2021 주니어 닥터 - 랜 선 과학 교실 ( 한국 천문 연구원 온라인 견학 ) 성림 초등 학교 고준 2021 주니어 닥터 - 랜 선 과학 교실 ( 한국 천문 연구원 온라인 견학 ) 성림 초등 학교 고준 2021 주니어 닥터 - 랜 선 과학 교실 ( 한국 천문 연구원 온라인 견학 ) 성림 초등 학교 고준 2021 주니어 닥터 - 랜 선 과학 교실 ( 한국 천문 연구원 온라인 견학 ) 성림 초등 학교 고준 미시 중력 렌즈 [ gravitational microlensing ] 미시 중력 렌즈 는 천체 들 사이 중력 렌즈 작용 으로 상 이 여러 개 만들 어 지 거나 모양 이 변형 되 지만 , 각 크기 가 미시 적 ( micro ) 규모 여서 상 의 변화 는 관측 하 지 못하 고 밝기 의 변화 로 만 확인 할 수 있 는 중력 렌즈 현상 이 다 . 일반 적 으로 별 과 별 사이 에 생기 는 중력 렌즈 를 말 하 지만 중력 렌즈 된 퀘이사 에서 일어나 는 퀘이사 미시 중력 렌즈 ( quasar microlensing ) 도 미시 중력 렌즈 의 한 종류 이 다 . 역사 적 배경 1936 년 체코슬로바키아 출신 전기 기술자 이 자 아마추어 과학자 였 던 맨 들 ( Rudi W . Mandl ) 은 당시 프린스턴 ( Princeton ) 의 고등 연구소 ( Institute for Advanced Studies ) 에 정착 한 아인슈타인 ( Albert Einstein ) 을 직접 찾아가 서 별 과 별 이 일직선 이 되 면 중력 렌즈 에 의해 빛 이 모여서 고리 모양 이 될 수 있 다고 설명 하 였 다 . 맨 들 의 재촉 에 결국 아인슈타인 은 ( 20 여 년 전 자신 의 계산 을 기억 하 지 못한 채 다시 ) 이런 중력 렌즈 경우 를 계산 하 여 그 결과 를 1936 년 과학 잡지 사이언스 ( Science ) 에 발표 하 였 다 . 이 논문 에서 아인슈타인 은 이런 경우 별 의 상 이 두 개 로 분리 되 어 보이 겠 지만 두 상 사이 의 각 거리 가 너무 작 아서 관측 이 불 가능 하 다고 결론지 었 다 . 또 렌즈 된 상 은 밝 아 진다고 예측 하 였 는데 관측 하 기 는 어려울 것 으로 판단 하 였 다 . 미시 중력 렌즈 의 원리 중력 렌즈 란 질량 을 가진 천체 가 근처 시공간 을 휘 게 하 여 렌즈 와 같 은 역할 을 하 는 현상 이 다 . 중력 렌즈 는 배경 천체 에 대해 여러 개 의 상 을 만들 거나 모양 을 변형 하 면서 그 밝 기 도 변하 게 만든 다 . 별 과 별 사이 에 도 이 중력 렌즈 현상 이 일어날 수 있 다 . 돋보기 뒤 에 불빛 이 지나가 는 경우 불빛 이 크 게 보이 며 밝아지 는 경우 처럼 어떤 별 ( 그림 1 a 의 가운데 원 L ) 바로 뒤 로 광원 별 ( 그림 1 a 의 S ) 이 지나가 게 되 면 전방 의 별 ( 렌즈 별 ) 이 중력 렌즈 작용 을 하 여 광원 별 이 두 개 의 상 ( 그림 1 a 의 I _ 1 , I _ 2 ) 으로 보이 게 된다 . 가운데 점선 으로 표시 된 큰 원 은 광원 별 과 렌즈 별 이 정확 하 게 같 은 위치 에 겹칠 때 만들 어 지 는 고리 ( 아인슈타인 고리 라 부른다 ) 를 표시 하 였 는데 중력 렌즈 된 두 상 사이 거리 는 대략 이 고리 의 반경 과 비슷 한 값 을 가진다 . 