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천체의 관측

天體－觀測

천체를 관측하는 데는 특별한 경우를 제외하고는 예외없이 망원경이 사용되는데, 그 목적에 따라 망원경 자체의 형식·사용방법·수단·부속 장치 등에 꽤 많은 종별이 있다.

가장 간단한 관측법은 다만 접안경(接眼鏡)에 의해서 천체를 보는 이른바 실시(實施) 관측이며, 태양·달·행성 등의 표면현상의 관측, 혜성의 수색, 엄폐(掩蔽)·식(蝕)·인공위성·변광성(變光星)의 관측 등에 사용된다. 접안부에 특별한 장치를 붙이는 일도 많고, 시각·위도 관측을 위한 자오의(子午儀)·애스트럴레이브·천정의(天頂儀), 천체의 좌표 결정을 위한 자오환(子午環) 등에서 각각 독특한 정밀 측미경(測微鏡)이 사용되며, 중성(重星) 기타의 관측을 위한 적도의(赤道儀)에도 측미경을 붙이는 일이 많다.

대물경(對物鏡)의 초점면에 사진 건판을 장치하는 사진관측은 매우 다종다양한 천문 관측에 사용된다. 슈미트 카메라와 같이 초점면이 극단적인 곡면을 이루는 것에서는 필름을 사용하여 압력을 주어서 그 곡면에 밀착시킬 필요가 있다.

사진 건판 대신에 광전 증배관(光電增倍管)을 장치하는 광전 관측에서는 광량(光量)을 전기량으로 변환하여 정밀하게 나타낼 수가 있으므로, 주로 천체의 광도 측정, 예를 들면 변광성·야천광(夜天光)·황도광 관측 등에 사용된다.

2종 또는 3종의 필터를 통하여 사진 또는 광전측광(光電測光)을 함으로써 천체의 색깔 관측도 행하여진다. 또한 근년에는 전기적으로 별의 빛을 증광(增光)하는 특수 전자관의 연구가 왕성하다.

천체 분광(分光) 관측은 대물경(對物鏡) 초점부에 분광장치를 붙이고 하며, 천체의 넓은 범위에 걸친 물리적 성질을 조사하기 위한 중요한 관측이다. 프리즘 또는 격자(格子)를 대물경 전면에 가득 장치하는 방법으로 하는 분광관측도 있다.

태양 관측의 경우는 빛이 충분히 강렬하므로, 프리즘보다도 분해능(分解能)이 높은 광학격자(光學格子)가 사용되는데, 이것으로 분해한 빛의 극소부분에 의하여 태양면의 여러 현상을 관측하는 일이나 또 특수 필터를 통한 단색광으로 태양의 전면 또는 코로나 등의 특수 부분을 관측하는 일도 가능하게 된다.

천체로부터 방사되는 전파는 빛에 비해서 공간에서의 흡수·산란을 받는 일이 적으며, 또 그 방사기구(機構)가 다르다는 등의 이유에서, 은하계나 우주의 구조, 항성의 진화 등의 연구에 중요한 자료가 된다. 따라서 거대한 전파망원경이 여러 곳에 건설되었다.

망원경

망원경은 아주 멀리 있어 맨눈으로 볼 수 없는 물체의 상을 뚜렷이 볼 수 있다. 특히 천체망원경은 행성과 별, 그리고 다른 천체 연구에 없어서는 안될 중요한 것이다. 망원경의 종류는 지름이 305m에 이르는 반사망원경에서 쌍안경과 같은 작은 것에 이르기까지 다양하다. 우리에게 가장 잘 알려진 천체망원경은 광학망원경이다.

광학망원경

光學望遠鏡

천체망원경은 대상으로 하는 물체가 무한원(無限遠)으로 간주되므로 입사광(入射光)이 평행광선인 점, 입사광량(量)이 적은 점, 대부분의 경우 천체의 일주운동(日周運動)을 추적할 필요가 있다는 점 등의 이유에서 독특한 구조를 갖게 된다. 광학망원경은 사람의 눈처럼 가시광선을 볼 수 있다. 그러나 우주에 있는 천체는 전파나 엑스선 같은, 바람이 볼 수 없는 여러 종류의 전자기파를 방출한다. 이런 전자기파를 관측할 때에는 다른 종류의 특수망원경을 이용하면 된다. 광학망원경에는 굴절망원경·반사망원경·굴절반사망원경이 있다.

굴절망원경

(屈折望遠鏡) 대물경으로서 볼록렌즈를 사용하는 것이며, 보통 2장의 렌즈를 짜맞추는 것도 가능하다. 설계할 때는 구면수차(球面收差)와 코마 수차(coma收差)를 될 수 있는 한 제거한다. 색수차(色收差)를 제거하는 데는, 실시(實視) 망원경에서는 빛의 스펙트럼 안의 C선(빨강)과 F선(파랑)을 겹치듯이 하고, 사진용 망원경에서는 F선과 h선(보라)을 겹치면 거의 목적을 달성한다.3장 렌즈에서는 색수차의 제거를 더욱 완전하게 할 수 있다. 접안렌즈에는 종류가 많은데, 가장 간단하고 많이 쓰이는 것은 하이겐식, 또는 람스덴식(둘 다 2장 렌즈)이다. 접안경의 앞쪽 초점을 대물경의 초점에 일치시키면, 입사한 평행광선은 접안경을 통과한 다음 또 평행광선이 되므로, 무한원(無限遠)에 맞춘 눈으로 보면 천체의 점상(點像)을 얻을 수 있다.망원경 렌즈의 모든 구면(球面)중심은 동일직선에 있도록 조정하여야 한다. 이 직선을 광축(光軸)이라고 한다. 지금 광축에 대하여,〔그림〕-20과 같이 각 θ의 기울기로 입사한 평행광선이 접안경에서 θ′의 기울기로 나왔다고 하면 θ와 θ′의 탄젠트(tangent)의 비를 배율(倍率)이라 칭한다. 이 비는 또 두 렌즈의 초점거리의 비와 같다. 즉 망원경의 배율은 대물렌즈의 초점거리가 갈수록 크고, 같은 대물렌즈에 대해서는 초점거리가 짧은 접안렌즈를 사용하면 커진다. 다만 실제로는 상(像)에는 반드시 회절(回折)현상이 따르기 때문에, 또 대기의 동요 등으로 반드시 상이 동요하기 때문에, 무턱대고 배율을 높이는 것은 무의미하다. 대체로 구경(口徑, 대물렌즈의 지름)을 ㎜로 나타낸 수치가 배율의 한도이다.빛이 극히 희미한 항성까지 볼 수 있는 능력 즉 결상력(結像力)은 지름의 제곱(自乘)에 비례한다. 또 근접한 2점을 구분하는 능력 즉 분해능(分解能)은 구경에 비례한다.이상에서 천체망원경은 구경이 큰 것일수록 유효하다. 그러나 렌즈 내부의 의곡(歪曲)이나 거품·흠 등은 금물이므로 균일 양질(良質)의 대형 광학 유리를 만들기는 어렵다. 따라서 굴절망원경은 세계 최대의 것도 구경 102cm에 그친다.접안렌즈 대신에 사진장치를 둔 것이 사진용, 광전관을 두면 광전 측광용 망원경이 된다. 이 경우 두 천체의 각거리(角距離)가 초점면상의 실장(實長)으로 얼마가 되는가의 관계가 배율에 해당하는 것이 되며, 초점거리가 클수록 유효하다.

