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電波天文學
超大型 電波 望遠鏡 配列 , 美國 , 뉴멕시코주
學問名	電波天文學
學問 分野	天文學

電波天文學 (電波天文學, radio astronomy )은 傳播 周波數帶에서 天體 를 硏究하는 天文學 의 下位分野이다. 또한 宇宙에서 오는 電波 통해 銀河나 별들을 硏究하는 學問이다.

天體에서 나오는 電波를 처음으로 探知한 것은 1930年代의 칼 젠스키 가 우리 銀河 에서 오는 電波를 받아낸 것이 처음이다. 그 뒤를 이은 觀測 結果, 수많은 서로 다른 電波 放出源들이 發見되었다. 恒星 이나 銀河 는 勿論, 電波銀河 , 퀘이사 , 펄社 , 메이저 等 完全히 새로운 部類의 天體들이 發見되기도 하였다. 大爆發 理論 에 强力한 根據를 提供한 宇宙 마이크로파 背景 의 發見이 바로 電波天文學을 통해 이루어진 것이다. ^{[ 出處 必要 ]}

電波天文學은 電波望遠鏡 이라고 하는 巨大한 傳播 안테나 를 使用하여 遂行된다. 單一한 電波望遠鏡이 使用되기도 하고, 多數의 電波望遠鏡을 連結하여 電波 干涉計 를 만들고 個區合成 을 하기도 한다. 干涉計를 使用하면, 干涉計를 構成하는 個個의 望遠鏡 사이의 距離에 依해 分解能 이 決定되므로, 個個의 望遠鏡보다 좋은 分解能 을 얻을 수 있다.

電波天文學 歷史 [ 編輯 ]

1930年代에 잰스키가 銀河水를 觀測하기 前에도, 物理學者들은 天體가 電波源이 되어 그 電波를 觀測할 수 있을 것이라고 推測했다. 1860年代, 제임스 클러크 맥스웰 의 맥스웰 方程式 은 電磁氣波 가 電氣 및 自己 와 關聯이 있으며 어떠한 波長 에서도 存在할 수 있음을 보였다. 니콜라 테슬라 , 올리버 로지 等이 太陽 에서 放出되는 電波를 檢出하려고 여러 番 試圖하였으나, 技術的 限界로 인하여 번번히 失敗하였다. ^[1]

칼 잰스키 는 1930年代 初盤에 天文學的 電波源을 最初로, 偶然히 發見하였다. 벨 電話 硏究所 所屬 工學者였던 그는 大西洋 橫斷 音聲電送에 使用되는 短波 通信에 자꾸 끼어드는 雜音을 調査하고 있었다. 커다란 指向性 안테나 를 使用한 잰스키는 아날로그 펜과 종이 記錄에 正體不明의 電波원에서 오는 反復되는 信號가 記錄되고 있음을 알아차렸다. 信號가 매 24時間마다 絶頂에 達하였기 때문에, 잰스키는 처음에는 干涉의 原因이 自身의 指向性 안테나의 視野를 가로지르던 太陽 이 아닌가 推測하였다. 分析을 繼續한 結果 電波源의 反復 週期는 太陽을 따라가는 正確한 24時間이 아니라, 23時間 56分으로 나타났다. 잰스키는 이 영문 모를 現象을 同僚인 天體物理學者이자 敎師인 앨버트 멜빈 스켈렛 에게 털어놓았다. 스켈렛은 23時間 56分이 1 恒星時 를 가리키며, 이것은 電波源이 地球가 1回 自轉할 때마다 안테나의 視野에 들어오게 되는, 天球上에 "固定"되어 있는 天體라는 것을 의미한다는 것을 指摘하였다. ^[2] 自身의 觀測 結果를 光學 天文圖와 對照해 본 잰스키는 마침내 自身의 안테나가 弓手자리 의 銀河水 가 가장 짙은 地域을 가리켰을 때 問題의 電波源이 絶頂에 達하였다고 結論내렸다. ^[3] 그는 太陽(그리고 다른 恒星들)李 傳播 잡邑을 일으킬 程度로 큰 電波源이 아니므로, 問題의 電波 干涉은 銀河의 星間 가스와 먼지에 依해 生成된 것이라고 생각했다. ^[2] (잰스키의 電波源은 하늘에서 가장 强力한 電波源 中 하나로, 1950年代에 弓手자리 A 라고 命名되었다. 그리고 이것은 性間 "가스와 먼지"는 아니었으며, 이 區域에서 發見된 天體들이 發生시키는 强力한 磁氣場과 그 안의 電子 에서 放出되는 것임이 밝혀졌다). ^{[4] [5]}