아인슈타인 의 상대 성 이론 으로 계산 해 보 면 우리 은하 내 별 과 별 사이 에서 이러 한 중력 렌즈 사건 이 일어날 경우 두 상 사이 의 거리 는 대략 1000 분 의 1 각초 ( arcsec ) 정도 가 된다 . 아인슈타인 의 예상 처럼 이 정도 작 은 각 은 우주망원경 ( 허블 우주망원경 의 각 해상도 는 약 0 . 05 각초 ) 으로 도 분해 할 수 없 으므로 별 의 상 이 몇 개 인지 또는 상 이 변형 되 었 는지 는 관측 으로 는 확인 할 수 없 다 . 중력 렌즈 된 두 상 중 하나 는 원래 별 보다 커 지 게 되 고 나머지 한 상 은 원래 별 보다 작아지 게 되 는데 이 두 상 의 면적 합 은 언제나 원래 광원 ( S ) 의 면적 보다 커 지 게 된다 . 그런데 중력 렌즈 된 상은 ( 각 ) 면적 당 밝기 는 변하 지 않 고 크기 만 달라지 므로 중력 렌즈 된 두 상 의 밝기 는 언제나 원래 보다 밝 아 진다 . 이 처럼 광원 별 과 렌즈 별 의 상대 적 위치 가 변하 는 경우 ( 한 별 이 다른 별 에 대해 이동하 는 경우 ) 에 는 중력 렌즈 된 두 상 은 분해 되 지 않 고 한 덩어리 로 보이 지만 상 의 총 밝기 는 시간 에 따라 점차 밝 아 져서 최대 에 이른 후 다시 원래 밝기 로 돌아가 게 된다 . 아인슈타인 이 지적 한 것 처럼 이 밝기 의 변화 가 관측 가능 하 려면 렌즈 별 과 광원 별 이 아주 가까이 지나가 야 한다 . 은하 내 별 과 별 사이 의 거리 는 매우 멀 기 때문 에 이러 한 중력 렌즈 사건 은 아주 드물 게 일어날 것 으로 예상 되 었 기 에 이 를 실제로 관측 하 려는 시도 는 오랫동안 이루어지 지 않 았 다 . 1986 년 이 되 어서 야 프린스턴 대학 의 파 친 스키 ( Bohdan Paczyinski ) 가 이러 한 미시 중력 렌즈 를 검출 할 수 있 는 방법 을 제시 하 였 다 . 그 는 우리 은하 의 헤일로 가 별 이나 갈색 행성 등 미시 중력 렌즈 작용 을 할 수 있 는 마초 ( MACHO ) 로 이루 어 졌 다면 이 들 이 마젤란은하 의 별 에 대해 미시 중력 렌즈 현상 을 일으킬 확률 이 대략 1000 만 분 의 1 정도 이 므로 수 년 에 걸쳐 수백만 개 의 별 의 밝기 변화 를 지속 적 으로 관측 하 면 미시 중력 렌즈 를 발견 할 수 있 고 이 로써 우리 은하 헤일로 에 존재 하 는 마초 ( MACHO ) 의 총 질량 을 결정 할 수 있 다고 주장 하 였 다 . 물론 당시 에 는 이런 대 규모 관측 은 매우 어려울 것 으로 생각 되 었 다 . 미시 중력 렌즈 실험 1980 년 대 전하 결합 소자 ( CCD ) 가 본격 적 으로 천문학 관측 에 사용 되 고 이 를 이용 해 획득 한 자료 들 을 처리 할 수 있 는 고 성능 컴퓨터 가 개발 보급 되 면서 많 은 별 에 대한 정밀 한 측광 이 가능 해 지 게 되 었 다 . 1993 년 마침내 프랑스 의 에로스 ( EROS , Experience pour la Recherche d ′ Objets sombres ) , 미국 - 호주 의 마초 ( MACHO Collaboration ) , 폴란드 의 오 글 ( OGLE , Optical Gravitational Lensing Experiment ) 연구 팀 들 이 독립 적 으로 실제 미시 중력 렌즈 현상 을 검출 하 는 데 성공 하 였 다 . 