〔표〕-2 세계의 주요 굴절 망원경
구 경	구 경 비	천 문 대	소 재 지
102.0㎝ 91.4 83.0 80.0 77.0 76.0 71.1 68.6 68.5	19.0 19.3 19.4 15.0 21.0 18.5 12.0 17.8 15.4	여키스 리크 무동 포츠담 니스 앨리게니 그리니치 보이덴 빈	윌리엄스 베이(미국) 해밀턴산(미국) 무동 파리(프랑스) 포츠담(독일) 니스(프랑스) 피츠버그(미국) 허스트몬소(영국) 블루움폰테인(남아프리카) 빈(오스트리아)

반사망원경

(反射望遠鏡) 대물렌즈 대신에 반사경을 사용하는 것으로서, 반사면은 구면수차(救面收差)를 제거하기 위하여 회전 포물면(回轉抛物面)으로 갈아서 완성한다. 반사이므로 색수차는 조금도 없지만, 코마 수차(coma收差)가 제거되지 않는 결점이 있다. 반사면에는 알루미늄을 증착(蒸着)시킨다.배율·결상력·분해능 등은 입사광이 반사면에서 물체쪽으로 되돌아오는 것을〔그림〕-21과 같이 뒤집어서 생각하면, 굴절망원경의 경우와 같다.접안렌즈 또는 사진장치·광전장치·분광기 등을 두기 위해서 반사광을 측면 또는 뒤쪽으로 끌어낼 필요가 있다. 그 방식으로는 뉴턴식·카세그렝식·쿠데식등이 있으며, 관측 목적에 따라 선택하도록 되어 있는 것이 많다.굴절망원경과 비교해보면 반사경은 표면만을 사용하기 때문에 내부의 다소의 결함은 허용되므로 렌즈에 비해서 훨씬 용이하게 대구경의 광학유리를 얻을 수 있다는 장점이 있다.또 초점거리와 구경과의 비(口徑比·f數)가 일반적으로 작은 점과 빛의 경로가 왕복하기 때문에 전체적으로 망원경이 매우 짧아진다. 그러나 한편 반사면이 수증기·먼지 등으로 흐려지므로 매년 또는 몇 년에 한번 알루미늄 증착을 다시 하여야 한다. 또 코마수차가 있기 때문에 위치 관측에 이용할 수 없는 것도 한 결점이다.

〔표〕-3 세계의 주요 반사망원경
구 경	구 경 비	천 문 대	소 재 지
508㎝ 305 264 258 249 213 208 200 193 188 188 188 188 188 184	3.3 5.0 3.8 5.1 - 2.8 4.0 4.5 5.0 4.9 4.9 4.9 4.9 4.9 5.0	팔로마산 리크 크리미아 윌슨산 그리니치 키트피크국립 맥도날드 온드레조프 오트프로방스 데이비드던렙 래드클리프 스트로믈로산 도쿄 헤루반 도미니온천체물리	캘리포니아(미국) 해밀턴산(미국) 시메이스(러시아) 캘리포니아(미국) 허스트몬소(영국) 애리조나(미국) 텍사스(미국) 프라하(체코) 상미셸(프랑스) 토론토(캐나다) 프리토리아(아프리카) 캔버라(오스트레일리아) 치쿠린지산(일본) 코타미아(이집트) 빅토리아(캐나다)

굴절반사망원경

屈折反射望遠鏡

경통의 앞쪽 끝에 커다란 렌즈가 있고 뒤쪽에 커다란 반사경이 있다. 이런 망원경은 포물면거울이 아닌 구면거울을 사용한다. 또한 렌즈가 광선을 약간 굴절시키면서 구면거울 때문에 일어나는 반사 오차를 바로잡는다. 이 망원경은 하늘에서 다른 망원경보다 더 넓은 상을 만든다. 굴절반사망원경은 독일의 광학기기 제작자인 슈미트가 1930년에 발명했다. 천문학자들은 커다란 슈미트망원경을 이용해 하늘에 있는 천체를 찍는다.

슈미트카메라

(Schmidt Camera) 반사망원경의 일종으로 독일의 슈미트가 고안하였는데, 광학계를 가진 망원경에 사진장치를 하였다. 이 카메라의 특징은 거울면을 구면으로 하고, 전면에 보정용(補正用) 곡면(曲面)렌즈를 두어 구면수차를 없앤다. 수가 작고 밝은 카메라로서, 영상도 매우 질이 좋다. 초점면이 곡면을 이루므로(〔그림〕-22), 건판 또는 필름을 그 곡면에 압착할 필요가 있다.이 망원경은 거울의 지름이 커지면서 시야가 좁아지는 것을 방지한 것으로, 넓은 하늘을 한눈에 볼 수 있는 사진을 찍을 수 있다. 이 때문에 하늘 어느 곳에 나타날지 모르는 혜성·신성·소행성·인공위성을 추적하기 쉬우며, 넓은 분포를 보여주는 혜성·성단·성운·은하·은하단을 찍고 측정하는 데 큰 힘을 발휘한다.

