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“아기별 원반에서 소용돌이 구조 최초 확인”,  ALMA로 관측 성공…사이언스지 게재 이미지
■ 인류 역사상 최대의 관측기기인 아타카마 밀리미터/서브밀리미터 전파간섭계(이하 ALMA)를 이용해 아기별 원반에 형성된 소용돌이 형태의 나선팔 구조를 최초로 발견했다. 원반의 실제 나선팔을 확인함으로써 이곳에서 행성이 어떻게 형성되는가를 밝힐 수 있는 중요한 단서를 얻게 됐다. ■ 한국천문연구원(원장:한인우)은 권우진 박사(한국천문연구원 선임연구원·과학기술연합대학원대학교(UST) 천문우주과학전공 교수)가 속한 국제연구팀이 아기별 원반에 형성된 나선팔 구조를 최초로 발견했으며, 해당 논문이 사이언스지 9월 30일자에 게재됐다고 밝혔다.   □ 연구팀은 ALMA로 ‘Elias 2-27’이라는 아기별 원반을 관측해 중심으로부터 약 70AU에 형성된 저밀도 지역과 100~300AU 지역에 대칭적으로 뻗어 있는 나선팔 구조를 발견했다. (그림 참조) 이는 원반의 실질적인 물리적 성질을 보여주는 밀리미터 전파 관측으로는 최초의 발견이다. □ 이제까지 가시광선과 같은 짧은 파장의 관측에서 나선팔 구조가 발견된 사례들이 있다. 하지만 짧은 파장은 원반의 겉부분만 볼 수 있는 산란광으로 원반의 더 깊은 구조를 들여다 볼 수 없는 한계가 있었다. 이번 발견은 아기별 원반의 바깥 영역에서 이루어지는 행성 형성 과정을 연구하는 데 중요한 단서를 제공한다.   □ 별은 차갑고 밀도가 높은 분자구름에서 중력 수축으로 탄생한다. 중력 수축으로 막 탄생한 별을 아기별이라 하는데 아기별들은 가스와 먼지로 이루어진 원반을 가진다. 이 원반의 질량이 충분히 크면 중력 불안정으로 나선팔이 만들어지기도 하며, 이 공간에서 행성이 탄생한다. 먼지 입자들이 뭉쳐 생성된 아기 행성들과 원반의 상호작용에 의해서도  이러한 소용돌이 구조가 만들어진다.   □ 본 연구에 참여한 유일한 한국인 연구자인 권우진 박사는 “한국은 2013년부터 ALMA 사용이 가능하게 되어 이를 통해 구체적인 연구성과를 내고 있다”며 “앞으로는 이번에 발견한 나선팔 구조의 형성 과정을 밝히기 위한 추가 ALMA 관측을 수행할 예정이다”고 전했다.   □ 권 박사는 ALMA 관측 자료의 초기 분석 과정에서 나선팔 구조가 행성의 생성과 밀접한 연관이 있을 것이라 보고 논문의 핵심 부분을 제안하는 역할을 했다.      그림. ALMA로 관측한 ‘Elias 2-27’의 모습. 왼쪽 사진을 처리한 오른쪽 사진에서 나선팔 모양을 보다 잘 확인할 수 있다.   [참고 1]  용어 설명1. Elias 2-27: 지구로부터 거리가 450광년 떨어져 있는 Ophiuchus 별 탄생 지역에 위치하는 아기별로 태양 질량의 0.5배, 원반은 태양 질량의  0.1배 정도로 추정된다.  2. 아기별: 우주 공간의 먼지와 가스들이 모여 중력에 의한 수축을 시작한다. 이어 그 중심 에너지가 높아지면서 항성의 전신이 되는 아기별이 탄생한다. 수축 등에 의해 온도가 수백 만~수천 만℃까지 오르면 원자핵 반응이 시작되어 주계열의 별이 된다. 아기별에서 주계열의 항성까지 수백 만 년 정도가 걸린다. 3. 나선팔: 나선팔은 보통 나선은하의 원반에서 발견되는 것으로, 중앙 팽대부를 휘감아  소용돌이처럼 돌고 있는 팔모양의 부분을 일컫는다. 이번에 아기별 Elias 2-27에서 발견된 나선팔의 경우 관측된 골의 깊이, 나선팔의 대칭성 등을 한 가지 모델로 설명할 수 없다. 얕은 골의 깊이는 원반과 상호작용하는 질량이 작은 행성들의 존재를 추정케 하나 이는 대칭적으로 크게 형성되어 있는 나선팔 구조를 설명하지 못한다. 중력 불안정으로 설명하기에는 추정된 원반의 질량이 작고, 이렇게 형성된 나선팔은 유지시간이 약 1000년 정도로 짧다. 본 연구의 나선팔은 은하의 나선팔을 설명하는 밀도파와 같은 구조라 생각된다. 4. 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.5. AU(Astronomical Unit): AU는 태양에서 지구까지 거리를 기준으로 재는 천문단위다. 1AU는 약 1.5*10^8km이다. 태양에서 목성까지 거리는 약 5.2AU이다.   [참고 2] 논문 및 연구자  - 게재지 : 사이언스지(Science Journals) 2016년 9월 30일자  - 제목 : Spiral density waves in a young protoplanetary disk - 저자 : Laura M. P&eae;rez, John M. Carpenter, Sean M. Andrews, Luca Ricci, Andrea Isella, Hendrik Linz, Anneila I. Sargent, David J. Wilner, Thomas Henning, Adam T. Deller, Claire J. Chandler, Cornelis P. Dullemond, Joseph Lazio, Karl M. Menten, Stuartt A. Corder, Shaye Storm, Leonardo Testi, Marco Tazzari, 권우진, Nuria Calvet, Jane S. Greaves, Robert J. Harris, Lee G. Mundy      
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무거운 별 탄생의 비밀 풀어줄 일산화규소 메이저원의 새로운 두 천체 발견, KVN으로 첫 검출, ALMA로 확인  이미지
