"과학의 성공은 자정 능력에 있다. 과학은 스스로를 교정할 수 있다. 과학에서는 새로운 실험 결과와 참신한 아이디어가 나올 때마다 그 전에는 신비라는 이름으로 포장돼 있던 미지의 사실이 하나의 설명될 수 있는 합리적 현상으로 바뀌어 간다."
Carl Sagan, Cosmos

달

2011년 09월 8일

월면 촬영에서의 SKYnyx2-1m과 LU075m의 비교

그동안 월면의 확대 촬영용으로 Lumenera LU075m을 애용해 왔습니다만 최근 새로 도입한 동사의 SKYnyx2-1m의 firstlight 이미지 몇 장을 통해서 그 결과물의 특성을 비교해 보겠습니다.

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North of Mare Frigoris. 2011. 08. 23. 02:58 UT+9h. Albireo’s Planetary Observatory, Republic of Korea. Pickering Seeing Scale: 6~7/10, Transparency: 1~2/5. Takahashi Mewlon 300 (12-inch Dall-Kirkham F11.9) on EM-400. Lumenera SKYnyx2-1m + Astronomik G with IR block. RegiStax 5/Astra Image 3 Pro/Photoshop CS5.

LU075m은 Sony ICX424 칩을 사용하여 픽셀 크기는 7.4 μm, 배열 수 640 x 480으로 이미징 구역의 크기는 4.736 x 3.552 mm가 됩니다. 반면 SKYnyx2-1m은 Sony ICX205 칩을 사용하여 픽셀 크기는 4.65 μm, 배열 수 1392 x 1040으로 이미징 구역의 크기는 6.473 x 4.836 mm입니다. 이처럼 SKYnyx2-1m은 이미징 구역이 더 넓기 때문에 동일 초점거리에서 FOV 역시 그만큼 넓습니다.

제 주경인 12-inch Dall-Kirkham(F 11.9)에서 직초점거리는 3570 mm이고 이 셋업에 각 CCD를 대입했을 경우,

LU075m의 image scale은 206 x 7.4 / 3570 = 0.43 arcsec/pixel, SKYnyx2-1m의 image scale은 206 x 4.65 / 3570 = 0.27 arcsec/pixel이 됩니다. 말하자면 SKYnyx2-1m의 image scale 값이 더 작으며 그만큼 spatial resolution이 높음을 나타냅니다. 결과적으로 월면의 동일한 크레이터가 좀 더 크게 나타납니다.

이와 같은 설정에서 각 CCD의 FOV 값을 구하기 위해 image scale에 픽셀 배열수를 곱하면 LU075m의 FOV는 275.2 x 206.4 arcsec, SKYnyx2-1m은 375.8 x 280.8 arcsec이 됩니다. 결국 LU075m의 FOV는 SKYnyx2-1m의 53.8%에 불과합니다. 한편 SKYnyx2-1m 이미지의 모니터 상 display size가 더욱 크게 나타나는데 이는 물론 그만큼 픽셀 수가 많기 때문입니다.

이러한 몇가지 요인들이 서로 취합되어 실제 촬영 후 얻게 되는 이미지 결과물 그대로를 아래에 열거해 보았습니다. 각각 클릭하면 확대됩니다.

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Sinus Iridum. Left: 2011. 08. 23. 02:44 UT+9h. Albireo’s Planetary Observatory, Republic of Korea. Pickering Seeing Scale: 6~7/10, Transparency: 1~2/5. Takahashi Mewlon 300 (12-inch Dall-Kirkham F11.9) on EM-400. Lumenera SKYnyx2-1m + Astronomik G with IR block. RegiStax 5/Astra Image 3 Pro/Photoshop CS5.