〔표〕-4 세계의 주요 슈미트카메라
구 경	구 경 비	천 문 대	소 재 지
134㎝ 122 100 100 84 81 80 67 66 65 65	3.1 2.5 3.0 2.1 2.5 3.8 3.0 3.0 3.3 2.9 4.6	칼시바르츠실드 팔로마산 웁살라 뷰라칸 위클 보이덴 베르게돌프 엘리자베스빌 멕시코국립 그란삿소 스톡홀름	예이나(독일) 캘리포니아(미국) 웁살라(스웨덴) 아르메니아(러시아) 위클(벨기에) 브룸폰덴(남아프리카) 함부르크(독일) 엘리자베스빌(콩고) 토난진트라(멕시코) 그란 삿소(이탈리아) 스톡홀름(스웨덴)

적외선망원경

赤外線望遠鏡

천체가 내보내는 적외선을 관측하기 위한 망원경으로 주로 반사망원경을 사용한다. 반사경은 반사율을 높이고 반사경 표면에 금으로 얇은 막을 씌운다. 적외선망원경은 대부분 수증기가 적고 건조한 산꼭대기에 설치하거나 비행기에 싣거나 인공위성을 이용해 지구 대기권 밖으로 내보내 관측한다.

자외선망원경

紫外線望遠鏡

자외선 파장을 연구하는 망원경으로 자외선을 가시광선처럼 반사할 수 있다. 자외선망원경은 퀘이사와 백색왜성이 포함된 온도가 매우 높은 천체를 연구하는 데 이용된다. 또한 별이 어떻게 형성되었는지, 별과 은하 사이에 있는 가스 성분은 무엇인지를 연구하는 데에도 이용된다.

허블우주망원경

－宇宙望遠鏡 Hubble space telescope미국항공우주국(NASA)에서 1990년 4월에 우주왕복선에 실어 쏘아올린 망원경으로 지구궤도를 돌며 천문관측을 하는 반사망원경이다. 빛을 모으는 주반사경의 지름은 240cm이다. 지구 대기는 별이나 은하에서 오는 빛을 굴절시켜 상을 흐리게 만든다. 그래서 허블우주망원경은 지표면에서 580km 정도 위에서 지구의 주위를 돌도록 하여 대기의 영향을 받지 않게 했다.

이 망원경을 통해 관측한 사실이 우주의 크기와 나이를 판단하는 데 많은 도움이 될 것으로 기대하고 있으며, 가까운 항성의 주위를 도는 행성을 조사할 계획도 세워 놓고 있다. 또한 은하의 중심에 있는 거대한 블랙홀의 존재를 입증할 만한 증거를 찾는 일과 지구 대기로 차단되는 자외선을 연구하는 데에도 이용된다.

망원경의 설치

望遠鏡－設置

망원경을 설치하는 방식에는 적도의(赤道儀)와 자오선 고정식(子午線固定式)이 있다. 적도의는 지구의 자전축에 평행한 회전축(極軸이라 한다)과 이 축에 직각을 이루는 회전축을 가지며, 후자에 직각으로 망원경을 고정시킨다. 거의 대부분의 천체망원경은 이 방식인데, 극축을 천구의 일주(日周)운동에 맞추어 동쪽에서 서쪽으로 회전시킴으로써(時計裝置에 의함), 한 천체를 장시간 시야에 정지시킬 수가 있다. 이를 실현하는 데는 독일형·영국형·포크형·요크형과 기타가 있다.

고정 방식은 자오환(子午環)·자오의·천정의(天頂儀) 등 자오선 안에만 망원경을 돌릴 수 있는 것이며, 이것을 다시 변형시킨 것으로 사진천정통(寫眞天頂筒)·극(極) 망원경 등 완전히 천정·극으로 향해서 고정해 버린 것도 있다. 이 경우는 거꾸로 사진건판이 일주운동을 쫓아 움직이도록 되어 있다.

또 태양탑(太陽塔) 망원경 등과 같이 2장의 거울(실로스태트, coelostat라고 한다)에 의해서 빛을 항상 고정된 망원경으로 이끄는 방식도 있다.

이들 이외에 연직·수평의 두 회전축에 망원경을 고정시키는 경위의(經緯儀)라고 하는 방식이 측량용 지상망원경에는 많으나 천체 망원경에서 사용하는 일은 극히 드물다.

전파망원경

(電波望遠鏡) 천체로부터 오는 전파를 집속(集束)하기 위한 금속면 또는 금속망의 반사경을 전파 망원경이라고 부른다. 광학망원경이 빛을 모으듯이 전파망원경은 전파를 모은다. 전파망원경은 광학망원경으로 알아채지 못하는 약한 전자기파도 감지할 수 있어 더 멀리 있는 우주도 탐사할 수 있다. 광학망원경이 최고 수십억 광년 정도 떨어져 있는 천체만을 감지할 수 있는 데 비해 전파망원경은 160억 광년의 거리까지 탐사할 수 있다. 천문학자들은 이 거리가 천체에서 오는 전파가 감지될 수 있는 최대거리라고 생각한다. 전파망원경을 사용하면서 전에는 상상할 수 없었던 천체들을 발견하고 있다. 또한 우주에 있는 여러 종류의 분자들을 찾아낼 수 있다. 이와 같은 종류의 분자들은 지구에서 생물의 발생에 중요한 일을 한 것으로 추측된다.전파망원경에는 커다란 접시 모양 반사기가 있는데 이러한 반사기는 전선이나 금속판으로 만들어져 있다. 망원경에 달린 모터는 반사기를 움직여 우주에 있는 전파원을 향하도록 한다. 그러면 반사기는 전파원에서 오는 전파를 작은 전파 안테나에 집중시켜 전기 신호로 바꾼다.전파망원경의 초점에 안테나 또는 도파관(導波管)을 두어 전파를 이끌어 낸다. 반사면은 보통 회전 포물면이지만, 구면·평면·포물통면인 것도 있고, 또 많은 반사경을 1렬 또는 십자형으로 놓은 전파 간섭계(電波干涉計)도 있다. 설치방법에는 적도의 이외에 대형은 경위의가 되고, 더욱 대형은 고정형이 된다.많은 전파망원경들이 강력한 전파를 달이나 행성에 보내기도 한다. 그런 뒤 달이나 행성에서 되돌아오는 전파를 수신할 수 있다. 이런 기술을 레이더천문학이라고 한다. 전파 반사를 연구해서 과학자들은 달이나 행성까지의 거리를 측정한다. 또 반사파를 이용해 달이나 행성의 자세한 지도를 만들 수 있다.