■  우주에서는 수많은 별들이 탄생과 죽음을 반복하고 있다. 이 중 태양보다 10배 이상 무거운 별의 탄생은 가벼운 별의 탄생과 달리 멀고 두꺼운 분자구름 속에서 진행돼 관측이 더 어렵고 잘 알려져 있지 않다. 하지만 전파의 일종인 메이저를 관측하면 분자구름 깊숙이 파묻혀 있는 원시성(아기별) 가까이까지 볼 수 있어 그 초기 탄생과정을 연구하는 중요한 단서를 제공한다.  ■  한국천문연구원(원장:한인우) 조세형 연구위원 등은 한국우주전파관측망(이하 KVN)의 단일 망원경을 활용해 무거운 별이 탄생 과정에서 방출하는 메이저를 검출하고, 이를 아타카마 전파간섭계(이하 ALMA)로 확인했다고 밝혔다.   □  거대한 분자구름 핵에서 많은 물질을 분출하며 탄생하는 무거운 별 주변에는 일산화탄소(CO), 물(H2O), 일산화규소(SiO) 등 여러 분자들이 함께 존재한다. 이 중 물(H2O) 및 일산화규소(SiO)는 메이저를 방출하는데, 별이 탄생하는 영역에서 물(H2O) 메이저는 천 개 이상의 천체에서 많이 발견됐으나 일산화규소(SiO) 메이저는 지금까지 다섯 개 천체에서만 관측됐다. 연구팀이 이번에 관측한 일산화규소 메이저 방출원인 ‘G19.61-0.23’와 ‘G75.78+0.34’는 각각 여섯 번째와 일곱 번째 일산화규소 메이저 방출 천체로 확정됐다.   □  조세형 연구위원은 “일산화규소 메이저는 밀도 및 온도가 높은 영역의 무거운 원시성(아기별) 근처에서 나오고 있기 때문에, 다른 파장대의 관측으로는 알기 어려운 원시성 위치 및 활동성을 연구하는 데 중요한 단서를 제공한다”며 “KVN과 ALMA를 통해 계속적으로 별의 탄생 과정을 연구해나갈 계획이다”고 밝혔다.   □  한국천문연구원은 2013년부터 동아시아 지역 ALMA 컨소시엄의 파트너로 참여해왔다. 본 연구결과는 한국 천문학자가 주도한 ALMA 관측에 의한 첫 번째 논문 성과이며, 해당논문은  미국 천체물리학저널(The Astrophysical Journal of American Astronomical Society) 8월호에 게재됐다.     그림 1. KVN 단일 망원경을 사용해 두 무거운 별 탄생 영역(G19.61-0.23 및 G75.78+0.34)에서 발생하는 일산화규소(SiO) 메이저를 검출했다. 이는 청색 스펙트럼으로 확인할 수 있다. 붉은 선은 무거운 분자 핵의 중심속도를 나타낸다.     그림 2. G19.61-0.23 천체의 전파 영상. 왼쪽 그림은 ALMA로 관측한 86GHz 대역 전파의 영상. 밝게 보이는 A, B, C, D, E, F 성분으로 나타냈으며 이 중 B 성분이 SiO 메이저(흰색 등고선)와 겹쳐져 SiO 메이저 위치를 확인했다. 오른쪽 그림은 ALMA로 관측한 B 성분을 공간 분해능이 더 높은 JVLA의 43GHz 대역 전파로 관측한 결과다. B 성분은 남북의 두 구역으로 분리됐고 이 중 북쪽의 성분이 SiO 메이저(흰색 및 빨강 등고선)들과 연계됐다.      그림 3. G75.78+0.34에 대하여 ALMA로 관측한 86GHz 대역 전파 관측 영상에 SiO 메이저의 등고선(흰색)을 중첩시킨 영상. SiO 메이저가 가장 센 분자구름 핵(CORE)과 연계되어 있음을 볼 수 있다.   [참고 1]  용어 설명 1. 무거운 별 탄생영역 G19.61-0.23 및 G75.78+0.34 - G19.61-0.23 : 거리가 약 41,000광년 떨어진 거대 분자구름 내에 있는 별 탄생영역. 매우 뜨거운 고밀도 분자구름 핵들이 존재하며 이번 일산화규소 메이저가 발견된 곳 중 하나이다.- G75.78+0.34 : 거리가 약 18,000광년 떨어진 천체로 G19.61-0.23과 비슷한 특성을 갖는 천체다. 이곳 역시 이번 일산화규소 메이저가 발견된 강한 밀리미터 대역 연속파 전파원 중의 하나다 2. 메이저 메이저(MASER, microwave amplification by stimulated emission of radiation)는 레이저(LASER, light amplification by stimulated emission of radiation)와 파장영역이 다를 뿐 발생 원리가 동일하다. 일반적으로 분자나 원자의 전자는 안정된 상태에서 낮은 에너지 레벨에 더 많은 확률로 분포하고 있다. 그러나 외부의 자극에 의해 높은 에너지 레벨의 전자 분포가 낮은 에너지 레벨의 분포보다 많아지는 역전 현상이 일어날 수 있다. 역전 현상이 일어나면 이 매질을 통과하는 빛이나 전파의 세기가 통과하는 거리에 따라서 기하급수적으로 증폭된다. 이런 과정을 통해 생성된 전파는 특정한 주파수에서 매우 강한 간섭 효과가 나타나고, 이를 메이저라고 한다. 우주의 메이저는 주로 만기형 별과 별 탄생 영역, 그리고 활동성 은하에서 관측된다. 일산화규소(SiO), 물(H2O), 수산화기(OH), 메탄올(CH3OH) 등의 분자가 메이저를 발생한다. 3. KVN(한국우주전파관측망, Korean VLBI Network) 한국천문연구원이 운영하는 KVN은 서울 연세대, 울산 울산대, 제주 탐라대에 설치된 21m 전파망원경 3기로 구성된 VLBI(초장기선 전파간섭계, Very Long Baseline Interferometry) 관측망이다. VLBI는 수 백~수 천 킬로미터 떨어진 여러 대의 전파망원경으로 동시에 같은 천체를 관측해 전파망원경 사이의 거리에 해당하는 구경을 가진 거대한 망원경의 효과를 구현하는 관측 장비다. KVN은 3기를 연결한 간섭계로 뿐만 아니라 각각의 단일 망원경으로도 사용할 수 있다.     4. 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. 5. JVLA(Jansky Very Large Array) 미국 뉴멕시코 주 소코로에 25m 전파망원경 27기로 구성된 cm 및 mm 대역의 전파간섭계. 우주전파를 처음 발견한 Karl Jansky 박사를 기념해 JVLA로 명명하였으며 북반구에서는 가장 큰 전파간섭계이다. [참고 2] 연구그룹 및 논문 ○ 논문   - 게재지 : 미국천체물리학저널(The Astrophysical Journal of American Astronomical Society)   - 제목 : Two New SiO Maser Sources in High-Mass Star Forming Regions   - 저자 : 조세형, 윤영주, 김재헌, Lie Tie, 김기태, 최민호 - 게재일자 : 2016년 8월 1일 ○ 연구팀  - 조세형(한국천문연구원 전파천문연구본부 책임연구원)  - 윤영주(한국천문연구원 전파천문연구본부 선임연구원)  - 김재헌(한국천문연구원 전파천문연구본부 박사후 연수원  - Liu Tie(한국천문연구원 전파천문연구본부 펠로우쉽 박사후연수원)  - 김기태(한국천문연구원 전파천문연구본부 선임연구원) - 최민호(한국천문연구원 전파천문연구본부 책임연구원)   [자료문의] ☎ 042-869-5832,  전파천문본부 전파천문연구그룹 조세형 연구위원
