토성의 고리가 다시 돌아왔다!

  토성의 고리는 2002-2004년경 우리의 시선으로부터 가장 많이 기울어져 관측하기 좋은 시기가 이어졌다. 때마침 이 시기의 토성이 거의 머리 위에 떠서, 관측하기 좋은 조건이 계속 이어졌다. 하지만 토성의 고리는 위 사진에서 오른쪽 아래에서 왼쪽 위 방향을 따라 점점 우리의 시야에서 사라져, 2009년에는 거의 고리가 보이지 않게 되었다.

 

  이후 토성의 고리는 다시 우리에게 그 모습을 보이기 시작하여, 이제 고리를 보기 좋은 때가 돌아왔다. 현재 토성의 고리의 모습은 아래 사진으로 치면 거의 중간에 해당한다. 앞으로도 약 2-3년간 토성의 고리는 점점 더 보기 좋게 기울어질 것이다.

 

토성 고리의 기울기 변화 (사진 : NASA)

 

 

 

토성, 점점 더 낮게 떠서 갈수록 보기 힘들어져

   토성의 고리가 점점 더 보기 좋게 기울어지는 것과는 반대로, 토성의 고도는 점점 더 낮아지고 있다. 하룻밤 중 천체가 가장 높이 뜨는 때는 그 천체가 정확히 남쪽에 위치했을 때인데, 이를 남중고도라고 한다. 토성의 남중고도는 2018년까지 계속 낮아질 전망이다. 고배율로 관측해야 하는 행성의 경우 특히 남중고도에 민감하여, 적어도 고도 40도는 되어야 관측을 할만하다.

 

  내년을 기점으로 토성의 남중고도는 40도 이하로 떨어지며, 1년 내내 40도 이상으로 올라오지 않는 기간이 2022년까지 지속될 전망이다. 설상가상으로, 토성이 다시 고도 40도 위로 올라오는 2024년이면 지난 2009년처럼 다시 토성의 고리가 가장 잘 안 보이는 시기가 된다. 여기서 4~5년을 더 기다려 2026~2027년경이 되어야 현재와 같은 토성 관측 조건이 다시 돌아온다는 이야기가 된다. 올 해를 놓치면, 올 해와 같은 조건의 토성을 보려면 앞으로 15년을 기다려야 할지도 모른다는 얘기다.

 

 

 

 

최근 날씨와 토성의 위치는 저녁시간 행성관측에 최적

  행성 관측에 가장 중요한 조건은 대기가 안정되어야 한다는 것이다. 아무리 맑아도 대기가 요동치는 날에는 망원경이 고배율을 낼 수 없다. 이런 조건에 적합한 계절이 장마철 직전이다. 비록 우리나라에 맑은 날씨가 가을과 겨울에 많이 나타나지만, 본격적인 장마가 시작되기 전에는 맑고 건조하면서 바람도 불지 않는 그야말로 행성관측에는 최적인 날씨가 한동안 지속된다. 

 

  현재 토성은 충이 지나긴 했지만 5월 22일 현재 기준으로 저녁 10시에 남중하며, 현충일인 6월 6일경에는 오후 9시에 남중한다. 조금 늦기는 하지만 저녁시간에 남중하기에, 시민천문대나 사설천문대를 방문하여 토성을 관측하기에 적당하다.

 

  토성을 관측하기 위해 굳이 천체망원경을 구입할 필요는 없다. 현재 우리나라 곳곳에는 시민천문대나 사설천문대가 많이 있기 때문에, 각 천문대에 문의하여 방문을 하고 토성을 볼 수 있는지 문의하면 된다. 지금은 밤이 되면 춥지도 덥지도 않고 아직 벌레도 없기에, 야간에 야외에서 관측을 하기에 불편함이 없다.

 

  필자같이 왠만한 천문현상은 찾아다니는 사람과 달리, 대부분의 사람들은 평생 토성 한 번 보지 않는 경우가 많다. 지금까지 많은 사람들에게 이런저런 천체를 보여 봤지만, 토성을 보고 만족하지 않는 경우를 거의 본 적이 없다. 석가탄인실 연휴, 6월 초순의 주말 혹은 현충일에 천문대를 방문하여 토성을 한 번쯤 보는건 어떨까?

 

 

국내외 천문대 : http://astro.kasi.re.kr/Main/ContentViewForm.aspx?MenuID=2752

 

 p.s 관련 질문 환영합니다.

Posted by 당근day
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1. 서론

  천체망원경에서 집광력이 가장 중요하기에, 접안렌즈의 투과율은 망원경의 성능을 얼마나 제대로 발휘해 주는지에 대한 매우 중요한 요소입니다. 이미 기존에 어떤 접안렌즈가 투과율이 좋고 나쁜지에 대한 경험적인 정보는 있지만, 이를 실험으로 확인해보고 싶었습니다.

  마침 학교에 간단한 광학실험실이 있어서, 시간나면 해보고 싶었던 접안렌즈 투과율 실험을 해 보았습니다. 보통 렌즈의 투과율은 재질에 따라 다르며, 여기서 코팅에 따라 또 달라집니다. 이 실험은 650nm 파장의 단색 레이저를 이용하였으므로, 우리 눈이 가장 민감한 녹색광의 투과율과 다르다는 점을 유념하셔야 합니다. 다만 발광성운의 주요 파장인 656.3nm의 H-alpha와 매우 가깝다는 점에서 중요한 의미가 있을 수 있습니다.

