The emission line objects such as planetary nebulae, symbiotics, gaseous nebulae, HII regions, novae, supernovae, SNRs, nearby spiral galaxies, dIrr, dE, and nearby active galactic nuclei, would be goldmines for us to dig with the 1.8m bohyunsan optical (BOAO) telescope. We discussed the importance ...
The emission line objects such as planetary nebulae, symbiotics, gaseous nebulae, HII regions, novae, supernovae, SNRs, nearby spiral galaxies, dIrr, dE, and nearby active galactic nuclei, would be goldmines for us to dig with the 1.8m bohyunsan optical (BOAO) telescope. We discussed the importance of strategically important diagnostic lines and atomic constant calculation for a study of Galactic and extragalactic emission objects. The scientific background on a spectrometer development history is briefly presented and spectroscopic research areas other than the emission objects are also summarized.
The emission line objects such as planetary nebulae, symbiotics, gaseous nebulae, HII regions, novae, supernovae, SNRs, nearby spiral galaxies, dIrr, dE, and nearby active galactic nuclei, would be goldmines for us to dig with the 1.8m bohyunsan optical (BOAO) telescope. We discussed the importance of strategically important diagnostic lines and atomic constant calculation for a study of Galactic and extragalactic emission objects. The scientific background on a spectrometer development history is briefly presented and spectroscopic research areas other than the emission objects are also summarized.
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문제 정의
고분산 분광기 의 개 발이 어 떠 한 의미 를 갖는지 와 어 떤 연구를 수행할 수 있는가에 대하여 살펴보고, 여러 의문점을 짚어 보았다.
위에서 언급한개념과원리에 근거해 제작될 보현산 천문대 광섬유 에셸 고분산 분광기 (BOES)의 특성을 살펴보기로 한다. 고전적으로 분광을 하기 위해선 빛을 슬릿을 통해 분광기 로 보내 고 분광기 안에서 분산시 켜 분광(spectrum)을 얻는데, 슬릿의 폭을 크게하면 빛의 손실이 줄어드는 반면 분해능은 떨어지게 된다.
보현산 천문대에서 분광기가 활용될 때 고 분산 분광 연구가 본격적으로 진행될 수 있을 것이다. 이 시점에서, 우리는 방출선 연구가 천문학에 왜 유용하고, 어떠 한 방법으로 진행될 수 있는지 를 살펴 보기 로 한다. 이 를위해 제 1 장에서는 항성대기 분광 연구에서부터 이후 행성상 성운 연구에 이르기까지의 간단한 역사적인 배경을 살펴 보고, 원자물리, 플라즈마 물리의 연구 결과가 어 떻게관측자료와 비 교되어 연구되 는지 개 관하였다.
가설 설정
a) tan i 와 b) 조준광의 직경에 의해 결정됨을 알 수 있다. tan / 가 큰 경우 고분산을 가능케 해주는데, 현재 기술상의 진보로 tan i = 4.
복잡하기 때문이다. 이러한 성운의 플라즈마 가스는 열적인 평형상태에서 멀지만, 가스속에 전자의 속도 분산이 Maxwellian이 라는 가정 에서 출발한다. (Bohm & Aller 1947).
제안 방법
행성상 성운이나 윈드를 내고 있는 별, 즉 공생별, 무거운 post-AGB 별과 주위에 있는 가스의 분광 관측은 천체의 질량유실율, 에너지 원, 성간의 화학원소 증가에 대한 단서를 제 공한다. 따라서 1) OB 별 주위 의 셸과 H II regions에서의 항성풍 또는 초신성과 성간 물질간의 충돌 그리고, 2) 수퍼 셸, chimneys, winds의 형성 및 진화가 거대 구조를지배하는데 이에 대한 연구는 고분산 분광을 통해 진행할 수 있다. 또한 이러한 연구는 에셸 분광기 크로스 디스 퍼서 위치에 거울을 놓고 필터를 이용하여 단 하나의 에셸 order를 분리하여 수행되기도 한다.
하지 만, 보현산 분광기에는 Nasmyth등의 다른 초점이 갖추어져 있지 않았고, Cassegrain 초점을 이용하기 에도 Sandiford 분광기 정도의 무게를 지탱할 수 없는 빈약한 설계로 만들어져 있음을 알게 되 었 다. UC, Santa Cruz의 Vogt 교수와 McCarthy를 접촉하여 좀더 구체적으로 연구를 진행하면서, Vogt의 제안에 따라 L8m 망원경의 f/8 초점에서 광섬유(Uber)를 이용하여 빛 을 분광실 로 유도하는 Dual-White pupil 방식 의분 광기를 대안으로 생각하기에 이르렀다.