그림 2 는 오 글 연구 팀 이 발견 한 전형 적 인 미시 중력 렌즈 사건 을 보여 주 고 있 다 . 위쪽 사진 에서 가운데 화살표 로 표시 된 희미 한 별 이 밝아졌 다가 다시 어두워졌 다 . 맨 아래 도표 에서 점 - 막대 들 은 I - 밴드 에서 관측 된 한 별 의 등급 변화 를 보여 주 고 있 는데 실선 으로 표시 된 일반 상대 성 이론 에서 예측 되 는 밝기 변화 ( 파 친 스키 곡선 [ Paczynski curve ] 이 라 불림 ) 와 잘 일치 하 고 있 음 을 보여 주 고 있 다 . 원래 는 19 등급 이 었 던 별 이 17 등급 으로 약 6 배 정도 밝아졌 음 을 보여 주 고 있 다 . 또한 일반 적 인 변광성 과 는 달리 별 의 색 , 여기 서 는 V - I 값 ( 위쪽 도표 ) 이 거의 변화 가 없 고 밝기 변화 가 다시 반복 되 지 도 않 고 있 다 . 이러 한 특성 들 을 근거 로 이 별 의 밝기 변화 는 미시 중력 렌즈 에 의한 것 으로 판정 되 었 다 . 그림 2 . 오 글 연구 팀 ( OGLE ) 이 우리 은하 중 심부 방향 에서 발견 한 미시 중력 렌즈 사건 . 위쪽 사진 에서 가운데 화살표 로 표시 된 희미 한 별 이 밝아졌 다가 다시 어두워졌 다 . 색 ( V - I ) 변화없이 I - 밴드 밝기 가 원래 밝기 의 6 . 5 배 ( 약 2 등급 ) 까지 밝아졌 고 밝기 변화 의 기간 은 약 45 일 이 다 . ( 출처 : Udalski et al . 1994 ) 연구 팀 마초 는 5 . 7 년 간 대마젤란은하 의 별 들 에 대한 측광 을 수행 하 였 다 . 이 들 은 1200 만 개 별 의 밝기 변화 를 관찰 하 여 미시 중력 렌즈 사건 10 여 개 를 발견 하 였 고 이 로써 우리 은하 헤일로 는 마초 로 이루어져 있 지 는 않 음 을 확인 하 였 다 . 즉 별 , 갈색 왜성 또는 행성 들 이 우리 은하 헤일로 의 암흑 물질 대부분 을 구성 하 지 는 않 다는 사실 을 확인 하 였 다 . 한편 실험 팀 오 글 은 우리 은하 팽대 부 별 에 대한 측광 으로 미시 중력 렌즈 사건 외 에 도 수많 은 변광성 들 을 발견 을 포함 하 여 별 , 성단 및 우리 은하 연구 에 크 게 기여 하 였 다 . 이후 미시 중력 렌즈 관측 은 발견 과 후 속관 측 으로 발전 하 였 다 . 현재 는 넓 은 지역 에서 많 은 별 에 대한 측광 관측 으로 미시 중력 렌즈 후보 사건 을 발견 하 여 학계 에 경보 ( alert ) 를 보내 면 후속 연구 팀 들 이 특정 후보 사건 에 대해 더 정밀 하 고 자세 한 관측 을 진행 하 여 최종 적 으로 이 를 이론 모형 으로 분석 하 여 별과 암흑 물질 에 대한 정보 뿐 만 이 아니 라 외계 행성 들 에 대한 정보 들 도 알아내 게 되 었 다 . 미시 중력 렌즈 로 외계 행성 찾 기 미시 중력 렌즈 가 일어날 때 렌즈 별 이 행성 을 가지 고 있 는 경우 에 는 상 의 밝기 변화 가 좀 더 복잡 해진다 . 렌즈 된 상 의 밝기 가 일정 하 게 변하 는 것 이 아니 라 특정 시점 에서 불 규칙 한 밝기 변화 가 생긴다 . 