〔표〕-5 세계의 주요 전파망원경
직경 또는 크기	천 문 대	소 재 지
고정 300m×35m 간섭계 1524m 고정 120×3 경위의 91, 45 고정 79×21 경위의 76, 고정 67 경위의 64 경위의 36 고정 31(2개) 고정 27(2개) 적도의 26 적도의 25 간섭계 1067, 457 간섭계 975	무동 풀코바 국립전파 오하이오대학 맨체스터대학 국립전파 아델스호프 크리미아 캘리포니아공대 미시간대학 라이덴대학 시드니대학 케임브리지대학	낭시(프랑스) 상트페테르부르크(러시아) 그린뱅크(미국) 델라웨어(미국) 조드렐뱅크(영국) 퍼크스(오스트레일리아) 베를린(독일) 크리미아(러시아) 오웬스 밸리(미국) 앤 아버(미국) 도인지에로(네덜란드) 캔버라(오스트레일리아) 케임브리지(영국)

천문대

천문대는 천체의 관측과 더불어 천문에 관하여 연구하는 곳이다. 주요 목표는 위치천문학(位置天文學)을 취하는 것과 천체물리학을 취하는 것으로 대별된다. 전자는 망원경 기타의 보유시설이 대체로 소규모이고, 후자는 거대한 망원경을 자랑하는 대규모의 것이 많다. 두 목표를 같은 정도로 겸하여 갖는 천문대는 별로 많지 않다. 그 예로는 그리니치 천문대(영국)·풀코바 천문대(러시아)·파리 천문대(프랑스)·워싱턴 해군천문대·스트로믈로산 천문대(오스트레일리아)·도쿄 천문대(일본) 등을 들 수 있다.위치천문학관계천문대의 망원경은 자오환(自午環)을 제1로 하고,사진천정통(寫眞天頂筒)·천정의(天頂儀)·자오의·애스트럴레이브(astrolabe) 등 이외에 사진굴절 적도의(寫眞屈折赤道儀)에 의한 항성의 고유운동·시차(視差)·태양계 천체의 운동·인공위성 관측 등도 포함된다.위치천문학만을 단독 목표로 하는 천문대는 표준시(標準時)의 결정·보시(保時)·보시(報時) 등의 필요에서 규모·내용의 차는 있으나 각국에 적어도 1개 소는 있다.천체물리학의 연구는 근년에 특히 두드러지게 발달해 온 분야로, 이에 대응하여 각 천체물리 천문대는 하나같이 망원경의 거대화·정밀화를 다투고 있다. 이 분야의 천문 연구에 가장 힘을 기울이고 있는 나라는 미국이며, 유럽의 여러 나라도 독자적으로 또는 국제협력의 형태로 대망원경 건설을 진척시키고 있다.천문대의 입지조건(立地條件)으로서는 적어도 ① 도시의 조명등화로부터 격리되어 있을 것, ② 하늘의 투명도가 좋고, 대기의 흔들림이 적을 것, ③ 지반(地盤)이 안정되어 있을 것 등이 필수 조건으로 요구된다. 이 중 ①이 가장 까다로운 문제를 야기한다.각국이 모두 도시의 팽창·공업의 발달이 두드러지므로, 대도시의 한가운데나 근교에 있는, 역사가 오래된 천문대에서는 단호한 조치를 취하지 않을 수 없게 되었다. 1675년 이래의 전통을 갖는 그리니치 천문대는 과감하게 허스트몬소로 옮겼으며, 여전히 그리니치 천문대의 이름을 답습하고 있다. 파리 천문대도 오랜 역사를 가지고 있으나 지금은 모든 돔(dome)이 텅 비어 있고 망원경은 상미셸로 옮겨졌다.