 

2. 방법

2-1 검출기

  검출기는 약 1제곱cm 정도 크기의 정사각형 모양으로, 소자가 무엇인지는 모릅니다. 하지만 단색의 레이저를 쓰며, 레이저가 접안렌즈를 통하였을 때와 통하지 않았을 때, 그리고 레이저 마저 껐을 때의 값을 통하여 투과율을 계산하므로, 검출기의 소자를 몰라도 문제가 없다고 보고 진행하였습니다

2-2 레이저 출력의 안정성

  레이저 출력이 안정적인지에 대해서 알아볼 방법이 없습니다. 하지만 아래 표에서 레이저와 검출기의 위치를 고정했을 때 접안렌즈를 통과하지 않은 경우의 값들이 매우 일정함에 따라, 레이저 출력이 검출기가 주는 값의 소수점 셋째자리까지는 안정적인 것으로 볼 수 있습니다.

2-3 실험 방법

  학교 광학실험실에 있는 650nm의 레이저가 접안렌즈를 통과할 때와 접안렌즈 없었을 때의 광검출기에서의 값을 비교하여 투과율을 구했습니다. 실험은 형광등을 하나 켜놓고 했기에, 매 번 레이저 없을 때의 검출기 값, 레이저를 접안렌즈 없이 쏘았을 때의 값, 레이저를 접안렌즈를 통하여 쏘았을 때의 값을 각각 측정하였습니다. 당연히 접안렌즈의 방향은, 우리가 관측할 때 눈의 방향에 검출기가 오도록 하였습니다.

2-4 9mm 접안렌즈들

  9mm 접안렌즈들은 접안렌즈에 의해 확대된 레이저의 빛 다발의 크기가 광검출기 안에 간신히 들어오는 정도로, 광 검출기에 미처 포함되지 못한 빛들이 있을 수 있습니다. 따라서 아래 표에 '최소값'이라고 표시된 접안렌즈들은 적어도 이보다는 투과율이 높을 것으로 생각해야 합니다.

 

3. 결과 

4. 해석

  위 표에는 플뢰슬 나글러 Type 6, 스카이워쳐 울트라와이드앵글 (올리본 울트라 와이드 앵글) 세 가지 접안렌즈가 있습니다. 이 중 플뢰슬이 투과율이 가장 높고 울트라와이드앵글이 투과율이 가장 낮음을 알 수 있습니다.

4-1 플뢰슬끼리의 비교

  같은 플뢰슬 타입의 접안렌즈 중에서는 GS 플뢰슬이 650nm 파장에서 투과율이 가장 높습니다. 징후아 (맥스비젼) 플뢰슬이 셀레스트론 플뢰슬보다 투과율이 높다는 것은, 셀레스트론의 물건들이 대개 스카이워쳐 OEM이라고 보았을 때 징후아 플뢰슬이 스카이워쳐 플뢰슬보다 투과율이 높은 것으로 보입니다. 따라서 실험결과만으로 보자면, 중국 혹은 대만의 플뢰슬 접안렌즈의 650nm에서의 투과율은 GS > 징후아 (맥스비젼) > 셀레스트론 (스카이워쳐) 순으로 볼 수 있습니다.

  플뢰슬 타입 접안렌즈는 매우 고전적인 디자인이므로 광학적인 문제로 볼 수 없으며, 가격대로 볼 때 단정짓기는 어렵지만 렌즈의 재질 문제로 보기에는 어려운 점이 있습니다. 따라서 반사 방지 코팅의 문제를 가장 의심해볼 수 있습니다.

4-2 나글러 Type 6

  이 접안렌즈는 이 실험에서 사용된 접안렌즈들 중 가장 많은 매수의 렌즈를 쓰고 있으므로, 당연히 가장 낮은 투과율을 보여야 정상입니다. 이 접안렌즈는 배율이 어느 정도 있어서, 렌즈에 의해 확대된 레이저 빛 다발이 검출기 안에 들어오도록 하는데 간신히 성공했습니다. 따라서 96.9%라는 투과율은 최저치로, 실제 투과율은 이보다 높을 가능성이 상당히 있습니다. 비슷한 예가 GS plossle끼리 혹은 Celestron Plossle끼리는 0.5% 이내의 투과율 차이밖에 보이지 않는 반면 스카이워쳐 울트라와이드 앵글의 경우15mm와 9mm가 무려 3%의 차이를 보이는 것을 주목해야 합니다. 만일 더 저배율의 나글러였다면 98%에 가까운 투과율을 보였을지도 모릅니다.

  또한 고작 4장의 렌즈를 쓰는 셀레스트론 (스카이워쳐) 플뢰슬 타입에 비하여 나글러 type 6 9mm는 훨씬 많은 렌즈매수 (7장) 를 쓰고 있음에도 더 높은 투과율을 보이고 있습니다. 이는 이 접안렌즈의 코팅이 스카이워쳐보다 월등히 뛰어나며, 아마도 GS나 징후아 (맥스비젼)의 코팅과 적어도 비슷하거나 더 뛰어나다는 근거로 볼 수 있습니다.

4-3 울트라와이드앵글 접안렌즈

  울트라와이드앵글의 경우, 극심한 고스트 현상이 관측자들로부터 여러차례 보고된 바가 있으므로, 여러 관측자들로부터 알려진 기존의 주관적인 관측경험들과 실험 결과가 잘 일치합니다. 실제로 이 접안렌즈는 투과율이 상당히 떨어지는 것으로 판단할 수 있어 보입니다.

