2003년 9월에 발사되어 현재 임무수행중인 과학기술위성1호의 주탑재체 원자외선 분광기의 감도측정을 수행하였다. 이를 위하여 2003년 11월부터 2004년 5월의 기간동안 백색왜성 G191B2B와 O형 별인 Alpha-Cam, HD93521을 관측하였으며, 그 관측 데이터와 HUT(Hopkins Ultraviolet Telescope) 데이터를 비교하여 원자외선 분광기의 전 파장영역에 대한 유효면적을 계산하고, 그 결과를 비교 분석하였다.
2003년 9월에 발사되어 현재 임무수행중인 과학기술위성1호의 주탑재체 원자외선 분광기의 감도측정을 수행하였다. 이를 위하여 2003년 11월부터 2004년 5월의 기간동안 백색왜성 G191B2B와 O형 별인 Alpha-Cam, HD93521을 관측하였으며, 그 관측 데이터와 HUT(Hopkins Ultraviolet Telescope) 데이터를 비교하여 원자외선 분광기의 전 파장영역에 대한 유효면적을 계산하고, 그 결과를 비교 분석하였다.
We describe the in-flight sensitivity calibration of the Far ultraviolet Imaging Spectrograph (FIMS, also known as SPEAR) onboard the first Korean science satellite, STSAT-1, which was launched in September 2003. The sensitivity calibration is based on a comparison of the FIMS observations of the ho...
We describe the in-flight sensitivity calibration of the Far ultraviolet Imaging Spectrograph (FIMS, also known as SPEAR) onboard the first Korean science satellite, STSAT-1, which was launched in September 2003. The sensitivity calibration is based on a comparison of the FIMS observations of the hot white dwarf G191B2B, and two O-type stars Alpha-Cam, HD93521 with the HUT (Hopkins Ultraviolet Telescope) observations. The FIMS observations for the calibration targets have been conducted from November 2003 through May 2004. The effective areas calculated from the targets are compared with each other.
We describe the in-flight sensitivity calibration of the Far ultraviolet Imaging Spectrograph (FIMS, also known as SPEAR) onboard the first Korean science satellite, STSAT-1, which was launched in September 2003. The sensitivity calibration is based on a comparison of the FIMS observations of the hot white dwarf G191B2B, and two O-type stars Alpha-Cam, HD93521 with the HUT (Hopkins Ultraviolet Telescope) observations. The FIMS observations for the calibration targets have been conducted from November 2003 through May 2004. The effective areas calculated from the targets are compared with each other.
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문제 정의
본 연구의 목적은 이러한 FIMS의 전체 파장 영역에 대한 감도 측정을 하는데 있다. 이를 위하여 표준광원。' 될 3개의 별을 관측 대상으로 선정하여 2개의 관측 대상은 2003년 11 ~ 12월에, 나머지 하나의 관측 대상은 2004년 3 ~ 5월에 관측하였으며, 그 관측 데이터를 처리 분석하고 이미 감도측 정이 잘 되어 있는 것으로 알려진 HUT(Hopkins Ultraviolet Telescope) 데이터와 비교하여, 그로부 터 FIMS의 전체 파장 영 역에 대한 유효면적(effective area)을 계산하였다.
제안 방법
본 연구의 목적은 이러한 FIMS의 전체 파장 영역에 대한 감도 측정을 하는데 있다. 이를 위하여 표준광원。' 될 3개의 별을 관측 대상으로 선정하여 2개의 관측 대상은 2003년 11 ~ 12월에, 나머지 하나의 관측 대상은 2004년 3 ~ 5월에 관측하였으며, 그 관측 데이터를 처리 분석하고 이미 감도측 정이 잘 되어 있는 것으로 알려진 HUT(Hopkins Ultraviolet Telescope) 데이터와 비교하여, 그로부 터 FIMS의 전체 파장 영 역에 대한 유효면적(effective area)을 계산하였다.
