천문학 레이저

천문학 레이저는 무엇입니까?

레이저는 천문학자들에게 필수적인 도구가 됐으며 이를 통해 천체를 보다 정확하게 관찰할 수 있습니다. 특히 멀리 있는 별, 은하 및 기타 천체의 영상을 이전보다 더 잘 생성할 수 있게 해줍니다.

레이저는 천문학의 여러 분야에서 사용되고 있습니다. 가장 일반적으로는 대형 천체 망원경의 영상 품질과 기능을 향상시키기 위한 다양한 기술에 사용됩니다. 그러나 중력파 감지 및 기타 응용 분야에서도 핵심적인 역할을 합니다.

레이저 유도 인공 별

망원경으로 천체의 고해상도 이미지를 형성하는 데 있어 한 가지 주요 제한 사항은 지구 대기의 블러링 효과입니다. 특히 망원경 위 공기 기둥의 난기류와 온도 변화는 천체에서 발산하는 빛의 파면을 왜곡시켜 완벽하게 선명한 이미지를 형성할 수 없게 합니다.

이를 완전히 최소화하거나 피할 수 있는 한 가지 방법은 망원경을 매우 높은 산봉우리나 우주 공간에 설치하는 것입니다. 그러나 지상에서 가장 높은 산에 위치한 망원경이라 하더라도 그 성능은 여전히 소위 "천문학적 시상"에 의해 크게 제한됩니다.

천문학자들이 천문학적 시상 문제를 최소화하기 위해 개발한 한 가지 방법은 적응 광학(AO)입니다. 이것은 망원경 광학 경로에서 유연하거나 변형 가능한 미러를 사용하여 파면의 모양을 실시간으로 조정함으로써 대기 왜곡을 수정합니다.

적응 광학은 별이 우리에게서 너무 멀리 떨어져 있어 완벽하게 평평한 파면을 생성하는 점원으로 보인다는 사실을 이용합니다. 따라서 별의 실제 파면을 측정하고 평면에서 얼마나 벗어나 있는지 계산합니다. 그런 다음 이 정보는 파면을 수정하고 평면으로 복원하기 위해 변형 가능한 미러에 모양을 변경하는 방법을 알려주는 데 사용됩니다.

적응 광학 시스템은 빠르게 변화하는 대기 왜곡을 보정하기 위해 초당 수천 번 조정할 수 있습니다. 그 결과 기존 망원경에 비해 훨씬 더 선명하고 상세한 천체 이미지를 얻을 수 있습니다.

그러나 AO 시스템이 제대로 작동하려면 상당히 밝은 별이 필요합니다. 망원경이 향하는 하늘의 위치에 따라 시야 내에 충분히 밝은 별이 있을 수도 있고 없을 수도 있습니다. 그러한 별이 없는 경우 레이저를 대기에 비추어 인공 유도 별을 만들 수 있습니다. 그 후 LGS(Laser Guide Star, 레이저 유도 인공 별)를 적응 광학 시스템의 기준 파면으로 사용할 수 있습니다.

LGS를 실제로 생성하는 데는 두 가지 고유한 접근 방식이 있으며 각각을 실제로 구현하는 방식에는 여러 가지 변형이 있습니다. 가장 널리 사용되는 기술은 589nm에서 방출하는 레이저를 사용하여 대기에서 약 90km 고도에 존재하는 나트륨 원자를 여기시키는 것입니다. 나트륨 원자는 LGS를 생성하는 레이저 광을 흡수한 다음 다시 방출합니다.

두 번째 방법은 "레일리 비컨(Rayleigh beacon)"이라고 하는 것에 의존합니다. 이 접근 방식은 일반적으로 자외선 레이저를 사용하여 대기에서 약 15~25km 상공의 분자로부터 산란광을 생성합니다. 레일리 비컨은 구성이 더 간단하고 비용이 적게 들지만 나트륨 LGS 접근 방식만큼 좋은 파면 기준을 제공하지 않습니다. 이는 레일리 비컨 LGS가 대기에서 훨씬 낮게 나타나 천체에서 발산하는 빛과 정확히 동일한 왜곡을 경험하지 않기 때문입니다. 

다중 망원경 간섭계

망원경 이미지 품질을 향상시키는 또 다른 방법은 조리개를 더 크게 만드는 것입니다. 이는 망원경이 클수록 이미지 품질에 대한 광 회절의 부정적인 영향이 낮아지기 때문입니다. 망원경이 클수록 더욱 자세하고 더 밝은 이미지를 얻을 수 있습니다.

그러나 실제적인 측면에서 망원경을 크게 만드는 데에는 한계가 있습니다. 이 문제를 해결하는 한 가지 방법은 다중 망원경의 빛을 결합하여 더 크고 따라서 해상도가 더 높은 장비를 시뮬레이션하는 것입니다.