〔표〕-6 세계의 주요 천문대
천 문 대	소 재 지	주요 망원경(구경, ㎝)	천 문 대	소 재 지	주요 망원경(구경, ㎝)
미국전파천문대 애거시 앨리게니 윌슨산 미국 해군 키트 피크 스튜어드 스풀 퍼킨스 팔로마 프린스턴대학 맥도날드 미시간대학 여키스 리크 린타 매코맥 로웰 워너스워디 데이비드 던랩 도미니온천체물리 멕시코 국립 코르도바 라플라타대학 유럽남천(南天) 아제르바이잔 빈 웁살라 에든버러 오트 프로방스 온드레조프 칼시바르츠실드 그리니치 조드럴뱅크 크리미아 특수천체물리학	뉴멕시코주 소코로(미국) 케임브리지(미국) 피츠버그(미국) 캘리포니아(미국) 워싱턴(미국) 애리조나주 투손(미국) 애리조나주 투손(미국) 펜실베이니아(미국) 오하이오주 델라웨어(미국) 캘리포니아(미국) 뉴저지주 프린스턴(미국) 텍사스주 포트데이비스(미국) 미시간주 앤 아버(미국) 위스콘신주 윌리엄스베이(미국) 캘리포니아주 해밀산(미국) 버지니아주 셀로트빌(미국) 애리조나주 플래그스패트(미국) 오하이오주 클리블랜드(미국) 토론토주 리치먼드 힐(캐나다) 빅토리아(멕시코) 토난진트라(멕시코) 보스케아레그레(아르헨티나) 라플라타(아르헨티나) (칠레) 세마하(아제르바이잔) 빈(오스트리아) 웁살라(스웨덴) 스코틀랜드 에든버러(영국) 상미셸(프랑스) 프라하(체코) 예나(독일) 허스트몬소(영국) 맨체스터 부근 조드럴뱅크(영국) 시메이스크림(러시아) 체르케스크 근교 체렌추크스카야(러시아)	각각의 지금이 25m인 27개의 반사기로 구성되어 있는 베리라지어레이망원경 보유 38굴절, 154반사, 60슈미트 76굴절, 76반사 258, 152반사, 25슈미트 66굴절, 100반사, 자오환(2) 381, 213, 91반사 229반사 61굴절 32굴절, 175반사 508, 152반사, 122슈미트 58굴절 208, 91반사 30굴절, 95반사 102굴절, 61반사 91, 51굴절, 305, 91, 56반사 66굴절 61, 46굴절, 107, 53반사 61슈미트 188, 48반사 381, 183, 122반사 66슈미트 32굴절, 150, 76반사 43굴절, 216, 80반사 350반사 200반사 69굴절 36, 32굴절, 100, 40슈미트 56굴절, 40슈미트 193, 120, 80반사 200반사 200반사(134슈미트 공통) 71, 66굴절, 249, 91, 76반사 자오환 방향 조절 전파망원경 264반사 600반사	케임브리지대학 스톡홀름 스트라스부르대학 투르쿠 니스 하이델베르크 바티칸 파도바 파리 함부르크 뷰라칸 피크두미디 풀코보 벨기에왕립 베를린 바벨스베르크 포츠담 무동 메라테 라트비아 런던 희망봉(希望峰) 헤로반 보이덴 리퍼블릭 코다이카나르 자금산(紫金山) 스트로믈로산 오스트레일리아 전파천문학 보스카 니자미아 도쿄 도쿄 소백산 세로톨롤범미주천문대 아레시보	케임브리지(영국) 스톡홀름(스웨덴) 스트라스부르(프랑스) 투르쿠(핀란드) 니스(프랑스) 하이델베르크(독일) 간돌포 카스텔(이탈리아) 아디아고(이탈리아) 파리의 뫼동(프랑스) 베르게돌프(독일) 아르메니아(아르메니아) 피크두미디(프랑스) 풀코보(러시아) 우켈(벨기에) 베를린(독일) 포츠담(독일) 파리(프랑스) 밀라노(이탈리아) 리가(라트비아) 런던의 말힐(영국) 케이프타운(남아공) 코타미아(이집트) 블루움폰테인(남아공) 요하네스버그(남아공) 코다이카나르(인도) 난징(중국) 캔버라(오스트레일리아) 뉴사우스웨일스주의 파크스(오스트레일리아) 렘방(인도네시아) 하이더라바드(인도) 미타카(일본) 치쿠린지산(일본) 소백산(한국) 라세레나(칠레) 아레시보(푸에르토리코)	64굴절, 91반사, 43슈미트 50, 40굴절, 100반사, 65슈미트 49굴절 51, 38슈미트 77, 40굴절, 자오환 41굴절, 188, 72반사 41굴절, 61반사, 64슈미트 120반사 자오환 60굴절, 100, 60반사, 80, 36 슈미트, 자오환 100슈미트 60굴절, 107, 60반사 65굴절 260반사 45, 38굴절, 84슈미트, 자오환 65굴절, 52반사 80, 50굴절, 50슈미트 83, 62굴절, 100반사 125, 75반사 80슈미트 61굴절, 61반사 61, 50굴절, 100반사, 자오환 188, 76반사 69굴절, 152반사, 81슈미트 67굴절 51반사 60반사 66굴절, 188, 125, 76반사 64전파 60굴절, 50슈미트 38굴절 65굴절, 자오환 188, 91반사 61반사 400반사 305전파 세계에서 가장 큼

미국전파천문대

美國電波天文臺

미국 뉴멕시코주의 소코로, 애리조나주의 키트피크, 웨스트버지니아주의 그린뱅크에 있는 전파망원경을 운영하는 천문대로 미국과 주변 국가의 과학자들이 이 망원경을 사용하고 있다. 미국전파천문대에서는 세계에서 가장 강력한 베리라지어레이 전파망원경을 소코로 부근에서 작동시키고 있다. 이 기구는 커다란 접시형 금속반사경 27개로 이루어져 있으며 지름이 각각 25cm로서 우주에서 오는 전파를 모은다. 키트피크에 있는 망원경은 초단파를 모으도록 설계된 12m의 반사경을 가지고 있으며 그린뱅크에는 지름 43m의 전파망원경이 작동되고 있다.

로웰천문대

－天文臺

1894년에 천문학자 로웰이 세운 천문대로 미국의 애리조나주에 있는 해발 2,210m의 플래그스태프산에 위치해 있다. 천문대를 설치할 당시 로웰은 화성에 있다고 생각되는 운하를 찾으려고 하였으나 그 뒤 눈부신 발전을 이루어 우주가 팽창하고 있다는 증거와 명왕성을 발견하는 등의 업적을 남겼다.

여키스천문대

－天文臺

1892년 시카고의 사업가 여키스가 많은 기부금을 내놓아 설립했다. 미국의 시카고대학교가 운영하는 천문관측소로 위스콘신주 제네바호의 윌리엄스베이에 위치해 있으며 세 개의 주망원경이 있다. 그 가운데 두 개는 반사망원경으로 지름이 각각 104cm와 61cm인 반사경이 있다. 또 하나는 굴절망원경으로 렌즈의 지름이 102cm로 세계적으로 아주 큰 굴절망원경이며 길이가 19m나 된다. 별까지의 거리를 정확히 재는 것으로 유명하며 성간 물질, 별의 스펙트럼 연구, 분광학, 이론천체물리학으로도 잘 알려져 있다.

