1995년에 태양계 밖에서 태양과 같은 항성, 페가수스자리 51번째 별 주위에서 행성(태양계 밖 행성)이 발견된 이후, 2017년 2월 현재까지 2,700개의 행성계에서 3,500개가 넘는 행성이 검출되었다(예를 들어 http://exoplanet.eu/를 참조). 뒤에서 설명하겠지만, 외행성을 직접 관찰하는 것은 어렵다. 즉, 외행성의 빛을 포착하기 어렵기 때문에 행성의 존재가 부모별에 미치는 근소한 영향을 관찰함으로써 행성을 탐사하고 있다.
예를 들어 부모별과 행성은 공통 중심을 공전하므로(즉 부모별은 행성의 중력에 의해서 흔들린다), 관측자와 부모별의 연결 방향의 속도로 관측하거나(시선속도법), 혹은 시선 방향과 수직인 면의 천구면 위치로서 관측함으로써(아스트로메트리법) 행성의 질량과 공전 주기를 구할 수 있다. 시선속도법은 1995년 외행성의 첫 검출에 성공한 기법이다. 현재 기술의 발전에 의해 지구 질량의 몇 배 정도의 가벼운 행성까지 감지할 수 있다. 또 관측자 행성 부모별이 일직선으로 우연히 늘어섰을 때, 행성에 의해 부모별의 일부가 가려져 부모별의 빛이 약간 어두워진다. 이 감광량으로부터 행성의 반경을 구할 수 있다.
2009년에 발사된 Kepler 위성은 1평방도의 넓은 시야와 0.001%의 분광밀도를 실현함으로써 지구 반경 정도의 작은 행성을 다수 검출하는 데 성공했다. 이 Kepler 위성의 관측으로 인해 태양 근방에서 지구 정도 크기의 작은 행성은 보편적으로 존재함을 알 수 있었다.
외행성의 직접 관측
앞서 설명한 관측법은 행성의 기본적인 물리량(질량, 반경, 밀도) 및 궤도 파라미터를 결정할 수 있지만, 그 행성의 화학적 정보를 얻을 수는 없다. 여기서 행성의 화학적 정보란 행성의 온도와 색깔, 대기의 조성, 표층 환경(구름, 바다, 육지) 등을 가리킨다. 행성의 화학적 정보는 행성의 형성과 진화에 관한 지식을 부여하고, 궁극적으로는 생명이 존재할 수 있는 환경과 생명의 존재 여부를 조사할 수 있다.
그러나 행성을 직접 관측하는 것, 즉 행성에서 오는 빛을 파악하는 것은 어렵다. 행성의 직접 관측은 멀리 있는 등대(부모별) 바로 옆을 나는 반딧불(행성)의 관찰에 비유된다. 이 반딧불을 관찰하려면, 세 가지 조건을 동시에 충족해야 한다. 그 조건은 다음과 같다.
(1) 반딧불은 매우 어두우므로 멀리서 관찰하려면 어두운 반딧불의 빛을 포착할 수 있는 높은 감도를 가질 것.
(2) 반딧불은 등대 바로 옆을 날고 있으므로 멀리서 관찰하려면 반딧불과 등대를 공간적으로 분해할 수 있는 높은 공간분해능을 가질 것.
(3) 어두운 반딧불의 빛은 밝은 등대의 빛에 묻혀 있으므로 밝은 등대의 빛만 숨길 수 있는 높은 콘트라스트를 가질 것.
(1)의 높은 감도의 달성에는 빛을 많이 모을 수 있는 대형 망원경이 필요하다. 구경 4m 정도의 망원경이면, 근방 행성계의 관측이 충분히 가능하다. (2)와 (3)의 조건에 공통적으로 요구되는 것이 빛의 위상을 공간적으로 갖추는 것이다. 우주 공간은 진공이기 때문에 우주 망원경으로 관측하는 경우에는 공간적으로 여러 위상의 빛이 관측되어 높은 공간분해능이 실현된다.
반면, 지상 망원경의 경우 지구 대기를 통해서 천체의 빛을 관측한다. 빛이 지구 대기를 통과하면 대기에서 온도의 미소한 비균일성에 의해 생기는 공간적인 굴절률의 비균질로 인해 빛의 위상이 공간적으로 흐트러진다. 그 결과, 지상 망원경 설치면에서는 위상이 공간적으로 일정하다고 간주할 수 있는 크기가 가시광에서 10cm 정도로 제한된다. 대구경 망원경으로도 10cm의 구경과 같은 정도의 공간분해능밖에 실현되지 않는다. 그래서 빛의 위상의 공간적인 흐트러짐을 실시간으로 측정하고, 이를 보정하는 보상 광학이 필요하다. 단, 행성의 직접 관측을 목적으로 하는 우주 망원경 계획에서도 광학계의 위상 흐트러짐을 보정하는 보상 광학계의 탑재가 검토되고 있다.