따라서 우주에서 표준광원이 될만한 광원을 찾기 힘들고, 셔틀이나 인공위성에 실리기 전에 미리 감도 측정을 한다고 하더라도 일반적으로는 원자외선영역에서 충분한 빛을 낼 수 있는 실험실 표준광원 을 구하기 힘들다는 어려운 점 이 있다. 1990년대 이전까지 원자외선 영역의 감도 측정은 미국에 있는 SURF(Synchrotron Ultraviolet Radiation Facility) 의 electron synchrotron을 광원 (light source) 으로 이용하여 감도를 측정한 광다이오드를 다단계로 간접 비교 측정하는 방법을 사용하였다. 따라서 그 누적 부정확성이 15% 정도로 가시광 영역과 비교해 보았을 때 매우 부정확한 감도 측정을 할 수 밖에 없었다.
그러나 G191B2B는 FIMS의 S-밴드영역에서 검출기의 감도에 비해 빛의 세기가 약하기 때문에 S-밴드 영역에서 보다 정 확한 감도 측정을 위하여 별의 스펙트럼형 중에서 가장 뜨거운 0형의 별에 해당하는 Alpha-Cam과 HD93521 을 추가로 관측하였다. Alpha-Cam은 S-밴드 영역 에서 만 관측하였으며, G191B2B와 Alpha- Cam의 관측시 기와 4 〜 5개월의 차이가 나는 HD93521 의 경우에는 양 밴드 영역 모두 관측하여 두 기간 사이의 감도 측정 결과의 차이를 비교해 볼 수 있도록 하였다. 본 연구에서의 FIMS 감도 측정은 백색왜성의 이론모델을 통해 계산된 플럭스 밀도 값을 이용하지 않고, 여러 백색왜성의 관측과 실험실 감도 측정을 통하여 감도 측정이 매우 잘 되어 있다고 알려진 HUT의 데이터를 이용하였기 때문에, 위 3개의 관측 대상이 HUT에서 잘 관측되어 플럭스 밀도 값이 이미 계산되어 있다는 점이 관측 대상으로의 선정의 또 다른 이유가 된다.
FIMS의 감도 측정을 위하여 원자외선 영역에서 가장 중요한 표준광원 대상으로 알려진 G191B2B 라는 백색왜성을 선정하여 양 밴드 영역(S-밴드, L-밴드)에서 모두 관측하였다. 그러나 G191B2B는 FIMS의 S-밴드영역에서 검출기의 감도에 비해 빛의 세기가 약하기 때문에 S-밴드 영역에서 보다 정 확한 감도 측정을 위하여 별의 스펙트럼형 중에서 가장 뜨거운 0형의 별에 해당하는 Alpha-Cam과 HD93521 을 추가로 관측하였다.
FIMS의 감도 측정을 위하여 원자외선 영역에서 가장 중요한 표준광원 대상으로 알려진 G191B2B 라는 백색왜성을 선정하여 양 밴드 영역(S-밴드, L-밴드)에서 모두 관측하였다. 그러나 G191B2B는 FIMS의 S-밴드영역에서 검출기의 감도에 비해 빛의 세기가 약하기 때문에 S-밴드 영역에서 보다 정 확한 감도 측정을 위하여 별의 스펙트럼형 중에서 가장 뜨거운 0형의 별에 해당하는 Alpha-Cam과 HD93521 을 추가로 관측하였다. Alpha-Cam은 S-밴드 영역 에서 만 관측하였으며, G191B2B와 Alpha- Cam의 관측시 기와 4 〜 5개월의 차이가 나는 HD93521 의 경우에는 양 밴드 영역 모두 관측하여 두 기간 사이의 감도 측정 결과의 차이를 비교해 볼 수 있도록 하였다.
이렇게 급격하게 값이 변하는 흡수선의 위치에서는 두 데이터의 약간의 차이에도 유효면적의 계산 결과 값이 매우 크게 변하게 된다. 따라서 파장에 대해 25Å간격의 평균값으로 계산하여 이런 큰 변화가 나타나지 않도록 했다. 앞으로 FIMS 의 파장에 대한 조절이 이루어진다면 그 보정을 통하여 파장에 대해 좀 더 세밀하고 정확한 감도 측정 결과를 얻을 수 있을 것이다.
