우주 기원 분광기

Cosmic Origins Spectrograph
고다드 우주비행센터 우주시스템개발시설 클린룸의 우주기원 분광기 제작

우주기원스펙트로그래프(COS)는 2009년 5월 서비스 임무 4(STS-125) 당시 허블 우주망원경에 설치된 과학기기다. 분해능이 1,550–24,000원인 희미한 포인트 선원의 자외선(90–320 nm) 분광에 적합하도록 설계되었다. 과학 목표에는 우주에 존재하는 대규모 구조의 기원, 은하의 형성과 진화, 항성과 행성계의 기원, 차가운 성간 매체의 연구가 포함된다. COS는 콜로라도 대학교 볼더에 있는 천체물리학 및 우주천문학 센터(CASA-ARL)와 콜로라도 주 볼더에 있는 볼 항공우주기술 주식회사가 개발하고 건설했다.

COS는 앞서 교정광학우주망원경 축방향교체(COSTAR) 계측기가 점유한 축방향 계기베이에 설치돼 있으며, 같은 임무 중 수리된 우주망원경 영상분광기(STIS)를 보완하기 위한 것이다. STIS는 더 넓은 파장 범위에서 작동하지만, COS는 UV에서 몇 배 더 민감하다.[1][2]

계측기 개요

COS 광학 배치. FUV와 NUV 채널은 처음에 공통 경로를 공유한다. 첫 번째 광체는 빛을 FUV 검출기(빨간색)로 유도하는 오목하고 홀로그램으로 지배되는 회절 그링 또는 빛을 NUV 흡착기와 NUV 검출기(보라색)로 유도하는 오목 거울이다. 녹색의 선 패킷은 FUV 광학 경로를 나타내고, 파란색 선 패킷은 NUV 광학 경로를 나타낸다. 파장 기준과 플랫 필드 전달 시스템은 왼쪽 상단에 표시되며(주황색 광선 패킷) 과학 관측 시 동시 파장 기준 스펙트럼을 제공할 수 있다.

우주기원 분광기는 소형(점등) 물체(별, 퀘이사 등)의 고감도 및 중간 스펙트럼 분해능에 최적화된 자외선 분광기다. COS에는 90–205 nm에 이르는 극자외선(FUV) 분광기와 170–320 nm에 이르는 근자외선(NUV) 분광기용 두 개의 주요 채널이 있다. FUV 채널은 저 분해능 스펙트럼과 중간 분해능 스펙트럼을 모두 제공하는 4개 중 하나의 NUV, 즉 3개의 회절 그라프트 중 하나로 작동할 수 있다(표 1). 또한, COS는 대상 획득을 위한 NUV 영상화 모드의 시야가 좁다.[2]

FUV에서 고감도 달성을 위한 한 가지 핵심 기법은 광학 수를 최소화하는 것이다. 이것은 보이는 파장에서 흔히 볼 수 있는 것에 비해 일반적으로 FUV 반사 및 전송 효율이 상당히 낮기 때문에 수행된다. 이를 달성하기 위해 COS FUV 채널은 HST에서 빛을 분산시키기 위해 단일 (선택 가능한) 광학 장치를 사용하고, 허블 구형 이상에 대해 수정하며, 확산된 빛을 FUV 검출기에 집중하고, 이러한 종류의 계측기의 전형적인 난시에 대해 수정한다. 이상 보정은 빛이 계측기로 통과한 후에 수행되기 때문에 분광기의 입구는 점원으로부터 전체 이상 HST 영상이 계측기로 들어갈 수 있도록 기존의 좁은 입구 슬릿이 아닌 확장된 개구부여야 한다. 2.5호 두 번째 직경의 입구 개구부는 콤팩트 선원에서 나오는 빛의 95%가 COS로 진입할 수 있도록 하여 콤팩트 선원의 설계 분해능에서 높은 감도를 산출한다.