보상 광학에 의해서 위상의 공간적인 혼란이 보정된다면, 망원경 구경과 같은 정도의 공간분해능을 지상에서 실현할 수 있다. 또, 보상 광학에서 위상의 흐트러짐을 보정한 후에, 부모별의 빛만 줄이는 코로나그래프를 통과함으로써 높은 대비의 관측이 가능하다. 여기에서 콘트라스트는 위상 흐트러짐이 제곱에 반비례하므로 위상의 흐트러짐을 줄일수록 높은 콘트라스트를 실현할 수 있다. 그래서 공간적 위상의 흐트러짐을 최대한 줄일 목적으로 ‘극한’ 보상 광학이 개발, 운용되고 있다.
외행성의 직접 관측은 2008년에 Keck 망원경과 Gemini 망원경에 탑재된 범용 보상 광학장치로 처음 성공했으며, 지금까지 수십 건의 보고가 이루어졌다. 2014년에는 극한 보상 광학장치에 의한 과학 관측이 실시되어 범용 보상 광학장치에 비해 부모별 근방까지 높은 콘트라스트가 달성됐다. 또, 행성의 직접 관측뿐만 아니라, 행성의 형성 현장인 원시 행성계 원반의 상세한 구조 관측에도 큰 위력이 발휘되고 있다. 미래, 30m급의 망원경이 실현되면 지구 반경의 2배 정도의 작은 행성의 대기 수증기를 검출하는 것으로 기대된다.
극한 보상 광학장치
지금까지 외계 행성 과학의 발전과 이 학문 영역에서 극한 보상 광학의 역할에 대해서 논했다. 여기서는 극한 보상 광학의 개념과 함께 기술적인 측면에 대해서 논한다.
1. 구성
극한 보상 광학장치는 대기 통과 후에 생기는 망원경 구경 내의 파면(여기서 빛의 동일 위상 면을 파면으로 정의한다)의 흐트러짐을 최대한 보상하는 것을 목적으로 하고 있다. 파면의 흐트러짐은 대류권 내 복수의 난류층 및 대기 경계층에서 발생한다.
난류는 1941년에 구축된 콜로고로프(Kolmogorov)의 이론에 의해 기술된다. 이 이론에 따르면, 공간 규모가 클수록 파면의 흐트러짐은 컸고, 그 스케일이 작아질수록 난조는 작아진다. 그러므로 파면의 흐트러짐을 억제하려면, 공간 규모가 큰 요동에서 작은 공간 규모의 미소한 요동까지 계측·보상의 대상으로 할 필요가 있다.
아울러 앞에서 소개한 범용 보상 광학장치는 큰 공간 규모의 파면 흐트러짐만 보상하는 데 주안을 두고 있다. 예를 들어, 스바루 망원경에 탑재된 보상 광학장치 AO188는 구경을 100분할 정도(1분할당 수십 cm×수십 cm 정도)로 분할해, 파면의 흐트러짐을 계측·보상하고 있다. 앞서 설명한 것처럼, 큰 공간 규모의 흐트러짐을 보상하므로 스트로크가 큰 보정장치(바이모르프형 가변 거울)가 사용되고 있다. 한편, 극한 보상 광학장치는 범용 보상 광학장치에 작은 공간 규모의 미소한 흔들림도 보정할 수 있는 서브시스템이 추가된다. 극한 보상 광학에 명확한 정의는 없지만, 이 기능을 추가함으로써 스투레이트 90%를 달성할 수 있는 장치를 가리키는 경우가 많다.
이하에서는 교토대학이 오카야마 현에 건설을 추진하고 있는 구경 3.8m 망원경(이하 3.8m 망원경이라고 한다)에 탑재할 예정인 극한 보상 광학장치를 예로 들어 설명한다. 이 장치의 구성은 일반적인 극한 보상 광학장치를 답습하고 있다. 뒤에서 설명하듯이 장치의 성능을 높이기 위해 계측 및 보상 체계에 대해 독자적인 연구를 하고 있다. 이 장치의 구성은 그림 1과 같다. 이 장치는 3개의 서브시스템으로 구성된다.
▲ 그림 1 3.8m 망원경을 탑재할 예정인 극한 보상 광학장치의 구성
(1) 망원경의 지향 오차를 보정하는 Tip-Tilt 시스템
(2) 큰 공간 규모의 큰 파면의 흐트러짐을 계측·보상하는 Woofer 시스템
(3) 작은 공간 규모의 미소한 파면의 흐트러짐을 계측·보상하는 Tweeter 시스템
첫 번째 Tip-Tilt 시스템은 PI사의 2축 고속 액추에이터와 Andor사 Zyla의 sCMOS 카메라이다. sCMOS 카메라로 천체의 중심을 측정하고, 0.1초의 정밀도로 보정하는 것을 목표로 하고 있다. 0.4에서 0.5μm 파장의 빛을 이용한다. 또, 검출기의 시야를 2분까지 확장함으로써 관측 천체의 시야 내에 도입하는 역할도 맡는다.