따라서 각 지역의 평균 노출시간은 슬릿이 각 지역을 지나 는 동안의 스캐닝 속도값을 평균하여 슬릿 간격을 그 평균 속도값으로 나누어 계산하면 된다. 이러한 방법으로 각 스캔에 대한 평균 노출시간을 모든 궤도관측에 대해서 전부 더하여 그 지역의 총 평균 노출시간을 계산하였다. 각 지역의 입체각 값은 그림 1과 같은 적경-적위 좌표평면상에 나타나는 해 당지역의 면적값으로 근사하였다.
이론/모형
크기가 없는 점광원(point source)인 별을 여러 번 반복 스캔하여 관측한 궤도 데이터의 경우에는 스캔 방향에 따라 별의 위치가 다르게 기록되어 결국 하나의 별이 두 개의 별로 나타나게 된다. 이러한 현상을 보정하기 위하여 image folding의 방법을 이용하여 각 관측 궤도 별로 시간차 값을 계산하고 그 값을 데이터 처리와 분석에 이용하였다(선광일 외 2004).
성능/효과
FIMS의 감도 측정의 결과로, S-밴드영역에서 검출기는 1000 ~ U50A파장 범위에서 2003년 11 〜 12월에는 0.02 〜 0.025cm2, 2004년 3 ~ 5월에는 0.013 〜 0.015cm2 정도의 유효면적 값을 얻었다. 이에 반해 L-밴드영역에서 검출기는 1400 ~ 1700Å파장 범위에서 2003년 11 ~ 12월에는 0.
본 연구의 감도 측정은 파장에 따라 세밀한 유효면적 값을 주지 못한다. FIMS의 파장 분해능은 1.8 ~3Å이며 HUT의 파장 분해능은 3Å이지만, 본 연구의 파장별 유효면적 값은 25Å간격으로 평균 하여 계산한 값이다. 파장에 대해 세밀한 계산을 할 수 없었던 이유는 FIMS의 파장에 대한 눈금 조절(calibration)이 아직 이루어지지 않아 파장 값의 틀어짐을 보정하지 못했기 때문이다.
17cm2 정도의 유효면적 값을 얻었다. L-밴드영역이 S-밴 드영 역에 비해 5 〜 10배 정도로 큰 유효면적 값을 가짐을 알 수 있으며, 두 밴드 영역 모두에서 관측 시기에 따라 유효면적 값의 감소가 나타났음을 확인하였다. S-밴드에서는 1000 ~ 1150A파장 범위 에서 4 ~ 5개월 동안 대략 25 〜 30%의 감소가 나타났고, L-밴드에서는 1400 ~ 1700A파장 범위에 서 3 ~ 4개월 동안 15 〜 25% 정도의 감소가 나타났다.
후속연구
앞으로 FIMS 의 파장에 대한 조절이 이루어진다면 그 보정을 통하여 파장에 대해 좀 더 세밀하고 정확한 감도 측정 결과를 얻을 수 있을 것이다. 또한 HUT 데이터 대신에 FIMS에 적합한 백색왜성 대기모델을 결정하고 이로부터 계산한 백색왜성 이론값으로부터 직접 감도 측정을 한다면 더욱더 정확한 감도 측정을 할 수 있을 것이다.
따라서 파장에 대해 25Å간격의 평균값으로 계산하여 이런 큰 변화가 나타나지 않도록 했다. 앞으로 FIMS 의 파장에 대한 조절이 이루어진다면 그 보정을 통하여 파장에 대해 좀 더 세밀하고 정확한 감도 측정 결과를 얻을 수 있을 것이다. 또한 HUT 데이터 대신에 FIMS에 적합한 백색왜성 대기모델을 결정하고 이로부터 계산한 백색왜성 이론값으로부터 직접 감도 측정을 한다면 더욱더 정확한 감도 측정을 할 수 있을 것이다.
검출기의 감도 감소의 원인으로 위 관측기간 사이에 FIMS의 지구 오로라 관측 시 강한 빛에의 노출을 생각해 볼 수 있다. 앞으로도 감도 측정을 위한 추가적인 관측을 수행하여 검출기의 감도 감소를 재확인해 볼 필요성이 있다고 생각되며, 향후 FIMS의 운용에 있어서도 고려해야 할 점으로 생각된다.
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