보현산 천문대 분광기로 우리는 처음, 위의 HES와 Sandiford 분광기를 검토해 보았다. 하지 만, 보현산 분광기에는 Nasmyth등의 다른 초점이 갖추어져 있지 않았고, Cassegrain 초점을 이용하기 에도 Sandiford 분광기 정도의 무게를 지탱할 수 없는 빈약한 설계로 만들어져 있음을 알게 되 었 다.
분광 관측 자료를 연구하였다. 여기서 또한 양극 방향의 cone 모양의 물질 분포, 적도의 반지 형태의 물질 분포를 가정하여 두 경우에 대한 광학적 투명도를 다르게 선택하였다. 이러한 노력은, 유체역학코드에 의한 연구 천체의 기하학적 모습이 당연히 모델에 반영되어야 하는 필요성에의 한 선택 이다.
HET의 HRS의 경우, 4200A 이 하의 빛을 효율적으로 사용할 수 없는 반면, 우리는 3 700A까지 관측이 가능하도록 Vogt를 설득하여 Epps의 도움으로 완성하였다. 우리는 방출선 분광 연구에서 중요한 의미를 갖는 [OII] 3727/29에 대한 관측을 가능하게 하여, 여러 분광 연구에 도움이 되도록 하였다.
프리즘을 차수 분리로 쓸 경우, 서로 이웃하는 차수가 겹치는 것을 막기 위해서는 한면이 400 m끄 가량 되 는 두 개 이상의 prism을 사용해 야 하므로 4200 A 이 하의 단파장 빛 이 통과하기 가 어 려 우며 1° arcsecs 이상의 차수 분리는 사실상 어렵다. 우리는 처음에 격자를 사용하여 차수의 간격을 넓혀 다양한 연구를 생각하였지만, 이후에 FEROS 분광기 설계를 참조하는 과정에서 단 한번의 노출로 전파장을 관측할 수 있는 프리즘을 선택하기로 하였다.
1986). 이 워 크샵에서 AGN, HII regions, Planetary Nebulae에 적 용되는 모델 에 동일한 입력 값을 주는 경우, 과연 같은 수치의 전자온도, 선세기를 예측할 수 있는지 비교하였다. 행성상 성운의 경우가 가장 많은 12 그룹이 참여하였고, 각 천체에 대한 서로의 결과를 비교하였지만 일치를 보지 못했다.
이 5개 준위의 에너지는 이미 Martin 등 (1990)이 구한 값을 이용하고, Keenan등 (1993)이 구한 Einstein A-값과 [S 피의 충돌 상수를 계 산 함으로써 여러 방출선이 어떠한 물리 량을 알려줄 수 있는지 조사 할 수 있다. 이러한 계산을 종합하여 방출선 세기의 상대적 비가, 행성상 성운의 경우 (Te = 5000 - 20000 K; Ne = 10 - 105 cmT3)에 물리적 조건이 변함에 따라 어떻게 예측되는지를 계산하였다. 높은 에너지 준위에 있는 3s3p4 상태는 3决3μ3로 전이 되는 동안 무시할 수 있는 세기인 반면에, 다음의 전이는 큰 물리적 의미를 가지고 있음을 알게된다.
이 를위해 제 1 장에서는 항성대기 분광 연구에서부터 이후 행성상 성운 연구에 이르기까지의 간단한 역사적인 배경을 살펴 보고, 원자물리, 플라즈마 물리의 연구 결과가 어 떻게관측자료와 비 교되어 연구되 는지 개 관하였다. 제 2 장에 서는 고분산 분광 관측법이 어떠한 필요성에 의해 개발되어왔으며 CCD 출현이후 에셸 분광 관측이 가져온 변혁을 논하였다. 또한 제 3 장에서 는 고분산 분광기를 이용한 연구과제를 알아보고, 보현산 에셸 분광기의 설계에 어떤 점 등이 고려되 었는지 를 언급하였다.
성능/효과
우리는 조준광을 150 mm로 예상하고 이러한 Echelle의 가격 을 알아보았는데 주문제 작을 해 야하므로 가격은 오히 려높은 가격 인 320K USD 임 을 알았다. 따라서 8" X 32”의 Echelle을 사용하여 조준광이 150 mm인 분광기를 설계하고자 하였는더】, 나중에 FEROS의 분광기에서 136 mm의 분광기가 제 작됨을 알고 이에 준하는 분광기를 설계하는 과정에서 비용의 절감을 위해 136 mm의 분광기로 설계가 확정되게 되었다.