두 번째 Woofer 시스템은 ALPAO사의 88소자 가변형 거울과, 섀크-하트만(Shack-Hartmann) 카메라로 구성된다. 섀크-하트만 카메라의 검출기는 하마마츠포토닉스사의 ORCAFlash4.0 v2의 sCMOS 카메라가 사용된다. 0.5∼0.7μm 파장의 빛을 이용한다. 이 Woofer 시스템은 범용 보상 광학시스템과 동등한 역할을 한다.
세 번째 Tweeter 시스템은 Boston Micromachines사의 492소자 가변형 거울과, 후술하는 위상 계측 센서로 구성된다. 위상 계측 센서의 검출기에는 Woofer 시스템의 계측 센서와 같은 ORCA-Flash4.0 v2가 사용된다. 사용하는 파장은 0.7∼0.9μm이다.
아울러 두 번째와 세 번째 시스템의 명칭은 스피커의 저음용 Woofer와 고음용 Tweeter에서 유래했다. 앞서 설명했듯이 Woofer 시스템과 Tweeter 시스템은 큰 공간 규모 파면의 요동과 작은 공간 규모의 미소한 파면 흐트러짐을 각각 보상한다. 이 장치에서는 그 목적에 맞춘 파면 계측과 보상이 채용되고 있다. 이하에서는 파면 계측과 파면 보상에 대해 설명한다.
2. 계측시스템
파면 계측은 파면의 형상을 계측하는 방식과 위상을 직접 계측하는 방식으로 크게 나뉜다. 전자의 대표적인 예로서, 섀크-하트만 센서와 곡률 센서를 꼽을 수 있다. 이 장치의 Woofer 시스템의 파면 센서로써 사용되고 있는 섀크-하트만 센서는 검출기 앞에 마이크로 렌즈 어레이를 두고, 광속을 다수로 분할해 분할된 각 광속의 기울기를 검출기 상에서 위치로 변환하여 계측한다.
이 방식의 특징은 파면의 형상을 계측하므로 계측 범위가 크다는 점이다. 그러나 1차 미분의 기울기 혹은 2차 미분의 곡률에서 위상으로 변환할 때 적분하므로 공간 규모가 커짐에 따라(공간주파수가 낮아짐에 따라) 계측 오차가 축적되어 측정 정밀도가 떨어진다.
한편, 후자의 위상 직접 센서의 예로서, 점 회절 간섭계와 마흐-젠더(Mach-Zehnder) 간섭계(기존의 간섭계와 달리, 한쪽 광로에 핀홀을 두고 참조 광을 생성한다)를 꼽을 수 있다. 이 장치의 Tweeter 시스템 계측 센서로써 사용되는 점 회절 간섭계는 초점면에 놓인 핀홀에 의해 무수차 구면파를 참조광으로서 생성하고, 그 핀홀 외곽을 통과한 피검광과 간섭시켜 피검광의 위상을 직접 계측하는 것이다. 이 방식의 특징은 위상을 직접 계측할 수 있으므로 공간주파수에 관계없이 높은 정밀도로 계측할 수 있다. 그러나 그 계측 범위가 한 파장 정도로 제한된다.
이 장치에서는, Woofer 시스템의 계측 센서로서 계측 범위가 큰 섀크-하트만 센서를, Tweeter 시스템의 계측 센서로서 공간주파수에 관계없이 높은 계측 밀도를 실현하는 점 회절 간섭계를 채용한다. 두 개의 센서를 조합함으로써 높은 다이내믹 레인지와 높은 정밀도를 모두 만족시킨다. 또한, 이 장치의 Tweeter 시스템 계측 센서는 점 회절 간섭계를 독자적으로 발전시킨 것이다. 그림 2는 이 방식의 개념도이다.
▲ 그림 2 Tweeter 시스템의 계측 센서의 개념도
초점면에는 핀홀부의 편광 빔 스플리터를 놓고, 참조광과 피검광의 편광 상태를 직교시킨다. 투과광과 반사광의 각각을, 사바르판(Savart Plates)으로 간섭시킴으로써, 피검광과 참조광의 위상차 0, π/2, π, 3π/2의 4개의 간섭광을 두 대의 카메라로 동시에 계측한다. 그 결과, 실시간성의 향상과 고효율화가 기대된다. Tweeter의 샘플링 주파수는 3kHz까지 높일 수 있다.