4-4 난반사 방지 처리와의 관계 및 가정

  이 실험에서는 빛 투과율을 실험하였기에, 내부 난반사 방지 처리와는 상관이 없이 렌즈 매수와 코팅이 투과율을 나타냄을 고려해야 합니다. 내부 난반사가 심할 경우, 투과율이 실제로 나빠도 다소 투과율이 높도록 왜곡할 수 있기 때문입니다. 하지만 레이저를 이용한 실험이기에, 내부 난반사 방지 처리가 이 실험에 큰 영향이 없다고 가정하였습니다.

4-5 단초점 접안렌즈

  레이저라고 해도 약간의 면적이 있어서, 배율이 높은 단초점 접안렌즈의 경우 이 레이저의 빛을 지나치게 확대해 버렸습니다. 때문에 또 다른 텔레뷰의 나글러 type 6 3.5mm와 특히 코팅기술로 유명한 XO 5mm의 투과율을 조사할 수 없었습니다.

 

5. 결론

  650nm 파장에서의 접안렌즈의 투과율을 조사한 결과입니다.

  (1) 플뢰슬 방식 중에서는 GS 플뢰슬이 투과율이 가장 뛰어나며, 셀레스트론의 것이 가장 떨어집니다.

  (2) 나글러 type 6 9mm는 투과율의 최소값으로 여겨지는 값을 기준으로 해도, 많은 7장의 렌즈를 쓰고 있음에도 불구하고 렌즈 매수가 4장 뿐인 셀레스트론 (스카이워쳐) 플뢰슬 접안렌즈들에 비하여 투과율이 크게 쳐지지 않습니다.

  (3) 스카이워쳐 울드라와이드앵글 접안렌즈는 심각하게 투과율이 떨어집니다. 적어도 발광성운 관측용으로는 적합하지 않으며, 제조사에는 코팅의 보완이 필요한지 여부를 검토하길 권합니다.

Posted by 당근day
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  반사식에서 가장 단순한 형태가 뉴턴식이다. 현재 가격대비 성능에서 최강자를 지키고 있는  돕소니언 방식의 거의 대부분이 뉴턴식이다. 하지만 이 뉴턴식 망원경을 알고 보는 것과 모르고 보는 것은 차이가 있다. 

  반사망원경의 주경을 구성하는 오목면을 만들기에 가장 단순한 형태는 구면이다. 하지만 구면으로 만들 경우 구면수차라는 아주 골치아픈 문제를 마주치게 되기 때문에 대부분의 아마추어용 반사망원경은 주경을 포물면으로 만든다 (참고 : 천체망원경 이야기 - 5 : 수차 이야기 [구면수차]).

  포물면은 평행광선의 빛을 정확하게 바라보았을 때 그 빛을 한 점으로 모아준다. 그렇기에 이 포물면이 일상 생활에서 흔히 쓰이는 것을 볼 수 있다. 랜턴, 자동차 전조등의 전등 안쪽 반사면은 포물면으로 되어있다. 별빛은 너무 멀리서 오기 때문에 평행광선이고, 포물면으로 별빛을 정확하게 조준하면 별빛이 한 점에 모인다. 천체망원경에서 시야 중심에서 상이 가장 완벽한 것은 포물면으로 주경을 구성한 반사망원경이다. 단, 빛을 입자로만 생각한다면 말이다 (빛은 파동의 성질도 가지고 있다). 

  뉴턴식은 이 포물면의 주경이 모으는 빛을 부경 (사경)을 달아 옆에서 볼 수 있게 고안한 것이다. 따라서 뉴턴식의 경우에는 주경에 의해 모인 빛이 있는 그대로 방향만 바뀌어 관측자에게 향한다고 보면 되겠다. 뉴턴식은 보통 초점비 4-7 사이에서 제작하는데, 이 초점비는 경통의 용도에 따라서 다르게 제작할 수도 있고 또 제작했을 때 경통의 부피 등도 고려한다고 생각하는게 맞을 것 같다. 적도의 위에 올릴 경통의 경우 초점비가 크면 지나치게 부피와 무게가 커져서 그만큼 비싼 적도의를 요구하게 되므로 가급적 초점비를 작게 만드는게 좋겠고, 돕소니언의 경우에는 사람의 평균적인 키에 가급적 맞추는 것으로 보인다. 돕소니언에서 동일구경의 경우 초점비가 커지면 접안부의 높이가 올라가서 키가 작은 사람이 관측하기 어렵고, 지나치게 작으면 또 허리를 굽혀야 하므로 불편함이 있다.

 

뉴턴식 망원경의 단면도

뉴턴식 경통으로 만든 돕소니언


 
 

  카세그레인식은 망원경의 옆에서가 아닌 뒤에서 관측할 수 있도록 고안한 것이다. 평면거울 대신 볼록거울을 사용해서 주경의 뒤쪽으로 빛을 빼 주는데, 이 때 볼록거울에 의하여 주경이 모은 배율보다 배율이 약간 늘어난다. 현재는 아마추어 용으로도 연구용으로도 카세그레인을 제작하는 경우가 드물다. 연구용으로는 리치-크레티앙이라는 방식을 이용하고 있고, 아마추어용으로는 뉴턴식을 더 선호하는 편이다. 다만 전파망원경에서는 카세그레인식을 주로 이용하고 있다.