이 는 흠 이 있 는 볼록 렌즈 로 작 은 광원 을 관측 할 때 렌즈 된 상 이 일정 하 게 커지 다가 흠 이 있 는 부분 에서 는 불 규칙 하 게 모양 이 변형 되게 되 는 경우 와 비슷 하 다 . 그림 3 의 실선 은 한 개 의 행성 이 있 는 외계 행성 계 에 의해 광원 별 이 미시 중력 렌즈 되 는 경우 의 밝기 변화 를 보여 주 고 있 다 . 가장 밝아졌 을 때 를 약간 지난 시점 ( 그림 3 에서 적색 화살표 로 표시 된 부분 ) 에서 미세 한 불 규칙 적 인 밝기 변화 를 보여준다 . 그런데 이 짧 은 불 규칙 적 인 밝기 변화 의 특성 은 행성 의 질량 과 모성 ( host star ) 과 의 상대 적 위치 에 따라 달라지 므로 관측 된 밝기 변화 와 잘 맞 는 이론 적 인 별 - 행성 모형 을 찾아낼 수 있 고 , 이 로써 행성 의 질량 과 위치 를 결정 할 수 있 다 . 그림 3 . 한국 천문 연구원 의 외계 행성 탐색 시스템 ( KMTNet ) 으로 발견 한 미시 중력 렌즈 사건 의 등급 변화 ( 막대 들 ) 와 별과 한 개 행성 으로 이루어진 렌즈 에 의해 광원 별 이 미시 중력 렌즈 되 는 경우 이론 적 으로 계산 한 밝기 변화 ( 실선 ) . 적색 화살표 로 표시 된 불 규칙 한 밝기 변화 가 행성 의 미시 중력 렌즈 에 의한 부분 이 다 . ( 류 윤현 , 박명구 / 천 문학회 ) 외 계행 성 탐색 시스템 ( KMTNet ) 외 계행 성 ( exoplanet ) 은 일반 적 으로 분광 관측 으로 모성 의 속도 변화 를 검출 하 거나 행성 이 모성 을 가로지르 면서 모성 의 밝기 가 살짝 변하 는 것 을 검출 하 여 발견 하 게 되 는데 이 두 방법 은 모두 행성 이 크 고 무거우 며 모성 에 가까이 있 는 경우 를 주로 발견 하 게 되 고 지 구 같이 작 으면서 모성 에서 떨어져 있 는 행성 계 는 찾 기 어렵 다 . 하지만 미시 중력 렌즈 효과 를 검출 할 경우 작 고 먼 행성 도 발견 할 수 있 어서 지구 형 행성 을 찾아내 는데 유리 할 수 있 다 . 전 세계 적 지 않 은 천문학자 들 이 이 방법 으로 외계 행성 을 찾 으려고 시도 하 고 있 는데 한국 천문 연구원 ( KASI ) 도 2015 년 부터 1 . 6 m 광시 야 망원경 과 3 . 4 억 화소 의 초대 형 모자이크 CCD 카메라 를 칠레 , 호주 , 남아프리카 공화국 등 3 개 국가 의 관측소 에 설치 하 여 우리 은하 중 심부 의 수억 개 별 을 24 시간 연속 관측 하 는 외계 행성 탐색 시스템 ( Korea Microlensing Telescope Network , KMTNet , 그림 4 ) 을 개발 , 운영 하 고 있 으며 이 로써 많 은 흥미 로운 외계 행성 들 을 찾아내 고 있 다 . 그림 3 의 여러 색 의 막대 들 은 2016 년 6 - 7 월 에 외계 행성 탐색 시스템 으로 관측 한 등급 ( 막대 는 오차 ) 들 로 이론 적 모형 ( 실선 ) 과 의 비교 로 렌즈 작용 을 하 는 천체 가 태양 질량 의 0 . 08 배 정도 로 가볍 고 온도 가 낮 은 왜성 과 이 왜성 을 태양 - 지구 거리 의 1 . 