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Copernicus. Left: 2011. 08. 23. 02:49 UT+9h. Albireo’s Planetary Observatory, Republic of Korea. Pickering Seeing Scale: 6~7/10, Transparency: 1~2/5. Takahashi Mewlon 300 (12-inch Dall-Kirkham F11.9) on EM-400. Lumenera SKYnyx2-1m + Astronomik G with IR block. RegiStax 5/Astra Image 3 Pro/Photoshop CS5.

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Left: Evening of Clavius & Southern Highlands. 2011. 08. 23. 02:55 UT+9h. Albireo’s Planetary Observatory, Republic of Korea. Pickering Seeing Scale: 6~7/10, Transparency: 1~2/5. Takahashi Mewlon 300 (12-inch Dall-Kirkham F11.9) on EM-400. Lumenera SKYnyx2-1m + Astronomik G with IR block. RegiStax 5/Astra Image 3 Pro/Photoshop CS5.

요컨대 SKYnyx2-1m은 LU075m과 비교했을 때 픽셀이 세밀하여 동일 초점거리 하에서 image scale 값이 작아 대상이 좀 더 크게 찍히게 되고, 반면 칩의 물리적 크기가 커서 FOV가 넓어지는데 이와 같은 두 요소를 종합한 결과 대략 두 배에 약간 못 미치는 넓은 구역을 한꺼번에 담을 수 있게 됩니다. 월면 혹은 일면의 촬영에 있어 굉장한 잇점이라 할 수 있습니다. 픽셀 수가 많으므로 이미지의 display size 또한 훨씬 크게 나타나는데 이는 처리 작업 시 편리함을 제공합니다.

이처럼 넓은 시야를 위해 SKYnyx2-1m은 몇 가지 중요한 덕목들을 LU075m에 넘겨 줘야 했는데 여기에는 Qe, read noise, dynamic range와 무엇보다도 sensitivity와 frame rate이 떨어진다는 커다란 단점이 있습니다. 위 firstlight 이미지들을 촬영할 당시 짙은 연무로 투명도가 극히 떨어진데다 좋지 못한 시상을 만회하기 위해 G 필터를 장착한 상태였기 때문에 풀 해상도(1392 x 1040)에서 기록 속도 10 fps를 넘기기 힘들었습니다. SKYnyx2-1m이 시상 혹은 투명도와 같은 주변 상황에 좀 더 예민한 이유가 됩니다. 결국 제 경우 행성 촬영은 당분간 Point Grey Flea3에 계속 의존하게 될 듯 합니다.

2011년 9월 8일 18시 43분 12초, albireo에 의해 작성됨

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2010년 02월 3일

Gassendi의 해부

Gassendi.png

2010. 01. 26. 20:20:54 ~ 22:20:54 = UTC +9 hours. Albireo’s Planetary Observatory II, Republic of Korea. Pickering Seeing Scale: 5/10, Transparency: 4/5. Takahashi Mewlon 300 (12-inch Dall-Kirkham F11.9) at F47 using TeleVue Powermate x4 on EM-400. Lumenera LU075 + Astronomik RGB Dichroic filter with IR block. RegiStax 5/Astra Image 3 Pro/Photoshop CS4.

지난 26일에는 충에 즈음한 화성을 관측하려다 시상의 악화로 실패하고 대신 초저녁 조촐히 월면을 촬영하는데 만족해야 했습니다. 월령 10.5일로 습기의 바다(Mare Humorum)가 터미네이터에 걸려 있는 날이었습니다. 습기의 바다 북서쪽 변연에 자리잡고 있는 크레이터, Gassendi도 이른 새벽을 맞이하고 있었는데 위 사진은 당시의 모습을 담은 것입니다.

72dpi.jpg

습기의 바다 인근의 월면도로 Gassendi의 위치를 보여줍니다. 클릭하면 확대됩니다.