잰스키는 自身의 發見을 1933年에 發表하였다. 그는 銀河水에서 나오는 電波를 보다 詳細히 調査하고 싶어했다. 하지만 벨 硏究所는 그를 다른 프로젝트로 轉出시켰고, 以後 잰스키가 天文學 分野에 있어 다른 業績을 남긴 바는 없다. 하지만 電波天文學에 있어 그의 先驅者的 業績은 線束密度 의 基本 單位 잰스키 (Jy)를 그의 이름을 따 명명함으로써 기려지고 있다.

1937年, 잰스키의 硏究에 靈感을 받은 그로트 레버 가 自己 집 뒷마당에 直徑 9미터 짜리 抛物面 電波望遠鏡을 設置하였다. 잰스키의 觀測을 反復하는 것으로 硏究를 始作한 레버는 最初의 傳播 帶域 全天 探査를 遂行하였다. ^[6] 1942年 2月 27日에는 英國 陸軍 硏究將校 제임스 스탠리 헤이 가 太陽에서 放出되는 電波를 最初로 檢出하였다. ^[7]

觀測 [ 編輯 ]

約 1mm보다 긴 波長帶의 電磁氣波를 利用한다. 電波天文學은 觀測天文學의 다른 分野와는 달리 觀測된 電波를 個個의 光子로 다루기보다는 波動으로 다룬다. 그러므로 짧은 波長 領域의 電磁氣波에 비해, 電波의 世紀와 位相을 測定하는 데 相對的으로 수월하다. 어떤 傳播는 熱的 發散의 形態로 天體에 依해 生成되기도 하지만, 地球上에서 觀測 可能한 大部分의 電波 放射는 싱크로트론 複寫의 形態이다. 또한, 별들 사이의 가스, 特히 21 cm 水素分光線에 依해 生成된 많은 분光線들이 電波領域에서 觀測 可能하다. 電波天文學에서 다루는 天體는 超新星 , 星間가스 , 펄社 , 活動銀河核 等 매우 多樣하다.

天體의 傳播는 微弱하기 때문에 觀測은 電波 望遠鏡 에 依해 이루어진다. 傳播 는 波長 이 길기 때문에 星間 物質 에 依한 産卵 을 받지 않으며, 가시 光線 으로 觀測할 수 없는 暗黑 星雲 의 뒷쪽 等을 觀測하는 것이 可能하다.

그러나 短波 보다 波長이 긴 (40m 以上) 傳播는 電離層 에서 反射되기 때문에 地上에 닿지 않는다. 또한 波長이 짧은 (3 cm 以下) 電波는 大氣 中의 물 分子와 酸素 分子에 依해 吸收되므로 亦是 地上에 到達하기 어렵다. 따라서 그 사이 波長의 電波가 觀測에 使用되고있다. 1980年代 以後에는 觀測 裝置의 位置를 考慮하면서 電波 望遠鏡의 집광력 等을 向上시키는 等의 方法을 통해, 밀리미터 領域에서 下位 밀리미터 領域 觀測도 遂行하고 있다.

自然的인 天體의 電波 發生 [ 編輯 ]

天體는 특정한 電波를 發生시킨다. 여러 波長에서 觀測을 遂行하면, 天體에서 어떤 電波가 發生하는지 알 수 있다. 그리고 그것을 통해 天體의 性質을 알 수 있다.

• 싱크로트론 放射線 : 光速에 가까운 電子가 磁氣場에서 로렌츠 힘 을 받아 圓運動 때 放出된다. 波長 依存性 이 强한 連續 스펙트럼 을 가진 偏光을 發生시킨다.
• 熱 制動 放射線 : 高溫의 플라즈마 에서 電子가 原子核 의 人力 을 받아 進路가 구부러질때 放出된다. 波長 依存性이 작은 連續 스펙트럼을 가진 빛을 發生시킨다.
• 이온化 原子 再結合 : 이온化 하는 原子와 電子가 再結合할 때 放出된다. 線 스펙트럼 을 가진다.
• 水素 原子의 波長 21 cm 선: 水素 原子 사이의 電子 스핀이 反轉될 때 放出된다.
• 分子의 回轉 經路: 暗黑 星雲 (分子 구름)에서 分子의 回轉 經路가 變更될 때 放出된다. 線 스펙트럼을 가진다.
• 宇宙 마이크로파 背景 : 大爆發 의 瞬間에 宇宙로 채워진 빛의 痕跡이다.

