사진공모전 수상작은 다양한 전시 및 메타버스를 통한 홍보와 교육에 활용된다.   □ 접수 요령은 4월 15일까지 한국천문연구원 홈페이지를 통해 접수하면 된다. 심사 후 5월 중에 당선작을 발표할 예정이다. □ 공모전에 관한 보다 자세한 사항은 한국천문연구원 홈페이지(https://www.kasi.re.kr/kor/education/post/astronomy-contest/29061)에서 확인할 수 있다.  제29회 천체사진공모전 대상작. 공양식의 ‘니오와이즈 혜성’