팔로마천문대

－天文臺

1948년에 완공되었고, 캘리포니아공과대학이 운영을 맡고 있다. 캘리포니아주 남서쪽에 있는 팔로마산 위에 있으며 세계 최대를 자랑하는 헤일망원경이 있는 곳으로 유명하다. 이 곳의 과학자들은 별의 기원과 진화, 별의 구성성분 등에 대해 연구하고 있다.

이 천문대에는 헤일망원경과 슈미트식망원경 두 개, 일반 용도로 쓰이는 반사망원경이 설치되어 있다. 슈미트식 망원경은 좀더 자세히 연구하고자 할 때 하늘의 지도를 그리고, 천체위치를 찾는 데 사용한다. 가장 큰 슈미트식 망원경은 반사경의 지름이 122cm로, 헤일망원경보다 300배나 더 넓은 지역의 하늘을 찍을 수 있다. 그러나 사진은 헤일망원경으로 찍은 사진이 훨씬 자세하다.

그리니치천문대

－天文臺

1675년 영국의 찰스 2세가 세운 왕립천문대로 설립 동기는 천체의 위치를 더욱 정확히 측정해 바다를 항해하는 데 도움을 주고자 만들었다. 원래는 그리니치에 세웠으나, 1948년부터 1957년까지 서섹스의 허스트먼수로 옮겼으며, 1990년에 다시 케임브리지로 옮겼다. 허스트먼수로 옮길 때까지는 주로 천체의 위치와 시간을 결정하는 일을 했다. 오늘날은 천체 관측 외에도 첨단 천문학용 기계를 설계 제조하여 천문대에 보급하거나 천문학자들의 연구용 장비를 제공하는 일도 하고 있다.

아레시보전파천문대

－電波天文臺

푸에르토리코의 아레시보에 있는 천문대로 전파천문 관측과 전리층 관측을 주로 한다. 여기에 있는 반사기의 지름이 305m인 구면전파망원경은 세계에서 가장 큰 규모이다. 접시 모양의 대형 반사기는 산봉우리 3개에 높은 탑을 세워 케이블로 연결해서 구면초점에 해당하는 곳에 두었다. 그리고 알루미늄판이 반사기 안쪽 면을 덮고 있는데, 이 판은 반사기 위에 매달린 안테나로 들어오는 전파를 수신한다.

한국표준과학연구원 부설 천문대

韓國標準科學硏究院附設天文臺

우리나라의 천문·우주과학연구를 위한 국립기관으로 1967년 국립천문대 신설안이 결정되고 과학기술처가 건설을 담당하여 1974년 9월 17일에 국립천문대가 정식으로 활동을 시작했다. 천문대는 어느 나라에서나 그 활동 내용의 특수성 때문에 독립기관으로 운영되고 있는데, 우리나라에서는 천문대를 연구소의 부속기관으로 운영하고 있다.

지금까지 소백산천문대에 지름 61cm인 반사망원경과 경상북도 보현산에 지름 1.8m인 반사망원경 등의 장비를 갖추고 있다. 또한 1985년 대덕연구단지의 천문대 본부에는 지름 14m인 전파망원경이 설치되어 1990년부터 관측에 쓰이고 있다.

시간과 시각

머나먼 과거로부터 영원한 미래를 향해 경과해 가는 때의 흐름이라는 것을 생각해 보자. 이 흐름 속에서 특정한 점을 나타내는 것을 시각(時刻)이라 하고, 임의의 길이로 자른 흐름의 양을 시간이라 한다. 이것을 좀더 구체적으로 생각해 보자.

그 자체는 원래 비물질적인 양이므로, 이것을 측정하는 데는 자연계의 물질적인 현상에 의존하지 않을 수 없다. 그리하여 자연계에서 되풀이되는 현상이 취해지고, 또 그것에 의해서만 보편적이며 항구적인 양으로서 표시된다.

4계(四季)·달의 차고 기움·밤과 낮·별의 움직임 등의 천문 현상을 비롯하여 흔들이 (振子)·수정의 탄성 운동·원자의 방사에너지 고유 진동 등이 이 목적에 선정된다. 시간은 다만 이들 주기(週期)현상이 되풀이되는 횟수를 임의의 때에 계측하는 것으로 표시된다. 한편, 시각은 유구(悠久) 안정된 자연 현상을 선정하는 일과 그 현상의 변천이 어떤 한 독립변수(獨立變數)의 함수로서 표시되어야 할 법칙이 확립되어 있는 일이 필요한데, 이 경우의 독립변수가 바로 시각이다.

항성시

恒星時

앞에서 말한 자연 현상으로서 지구의 자전 운동을 취하고, 그것을 천체를 목표로 하여 측정하는 시각계(時刻系)를 총괄하여 자전시(自轉時)라 한다. 목표를 측정하는 경우의 기준(零點)으로는 자오면(子午面)을 취한다.

자오면이란 어떤 지점의 연직선(重力의 방향, 수평면 또는 水銀面에 수직인 방향)을 포함하며, 지구의 자전축에 평행한 면을 말한다.

목표 천체로서 춘분점(春分點)을 선정한 경우가 항성시이며, 춘분점이 자오면에 왔을 때(이것을 자오선 경과라 한다)를 0시로 하고, 다음 0시까지의 1항성일(恒星日)을 시·분·초로 세분하여 시각을 나타낸다. 1평균 항성일을 평균 태양시로 나타내면 23시 56분 4초 0905에 해당하는데, 이것을 항성시에서는 24시로 분할하는 것이다.

춘분점은 항성계에 대하여 일정불변한 방향에 있는 것이 아니고, 세차(歲差)·장동(章動)을 위해서 방향을 바꾼다. 세차 한 가지만을 받아 움직인다고 가상한 춘분점을 목표로 한 경우를 평균 항성시, 세차·장동을 모두 받아 변동하는 진짜 춘분점의 경우를 시(視)항성시로 구별한다.

항성의 자오선 경과 관측으로부터 직접 얻을 수 있는 것은 시항성시인데, 이 시계(時系)는 장동에 의한 복잡한 주기적 변동을 포함하기 때문에 기계시계(器械時計)로 그대로 보시(保時)시킬 수 없다. 그래서 관측으로 결정되는 시항성시에서 장동의 영향을 계산상 제거하고 평균 항성시로 환산하여, 이것을 항성시 시계(時計)로 보시(保時)시키는 것이다.