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'제2의 지구' 찾는 외계행성탐색시스템(KMTNet), 외계행성 2개 연속 발견 - 탐색시스템 이용한 첫 번째 성과 획득 및 연구 본격 시동 이미지
■  생명체 존재 가능성이 있는 외계행성을 찾는 것은 현대 천문학계의 가장 중요한 화두 중 하나다. 한국천문연구원(원장:한인우)은 외계행성탐색시스템(이하 KMTNet)을 이용해 최근 2개의 외계행성을 연속으로 발견했다. 이는 지난해 10월부터 가동한 KMTNet의 첫 번째 성과이며, 앞으로 탐색연구가 본격화될 전망이다.   □  외계행성은 태양계 밖 우주에 있는 다른 별(항성) 주위를 공전하는 행성을 말한다. 연구팀이 이번에 발견한 첫 번째 외계행성(OGLE-2015-BLG-0954Lb)은 목성 질량의 4배 정도 되는 행성으로 지구로부터 2,000광년 떨어져 있으며, 중력렌즈 현상을 통해 발견한 외계행성 중에서는 태양계로부터 매우 가까운 곳에 위치하고 있다. 연구팀은 목성 질량의 0.7배 되는 외계행성(OGLE-2015-BLG-0051Lb)도 연달아 발견했다. 이 외계행성은 지구로부터 약 27,000광년 떨어진 거리에 있다.   첫 번째 외계행성 발견 결과는 한국천문학회지(Journal of The Korean Astronomical Society)에 게재됐으며, 두 번째 외계행성 발견 결과는 천문학 분야 최상위급 학술지인 미국 천체물리학저널(The Astrophysical Journal)에 게재 승인됐다.    그림 1. 이번 외계행성 발견 시 나타난 중력렌즈 현상. 연구관측자가 영상의 중심에 있는 별(녹색 원)을 관측하고 있을 때, 별과 관측자 사이에 보이지 않는 외계행성이 지나가게 되면, 관측자에게 도달하지 않던 빛이 외계행성의 중력에 의해 휘어져서 관측하고 있던 별의 밝기가 원래의 밝기보다 밝아지는 현상이 나타난다. 이를 분석해 외계행성의 정보를 알 수 있다.   □  첫 번째 행성은 표면온도 약 3,000도의 모성으로부터 1.2AU(태양과 지구거리의 1.2배) 떨어져 있으며, 두 번째 행성은 표면온도 약 2,300도의 모성에서 0.73AU 정도 떨어져 있다. 발견된 두 행성과 모성 사이의 거리는 태양-지구간의 거리와 비슷하지만, 모성의 온도가 태양의 온도인 5,500도보다 낮아서 행성에 도달하는 빛이 약하다. 모성에서 방출되는 복사에너지에 의한 행성의 온도는 각각 영하 190도와 영하 220도 정도로 매우 춥기 때문에, 2개 행성 모두 생명체가 존재할 가능성은 희박한 것으로 보고 있다.   그림 2. KMTNet으로 발견한 외계행성계의 우리은하 내 위치      그림 3. 태양계 행성과 두 외계행성의 크기 및 모성과의 거리 비교   □  지난해 10월부터 가동해 이번에 첫 성과를 낸 KMTNet은 지구형 외계행성을 포함한 다수 외계행성을 찾기 위해 한국천문연구원이 구축했다. KMTNet은 직경 1.6m 크기의 거울을 장착한 광시야 망원경과 3.4억 화소의 초대형 모자이크 CCD 카메라로 구성된 관측시스템이다. 칠레, 남아프리카공화국, 호주 등 남반구 3개 국가 관측소에 설치돼 우리은하 중심부를 24시간 연속 관측하는‘별이 지지 않는 관측소’로 운영하고 있다.   □  이번 외계행성 발견은 관측자로부터 서로 다른 거리에 있는 두 개의 별이 시선방향에 정확히 일직선으로 놓일 때 발생하는 미시중력렌즈(microlensing) 현상을 이용했다. 만일 렌즈작용을 하는 별에 행성이 있으면 추가적인 밝기 변화가 일어나며, 이를 분석해서 행성의 존재 및  그와 관련한 여러 물리량을 산출할 수 있다. 이렇게 중력렌즈 현상을 통한 탐색방법은 다른 탐색 방법으로는 발견이 어려운 떠돌이 행성(별에 중력으로 묶여있지 않은 나홀로 행성)의 발견이 가능하다.   □  2004년에 중력렌즈 현상을 이용한 탐색으로 처음 외계행성이 발견된 이후, 현재까지 총 49개의 행성이 이 방법으로 발견됐다. 광학천문본부  변광천체그룹 김승리 책임연구원은“KMTNet의 특성을 이용한 시뮬레이션 연구결과에 의하면 매년 100여 개의 외계행성을 발견할 수 있을 것으로 예측한다”며 “이번에 발견한 2개의 외계행성을 시작으로 매년 다수의 행성을 발견할 것으로 예상하며, 이를 기초로 외계행성 탐색 분야의 국제적 선도 역할을 수행할 수 있을 것이다”고 밝혔다.      [참고 1]  용어 설명   ○ 외계행성탐색시스템 (KMTNet; Korea Microlensing Telescope Network)한국천문연구원이 운영하는 외계행성탐색시스템은 지구와 비슷한 환경을 가지고 있어서 생명체가 존재할 가능성이 있는 외계행성을 찾기 위해, 지난 2014년 5월부터 2015년 5월까지 남반구 칠레 CTIO(Cerro Tololo Inter-American Observatory), 남아공 SAAO(South African Astronomical Observatory), 호주 SSO(Siding Spring Observatory) 천문대에 설치한 관측시스템이다. 중력렌즈 현상을 이용한 외계행성 탐색에 최적화된 시스템으로, 수개월간의 시험관측을 거쳐 2015년 10월 2일 본격 가동을 시작했다. 남반구 3개 천문대는 경도 상으로 약 8시간 정도 차이가 나므로, 칠레 관측소에서 관측이 끝나갈 즈음에는 호주에서 관측이 시작되고, 호주 관측이 끝날 때면 남아공 관측소에서 이어서 관측이 진행되므로 24시간 연속 관측이 가능한 세계 최초의 외계행성탐색시스템이다. ※ 외계행성 탐색시스템 홈페이지 : http://kmtnet.kasi.re.kr/kmtnet/   ○ 중력렌즈 현상 어떤 별을 관측하고 있을 때, 별과 관측자 사이에 보이지 않는 천체(별 혹은 행성)가 지나가게 되면, 관측자에게 도달하지 않던 빛이 보이지 않는 천체의 중력에 의해 휘어져서 관측하고 있던 별의 밝기가 원래의 밝기보다 밝아지는 현상을 말한다. 중간에 놓인 별이 행성을 가지고 있는 외계 행성계인 경우, 그림 5의 그래프와 같이 추가적인 밝기 변화가 일어나며, 이를 분석해서 행성의 물리량을 산출할 수 있다. 