빛을 결합하려면 망원경이 물리적으로 가까이 있어야 합니다. 그런 다음 개별 빔을 매우 정확하게 결합해야 합니다. 특히, 각 망원경에서 재결합 지점까지의 거리는 빛 파장의 극히 일부분에 해당하는 범위까지 동일해야 합니다. 가시광선의 경우 파장은 약 0.5μm입니다.

그러나 각 망원경의 광학 경로가 명목상 동일하더라도 열팽창 및 진동의 실제 효과는 필요한 값보다 훨씬 큰 전체 경로 길이에서 시간에 따라 변하는 오류를 생성합니다. 이를 수정하기 위해 각 망원경의 빔 경로에 "지연선"이 사용됩니다. 지연선을 사용하면 모든 거리를 정확히 동일하게 유지하도록 각 망원경의 총 경로 길이를 미세하고 매우 정확하게 조정할 수 있습니다.

여러 개의 대형 망원경을 결합할 때 지연선을 구현하는 방식에는 여러 가지가 있습니다. 여기에는 미러를 레일에 장착하여 빔을 반사시키는 작업이 종종 포함됩니다. 이렇게 하면 광학 축을 따라 미러를 이동시킬 수 있습니다. 미러 위치를 변경하면 지연선의 길이가 조정됩니다.

이 기술의 성공에는 파장의 몇 분의 일, 즉 가시광선의 경우 수십 나노미터에 해당하는 정확도로 미러의 위치를 측정하는 기능이 핵심입니다. 레이저 간섭 측정에 기반한 거리 측정은 이를 달성하기 위한 궁극적이고 가장 민감한 수단을 제공합니다. 일반적으로 이 측정법은 선폭이 상대적으로 좁은 저전력, CW, 가시 파장 레이저를 사용합니다. 이 측정법은 수 미터 이상의 경로 길이에 걸쳐 간섭 측정을 수행하는 데 필요한 가간섭성 길이를 제공합니다.

레이저의 기타 천문학 응용 분야

레이저는 천문학에서 꽤 많은 다른 용도로도 사용됩니다. 예를 들어, 레이저 간섭 측정은 중력파 천문학의 기초를 형성하기도 합니다.

그러나, 워싱턴주 핸포드와 루이지애나주 리빙스턴에 위치한 실제로는 두 개의 개별 천문대인 레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO)의 경우, 정밀도와 민감도는 이전에 달성된 것보다 훨씬 뛰어납니다.

이 각 시설은 약 4km 길이의 암이 있는 L자형 간섭계를 사용합니다. LIGO는 양성자 직경의 1/1000 미만인 거리까지 두 간섭계 다리 사이의 경로 차이 변화를 측정할 수 있을 만큼 민감합니다. 이는 블랙홀이 충돌할 때 생성되는 중력파(시공간의 작은 잔물결)를 측정하는 데 필요한 수준입니다.

LIGO는 실제로 꽤 많은 레이저와 레이저 증폭기를 통합합니다. 간섭계의 주요 빔은 Coherent Mephisto로 생성됩니다. 이 레이저가 선택된 이유는 노이즈가 가장 낮고 선폭이 가장 좁은 CW 레이저 아키텍처로 널리 알려진 NRPO(non-planar ring oscillator, 비평면 링 발진기)를 사용하기 때문입니다. Mephisto의 출력은 여러 단계를 거쳐 증폭하고 잡음을 줄이며 주파수, 전력 및 가로 모드 구조를 안정화합니다.

레이저는 또한 지구에서 달까지의 거리를 측정하는 데 일상적으로 사용됩니다. 세 번의 아폴로 임무와 두 대의 후속 러시아 달 탐사선에 의해 달 표면에 남겨진 역반사 미러 배열에서 레이저 펄스가 반사되도록 하여 측정이 이루어집니다. 거리를 계산하는 데에는 비행 시간(time of flight, TOF) 또는 여정이 사용되며 불과 몇 밀리미터의 정밀도를 얻을 수 있습니다.

레이저는 또한 NASA의 Perseverance 탐사선에 장착되어 화성에 도달하기도 했습니다. 탐사선은 이 레이저를 사용하여 소량의 화성 암석을 증발시킵니다. 이때 빛을 발산하는 플라즈마를 생성합니다. 이 빛의 분광 분석으로 암석의 화학적 조성을 알 수 있습니다.

전반적으로 천문학 레이저는 연구 및 관측의 발전에 중요한 역할을 합니다. 이러한 레이저는 앞으로도 신기술 개발에서 핵심적인 역할을 계속할 것입니다.