카세그레인식 망원경의 단면도


  현재 쓰이는 광학용 카세그레인 망원경은 흔치 않음에도 카세그레인이라는 단어는 생각보다 쉽게 접해볼 수 있는데, 넓은 의미에서는 리치-크레티앙 등의 망원경도 카세그레인이라고 부르는 경우가 많이 있기 때문이다. 하지만 좁은 의미의 카세그레인식 망원경은 주경을 포물면으로, 부경을 쌍곡면으로 연마한 위의 단면도와 같은 형태의 망원경이다. 다만 망원경을 겉으로 보았을 때 카세그레인과 비슷한 구성 (오목거울 주경 + 볼록거울 부경)을 가지고 있으면 그냥 편하게 카세그레인이라고 부르는 경우가 가끔 있다. 

  또한 '카세그레인 초점'이라는 말을 또 들어볼 수 있는데, 이것은 광학계가 카세그레인이냐 여부와는 전혀 상관없이 초점이 주경의 뒤쪽에 자리하면 카세그레인 초점이라고 부른다. 1m 전후의 구경을 가지는 적도의식 가대의 소형 연구용 망원경의 경우에는 카세그레인 초점에 CCD나 분광기를 달아 직접 관측을 하는 경우가 많다. 하지만 경위대식 가대를 이용하는 큰 망원경에 무거운 기기를 설치해야 하는 경우 카세그레인 초점에 달지 않고 한 번 더 옆으로 빼서 나스미스식 초점에 설치하는 경우도 있다. 

카세그레인 초점과 나스미스 초점의 차이



  뉴턴식이건 카세그레인식이건, 부경을 공중에 매달아 두기 위해 부경을 잡아주는 지지대를 설치해야 한다. 이것을 보통 '스파이더'라고 부르는데, 왜 이렇게 부르는지는 나도 잘 모르겠다. 어쨌든 이 스파이더와 부경이 주경 앞을 가리기 때문에 나타나는 몇 가지 문제가 있는데, 하나는 광량을 잡아먹는 것이고, 다른 하나는 회절을 일으켜 상을 악화 시킨다는 것이다. 광량을 잡아먹는 것은 큰 문제가 되지 않으나, 회절은 심각한 문제를 일으킨다. 그래서 반사망원경으로 밝은 별을 보면 아래 사진처럼 보이게 된다.

반사망원경으로 본 밝은 별

  위 사진에서 X 모양으로 길게 늘어선 것이 스파이더에 의한 회절이다. 또한 밝은 별 주변에 뿌옇게 별무리가 진 것을 볼 수 있는데, 이것은 부경에 의한 회절이다. 일반적으로 반사망원경으로 별을 보면 스파이더에 의한 회절이 가장 먼저 눈에 띄고 또 거슬린다. 하지만 부경에 의한 회절 역시 만만치 않게 상을 악화시킨다는 것을 상기해야 한다. 앞서 위에서 빛을 입자로만 생각한다면 포물면으로 주경을 연마한 뉴턴이나 카세그레인 망원경이 중심상이 가장 좋다고 언급하였는데, 빛을 입자로만 생각하면 반사망원경에서는 직진과 반사만 일어나기 때문이다. 하지만 빛은 파동의 성질도 가지고 있으므로 회절을 일으키고, 이로 인한 상의 악화는 상당히 크다.  

  스파이더와 부경에 의한 회절에도 불구하고 뉴턴식이나 카세그레인식의 중심상은 봐줄만한 편이다. 하지만 주변상으로 가면 얘기가 달라지는데, 중심에서 멀어져서 시야 주변으로 갈수록 별상이 길게 늘어지는 현상을 볼 수 있다. 이것은 주경을 포물면으로 연마하면 필수적으로 나타나는 현상으로, 코마수차라고 한다 (천체망원경 이야기 - 6 : 수차 이야기 [코마수차]). 이 코마수차는 시야가 넓어도 시야 가장자리 부분을 못 쓰게 만들기 때문에, 쓸만한 시야를 제한하는 역할을 한다. 연구용 망원경들이 카세그레인 대신 리치-크레티앙 방식을 쓰는 이유도 이 코마수차 때문이다. 리치-크레티앙 방식은 주경을 포물면이 아닌 쌍곡면으로 연마하기 때문에, 코마수차를 상당히 줄일 수 있다.

  이 코마수차로 인하여, 포물면을 주경으로 쓴 뉴턴식이나 카세그레인식의 경우 시야에서 조금만 벗어나도 상이 바깥 방향으로 꽤 번지는 것을 볼 수 있다. 이 때문에 대부분이 뉴턴식인 돕소니언의 경우 손으로 추적하면서 행성등을 관측하기에 어려움이 있다. 고배율의 행성 관측에서 돕소니언으로 세밀하게 추적하기가 어려운데다, 손을 경통에 직접 대기 때문에 손떨림 등이 경통에 그대로 전달되기 때문이다.

반사망원경에서 초점이 맞지 않았을 때의 모습


  위 사진은 덤 ... 인터넷에서 구한 것인데, 망원경의 초점을 이렇게 흐려놓으면 빛이 주경에 닿기 전에 어떻게 가려졌는지를 볼 수 있다. 반사망원경에서는 부경에 의해 가운데 부분이 가려지고 또 스파이더에 의해 X 모양으로 약간 가려지므로 초점이 안 맞는 상태에서는 위 사진처럼 보이게 된다. 만일 밝은 별을 시야 중심에 놓고 초점을 흐렸는데 위 사진처럼 보이지 않고 가운데 검은 부분이 한 쪽으로 치우쳐 있다면, 그것은 주경이 기울어져 있던가 혹은 부경의 중심이 맞지 않은 것이므로 이러한 상태에서 망원경의 광축을 점검할 수 있다. 또한 이 상태에서의 밝은 부분의 일렁거림으로 씨잉을 가늠해볼 수 있고, 이 일렁거림은 망원경이 냉각이 다 되지 않았을 때에는 또 다른 패턴으로 일렁거리기 때문에 냉각이 잘 되었는지 여부도 확인해볼 수 있다. 