第2次 世界 大戰 以後 戰爭 中에 發達한 레이다 技術이 適用되어 追加 觀測이 行해지게 되었다. 그러나, 電波 觀測 은 光學 觀測 에 비해 海上도 가 매우 뒤떨어지는 것이 短點이었다. 干涉計 의 應用을 通해 이 問題가 크게 改善되었다. 그 結果 많은 天體가 가시 光線과는 다른 모습을 하고 있는 것으로 調査됐다. 이렇게 電波 觀測이 天體 觀測 의 한 分野로 定着하였다.

歷史 [ 編輯 ]

• 1931年 , 벨 硏究所 의 技術者 칼 陳 스키 는 空轉 現象 을 觀測하던 中 처음으로 天體의 電波를 觀測하였다. 이렇게 電波를 發散하는 天體가 있는 것이 처음으로 밝혀졌다. 칼 陳 스키가 發見한 것은 우리 銀河 의 中心 核에서 波長 14.6m의 電波를 發散하는 天體였다.
• 1940年 , 그로테 레바 는 直徑 9m의 人工 衛星 접시를 製作했다. 이것이 最初의 電波 望遠鏡 이다. 레바는 波長 1.85m의 電波로 銀河水의 觀測을 遂行하여 電波地圖를 作成했다.
• 1942年 , 英國의 제임스 헤이 는 레이다에 干涉하는 正體 不明의 電波를 觀測하였다. 이것은 같은 해 美國의 조지 사우스워스 를 통해 太陽 플레어 에 依한 電波라는 것이 確認되었다.
• 1944年 , 네덜란드의 半 드 全體 目錄은 이온化 하지 않은 水素 原子가 波長 21cm의 電波를 放出할 可能性을 보여주었다. 이것은 1951年 에 美國 헤럴드 유엔 과 에드워드 퍼셀 에 依해 確認되었다.
• 1965年 , 로버트 윌슨 은 通信 機器의 騷音 測定을 하는 동안 宇宙에서 等方性 으로 오는 電波를 發見했다. 이것이 大爆發 理論 에서 豫測되던 宇宙 마이크로파 背景 이다.
• 같은 해에 앤터니 휴이시 와 兆셀린 벨 버넬 은 매우 正確한 週期로 오는 電波를 發散하는 天體를 發見했다. 이것은 펄社 라고 불리고, 그 正體는 빠르게 自轉하는 中性子별 일 것으로 豫測되고 있다.

電波 별 [ 編輯 ]

그로테 레바는 고니 자리 와 카시오페이아 자리 近處에서 剛한 電波를 放出하는 區域을 發見했다.

1946年 에 제임스 헤이들 은 이 電波가 銀河水와 다른 天體에서 나오는 電波라는 것을 確認했다. 當時의 電波 望遠鏡의 解像度에서는 이 電波 資源의 光學的인 對應 天體를 알 수 없었기 때문에, 이들은 電波 별이라고하며 天體가 屬하는 별자리와 별자리에서 傳播 强度의 巡으로 알파벳순 符號로 呼稱되었다.

電波 별은 活動 銀河 와 質量이 큰 별의 形成이 活潑한 星雲, 超新星 殘骸 等으로 識別되었다.

• 弓手자리 A  : 東쪽 弓手자리 A, 西쪽 弓手자리 A 로 構成된다. 東쪽 弓手자리 A는 超新星 殘骸로 생각되고 있다.
• 카시오페이아 자리 A  : 1670年 經에 暴發한 超新星의 殘骸라고 推測하고 있다.
• 황소 자리 A  : 게 星雲 (M1)
• 오리온자리 A  : 오리온 星雲 (M42)
• 고니자리 A  : 活動 銀河 3C405
• 處女자리 A  : 活動 銀河 M87
• 센타우루스 자리 A  : 活動 銀河 NGC 5128

기타 [ 編輯 ]

最近 ^{[ 언제 ?]} 에는 高周波 의 使用이 늘어나면서 携帶 電話 等의 送信 設備에서 高調波 等의 影響으로 徐徐히 觀測이 힘들어 지고 있다. 種種 觀測에 使用되는 周波數 割當이 隣近에 있는 周波數의 利用에 影響을 받기도 한다.

같이 보기 [ 編輯 ]

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電波天文學

• 電波 天文 衛星
• 아타카마 大型 밀리미터 集合體

參照 [ 編輯 ]