3. 보상 시스템
Woofer 시스템은 낮은 공 주파수의 큰 파면 흐트러짐과 Woofer 시스템으로 보상할 수 없는 높은 공간주파수까지의 미세한 파면 흐트러짐을 각각 보상하도록 설계되어 있다. 이 장치의 Woofer 시스템에서 채용되는 Alpao사의 88소자 가변형 거울은 한 방향으로 최대 8소자가 배열되어 있으므로, 망원경의 주경면에서 1m×1m 정도 세밀한 파면 흐트러짐까지 보정할 수 있다.
여기서 2소자 이상의 액추에이터로 한 바퀴 돌 때마다 물결을 재현하므로 보정할 수 있는 최소 공간 규모는 망원경 주경 상에서 3.8m/4~1m가 된다. 이 가변형 거울은 은을 코팅한 한 장의 박막을 코일의 전자력으로 형상을 바꾸는 방식을 채용하고 있으며, 스트로크는 최대 11μm이다.
한편, Tweeter 시스템에서 채용되는 492소자 가변형 거울은 한 방향으로 최대 24소자가 배열되어 있으며, 망원경의 주경 상에서 300mm×300mm 스케일의 요동까지 보정할 수 있다. 단, 스트로크는 1.5μm로 제한된다. 이렇듯, Woofer 시스템과 Tweeter 시스템을 조합함으로써 몇 μm의 큰 파면 흐트러짐을 최종적으로 40nm까지 억제할 수 있게 된다.
파면 보정의 타임스케일은 (보정의 공간 스케일/풍속)보다 충분히 짧아야 한다. 그러므로 공간주파수가 높은 파면 흐트러짐일수록 그 타임 스케일은 짧아야 한다. 전형적인 풍속 10m/s에 대해서, Woofer 시스템에서 100Hz, Tweeter 시스템에서 300Hz의 대역이 요구된다. Woofer 시스템의 가변형 거울의 반응시간은 1.6msec, Tweeter 시스템에서는 100μsec이므로 그 요구 사양을 만족한다.
4. 실내 검증
현재 실내에서 Woofer 시스템을 구축 중이다. 여기서는 그 실험의 개요와 결과를 소개한다. 이 실험에서는 교토대 3.8m 망원경이 설치되는 오카야마 상공의 대기를 재현하고(그 대기를 통과할 때 생기는 파면 요동을 모의한다), 그 조건에서 Woofer 시스템으로 파면 흐트러짐을 측정해 보정할 수 있음을 검증한다. 그림 3은 섀크-하트만으로 계측된 화상이다.
Woofer 시스템에 사용된 섀크-하트만 센서는 검출기 앞에 놓인 마이크로 렌즈 어레이에 의해 광속을 한 방향으로 8분할하고, 분할된 각 광속의 파면 기울기를 검출기의 위치로 변환하여 계측한다. 그림 3에서 보듯이 실내에서 모의된 대기 난류를 통과한 파면이 흐트러지기 때문에 대기 난류가 없을 때에 비해 각 스폿의 상이 정렬되지 않았음을 확인할 수 있었다. 1kHz의 샘플링 주파수에서 중심의 측정 정확도 0.3픽셀 정도를 실현했다.
▲ 그림 3 실내 실험에서의 섀크-하트만 센서의 화상
대기위상판을 통과하지 않은 경우(왼쪽)와 대기위상판을 통과한 경우(오른쪽).
그림 4는 가변형 거울로 보상할 때, 섀크-하트만 센서로 취득된 중심 궤적이다. 그림 4에서 보듯이 무보상인 경우에 비해 가변형 거울에 의한 파면 보상이 이뤄질 경우에는 스폿 궤적의 최대 폭이 작아졌다. 이것은 보상에 의해서 파면이 제어되고 있음을 보여주는 것이다. 이렇듯 실내에서 실제 환경을 모의한 계측과 제어에 성공했다.
▲ 그림 4 실내 실험에서 파장 보상 시의 섀크-하트만 센서의 1픽셀 궤적
무제한(가는 선)과 샘플링 주파수 900Hz의 제어(굵은 선) 비교
앞으로는 다점 계측과 다점 보상의 Tweeter 시스템을 실내에서 실증하고, 교토대 3.8m 망원경으로 행성의 직접 촬영을 목표로 할 것이다. 이것들이 예상대로 기능할 경우, 보상 후의 파면 왜곡은 수십 nm 수준이다. 주요 별에서 0.3초 콘트라스트비 10의 -6승이라는 높은 성능을 실현할 것으로 기대된다. 이것은 구경 4m급 망원경으로도 구경 8m 망원경의 성능을 내기에 손색이 없는 것이다.
松尾 太郎 오사카대학 대학원 이학연구과
山本 広大 교토대학 대학원 이학연구과
오사카전기통신대학 공학부
本 記事는 日本 「計測自動制御學會」가 發行하는 「計測と制御」誌와의 著作權協定에 依據하여 提供받은 資料입니다.
게재월 | 2017 - 11 3650 0