Posted by 당근day
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방금 개기월식이 11년만에 일어난다는 기사를 보았다 (http://media.daum.net/digital/view.html?cateid=100020&newsid=20111209215205838&p=chosun).

무슨 기준으로 11년만인지 모르겠으나, 우리나라에서 볼 수 있었던 마지막 개기월식은 2011년 6월에 있었고, 그 이전에는 2004년 5월 5일 어린이날 새벽에 있었다.

2004년 개기월식에서는 달이 지는 동안 가려지기 시작하여 달이 지평선 근처일때쯤 개기월식 상태가 시작되었고, 우리나라에서는 달이 지구의 그림자에서 나오는 모습은 볼 수 없었다.

그러나 우리나라에서 달이 완전히 가려진 모습을 분명히 볼 수 있었고, 많은 사람들이 그 모습을 보았고 사진을 찍었다.

2004년 5월 5일 새벽에 서쪽하늘에서 본 달의 궤적.


위 사진은 2004년 5월 5일 새벽에 서울에서 서쪽하늘을 보고 찍은 사진으로 1시간 30분동안의 달의 궤적을 담은 것이다. 밝고 아래쪽으로 뾰족한 궤적이 바로 달의 궤적이다. 달이 지구 그림자에 들어가 가려지면서 점점 어두워지는 모습이 궤적으로는 점점 얇아지는 모습으로 나타난다. 이 날은 날씨는 맑았으나 황사가 있어서 사진이 대체로 노란 색을 띄고 있다.


한국 천문연구원에서는 "월식 현상은 매년 1~2회 가량 일어나 어렵지 않게 볼 수 있지만, 이번처럼 우리나라에서 개기월식의 전 과정을 볼 수 있는 것은 2000년 7월 16일 이후 처음이며, 앞으로 2018년 1월 31일에 볼 수 있다."라고 보도자료를 내었고, 2004년5월과 2011년 6월에 있었던 개기월식은 개기월식 중 가려지는 과정만 볼 수 있었으므로 이 보도자료는 정확하다.

하지만 일부 언론에서는 개기일식 하루 전인 9일 오후 11시 27분 현재 "10일 밤, 달이 지구의 그림자에 완전히 들어가 빛을 잃는 개기월식(皆旣月蝕) 현상이 일어난다. 지난 2000년 7월16일 이후 11년 만이다." 라고 중요한 단어를 빠뜨린 채 보도하여 잘못된 정보를 시민들에게 제공하고 있다.

 잘못된 기사는 빨리 정정보도를 했으면 좋겠다.

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Posted by 당근day
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아무래도 천체망원경보다는 카메라에서 쉽게 눈에 띄는 수차가 비넷팅(vignetting)이다. 이 수차는 똑같은 밝기의 물체를 찍어도 시야의 중심부보다 주변부에서 더 어둡게 나오는 현상이다.

카메라의 크기는 정해져있는데 비하여 시야를 넓히려다보니, 아무래도 비넷팅은 망원렌즈보다는 광각렌즈에서 그 정도가 심하다. 135의 표준렌즈중 하나인 펜탁스 SMC 50mm F1.4의 경우 F4 혹은 F5.6에서 비넷팅이 거의 보이지 않는데 비하여, 저가형 광각렌즈에서는 F8이나 되어야 비넷팅이 신경쓰이지 않을 정도로 심한 비넷팅을 보인다.

광각렌즈에서의 비넷팅 : Vivitar 24mm F2.8 렌즈로, F4 혹은 F5.6으로 기억한다. 상단 모서리가 어둡게 나온 것이 쉽게 눈에 띈다.

 

물론 천체사진을 일반 카메라로 찍는 경우도 있으므로, 비넷팅은 알아둘 필요가 있다. 또한 망원경의 구조가 워낙 단순하므로, 자신의 천체망원경이 비넷팅을 피해 설계되었는지 알아볼 필요도 있다. 특히 지나치게 심한 배플처리나 (baffle : 망원경에서 시야 주변부의 잡광을 줄이기 위하여 설치한 차단막) 혹은 반사망원경에서는 경통이 주경의 구경에 비하여 너무 작거나 사경이 너무 작은 경우 이로 인하여 비넷팅이 발생할 수 있다. 


잘못된 광로설계로 인한 천체망원경에서의 비넷팅


위 그림은 비넷팅의 예시를 삼아 굴절망원경의 단면도를 그려 보았다. 흔히 비넷팅이 나타날 수 있는 요소는 경통 벽에 있는 배플과 초점조절나사통 등이 있고, 위 그림처럼 경통이 좁아지는 부분의 벽면에서도 보일 수 있다. 하지만 어지간히 대충 만든 경우가 아니면 망원경에서 비넷팅이 크게 문제되지는 않는다. 사실 나는 초점조절나사통에서 비넷팅이 발생하여 통을 짧게 잘라버린 적이 있다.

굴절-반사식이나 카세그레인식 반사의 경우 배플이 초점조절나사통에 숨어있는 경우가 많이 있다. 또한 뉴턴식은 배플을 설치하기 힘든 구조라 대개는 배플이 없지만, 경통 벽면에 나 있는 초점조절나사통이 안쪽으로 튀어나와 시야를 일부 가리는 경우가 꽤나 많이 있다. 게다가 사경을 너무 작게 만들면 비넷팅이 발생할 수 있다.