1997), b) ESO에 의해 VLT에 쓰이고 있는 UVES (UV-Visual Echelle 분광기 , Dekker et al. 1992), c) Tull 교수가 제작한 HET HRS (Hobby-Eberly Telescope High Resolution Sspectrograph) 분광기 등은 당시 이미 적용되기 시작한 고 분산 분광기 설계의 새로운 모범 이 었다. 처음 보현산 고 분산 분광기를 위해 이용된 카메 라의 설계는 Vogt가 제작한 Keck 10 m 망원경의 HIRES에 부착된 카메라와 크기 만다를 뿐 기본 형태가 동일하였다.
이러한 결과가 당시 Bolzman Saha의 전통적인 방법으로 적용할 수 없는 연구, 예를 들면, Wolf-Rayet 별의 분광선 연구등에 힌트를 주었다. 그 결과 Aller는 1940년대 초에 36-inch 망원경을 이용한 분광 관측을 진행하고 이를 해석하여 WR 별은 무거운 별의 표피층 (envelope)에서 분출된 가스라는 제 안 하에, 질소가 풍부한 별과 탄소가 풍부한 별인, WN 및 WC 별의 존재를 확신하게 되었다. 이런 결과와 초신성의 분광선으로부터 화학 원소가 천체마다 다를 수 있다고 1941 AAS 학회에서 제 안 발표하고 이에 대한 증거 를 초신성 관측 자료등에서 찾고자 하였으나 당시 의 저 분산 분광 관측기술이 이를 뒷받침하지 못하였다.
Lick 천문대의 경우, 3m 망원경은 물론 60cm CAT를 사용해 꾸준히 행성 탐색을 해오고 있다. 이 결과 10여 년 동안 100여 대상 천체중 7개를 발견하였는데, 행성과 숙주 별과의 거리는 약 2 AU 내에 있고 무게는 Msini ~ 1 - 7 이다. 이러한 행성을 가지고 있는 숙주별은, G3 V/IV, G7V 등으로 보현산 고분산 분광기 를 효율적으로 사용하여 연구할 유망한 분야로 생각된다.
10000 /cm3의 조건에서 이온화된 수소 원자가전자를 포획하는데 10년이 걸리는 반면에(recombination time), 전자와 이온의 비탄성 충돌은 1개월에 1번' 전자끼리의 충돌은 매초에 1번의 빈도이다 . 이러한 전자의 Mexwellian분포는 전자와 충돌하는 이 온화된 원자들에 의한 냉각을 일으키는 데, 수소에 비해 1만분의 1 정도인 중원소의 냉각효과가 수소와 헬륨의 재결합 방출선에 비해 10배 가 강함을 알았다.
1926년경 Zanstra는 가스 성운의 내부에 있는 별에서 나온 Lyman 한계 (limit)에 이르는 자외선 광자가 별 주위의 성운 가스를 이온화시 키는 근원이라고 제안하였다. 이러한 제안은 가스의 상태로부터 중심 별의 온도를 알 수 있는 단서 를 제 공하고, 가시 광 영 역에서 관측되는 성운의 Balmer선으로부터 Zanstra는 행성상 성운의 중심에 있는 별의 온도가 당시 관측되는 어떠한 별보다 높음을 알 수 있었다. 이러한 노력으로 관측의 정밀도가 높아짐에 따라 이론적인 계산도 세 밀해져 갔다 (Baker & Menzel 1938).
분광기를 검토해 보았다. 하지 만, 보현산 분광기에는 Nasmyth등의 다른 초점이 갖추어져 있지 않았고, Cassegrain 초점을 이용하기 에도 Sandiford 분광기 정도의 무게를 지탱할 수 없는 빈약한 설계로 만들어져 있음을 알게 되 었 다. UC, Santa Cruz의 Vogt 교수와 McCarthy를 접촉하여 좀더 구체적으로 연구를 진행하면서, Vogt의 제안에 따라 L8m 망원경의 f/8 초점에서 광섬유(Uber)를 이용하여 빛 을 분광실 로 유도하는 Dual-White pupil 방식 의분 광기를 대안으로 생각하기에 이르렀다.
후속연구
하지만 항성이나 먼 곳에 있는 점광원 연구 대상의 천체는 망원경의 구경에 지배를 받는다. 따라서 연구 대상을 수십 초에서 수 분 각도의 크기인 행성상 성운, 초신성 잔해, H II regions, 은하와 같은 천체로 선정 하여 그 연구를 수행하면 경쟁력을 확보할 수 있으리라 믿는다.