태양시

太陽時

목표 전체로 태양을 선정하면 태양시라고 하는 시각계가 얻어진다. 겉보기의 태양 그 자체를 취한 경우는 시(視)태양시가 되는데, 이 시계(時系)는 여러 가지 주기적 변동을 포함하고 있어 시항성시의 경우와 마찬가지로 실용에는 맞지 않으므로 고르게 나아가는 시계(時系)를 변환한다. 이것을 평균태양시라고 한다.

평균 항성시와 평균 태양시 사이의 이론적 관계는 잘 알고 있으므로, 관측시 결정한 평균 항성시로부터 곧 평균 태양시를 얻을 수 있다. 1평균 태양시를 평균 항성시로 나타내면 24시 3분 56초 5554이다.

이상의 두 시각계는 가장 기본적인 것으로서 오랜 옛날부터 사용되어 왔고, 또한 현재는 물론 먼 장래에도 실용상으로나 학술상으로나 사용될 것이지만, 시간계로서는 정밀을 요하는 일에는 사용할 수가 없다. 사실은 시간계로도 사용할 수 있도록 일부러 평균 항성시·평균 태양시를 고안한 것이며, 사실상 그것을 과거에는 사용해 왔으나, 그것을 측정하는 기초인 지구의 자전이 조금씩 늦어질 뿐 아니라 예상하기 어려운 불규칙적인 변동도 있는 것이다. 예를 들면 1평균태양일의 길이는 약 10만년 사이에 1초 가량 길어진다. 게다가 불규칙적인 신축이 겹친다. 다만 항성시나 태양시가 모두 지구의 자전에 바탕하여 측정되는 것이기 때문에 그 상호간의 관계는 자전속도의 변동과는 관계가 없다.

태양년

太陽年

태양의 주위를 도는 지구의 공전 주기는 자전주기와 달리 불규칙 변동이 없으므로, 시간의 측도(測度)로 사용할 수 있다. 공전주기는 현실적으로는 지구에서 보아 태양이 항성 사이를 누비며 천공을 일주하는 주기로서 측정한다. 이 경우 평균 춘분점에 대하여 일주하는 주기를 태양년 또는 회귀년(回歸年)이라 한다. 이에 대하여 세차운동(歲差運動)을 하지 않는다고 생각한 고정 춘분점에 대한 주기를 항성년(恒星年)이라 한다. 전자는 365일 24219879이고, 후자는 365일 25636042(둘다 1900년의 수치)이다. 이 경우의 일(日)이란, 평균 태양일(길이가 변동한다)이 아니라 다음에 말하는 역표일을 뜻한다.

역표시

曆表時

이는 일정 불변한 시간의 단위를 주고, 또한 고른 시각계(時刻系)까지도 주는 것으로서 생각해 낸 시계(時系)이다. 1900년 1월 0일 12시에서의 1태양년의 길이를 시간의 단위로 하고, 그 순간부터 측정하기 시작한 시각을 역표시라고 한다. 이 순간에서의 1태양년의 길이를 초로 나타내면 31566925초 9747이 된다. 이것으로 역표시의 초·분·시·일의 길이가 결정된다.

앞에서 말한 자전시는 자전하는 지구를 시계(時計)로 간주한 것으로, 그 시계는 늦어지거나 빨라지거나 하는 데 대하여, 역표시는 지구의 공전 즉 하늘의 태양의 운동을 시계로 생각한 것에 해당하며, 이 시계는 늦어지거나 빨라지는 일이 없는 이상적인 시계가 되는 셈이다.

매시각(每時刻)의 역표시를 구하는 데는 태양의 위치를 관측하면 된다. 그러나 태양의 관측은 그다지 정도(精度)가 좋지 않고 달의 천공상의 운동이 태양 운동의 13배나 빠르므로, 달의 관측에서 역표시를 정하는 것이 보통이다. 그러기 위하여 달의 운동 이론을 태양의 운동이론에 대하여 모순이 없도록 정리 요약해 두고 있다.

역표시는 태양의 관측이 있는 한 과거로도 소급하여 결정할 수 있는데, 예를 들면 고대의 일식 기록에서 역표시와 그 당시의 평균 태양일의 차이를 구할 수 있다.

율리우스력

－曆

기원전 46년 율리우스 카이사르의 명으로 고안된 역법으로 지금 우리가 쓰고 있는 달력의 시발점이다. 당시 로마력은 매우 불완전하였는데, 마침 카이사르가 이집트를 원정했을 때 그 곳의 간편한 역법을 접하고 그것을 규범으로 로마력을 개정케 하였다. 1년을 평균 365일로 하고, 4년에 하루의 윤일(閏日)을 2월 23일 뒤에 넣고 춘분(春分)을 3월 25일에 고정시키려고 한 것이다. 카이사르는 자신이 태어난 달을 줄라이(July)라고 이름지었는데 그것이 지금의 7월의 영어명으로 굳어졌다. 또 후세 로마인들은 아우구스투스 황제를 기념하여 2월에서 하루 떼어내어 8월을 31일로 늘렸다. 지금의 영어명 8월(August)을 여기서 유래한 것이다. 그 후 1582년 교황 그레고리우스가 이 달력을 보완하여 그레고리력을 만들어 지금까지 쓰고 있다.

원자시

原子時

원자 내부의 전자는 위치에너지 상태(準位라고 한다)를 띄엄띄엄 지니고 있어, 외부와의 에너지 수수(受授)로써 한 준위에서 다른 준위로 비약적으로 천이(遷移)한다. 이 때 원자에 흡수되거나 원자로부터 방출된 에너지는 일정한 진동수의 파(波)로서 외부에서 볼 수가 있다.

이 진동수의 대소에 따라 빛이라 불리기도 하고, 전파라 불리기도 하는 것이다. 진동수란 1초간의 진동의 파수(波數)이므로, 이것이 이론상 일정하다는 보증만 있으면, 반대로 한번 진동수를 정해두면 다음부터는 진동을 계측(計測)함으로써 항상 시간의 1초를 얻을 수 있게 된다.