뉴턴식 반사에서 일어날 수 있는 여러가지 원인으로 인한 비넷팅


비넷팅은 Tangent 함수만 사용해서 계산할 줄 알면 망원경의 치수를 잘 재서 비넷팅이 여부를 어렵지 않게 알 수 있다. 다만 별을 볼 때의 초점 상태로 경통을 고정하고 나서 여기저기 치수를 재고, 또 경통을 열어서 경통 내부에서의 치수를 잘 재는 것이 약간 번거로운 과정일 뿐이다. 또한 자신의 망원경이 시야 몇 도까지 비넷팅이 없는지를 파악해 두면 저배율 접안렌즈를 선택할 때 이를 고려하여 결정할 수 있다.

비넷팅은 어렵지 않게 발생 여부를 알 수 있으므로, 자기 스스로 경통을 열 수 있는 사람이면 날씨가 흐린 날 경통을 열어서 비넷팅 여부를 확인해 보는 것도 일종의 장비관리라고 할 수 있겠다.
Posted by 당근day
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자이델의 다섯가지 수차 중 마지막으로 설명할 수차는 상면만곡이다. 렌즈나 거울이 빛을 모아 초점을 만드는 것은 시야의 중심에서는 어렵지 않으나, 시야의 주변부로 갈수록 어려운데 여기에는 앞서 설명한 코마수차비점수차의 역할과 함께 이 상면만곡이 개입을 하게 된다. 상면만곡은 다음과 같이 정의할 수 있다.

"렌즈나 거울에 의하여 상이 형성되는 면이 평면이 아닌 곡면인 현상"

렌즈나 거울에 의하여 상이 형성되는 면이 평면이 되기는 매우 어렵다. 하지만 필름이나 CCD (CMOS)등은 평면이므로, 찍은 사진에서 시야의 주변부로 갈수록 초점이 맞지 않는 현상이 나타날 수밖에 없다.

이를 아래 그림으로 이해해 보자.

상면만곡 : 초점이 맺는 면이 평면이 아닌 현상

 
제아무리 다른 수차가 완벽하게 보정된 광학계라고 하더라도 (물론 그런 광학계는 아예 존재하지 않지만), 그 완벽한 상이 맺는 상면이 곡면인 경우 평면의 필름이나 CCD로 찍으면 상면만곡 수차를 피해갈 수 없다.

하지만 완벽하게 수차가 보정된 광학계란 존재하지 않는 관계로, 상면만곡의 효과는 그것이 상면만곡 때문인지 혹은 주변부에서 나타나는 다른 코마수차비점수차로 인한 효과인지 실제로는 구분이 불가능하다. 이 세 가지 수차는 광학계 주변에서 상을 망가뜨리는 주요 요인이다.

하지만 상면만곡은 상면을 평탄하게 펴주는 보정렌즈를 사용하여 보정할 수 있는데, 이를 'Field Flattner'라고 부른다. 또한 상면이 평탄하게 펴진 망원경 혹은 광학계를 'Petzval (펫츠발)' 광학계라고 부른다. 물론, 이 펫츠발 광학계라고 완벽할 리는 없다. 얻는 것이 있으면 잃는 것도 있는 법, 주변부 상을 보정하기 위해 Field Flattner를 추가한 광학계는 대개 그 대가로 중심상이 약간 나빠진다. 



대개의 카메라용 렌즈는 6~8장 혹은 그 이상의 렌즈를 사용하여 설계되어 있으며, 사진용이므로 당연히 펫츠발 설계가 되어 있다. 반면 천체망원경의 경우는 그 용도가 다르다.
 
사람이 망원경으로 천체를 관측할 경우, 사람의 눈은 어느 정도 자체적으로 초점을 변경할 수 있어서 약간의 상면만곡은 큰 문제가 되지 않는다. 따라서 사진을 찍을 목적이 아니라면 중심상을 대가로 치르고 주변상을 얻기 위해 펫츠발 설계가 된 망원경을 고를 필요가 없다.

하지만 사진을 찍을 목적인 경우, 펫츠발 설계는 매우 중요하다. 행성의 고배율 확대촬영이 아닌 대부분의 경우, 펫츠발 설계가 된 망원경은 그렇지 않은 경우에 비하여 천체사진에서 월등하다고 볼 수 있다.


아마추어용 천체망원경은 보통 사진용 경통을 따로 파는 경우가 드물다. 대부분의 경통은 굴절, 반사 구분없이 접안렌즈를 끼우고 눈으로 보는 용도로 팔고 있다. 하지만 여기서 시야를 넓게 하기 위한 '리듀서'나 혹은 뉴턴식 경통의 경우 코마수차를 보정하기 위한 코마콜렉터를 추가악세사리로 취급하여 파는 경우가 있는데, 대부분 이런 추가 광학계에 상면을 어느정도 펴 주는 Field Flattener의 기능을 포함하고 있다. 눈으로 즐길 아마추어가 리듀서나 코마콜렉터가 필요한 경우는 거의 없기 때문이다.
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왜곡수차는, 자이델의 다섯가지 수차 중 가장 이해하기 쉬운 수차이다. 따라서 설명또한 간단하다.
왜곡은 카메라로 찍은 상이 원래의 모양 그대로 나오지 않는 것을 의미한다. 직선이 곡선이 된다던가, 같은 크기의 물체를 찍었는데 중심부의 물체와 주변부의 물체의 크기가 다르게 나온다던가 하는 것들이다.