표 1. 주 COS 스펙트럼 분석 및 대상 획득 모드[2]
그리팅(채널) 대략적인 유용한 파장 범위 전원 해결(λ/Δλ)
G130M(FUV) 90–190 nm 16,000–21,000
G160M(FUV) 141–141 nm 16,000–21,000
G140L(FUV) <90–190nm> 1,500–4,000
G185M(NUV) 170–170 nm 22,000–28,000
G225M(NUV) 210–250 nm 28,000–38,000
G285M(NUV) 250–320 nm 30,000–41,000
G230L(NUV) 170~320nm 2,100–3,900
TA1(대상 획득 이미저) 170~320nm ~0.05 호 초 각도 분해능

출시 후 실적은 기대치에 근접했다. 기기 감도는 발사 전 교정 값에 가깝고 검출기 배경은 예외적으로 낮다(FUV 검출기의 경우 1000초당 분해능 요소당 0.16계수, NUV 검출기의 경우 100초당 분해능 요소당 1.7계수). FUV 분해능은 HST 1차 미러의 중간 주파수 연마 오류로 인해 발사 전 예측치보다 약간 낮은 반면, NUV 분해능은 모든 모드에서 발사 전 값을 초과한다. 최소 반사 횟수 덕분에 2010년 이후 추가된 G140L 모드와 G130M 중심 파장 설정은 이 파장들에서 MgF2 코팅 광학들의 반사율이 매우 낮음에도 불구하고 파장에서는 약 90nm까지 빛을 관측할 수 있으며, 더 짧다.

사이언스 골스

우주기원 분광기는 적당한 스펙트럼 분해능에서 희미하고 점처럼 생긴 UV 표적을 관측할 수 있도록 설계돼 있어 COS가 은하계의 뜨거운 별(OB 별, 백색 왜성, 대격변수, 이항성)을 관측하고 활성 은하핵의 스펙트럼 내 흡수특성을 관측할 수 있다. 또한 확장된 객체에 대해서도 관측을 계획한다. 분광학(spectroscopy)은 영상을 통해 얻을 수 없는 먼 천문학적 물체에 대한 풍부한 정보를 제공한다.

분광학은 천체물리학적 추론의 핵심이다. 우주의 기원과 진화에 대한 우리의 이해는 결정적으로 우주에서 물질의 총 질량, 분포, 운동, 온도, 구성과 같은 물리적 매개변수의 정량적 측정을 하는 능력에 달려 있다. 이러한 모든 속성에 대한 자세한 정보는 고품질 분광 데이터에서 얻을 수 있다. 먼 물체의 경우 이러한 특성(예: 움직임과 구성)의 일부는 분광법을 통해서만 측정할 수 있다.

자외선(UV) 분광법은 행성, 항성, 은하, 성간 및 은하간 물질의 물리적 특성을 파악하는 데 필요한 가장 근본적인 진단 데이터를 제공한다. UV는 다른 파장에서 얻을 수 없는 주요 진단 정보를 제공하는 스펙트럼 기능에 대한 접근을 제공한다.[3]

성간 및 은하간 가스의 흡수 스펙트럼 획득은 많은 COS 과학 프로그램의 기초를 이룬다. 이러한 스펙트럼은 우주 웹이 어떻게 형성되었는지, 성간 및 은하간 기체에서 얼마나 많은 질량을 발견할 수 있는지, 그리고 이 기체의 구성, 분포 및 온도와 같은 질문을 다룰 것이다. 일반적으로 COS는 다음과 같은 질문을 한다.[4]

  • 우주에 존재하는 물질의 대규모 구조는 무엇인가?
  • 은하는 은하간 매체에서 어떻게 형성되었는가?
  • 별을 형성하는 은하는 어떤 종류의 은하 할로와 유출을 일으키는 바람인가?
  • 거대한 별과 초신성 속에서 생명의 화학 원소는 어떻게 만들어졌을까?
  • 별과 행성계는 분자 구름 속의 먼지 알갱이로부터 어떻게 형성되는가?
  • 우리 태양계(및 그 이상)의 행성 대기 및 혜성의 구성은 무엇인가?

일부 특정 프로그램에는 다음이 포함된다.

바이로닉 물질의 대규모 구조: 높은 FUV 분광 감도를 가진 COS는 라이만 알파 숲 탐사에 독특하게 적합했다. 이것은 은하간 기체 구름에 의해 발생하는 먼 은하와 퀘이사의 스펙트럼에서 볼 수 있는 흡수 스펙트럼의 '숲'으로, 우주에서 대부분의 쌍성 물질을 포함할 수 있다. 이러한 관측에 가장 유용한 흡수선은 극자외선에 있고 선원은 희미하기 때문에 이러한 관측을 수행하기 위해서는 파장 범위가 넓은 고감도 FUV 분광기가 필요하다. COS는 간섭 흡수기의 적색 편향과 선폭을 결정함으로써 우주 웹에서 암흑 바이로닉 물질의 온도, 밀도, 성분 등을 파악할 수 있을 것이다.