중력렌즈 현상을 이용한 탐색방법은 다른 방법에 비해 훨씬 적은 경비가 드는 지상관측을 통해서도 지구와 같이 작은 질량을 가진 행성들을 검출할 수 있다는 장점을 가지고 있다.   ○ 외계행성 OGLE-2015-BLG-0954Lb과 OGLE-2015-BLG-0051Lb 현재(2016.7.27.)까지 발견된 외계행성의 총 수는 3,476개이고, 이 중 중력렌즈 방법으로 발견된 외계행성 수는 총 49개이다. 이 중 2개(4%)가 KMTNet이 발견한 외계행성이다. 이번에 발견한 첫 번째 외계행성(OGLE-2015-BLG-0954Lb)은 목성 질량의 약 4배(3.9±1.4 MJupiter)되는 행성으로 태양 질량의 0.3배(0.33±0.12M⊙)인 차가운 별로부터 약 1.2AU의 거리에 있는 것으로 분석됐다. 이 외계행성은 지구로부터 약 2,000광년 떨어져 있으며, 이제까지 중력렌즈 현상을 이용해 발견한 외계행성 중에서는 태양계로부터 두 번째로 가까운 곳에 위치하고 있다. 두 번째 외계행성(OGLE-2015-BLG-0051Lb)은 목성 질량의 0.7배이며 지구로부터 약 27,000 광년의 거리에 있다. 첫 번째 행성은 표면온도 약 3,000도의 모성으로부터 약 1.2AU(약 1.8×108km) 떨어져 있으며, 두 번째 행성은 표면온도 약 2,300도의 모성에서 약 0.73AU(1.1×108km)의 거리에 있다. 발견된 두 행성과 모성 사이의 거리는 태양-지구간의 거리와 비슷하지만, 모성의 온도가 태양의 온도보다 낮아서 행성에 도달되는 빛이 약하다. 모성에서 방출되는 복사에너지에 의한 행성의 온도는 각각 영하 190도와 영하 220도 정도로 매우 춥기 때문에, 2개 행성 모두 생명체가 존재하기는 어려울 것으로 추정된다.   ○ AU와 밀리각초 AU(Astronomical Unit)는 태양에서 지구까지 거리를 기준으로 재는 천문단위다. 1AU는 약 1.5×108km이다. 태양에서 목성까지 거리는 약 5.2AU이다.밀리각초(milliarcsecond)는 각을 재는 초의 1000분의 1 단위다. 천문학에서는 멀리 떨어진 천체 사이 거리나 크기를 실제로 재기 어려우므로 일반적으로 각으로 나타낸다.     [참고 2] 논문 및 연구팀   ○ 논문  - A SUPER-JUPITER MICROLENS PLANET CHARACTERIZED BY HIGH-CADENCE KMTNET MICROLENSING SURVEY OBSERVATIONS     한국천문학회지 6월호 (신인구 외)  - OGLE-2015-BLG-0051/KMT-2015-BLG-0048Lb: A GIANT PLANET ORBITING A LOW-MASS BULGE STAR DISCOVERED BY HIGH-CADENCE MICROLENSING SURVEYS    미국천체물리학회지 7월 게재 승인(한정호 외)  - Optimal Survey Strategies and Predicted Planet Yields for the Korean Microlensing Telescope Network    미국천체물리학회지 2014년 10월 출판(Henderson 외) ○ 미시중력렌즈연구그룹   - 류윤현, 정선주, 앤드류 굴드(Andrew Gould), 박병곤, 김승리, 이충욱, 차상목, 이용   석, 김동진(한국천문연구원)   - 신인구, 정연길(하바드 스미스니언 천체물리학센터)   - 한정호(충북대학교)    [문의]   ☎ 042-865-3255, 광학천문본부 변광천체그룹 이충욱 책임연구원      
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“은하도 1+1을 좋아한다!”, 왜소은하에서 은하 병합의 증거 발견 이미지
  ■ 거대은하는 왜소은하들이 합쳐져 몸집을 키워 만들어졌다고 알려져 있다. 거대은하의 기본재료로 알려진 이 왜소은하 역시 또 다른 은하들이 합쳐져 만들어졌다는 새로운 증거가 발견됐다.    ■ 한국천문연구원(원장:한인우)과 과학기술연합대학원대학교(UST, 총장:문길주)는 왜소은하 중 하나인 U141(MCG+08-22-082) 은하에서 두 개의 핵과 상자 모양의 빛 분포 등 은하 병합의 증거를 찾았다. 이는 왜소은하가 단순히 거대은하를 형성하는 기본재료가 아닐 수 있으며, 왜소은하를 형성하는 또 다른 기본재료가 있을 수 있음을 암시한다.   □ 왜소은하는 우리은하나 안드로메다 은하 같은 거대은하보다 질량과 크기가 훨씬 작은 은하이다. 큰 은하가 왜소은하들을 잡아먹거나 또는 왜소은하들끼리 병합해 몸집이 크고 무거워지면서 거대은하가 만들어진다고 여겨진다. 따라서 왜소은하는 은하를 형성하는 기본 토대인 ‘은하 형성 재료(building block)’로 불린다.   □ 한국천문연구원 은하진화그룹 연구팀은 큰곰자리 은하단(Ursa Major cluster of galaxies)에 속하는 U141(MCG+08-22-082) 은하가 태양 질량의 4억 배 정도 되는 왜소은하임을 알아냈다. 거대은하 중 하나인 우리은하의 질량은 태양질량의 수천억 배인 반면, 왜소은하의 질량은 보통 태양의 10억 배 정도이다.   □ 연구팀은 U141 은하 연구를 통해 은하 병합의 증거를 찾아냈다. 이 왜소은하에서 핵이 두 개이고, 은하의 전체 모양이 원이나 타원이 아닌 상자 모양이며, 중심부 빛이 푸른색을 띄어 새로 형성된 별의 흔적을 발견한 것이다. 이 같은 특징들은 은하 병합의 일반적인 증거로 꼽힌다. U141 은하는 큰곰자리 은하단 내에서 은하가 별로 없는 지역에 비교적 고립돼 있음에도 불구하고 은하 병합의 증거를 보이고 있다. 이는 U141 은하의 은하 형성 재료가 왜소은하보다 훨씬 작은 규모이거나 또는 왜소은하 사이에도 작은 것부터 큰 것까지 진화 경로가 존재한다는 가능성을 제시한다.      [그림 1] U141 왜소은하의 모습. 은하 병합의 특징 중 세 가지를 확인할 수 있다. (왼쪽 사진) 두 개의 핵, (가운데) 은하 빛의 분포가 원이나 타원이 아닌 상자 모양, (오른쪽) 은하 중심부의 색이 푸른색(푸른색은 젊은 별을 의미하므로, 새로운 병합과 같은 큰 격변을 거쳤음을 유추할 수 있음)     [그림 2] U141 은하와 그 주변 은하의 공간 분포. 