2 배 거리 에서 돌 고 있 는 지구 질량 의 1 . 4 배 인 외 계행 성 으로 이루어져 있 음 이 확인 되 었 다 . 그림 4 . 칠레 안데스 산맥 에 위치 한 한국 천문 연구원 의 외계 행성 탐색 시스템 ( KMTNet ) 관측소 ( KMTC ) 와 관측 대상 인 우리 은하 중 심부 사진 . ( 전 영범 / 천 문학회 ) 퀘이사 미시 중력 렌즈 멀리 있 는 퀘이사 ( quasar ) 는 드물 게 전방 의 은하 등 에 의해 여러 개 의 상 으로 중력 렌즈 될 수 있 는데 이 를 다상 중력 렌즈 퀘이사 ( multiple - image gravitationally lensed quasar ) 라 부른다 . 장경애 와 레프 스 달 ( Sjur Refsda ) 은 렌즈 작용 을 하 는 은하 는 다시 많 은 별 들 로 이루어져 있 고 이 각각 의 별 들 에 의한 중력 렌즈 작용 을 고려 하 면 은하 전체 의 중력 렌즈 에 의해 생긴 개별 거시 상 ( macroimage ) 들 은 다시 많 은 수 의 미시 상 ( microimage ) 들 로 이루어져 있 고 이 미시 상 들 이 변할 경우 각 상 들 의 밝기 가 개별 적 으로 변할 수 있 게 된다고 예측 하 였 다 . 이후 몇몇 다상 중력 렌즈 퀘이사 에서 이러 한 퀘이사 미시 중력 렌즈 현상 이 확인 되 었 다 . 퀘이사 미시 중력 렌즈 는 렌즈 작용 을 하 는 은하 내 질량 들 이 어떤 상태 로 분포 하 는지 에 대한 정보 나 광원 의 크기 나 밝기 분포 등 에 대한 정보 를 제공 해 줄 수 있 다 . [ 네이버 지식 백과 ] 미시 중력 렌즈 [ gravitational microlensing ] ( 천문학 백과 ) 2021 주니어 닥터 - 랜 선 과학 교실 ( 한국 천문 연구원 온라인 견학 ) 성림 초등 학교 고준 한국 천문 연구원 ( kasi . re . kr ) 한국 천문 연구원 GMT 2020 년 대 후반 칠레 에 건설 될 거 대마젤란 망원경 ( Giant Magellan Telescope ) 은 지름 25 . 4 m 의 최 첨단 천문관 측 망원경 으로서 미국 , 호주 , 대한민국 의 한국 천문 연구원 이 공동 으로 개발 하 는 세계 최대급 천 www . kasi . re . kr 2021 주니어 닥터 - 랜 선 과학 교실 ( 한국 천문 연구원 온라인 견학 ) 성림 초등 학교 고준 한국 기초 과학 지원 연구원 ( kbsi . re . kr ) 한국 기초 과학 지원 연구원 첨단 연구 장비 를 활용 한 연구 지원 및 공동 연구 , 국산 장비 개발 , 국가 연구 시설 · 장비 총괄 관리 등 www . kbsi . re . kr 2021 주니어 닥터 - 랜 선 과학 교실 ( 한국 천문 연구원 온라인 견학 ) 성림 초등 학교 고준 주니어 닥터 ( kbsi . re . kr ) 주니어 닥터 jrdoctor . kbsi . re . kr 2021 주니어 닥터 - 랜 선 과학 교실 ( 한국 천문 연구원 온라인 견학 ) 성림 초등 학교 고준 http : / / kko . to / sXXvPwp 4 B 성림 초등 학교 강원 춘천시 지석 로 47 map . kakao . com 2021 주니어 닥터 - 랜 선 과학 교실 ( 한국 천문 연구원 온라인 견학 ) 성림 초등 학교 고준