왜곡수차는 때로는 사진에서 강조하고자 하는 부분을 나타내기 위하여 의도적으로 이용되기도 한다.
예를들면, 여성 모델의 얼굴이 의도적으로 크게 나오도록 유도하여 귀여워보이게 한다던가 하는 경우이다.
보통 잘빠진 모델은 8등신처럼 나오도록 밑에서 위로 찍지만,
왜곡이 강조된 어안렌즈등을 이용하여 고의적으로 얼굴을 크게 하는 경우 사진을 보는 사람이 그 모델의 다리가 짧아서 사진으 그렇게 나온거라고는 생각하지 않기 때문이다.

레이싱모델 구지성을 어안렌즈로 찍은 사진. 인터넷에 하도 많이 돌아다니는 사진이라, 안타깝게도 누가 찍은건진 모르겠다.



천체사진에서는, 시야가 100도 이상 되는 어안렌즈등을 이용하여 하늘의 대부분을 사진에 담기 위해 사용되기도 한다. 어안렌즈는 넒은 시야를 확보하기 위하여 왜곡을 의도적으로 가한 렌즈이다. 광각렌즈는 왜곡을 보정해야 하는 반면, 어안렌즈는 왜곡을 오히려 가해야 한다는게 차이점이다.

Vivitar 24mm F2.8 렌즈로 찍은 서울세계불꽃축제. 강을 보면 수평이 잘 맞았음에도 불구하고, 왜곡으로 인하여 63빌딩이 심하게 기울어져 있다. 좋은 광각렌즈는 이보다는 왜곡이 덜할 것이다.



반면 시야가 좁더라도 왜곡은 나타나는데, 고배율로 달을 확대하여 찍더라도 이런 사진들을 모자이크하여 달의 커다란 사진을 만들어보고자 하면 실제로는 왜곡때문에 모자이크에 큰 어려움을 겪게 된다.

이런 고배율로 찍은 사진도 왜곡으로 인하여 모자이크로 이어붙이는 작업을 하는데에는 어려움이 있다.


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  비점수차는 자이델의 5수차 중 가장 이해하기 난해한 수차이다. 이 글을 쓰는 나도 비점수차를 일으키는 원인에 대해서 어떠하다고는 알고는 있으나 '정말 그런가?'에 대해서는 아직 잘 모른다. 그만큼 말로만으로는 이해하기가 어렵고, 광학을 배운 사람이 수식적으로 풀어봐야 이해하기 수월하다. 하지만 그런 수식을 다루기 어려운 사람들은 어찌 되었건 말과 그림으로 이해해야 하는데, 쉽지 않은 일이다. 

  비점수차는 렌즈에 입사하는 두 수직방향의 빛이 서로 굴절률이 달라서 (= 초점이 달라서) 발생하는 수차로 알려져 있다. 이를 그림으로 나타내면 아래 그림과 같다.

  위 그림에서 렌즈에 노란색 평면으로 입사하는 빛과 붉은 색 평면으로 입사하는 빛이 서로 다른 굴절을 하게 될 경우 초점이 달라지게 된다. 당연히 렌즈에서는 렌즈의 주변부와 중심부의 굴절률이 다르게 되는데 (같을 경우 빛이 모이지 않는 평면 유리가 되므로), 이로 인하여 나타나는 수차라는 얘기다.

  비점수차는 주로 주변상에서 쉽게 관찰되지만, 중심상에서도 나타나는 경우가 있다. 이 경우 초점을 맞추다 보면 수차가 보이게 되는데, 초점이 안 맞았을 때 한 쪽 방향으로 별상이 길게 늘어져 있다가 초점을 맞추려고 하면 초점이 맞는 대신 원래 늘어져 있던 방향에 수직으로 다시 별상이 늘어져 버리는 경우이다.


Vivitar 24mm F2.8 렌즈의 주변부 비점수차






  비점수차는 대체로 주변상에서 코마수차와 함께 복합적인 형태로 관찰된다. 따라서, 만일 주변상에서 코마수차가 'I' 방향으로 생기고 비점수차가 '--' 방향으로 생길 경우 두 수차의 영향이 비슷하면 수차의 모양은 'ㅗ'와 같은 모양을 띄게 된다.
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  천체망원경에서 가장 많은 문제를 일으키는 수차가 구면수차, 코마수차, 비점수차이다. 이 중 구면수차는앞선 글에서 설명하였고, 비구면을 사용하여 제거가 가능하다.

  반사망원경에서 구면수차의 제거는 포물면을 쓰면 깔끔하게 해결된다. 포물면은 평행광을 초점에서 한 점으로 모아주고, 별빛은 평행광이므로 포물면은 이상적인 듯 하다. 역으로, 포물면의 초점에서 발산된 빛은 포물면에 반사되면 평행광이 되어 일직선으로 평행하게 뻗어나간다. 그래서 자동차의 전조등의 반사면은 포물면으로 만든다.

  하지만 포물면이 평행광을 한 점으로 모아주는 것은 포물면에 똑바로 들어오는 빛 뿐이다. 이는 망원경에서 보면 시야의 중심에 해당한다. 망원경으로 하늘을 보았을 때 시야의 주변부에 보이는 별빛은 비록 평행광이긴 하지만 망원경에 비스듬하게 입사된 빛이다. 포물면은 이 빛들은 한 점에 제대로 모으지 못하는데, 포물면에서 기울여져 반사된 빛이 상면에 반사되는 모양이 찌그러져 있기 때문이다. 이 때 그 모양이 마치 혜성 머리처럼 한 쪽은 뾰족하고 다른 쪽은 넓게 늘어진다 하여, 혜성의 머리에서 이름을 본따 '코마수차'라고 부른다.