주변에 다른 은하가 없이 고립돼 있는 것을 확인할 수 있다. 다른 거대은하의 영향 없이 독자적으로 생성됐음을 유추할 수 있다.    ■ 이번 연구는 한국천문연구원 은화진화그룹 소속이며 동시에 UST 천문주우과학전공 박사과정에 재학 중인 박민아 학생과 은화진화그룹 소속 산자야 파우델(Sanjaya Paudel), 이영대, 김상철 박사 등에 의해 이루어졌다.  해당 논문은 천문학 분야 최상위급 학술지인 미국 천문학회 천문학저널(The Astronomical Journal)에 게재됐다. 더불어 AAS(American Astronomical Society) Nova에 최근 논문 중 가장 주목할 만한 논문(http://aasnova.org/category/journals-digest)으로 소개되기도 했다.     [참고자료 1] 연구팀 및 논문   ○ 연구팀 - 박민아(한국천문연구원 은하진화그룹 및 과학기술연합대학원대학교(UST) 천문우주과학전공 박사과정 4학기, 지도교수: 김상철) : 제1저자 - Sanjaya Paudel(한국천문연구원 은하진화그룹 박사후연구원) - 이영대(한국천문연구원 은하진화그룹 및 충남대학교 천문우주과학과 박사과정, 8월 졸업 예정)- 김상철(한국천문연구원 은하진화그룹 선임연구원 및 과학기술연합대학원대학교(UST) 천문우주과학전공 부교수) : 교신저자   ○ 논문 - The Astronomical Journal, vol. 151, No. 6, p. 141 (8pp) “MCG+08-22-082: A double core and boxy appearance dwarf lenticular galaxy suspected to be a merger remnant” Pak et al. http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/151/6/141/meta;jsessionid=F4A46842240CBC92EFEF107743B33B87.c4.iopscience.cld.iop.org http://arxiv.org/abs/1603.03595   [참고자료 2]  용어 설명  ○ 왜소은하수십억 개까지의 별로 구성된 작은 은하이다. 2,000억에서 4,000억 개로 추정되는 우리은하의 구성원 수에 비하면 적은 수의 별을 가지고 있다. 왜소은하의 형성과 활동은 큰 은하와의 상호작용에 영향을 많이 받는 것으로 추정되고 있다.   ○ 은하 병합은하가 충돌하여 두 개 이상의 은하가 합쳐지는 현상. 은하 간 상호작용의 가장 격변적인 유형이다.   ○ AAS Nova미국 천문학회(AAS)에서 발간하는 4개의 SCI 저널에 발표된 최신 논문 중에서 특별히 흥미롭고 파급력이 큰 연구결과를 선정, 소개하는 온라인 매체다.   [문의]  ☎ 042-865-3246, 광학천문본부 은하진화그룹 김상철 선임연구원
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만기형별 주변 분자선 전파, KaVA로 포착하다 이미지
■ 별들도 저마다 탄생과 죽음의 과정을 겪는다.    태양 질량의 1~8배 질량을 가진 별이 늙어서 사멸단계로 접어들면 별 바깥부분의 물질을 서서히 우주로 날려버린다. 한일 공동 우주전파관측망이 이 부분의 고정밀 관측에 성공해 별의 마지막 진화 과정에 대한 구체적인 증거를 찾게 됐다.    ■ 한국천문연구원(원장:한인우)은 한일 공동 우주전파관측망인 KaVA를 이용하여 만기형별 ‘WX Psc’ 주변에서 발생하는 일산화규소(SiO) 분자가 내는 메이저의 고정밀 영상관측에 성공했다고 밝혔다.   - 별의 마지막 진화 단계인 만기형별(late-type star)은 주변 외피층이 발달해 이곳에서 형성된 일산화규소(SiO), 물(H2O), 수산화기(OH) 분자들로부터 강한 전파인 메이저(MASER, microwave amplification by stimulated emission of radiation)선을  방출한다. 이번에 관측한 만기형별 ‘WX Psc’는 지구에서 약 1900광년 떨어진 물고기자리에 위치한 별로 일산화규소(SiO), 물(H2O), 수산화기(OH) 세 분자의 메이저선을 함께 내는 대표적인 천체이다. 이와 같은 메이저를 관측하면 별 주변의 물리적 환경과 물질 방출에 대한 중요한 단서를 얻을 수 있고, 그에 따른 별의 마지막 진화 과정을 연구할 수 있다. 이중 7mm 파장대의 일산화규소 메이저선은 많은 관측과 활발한 이론 연구가 진행 중인 분야다.   - 본 관측에 활용된 KaVA(KVN and VERA Array)는 한일 공동의 초장기선 전파간섭계(VLBI, Very Long Baseline Interferometer) 관측망이다. 특히 한국우주전파관측망(KVN)이 구성하는 짧은 기선들은 이전의 다른 전파간섭계 관측에서 놓친 메이저의 확장구조를 검출하여 보다 풍부하고 자세한 메이저 구조와 공간분포를 보여주었다.   - ‘WX Psc’관측 결과, 중심별 주위에서 발생하는 일산화규소의 두(v=1, v=2) 메이저선의 공간분포는 전형적인 링 구조를 보이며 각 각의 메이저 발생영역이 많이 중첩되어 있음을 보이나 평균적으로는 v=2 메이저가 v=1 메이저보다 중심별에 가까운 영역에서 발생하는 것을 확인했다.   - 이 결과는 두 일산화규소 메이저가 물리적으로 서로 밀접하게 연관되어 있다는 기존의 학설을 보다 명확히 검증한 연구결과다. 빛으로 볼 수 없는 만기형별 광구 가까이의 복잡한 물리적 현상과 일산화규소 메이저의 발생 원리를 연구하는 데 중요한 단서가 된다.       그림 1. 만기형별 ‘WX Psc’ 주변에서 발생하는 v=1(청색)과 v=2(적색) J=1-0 SiO 메이저에 대한 KaVA 관측 영상(2012년 4월 관측). 두 SiO 메이저가 서로 매우 비슷한 공간분포와 전형적인 링 구조를 보이며 일부 영역에서는 물질분출을 암시하는 모습도 보인다. 특히 두 SiO 메이저의 시선 속도에 따른 공간분포가 서로 비슷한 것은 이 메이저들이 물리적으로 강하게 연관되어 있음을 암시한다.     그림 2. 