1954년경부터 수년간에 걸쳐서 세슘 원자의 기저(基底)상태 중, 2개의 준위 사이의 천이 에너지의 진동수를 역표시에 대하여 측정한 결과, 9192631770이라는 수치(數値)가 국제적으로 결정되고, 이에 의해서 반대로 시간의 초가 결정되게 되었다. 이 시계(時計)는 자전시나 역표시와 성질을 달리하며, 시간만을 주는 것이다.

천문학에서는 1958년 1월 1일 세계시 0시부터 출발하여 이 초(秒)를 충실히 적산(積算)하는 일종의 시각계(時刻系)를 짜맞추고 있다. 이것을 적산원자시(積算原子時)라고 부른다. 세슘의 진동을 나타내는 장치를 원자주파수 표준이라 하는데, 이것을 간소화하여 시계(時計)로 만든 것이 원자시계이다.

적산원자시는 과거로 소급할 수 없다는 점과 원자 진동이라는 자연 현상에서 직접적이 아닌 이들의 인위적인 시계에 의존하고 있는 점이 자전시·역표시와 비교할 때 시각계로서도 크게 차이 있는 점이다.

그리니치자오선

－子午線

지도에서 런던의 한 자치구인 그리니치를 지나며 남북을 잇는 선으로 본초자오선이라고도 한다. 이 곳은 경도 0°로 지정되어 있고, 다른 자오선은 이 곳을 기준으로 동쪽이나 서쪽방향으로 측정한다. 따라서 그리니치자오선은 세계 모든 시간대의 기준점이 된다. 지구에는 24개의 시간대가 있는데, 각 시간대는 경도 15°의 너비로 이루어져 있다. 그리니치에서 동쪽으로 가면 각 시간대를 통과할 때마다 1시간씩 빨라지고 서쪽으로 가면 1시간씩 늦어진다.

표준시

標準時

세계시, UT

世界時 UT

그리니치 평균 태양시를 세계시라고도 부르고, UT로 나타낸다. 항성시·태양시는 그것을 재는 지점의 자오면이 기준이 되어 있어 장소에 따라 다르므로, 지명을 붙이거나 또는 일반적으로 '지방'이라는 말을 붙여서 부른다. 그리니치 지방시(항성시이든 태양시이든 좋다)와 어느 지점의 동종(同種)의 지방시와의 차를 경도(經度)라 한다.

따라서 경도를 알고 있는 지점에서 측정한 지방 평균 태양시는 그리니치 평균 태양시로 곧 환산할 수 있다.

관측에서 갓 정한 세계시를 UTO라 한다. 이것에는 관측지점의 자오면의 극운동에 기인하는 변동과 지구 자전속도의 변동의 영향이 포함되어 있다. 전자를 소거(消去)한 것을 UT1이라 부르고, 거기서 후자의 내연주적(內年周的) 변동까지도 소거한 것을 UT2라 부른다.

한국 표준시

韓國標準時

세계시에 비해서 시(時)의 정수배(整數倍)만큼 차가 있는 평균 태양시를 경대시(經帶時)라 부른다. 각국은 어떤 경대시를 한나라 공통의 시각으로 사용한다. 이와 같은 시각을 표준시라 하는데, 한국은 세계시보다 9시간 빠른 시간을 표준시로 채용하고 있다.

그러나 경대시가 아니고 세계시에 비해서 시(時)의 아래 단수(端數, 30분 또는 45분)가 있는 시차를 가진 표준시를 채용하고 있는 나라도 있고, 또 미국·러시아·캐나다와 같은 길고 큰 나라에서는 여러 개의 표준시를 채용하지 않을 수 없는 경우도 있다. 영국 자체는 그리니치 평균 태양시(세계시)보다 1시간 빠른 시각을 표준시로 하고 있다.

날짜변경선

－變更線

그리니치보다 동쪽에 있는 곳에서는 세계시보다 빠른 표준시를 쓰고, 서쪽에서는 늦은 것을 쓴다. 따라서 어느 한 지점을 그리니치에서 동쪽으로 진행하는 것을 생각한 경우와 서쪽으로 진행하는 것을 생각한 경우에 일부(日附)에 모순이 생긴다. 그래서 경도(經度) 약 180°부근의 태평양에 일부 변경선이라는 것을 설정하여 이 모순을 해소한다. 이 선을 끼고 서쪽은 동쪽보다 1일 빠른 것으로 하고 있다.

새로운 날이 시작되는 지표의 가상선으로 180번째 자오선과 거의 일치한다. 180번째 자오선은 그리니치와 지구 반대편에 있다. 또 하나의 가상선인 그리니치자오선은 그리니치에서 경도 0°를 나타낸다. 태양은 1시간마다 경도 15°만큼씩 이동한다. 그러므로 그리니치에서 동쪽으로 15°씩 가면 1시간씩 느려진다. 따라서 동경 180°지점에서 시간은 그리니치보다 12시간이 늦다. 결국 이 선을 사이에 두고 24시간이나 차이가 생기는 것이다.

표준시계

標準時計

한 나라의 표준시를 보시(保時)하고 있는 가장 중요한 시계를 말하나, 더 광범위하게 일반 명사로도 사용된다. 근년까지는 흔히 수정(水晶) 시계가 이에 해당되고 있었으나, 최근에는 주요국은 어느 나라나 원자시계를 채용하고 있다.

수정시계는 결정(結晶)수정의 탄성진동을 이용하는 것으로, 그 보도(步道, 1일간에 늦어지거나 빨라지는 양)는 온도의 영향이 크고 경년(經年) 변화도 커서 상당히 우수한 것이라도 1일당 0.00001초 이상의 변동은 피할 수 없다.

원자시계는 세슘이나 루비듐 원자의 고유진동을 꺼내어 이용하는 것으로서, 보도의 정확성은 수정시계보다 2자리 이상으로서 보도 0.0000001초밖에 안 된다.