세계에서 가장 큰 태양 망원경이 있는 빅베어 천문대 : III. 적응광학계

안녕하세요.

지난 글에 이어서...
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이전 글에서 망원경에서 모아진 태양빛이 두 층 아래의 쿠데룸 (Coude Lab)이라는 공간으로 전달된다고 말씀드렸습니다. 쿠데룸에서 태양빛은 여러가지의 카메라 시스템으로 전달되는데, 그 전에 거처야 하는 관문이 바로 적응광학계 (adaptive optics system)입니다.

적응광학계가 필요한 이유는 이렇습니다. 우리가 멀리 있는 어떤 사물을 볼 때, 물체와 우리 눈 사이의 대기를 통과해야 하는데, 이 대기는 온도에 따라 팽창하기도 하고 수축하기도 하면서 밀도를 달리 합니다. 대기 전체가 다 같은 온도일수는 없겠죠. 국지적인 가열이나 냉각에 의해 어떤곳은 상대적으로 뜨겁고, 다른 곳은 차가우면서 대기 밀도의 불균일이 일어납니다. 이러한 밀도의 편차는 빛이 통과할 때 직진하지 못하고 굴절을 일으킵니다. 원래 대기가 없는 진공상태라면 똑바로 와야 할 빛이 딴 데로 가버리고, 반대로 딴데로 갈 빛이 우리 눈에 들어올 수 있는 것이죠. 게다가 이러한 밀도의 편차가 시간에 따라 계속 변합니다. 우리는 이것을 대류라고 부릅니다. 따라서 우리는 가만히 있어도 우리 눈에 들어오는 물체의 모습은 계속 바뀝니다.

무슨 말인지 이해가 되시나요? 아래 그림을 보시면 무슨 뜻인지 아실 겁니다.

By Brocken Inaglory - 자작, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=2125326

멀리 있는 자동차의 상이 흐려진 채 계속 일렁거리는 현상, 이것을 아지랑이라고 부르는데, 이것이 바로 데워진 대기의 대류에 의해 빛이 일직선으로 진행하지 못하고 여기저기로 방향이 흩어지는 현상에 의한 것입니다.

우리가 빛을 파동이라고도 하잖아요? 아주 멀리 있는 사물에서 날아오는 빛은 우리에게 평면의 형태로 전달됩니다. 빛은 평면에 수직한 방향으로 진행하고 있죠. 만일 이것이 밀도가 들쭉날쭉한 대기를 통과하게 되면 평면의 형태가 울퉁불퉁하게 변형이 되는 것입니다.

By 2pem - Own work, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=15279464

빛은 파면에 수직한 방향으로 진행하기 때문에 이때부터는 파면의 굴곡에 따라 파동의 진행방향이 들쑥날쑥 하게 됩니다. 빛이 산란되는 것이죠.

똑같은 상황이 천문학 관측에도 적용된다면 우리는 별이나 태양의 모습을 대기가 없을 때보다 훨씬 흐릿하게 볼 수 밖에 없습니다. 당연히 이것은 우리가 바라는 바가 아닙니다.

그래서 천문학자들은 이러한 대기의 영향을 최소화 할 수 있는 방법들을 찾았습니다. 가장 간단한 방법은 대기 밀도가 낮은 고지대에 망원경을 설치하는 것이구요, 그 다음으로 생각해 볼 수 있는 것이 물리적으로 대기의 대류를 보정하는 것입니다.

원리는 이렇습니다. 울퉁불퉁한 파면의 진행방향에 여러개의 아주 작은 렌즈들의 배열을 놓습니다. 각 렌즈에 도달한 파면은 렌즈가 빛을 모음에 따라 각각 하나의 점으로 수렴합니다. 파면의 일부분이 각 렌즈에 도달할 때 빛의 진행방향이 파면에 수직하기 때문에 파면의 기울기에 따라 수렴하는 점의 위치가 렌즈의 가운데 축으로 부터 벗어납니다.

By 2pem - Own work, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=15278814

이 렌즈 뒤에 카메라를 놓고 각 렌즈에 대해 점의 위치 변화를 측정하면 우리는 대기에 의해 변형된 파면의 형태를 알 수 있습니다.

이러한 변형된 파면의 정보는 컴퓨터로 전달됩니다. 그리고 이 컴퓨터는 변형가능하게 설계된 얇은 거울면 뒤에 있는 여러개의 액츄에이터 (일종의 피스톤 같이 한 방향으로 움직이는 하드웨어 입니다.) 에 신호를 보내 거울면을 변형시킵니다. 이렇게 변형된 거울면에 울퉁불퉁한 빛의 파면이 도달하면 반사된 후에 원래의 평면에 가깝게 복원됩니다. 이렇게 해서 천체의 원래 깨끗한 상을 복원시킬 수 있게 됩니다.

https://researchfeatures.com/2018/02/27/next-generation-adaptive-optics-solar-observation-new-view-sun/

적응광학계가 적용된 태양의 관측 영상을 한 번 보시죠. 지금 보시는 영상은 태양의 아주 일부분을 보여줍니다.

매우 흐렸던 태양의 영상이 시스템을 켜자마자 드라마틱하게 향상되는 것을 보실 수 있습니다.

대기에 의한 대류의 변화는 실시간으로 변하기 때문에 이러한 파면의 보정도 실시간으로 추적, 변화되어야 합니다. 대기의 대류 패턴이 대략 일초에 70번 정도 바뀌기 때문에 시스템은 이보다 훨씬 빠른 초당 1000번 정도의 계산과 보정을 수행합니다. 또한 오늘날 적응광학계에서 사용하는 렌즈 배열이나 액츄에이터의 갯수가 수백개 정도 됩니다. 이 모든 시스템에서 계산을 수행하고 컨트롤하기 위해서는 초고속 카메라와 아주 성능좋은 컴퓨터가 필요합니다.

다음 글에서는 적응광학계 이후에 있는 여러가지의 기기를 소개하도록 하겠습니다.