두 메이저를 링 중심(별 중심)을 기점으로 서로 중첩해본 결과 평균적으로 v=2(적색) 메이저가 v=1(청색) 메이저보다 0.5 밀리각초(4.6×107km:0.3AU) 정도 중심별에 더 가까운 영역에서 발생하고 있음을 보여주었다.   - 만기형별 연구그룹을 이끌고 있는 한국천문연구원 조세형 연구위원은 “KaVA는 높은 공간 분해능을 제공하는 일본 VERA의 긴 기선과 플럭스(flux) 손실을 줄이는 짧은 한국의 KVN 기선이 조합해 타 관측결과 보다 자세하고 정확한 메이저의 공간분포를 제공하였다”며 “한일 공동 우주전파관측망의 세계적인 성능을 입증한다”고 전했다.   - KaVA를 통해 대표적인 연구결과를 내기 위해 2011년 별탄생영역, 만기형별, 활동성은하핵 분야별로 한일공동 과학연구 워킹그룹이 구성됐다. 이번 연구결과는 한일공동 과학연구 워킹그룹의 활동 중 별탄생영역, 활동성은하핵 분야에 이은 만기형별 분야의 첫 번째 연구결과로, 미국 천체물리학저널(The Astrophysical Journal of American Astronomical Society)에 게재되었다. 해당 연구는 한일 양국의 만기형별 연구그룹을 이끌고 있는 한국천문연구원 조세형 연구위원과 일본 가고시마대학 이마이 히로시 교수를 비롯하여 한국천문연구원 윤영주 선임연구원, 김재헌 박사후 연수원, 일본국립천문대 아사끼 요시하루 교수 등의 공동연구로 진행되었다.   - 한편, 만기형별 연구그룹은 그간의 메이저선 탐색 영상관측 결과를 토대로 앞으로 15~20개 만기형별을 선정, 수년에 걸친 메이저 모니터링 관측을 통해 질량방출 과정 등 별의 마지막 진화 과정을 계속적으로 파헤쳐나갈 예정이다.   (참고자료 1) 한일 공동 우주전파관측망 KaVA(KVN and VERA Array) 한국천문연구원이 운영하는 한국우주전파관측망 KVN(Korean VLBI Network)과 일본국립천문대가 운영하는 VLBI 관측망 VERA(VLBI Exploration of Radio Astrometry)가 결합된 한일 공동의 VLBI(Very Long Baseline Interferometer) 관측망이다. 즉 서울 연세대, 울산 울산대, 제주 탐라대에 설치된 21m 전파망원경 3기로 구성된 KVN과 일본 미즈사와, 이리키, 이시가끼시마, 오가사와라에 설치된 20m 전파망원경 4기 로 구성된 VERA가 결합된 7기의 전파망원경에 의한 VLBI 관측망으로 그 가장 긴 거리(미즈사와-이시가끼시마)인 약 2300km 직경에 해당하는 전파망원경으로 관측하는 효과를 낼 수 있다. KaVA는 2010년 한국천문연구원과 일본국립천문대 사이 VLBI 상호협약에 의해 구축되었다. 그간 시험관측 단계를 거쳐 현재는 한국, 일본은 물론 동아시아 지역 전체의 천문학자들과 공동 이용 중이다. - KaVA 홈페이지 주소 : http://radio.kasi.re.kr/kava/main_kava.php   (참고자료 2) VLBI(초장기선 전파간섭계)VLBI(초장기선 전파간섭계, Very Long Baseline Interferometer)는 수백~수천 킬로미터 떨어진 여러 대의 전파망원경으로 동시에 같은 천체를 관측하여 전파망원경 사이의 거리에 해당하는 구경을 가진 거대한 가상의 망원경을 구현하는 방법이다. 전파간섭계 해상도는 망원경의 떨어진 거리에 비례하여 향상된다. VLBI를 이용하면 허블 우주망원경, 스바루 망원경 등 대형 광학망원경보다 수십 배 이상의 높은 해상도로 천체를 관측하는 것이 가능하다.   (참고자료 3) 만기형별 ‘WX Psc’태양 질량의 1~8배 질량을 가진 별이 진화하여 사멸단계로 접어들면 별이 커지고 역학적으로 불안정해지면서 맥동을 통해서 별을 이루고 있던 물질을 성간공간으로 많이 방출하기 시작한다. 이 단계 별들은 만기형 거성으로 분류되며 별 주변 외피층으로부터 일산화규소(SiO), 물(H2O), 수산화기(OH) 분자의 강한 메이저선이 방출된다. 이번에 관측한 만기형별 ‘WX Psc’는 지구에서 약 1900광년 떨어진 물고기자리에 위치한 약 660일 주기의 변광성으로 위 세 분자의 메이저선을 함께 내는 대표적 천체이다.   (참고자료 4) 메이저메이저(MASER, microwave amplification by stimulated emission of radiation)는 레이저(LASER, light amplification by stimulated emission of radiation)와 파장영역이 다를 뿐 발생기작은 동일하다. 분자나 원자는 안정된 상태에서 낮은 에너지 레벨에 더 많은 확률로 분포하고 있지만 외부의 어떤 자극(pumping)에 의해 높은 에너지 레벨의 분포가 낮은 에너지 레벨의 분포보다 많아지는 에너지 레벨 분포의 역전(inversion)이 일어날 수 있다. 역전이 일어나면 이 매질을 통과하는 빛이나 전파는 거리에 따라서 지수함수적으로 세기가 증폭된다. 이런 과정을 통해서 생성된 전파는 특정한 주파수에서 매우 강한 간섭성(coherence)을 보이며 그 세기가 상응하는 흑체복사보다 매우 강하다. 우주에서는 주로 만기형별, 별탄생영역, 활동성은하에서 방출되는 것이 관측되며 이들을 천문메이저(astronomical MASER)라고 부른다. 만기형별에서 발생하는 천문메이저는 별의 맥동주기에 따라서 세기가 변하기도 하며 분자의 종류나 그 천이선(들뜸에너지)별로 서로 다른 공간분포를 보여준다. 이를 통해 별 주변의 동역학적 특성을 연구할 수 있다.   (참고자료 5) 밀리각초와 AU 밀리각초(milliarcsecond)는 각을 재는 초의 1000분의 1 단위다. 천문학에서는 멀리 떨어진 천체 사이 거리나 크기를 실제로 재기 어려우므로 일반적으로 각으로 나타낸다. AU(Astronomical Unit)는 태양에서 지구까지 거리를 기준으로 재는 천문단위다. 1AU는 약 1.5×108km이다. 태양에서 목성까지 거리는 약 5.2AU이다.     [자료문의] ☎ 042-865-2168,  전파천문본부 전파천문연구그룹 윤영주 선임연구원 ☎ 042-869-5832,  전파천문본부 전파천문연구그룹 조세형 연구위원    
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활동성 은하핵을 품은 '미니타원은하' 최초 발견 이미지