따뜻하고 뜨거운 은하간 매체: 고이온화(Hot) 가스(O IV, N V 등)와 넓은 Lyman-alpha의 흡수선 연구는 뜨거운 은하간 가스의 이온화 상태와 분포를 탐구할 것이다.

만리장성 구조: 배경 활성 은하 핵은 은하간 흡수체를 연구하여 가로 크기와 물리적 밀도를 추정하고 물질의 분포가 CFA2 만리장성의 인근 은하 분포와 어떤 상관관계를 가지는지를 판단하는데 사용될 것이다.

Her II Reionization: ≈ 3의 적색변형(z)에서 고도로 적색변형된 이온화 헬륨이 재이온화 과정을 연구하게 된다.

추가 기기 설계 상세 내역

COS에는 90–205 nm의 극자외선(FUV)과 170–320 nm의 근자외선(NUV)의 두 채널이 있다. 모든 COS 광학 장치는 효율을 극대화하고 색도 이상을 방지하기 위해 반사(밝은 물체 조리개 필터와 NUV 순서 정렬기 제외)한다. 주 COS 관찰 모드는 표 1에 요약되어 있다.

허블 우주 망원경에서 나오는 빛은 일차 과학 애퍼처(PSA)나 밝은 물체 애퍼처(BOA)를 통해 기구로 들어온다. BOA는 광학 경로에 중성 밀도 필터를 도입해 빛을 약 100(천문학적 크기 5개)씩 감쇠시킨다. 두 개의 간극은 모두 오버사이즈(2.5 호 2차 투명 간극)로 포인트 소스에서 나오는 빛의 95% 이상이 분광기로 들어갈 수 있다.

PSA 또는 BOA를 통과한 후, 빛은 FUV, NUV 또는 표적 획득 채널 선택 여부에 따라 세 개의 FUV 회절 그라프트 중 하나 또는 NUV 콜리메이션 미러의 첫 번째 중 하나인 두 개의 광학 선택 휠의 첫 번째 광학 중 하나로 이동한다. 첫 번째 바퀴의 모든 광학에는 허블 구형 이상 현상을 교정할 비구형 프로필이 있다.

FUV 채널은 2개의 중간 및 1개의 낮은 분해능 분광 모드를 가지고 있다. FUV 채널은 변형된 Rowland Circle 분광기로서, 홀로그램으로 지배되는 단일 홀로코닉 오목 회절 그레이팅이 동시에 들어오는 빛을 집중시키고 확산시키며 HST 구형 이상과 극한 오프롤랜드 레이아웃에 의해 도입된 이상 모두를 보정한다. 확산된 빛은 170x10mm 교차지연선 마이크로채널 판 검출기에 집중된다. FUV 검출기 활성 영역은 분광기의 초점 표면과 일치하도록 곡선이 되며 작은 간격에 의해 분리된 물리적으로 뚜렷한 두 부분으로 나뉜다.

NUV 채널은 3개의 중간 및 1개의 낮은 분해능 분광 모드와 약 1.0호 두 번째 비점화 시야의 영상 모드를 가지고 있다. NUV 채널은 시준된 빛이 선택된 그링에 공급되는 수정된 Czerny-Turner 설계를 활용하며, 25×25 mm MAMA(Multi Anode Microchannel Array) 검출기의 세 개의 개별 스트라이프로 확산된 빛을 유도하는 카메라 미러 3개를 사용한다. 영상 모드는 주로 대상 획득을 위한 것이다.[2]

참고 항목

참조

  1. ^ "HubbleSite – Servicing Mission 4". Archived from the original on 2007-12-13. Retrieved 2007-12-05.
  2. ^ a b c d COS 기기 핸드북
  3. ^ 콜로라도 대학교 COS 웹 페이지
  4. ^ 우주기원의 분광기와 자외선천문학의 미래

외부 링크