모든 천체의 연구에 고분산이 다 필요한 것은 아니지만, 방출선이 조밀하여 서로 겹치는 것을 피하고 (그림 2 참조), 천체의 시선속도를 세 밀히 측정하고자 하거나 자세 한선 윤곽을 얻고자 하면, 고분산 분광 관측이 반드시 수행되어야 할 것이다. 여기서 간단히 비점광원 천체의 방출선 분광 분야를 간단히 요약해 보기 로 한다.
더우기 아직은 저분산 분광관측의 경험을 가진 천문학자가 대부분이다, 현재 서방 천문학이 활발히 진행하고 있는 분야에 눈을 돌려 그들과 같이 공동연구를 진행하고 필요성이 부각되면, 8 -10m 망원경에도 눈을 돌려야 하겠다. 분광기가 미비한 시점에서 지금 당장 분광 연구를 원활히 진행할 수는 없지만 전산망을 통해 해외 관측 자료를 수집하고 이를 분석하면서 앞으로 완성될 분광기를 이용하여 수행할 연구 계획을 착실히 세워야 할 시점이다.
가까운 Seyfert 1 은하 중에, 허용선 BL 이 수개월에서 수년의 짧은 기 간동안에 변화함을 보이는 경우가 있는데 , 이를 모니터하기 위해서 여러나라가 공동으로 분광관측을 수행하고 있다. 여기에서도 가스 성운과 마찬가지로 [Oil], [O Ⅲ], [N II], [Ne Ⅲ], [O I], [N I], [Ne V], [Fe V피를 관측하여 이 온화 상태 와 물리적 조건을 구하고, AGN에 숨어 있는 블랙홀의 질량을 구하는 등의 연구를 할 수 있을 것이다. 보현산의 현재 중분산 분광기는 그간 많은 노력을 들였음에도 불구하고 설계 당시의 문제점으로 인해 이러한 작업을 하기에 성능이 적합하지 못한 기기로 판단된다.
좋은 분광기가 만들어졌다 해서 우수한 연구 결과가 보장되는 것은 아니다, 이러한 여건 속에서 한국 천문 연구원과 CFHT와의 공동연구 과제 (DeepSky21)는 아주 중요한 계기를 주고 고무적인 계기라고 여겨진다. 우리 모두 보현산 L8m망원경의 BOES를이용한 각분야별 유망한 연구 방향을 알아보고 서로 모여 진지하게 토론의 장이 자주 마련되도록 노력해야 해야 할 것이다.
것이다. 우수한 고분산 분광 관측기 기 가 갖추어 질 예 정 인데, 좀 더시 야를 넓 혀 우수한 중분산분광기 도 갖추어지 록 노력해 야할 것이다. 이러한 노력은 비단 천문 연구원의 임무가 아니라 대학에 있는 천문학자를 포함한 모두에게 주어진 짐이 다.
위의 원자상수 개선작■업과 중심 극자외선에 대한 연구 결과를 종합하여 완성한 모델은 비로소 행성상 성운과HII regione 물론 AGN등의 연구에 활용될 수 있을 것이다. 이러 한 모델 작업은 중심의 에너지원에 의한 이온화 외에도 충격파, 화학원소비, 대상 천체의 기하학적 모습에 따라, 더욱 예측을 어렵게 한다.
이러한 구조를 연구하기 위해서 고분산 분광 관측으로 성간 홉수선을 얻고 이를 분석하여, 거리와 운동에 대한 정보를 얻을 수 있다. 이러한 노력을 통해서 별이 생성되는 지역을 연구하고, 위에서 언급한 에너지원을 추정하여 타당한 이론을 만들 수 있을 것이다.
차가운 조건하에서 원자, 이온, 분자 모두 바닥 상태의 조건으로 존재하는데, 이러한 상태에서 일어나는 resonance 상태의 분광선에서 나오는 폭이 좁은 홉수선을연구함으로서 별과 우리 사이에 있는 가스의 원소와 물리 적조 건을 고분산 분광 관측으로서 연구할 수 있다. 이러한 연구를 통해서 이러한 투명하고 엷게 분포한 헤일로의 성간물질이 어떤 화학적 조건에 있고, 어 떻게하여 어두운 별인 은하 외부 천체로 진화하는지를 알아 볼 수 있을 것이다. 이러한 연구를 통해서 Na I, Ca II 등을 관측하게 되는더】, 이 런 관측은 BOES에 아주 좁은 구경 의 광섬 유를 갖출 경우 가능하고 200/im 직경의 광섬유가 연구에 이용되어 성공을 가져 오는 경우 고려 해 볼 사항이다.
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