■ 일반적으로 거대타원은하에서만 발견되던 거대 질량 블랙홀의 활동성 은하핵 현상이 우리은하보다 작은 미니타원은하에서 처음으로 발견됐다. 왜소은하의 진화 과정을 밝힐 수 있는 새로운 증거가 관측된 것이다. ■ 한국천문연구원(원장: 한인우)은 우리은하의 질량보다 약 40배 작은 미니타원은하(SDSS J085431.18+173730.5)의 중심부에서 활동성 은하핵 현상을 발견했다. 이는 은하중심부 거대 질량 블랙홀의 특성을 이용해 왜소은하의 진화 과정을 규명하는 데 중요한 역할을 할 것으로 기대된다. 이번 연구는 한국천문연구원 은화진화그룹 산자야 파우델(Sanjaya Paudel), 이창희, 김민진 박사를 비롯한 국제 공동연구진에 의해 이루어졌으며, 천문학 분야 최상위급 학술지인 천체물리학저널(The Astrophysical Journal Letters)에 소개됐다. □ 활동성 은하핵은 은하 중심에 위치한 거대 질량 블랙홀로 주변 물질들이 유입되면서 강한 에너지가 뿜어져 나오는 현상을 일컫는다. 주로 우리은하보다 질량이 큰 거대은하들에서 발견된다. 활동성 은하핵은 그로부터 나오는 강한 수소방출선의 세기와 선폭을 분석하여 중심부 블랙홀의 질량을 정확히 측정할 수 있어서, 그 블랙홀이 속한 은하인 모은하와 중심부 거대 질량 블랙홀의 동반 진화 과정을 연구하는 데 유용한 천체이다. □ 한국천문연구원 은하진화그룹 연구팀은 슬론 전천 탐사(SDSS·Sloan Digital Sky Survey) 관측 자료와 하와이에 위치한 CFHT(Canada-France-Hawaii Telescope) 3.6미터 망원경을 이용한 광학관측 자료를 이용했다. 연구팀은 가까운 우주에 있는 왜소은하 탐색 연구를 통해 세계 최초로 미니타원은하의 중심에서 활동성 은하핵 현상의 직접적인 증거를 발견하였다. 그림1. 미니타원은하(SDSS J085431.18+173730.5)의 중심에서 강한 에너지를 방출하는 활동성 은하핵을 발견하였다. □ 이번에 발견한 미니타원은하의 중심 블랙홀은 태양 질량의 약 2백만 배에 이르며,  은하 전체 별 질량의 약 0.1%에 해당한다. 은하 중심에 위치한 거대 질량 블랙홀은 모은하의 질량이 증가함에 따라 동반 성장하는 것으로 잘 알려져 있다. 이번 발견으로 인해 그동안 거대타원은하들에서 관측돼온 은하질량과 블랙홀 질량간의 상관관계가 미니타원은하에서도 동일하게 성립함이 밝혀졌다. □ 이전까지 알려진 미니타원은하들은 대부분 거대은하의 근처에서만 발견됐었다. 이 때문에 왜소은하는 거대은하의 강력한 중력장에 의해 주위를 맴돌던 위성은하의 외곽부가 뜯겨나간 후 남은 은하중심부 잔재라는 이론이 지배적이었다. 하지만 새롭게 발견된 미니타원은하는 근처에 이웃한 거대은하가 없이 고립된 환경에 위치하고 있다. 이에 연구팀은 이 은하가 우리은하보다 100배 이상 작은 왜소은하 간의 병합에 의해 만들어진 고밀도의 타원체 은하일 것으로 추정하고 있다. □ 연구팀은 이번 연구결과를 확장하여 다양한 형태의 왜소은하들에 대해서 거대 질량 블랙홀의 존재 여부를 밝히기 위한 탐색 연구를 지속적으로 수행할 예정이다. 더불어 활동성 은하핵을 감싸고 있는 은하들의 내부구조와 운동역학적 성질을 자세히 연구하기 위해 제미니천문대(Gemini Observatory)의 8.1미터 망원경 등 대형망원경을 이용한 후속 관측을 추진하고 있다. 그림 2. 은하중심부의 광학 스펙트럼에서 강력한 수소방출선들이 검출되었고, 분석 결과 미니타원은하의 중심에 태양질량의 약 2백만에 이르는 거대 질량 블랙홀이 존재함이 확인되었다. [참고 1] 연구팀 논문 ○ 연구팀 - Sanjaya Paudel(한국천문연구원 은하진화그룹 박사후연구원) - Michael Hilker(독일 유럽남부천문대 연구원) - 이창희(한국천문연구원 은하진화그룹 선임연구원)- 김민진(한국천문연구원 은하진화그룹 선임연구원) ○ 논문 - The Astrophysical Journal Letters, vol. 820, 19 “SDSS J085431.18+173730.5: THE FIRST COMPACT ELLIPTICAL GALAXY HOSTING AN ACTIVE NUCLEUS”Paudel et al. (http://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8205/820/1/L19) (http://arxiv.org/abs/1603.07832) [참고 2] 용어 설명 (참고자료 1) 미니타원은하 질량이 우리은하보다 작은 왜소은하들의 한 종류로서, 학술용어로는 조밀타원은하(compact elliptical galaxy)라고 부른다. 조밀타원은하는 태양질량의 약 10억 배 이하의 질량을 가지며, 비슷한 질량을 가지는 왜소타원은하(dwarf elliptical galaxy)에 비해 크기가 훨씬 작은 특징이 있다. 대표적인 예로서 안드로메다은하의 위성은하인 M32가 있다. 그림 3. 미니타원은하의 대표적인 예인 M32는 안드로메다은하의 근처를 맴돌던 위성 왜소은하가 거대한 중력장에 의해 외곽부가 파괴되고 남은 은하 중심부의 잔재일 것으로 추정된다. M32 미니타원은하의 중심에도 태양질량의 약 250만 배에 달하는 거대 질량 블랙홀이 있는 것으로 추정되나 현재는 은하핵의 활동성이 정지되어 있는 것으로 관측된다. (참고자료 2) 거대 질량 블랙홀 보통 은하 중심에 위치하고 있다고 알려져 있으며, 무게가 태양 질량의 십만 배에서 백억 배에 이르기 때문에, 거대 질량 블랙홀이라고 불린다. [자료문의] ☎ 042-865-3205, 광학천문본부 은하진화그룹 이창희 그룹장 ☎ 042-865-2108, 광학천문본부 은하진화그룹 김민진 선임연구원 
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떠돌아 다니는 새로운 거대 블랙홀 발견 이미지