  위 그림에서 포물면에 제대로 입사하는 별빛 (파란색 평행광)은 시야의 중심에서 한 점에 제대로 모인다. 하지만 시야에서 벗어나는 곳에 보이는 별 (노란색)은 비록 평행광이긴 하지만 포물면에 비스듬하게 입사하여, 시야에서는 찌그러져 보이게 된다. 시야에서 많이 벗어나는 곳에서는 그 정도가 더 심하다 (빨간색).  

사진 촬영 : 정용석


  위 사진은 실제 망원경으로 천체를 찍었을 때의 모습이다. 노란 색 박스으로 강조해놓은 부분을 보면, 별들이 사진의 중심부를 향하여 일그러져 있는 것을 볼 수 있다. 코마수차는 실제로 이러한 모습으로 보인다.

  천체망원경에서, 특히 연구용 대형 반사망원경에서 코마수차는 시야를 제한하는 역할을 하였다. 넓은 시야에 대하여 별의 등급과 좌표를 얻는 일이 코마수차때문에 어렵게 되자, 사람들은 연구용 망원경을 카세그레인이 아닌 슈미트 카메라나 또는 리치-크레티앙 방식을 사용하기 시작한다. 현재는 포물면을 주경으로 사용한 반사망원경은 아마추어용으로 만든 소형 반사망원경만 만들고 있다.  
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  반사망원경은 크게 오목거울과 평면경으로 이루어진 뉴턴식, 그리고 오목거울과 볼록거울로 이루어진 카세그레인식으로 분류할 수 있다. 볼록거울의 역할에 대해서는 나중에 설명하기로 하고, 기본적으로 볼록거울과 평면경이 하는 역할은 같다.  

  이 반사망원경의 주경이 오목거울이니, 오목하게 만들기 위하여 어떤 면으로 만들것이냐가 문제이다. 인간이 생각해내 가장 쉬운 오목면은 구면의 안쪽면이다. 원은 가장 기본적인 곡면이므로 이 면을 이용하여 반사망원경을 만들 생각을 하는 것도 당연한 일이다. 이 때 나타나는 문제점이 바로 구면수차이다.

 

  위 그림들 중 왼쪽 그림을 보면, 구면에서 별상이 점으로 나올 수 있으려면 별빛이 구의 중심에서 와야 한다. 그러나 실제로는 오른쪽 그림처럼 별빛은 아주 멀리 무한대 거리에서 오기 때문에, 구경의 중심부근을 통과한 빛 (파란색 선)은 구면경으로부터 더 먼 곳에 모이고, 구경의 가장자리 부근을 통과한 빛 (빨간색 선)은 구면경으로부터 더 가까운 곳에 모인다. 따라서 구면에서 발생하는 이러한 문제로부터 구면수차는 다음과 같이 정의할 수 있다. 

 

  "구면수차란 광학계가 평행광을 한 점에 모으지 못하고 근축광과 원축광 사이에 초점이 서로 다르게 나타나는 현상을 말한다" 

  얼핏 어려운 말이지만, 위 그림을 참고삼아 "망원경이 별빛을 한 점에 모으지 못하고 반사경의 중심부근에서 반사된 빛과 가장자리에서 반사된 빛이 서로 다른 곳에 초점을 만드는 현상"으로 풀어 이해하면 된다. 

  또한 그림을 자세히 보면 눈치챌 수 있는 현상은, 구경을 초점거리에 비해 작게 만들면 구면수차 현상을 줄일 수 있다. 이와같은 현상은 거의 모든 수차에서 나타나는 공통적인 성질인데, 구경에 비해 초점거리를 늘리면 (=초점비를 늘리면) 중심상의 수차가 감소한다. 다만 주변상의 경우 중심에서 멀어질수록 수차가 증가하는 비율이 그만큼 늘게 되기 때문에 쓸만한 시야가 한정되게 되고, 결과적으로 시야가 좁아지게 된다. 

  구면수차의 문제로 요즘 반사망원경에는 구면경을 쓰지 않는다. 대부분의 반사망원경은 포물면을 쓰거나 쌍곡면을 쓰며, 포물면을 쓰면 구면수차가 제로가 되지만 코마수차가 나타나게 된다 (구면경에는 코마수차가 없다). 쌍곡면을 쓰면 구면수차, 코마수차 모두 나타나지만 둘 다 어느정도 감내할 수준이 된다. 유일하게 구면경을 구경할 수 있는 경우는 소형 반사망원경에서 초점비를 매우 길게 한 뉴턴식이 드물게 보이기도 한다.  
  구면수차는 반사망원경에서만 나타나는 현상이 아니다. 굴절망원경에서도 구면수차는 나타나는데, 렌즈의 경우 렌즈면을 비구면으로 만들면 해결된다고 알려져 있다. 일반적으로 반사경이 하나의 면에 의해 초점이 결정되는데 비해, 굴절망원경은 렌즈 1매당 2개의 굴절면이 있고 또 색수차 문제로 인하여 적어도 2장의 렌즈를 사용하므로, 실제로 굴절망원경에서 구면수차가 심하게 문제를 일으키지는 않는다.

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