1. 연구개요 (1) 태양 질량의 백만 배가 넘는 거대 블랙홀은 보통 은하의 중심에 있다고 알려져 있으나, 천문(연)에서 NGC 5252라는 은하의 경우 은하 중심에서 3만 광년 떨어져서 떠돌고 있는 거대 블랙홀을 새롭게 발견함(2) 이번에 발견된 대상을 찾기 위해서 찬드라 X-선 위성 망원경, 마젤란 6.5m 망원경 등 세계 유수의 망원경이 사용되었으며, 이 외에 갈렉스(Galex) 자외선 망원경, 허블 우주망원경, 캐나다-프랑스-하와이(CFHT) 3.6m 망원경 등에서 얻은 자료를 이용해 새로 찾은 대상이 떠돌아 다니고 있는 블랙홀임을 입증할 수 있었음 2. 연구내용(1) 찬드라(Chandra) X-선 위성 망원경을 이용하여 본 대상을 처음 찾아냈으며, 칠레에 위치한 6.5m 마젤란 광학 망원경을 이용한 후속 관측을 통해 새로 찾은 대상이 NGC 5252 은하를 떠돌고 있음을 알아냄 찬드라(Chandra)망원경으로 얻은 X-선 영상에서 보이는 새롭게 발견 된 블랙홀(ULX)의 위치. NGC 5252 은하 중심에서 약 3만광년 정도 떨어져있다. 마젤란 망원경으로 얻은 분광 자료. 방출선의 위치로부터 블랙홀까지의 거리를 측정해서 모은하인 NGC 5252와 같은 거리에 있음을 알아냈다. (2) 갈렉스(Galex) 자외선 위성 망원경, 허블 우주망원경, 캐나다-프랑스-하와이(CFHT) 3.6m 망원경에서 이미 얻어진 데이터를 융합하여 대상이 태양 질량보다 적어도 1만 배 무거운 초거대 블랙홀임을 밝혀낼 수 있었음 3. 주요성과 (1) 떠돌아다니는 거대 블랙홀은 지금까지 알려진 경우가 1-2건에 불과할 정도로 과학적으로 매우 희귀한 발견임 (2) 찬드라(Chandra) X-선 망원경, 마젤란 망원경 등 세계 유수의 망원경으로 얻은 융합데이터를 이용하여 세계적인 성과를 낼 수 있는 출연(연)의 역량을 보여줌   4. 기대효과 (1) 본 대상의 정체를 밝히기 위해 세계 최대 구경을 가진 제미니 8.1m 망원경과 VLBA(Very Long Baseline Array) 전파 망원경 등을 이용한 후속 관측을 이미 수행 중임 (2) 특히 발견된 블랙홀의 무게가 태양 질량의 1만 배 정도 되는 중간질량 블랙홀로 밝혀질 경우 거대 블랙홀의 진화 과정을 이해하는데 매우 중요한 역할을 할 것으로 기대됨
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외계행성 탐색시스템 구축 완료 이미지
1. 연구개요 (1) 지구 밖의 외계생명체 존재 여부는 인류의 오래된 관심사로서 사회·문화적으로 매우 큰 영향을 미치는 분야이며, 외계행성 탐색은 외계생명체 존재를 밝히는 가장 핵심적인 연구주제임 (2) 케플러 우주망원경 등 첨단 관측 장비를 이용하여 현재까지 약 2,000여 개의 외계행성을 발견하였지만, 지구와 유사한 행성은 10여 개에 불과함 (3) 천문(연)에서는 지구형 외계행성을 탐색할 목적으로 2009년부터 시스템 개발을 시작하였으며, 2015년에 시스템 구축 및 시험을 완료했음 2. 연구내용 (1) 첨단 관측 장비인 1.6m 광시야 망원경과 3.4억 화소의 초대형 영상 카메라를 남반구 3개 관측소에 설치하였음 (2) 이 시스템으로 우리은하 중심부 영역에 있는 수억 개의 별을 모니터링·관측하여 미시중력렌즈 현상을 검출하고 분석함으로서 지구와 유사한 외계행성을 탐색하고 있음 (3) 시스템 영문 명칭 : KMTNet(Korea Microlensing Telescope Network) 3. 주요성과 (1) 세계 유일의 24시간 연속 광시야 관측시스템 구축  - 보름달 16개 면적에 해당하는 2x2도의 영역을 한 번에 관측할 수 있는 첨단 관측시스템으로 광시야 탐색 망원경 중에서 세계 최대급 현재 운영중인 세계적 광시야 탐색 망원경에 대한 관측시스템 이름, 장착된 카메라, 시야각, 설치장소, 주 관측대상을 비교하여 나타냈습니다. 관측시스템 이름 장착된 카메라 시야각 설치장소 주 관측대상 KMTNet 1.6m × 3 340M pixel CCD 4.0 deg2 칠레, 남아공, 호주 은하 중심 PanSTARRS 1.8m × 2 1400M pixel CCD 7.0 deg2 미국 하와이 전천 MOA 1.8m 80M pixel CCD 2.4 deg2 뉴질랜드 은하 중심 SkyMapper 1.35m 268M pixel CCD 5.7 deg2 호주 전천 OGLE-Ⅳ 1.3m 268M pixel CCD 1.4 deg2 칠레 은하 중심 Kepler 0.95m 95M pixel CCD 105 deg2 우주(태양 중심 궤도) 전천  - 경도가 다른 3개 국가(칠레, 남아공, 호주)에 설치하여, 밤낮의 단절없이 24시간 연속 관측이 가능한 세계 유일의 광시야 관측 장비임 외계행성 탐색시스템이 설치된 남반구 관측소 모습(왼쪽부터 칠레, 남아공, 호주)  (2) 시험관측 자료를 활용하여 미시중력렌즈 현상 연구 수행  - 스피처 우주망원경 및 해외 지상 망원경들과 공동으로 100여 개 이상의 미시중력렌즈 현상을 관측하였으며, 국제천문학계에서 가장 영향력이 높은 미국천체물리학회지에 2편의 논문을 투고하여 심사 중임 외계행성 탐색시스템(KMTNet)을 이용하여 얻은 미시중력렌즈 현상. 이 광도곡선들은 미국천체물리학회지에 투고하여 2015년 11월 현재 심사중인 논문에 포함되어 있음  (3) 남반구 관측소 개소식 개최 및 본격 연구관측 착수  - 6개월 이상의 시험관측을 성공적으로 끝내고 2015년 10월부터 본격적인 연구관측을 시작했으며, 이를 기념하기 위하여 10월 2일에 ' KMTNet 남반구 관측소 개소식' 행사를 개최하였음  - 개소식은 KBS/MBC/SBS/YTN TV 등에서 주요 뉴스로 방영되었음 외계행성 탐색시스템 남반구 관측소 개소식 사진과 KBS/MBC/SBS TV 뉴스 방영 장면 4. 기대효과     (1) 현대천문학의 핵심 주제인 외계행성 분야에서 뛰어난 연구 성과를 창출하여 국제적으로 선도 연구 수행     (2) 우리은하 중심부 영역이나 마젤란은하 등 국내에서는 관측이 불가능한 천체를 관측함으로서 연구범위 대폭 확대     (3) 대형 망원경을 운영하는 각 대륙의 대표 천문대에 설치함으로서 최신의 연구 및 기술 습득을 위한 국제 네트워크 확보     (4) 3개 관측소에서 얻어지는 연평균 500 Tera Byte의 대용량 관측 자료를 처리하고 분석할 수 있는 기술 확보
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