Gassendi는 직경 114km의 큼지막한 크레이터로 익히 알려진 대상입니다. 만들어진 시기는 대략 36억년 전으로 추정되니 상당히 노쇄한 크레이터입니다. 17세기의 프랑스 천문학자이자 철학자인 Pierre Gassendi의 이름을 땄습니다(이 분은 Kepler에 의해 예견된, 수성의 태양면 통과를 최초로 관측 기록한 사람으로 알려져 있습니다). 본(本) 크레이터의 북쪽 벽(이하 북벽)은 상당히 험준해 보이며 특히 작고 선명한 크레이터, Gassendi A가 북벽의 일부를 침범하여 거칠게 허물고 있는 모습입니다. 반면 넓고 평탄한 습기의 바다에 면해 있는 남벽은 비교적 단순해 보이며 그 사이 틈새로 용암이 흘러 들어와 크레이터의 안쪽를 채워 부분적으로 평탄하게 만들어 놓은 모습입니다.

Gassendi A, 원형의 크레이터 벽, 북/남의 비대칭으로 인해 저배율로 넓직이 조망하면 마치 다이아몬드 반지를 연상케 하는 흥미로운 대상입니다. 한 가운데 솟아 있는 중앙봉 복합체의 최고 높이는 1.2km로 되어 있습니다.

Screen shot 2010-02-03 at 10.25.21 PM.png

Gassendi는 Posidonius와 더불어 내부 바닥에 균열이 있는, 즉 FFC(floor-fractured crater)의 대표적인 예입니다. 현 국제천문연맹(IAU)에서는 Gassendi 바닥의 복잡한 rille 시스템(Rimae Gassendi라 총칭합니다)에 로마 숫자를 붙여 목록화하고 있는데, 금번 촬영한 이미지에도 각각의 rille에 화살표를 질러 가리켜 보았습니다. A, B는 각각 Gassendi A와 Gassendi B를 표시합니다.

이러한 내부 바닥의 균열은 20~30km 이상의 대형 크레이터에서 비교적 흔히 발견되는 모습으로서 화산 활동에 의해 변성/변형된 결과인 것으로 알려져 있습니다. 즉 크레이터 자체는 충돌로 생겼지만, 생성 이후 이차적으로 인근 화산 활동의 영향으로 다음과 같은 공통된 변화가 야기된다는 것입니다: 바닥에 용암이 채워져 크레이터 벽의 높이가 상대적으로 얕아지고, 바닥에 동심원 혹은 방사상의 rille 구조가 생기고, 일부 어두운 헤일로를 가진 소형 크레이터들을 포함하고 있고, 대개 그 위치가 달의 바다 인근이라는 것입니다. Gassendi는 1976년 Pete Schultz가 제안한 FFC 분류에서 Class III에 해당되는데, 특징적으로 넓다란 해자(moat)와도 같은 밝은 빛깔의 용암 평원이 크레이터 내부와 벽 사이에 끼어있는 부류입니다 - 위 사진에서 이러한 해자 공간을 회색 화살표로 가리켜 보았습니다.

2007-02-28_13-28-47.jpg

2007. 02. 18. 23:28:47 ~ 23:29:47 = UTC +9 hours. Albireo’s Planetary Observatory I, Republic of Korea. Pickering Seeing Scale: 7/10, Transparency: 4/5. Takahashi Mewlon 300 (12-inch Dall-Kirkham F11.9) at F24 using TeleVue Powermate x2 on EM-400. Lumenera LU075 + Astronomik Planet IR Pro 807. MAP processing at RegiStax 4.

Gassendi는 만일 유인 탐사선이 착륙할 수만 있다면 중앙봉 근처에서 고대 고지대 암석을 채취해 그 연대를 측정해 볼 수 있는, 과학적 측면에서도 주목을 끄는 대상입니다만 인근의 지형이 험준하기 때문에 엄두가 나지 않는 것으로 알려져 있습니다 - 실제로 아폴로 17호의 세 군데 착륙 후보지 중 하나였으나 Taurus-Littow 계곡에 밀린 바 있습니다.

Screen shot 2010-02-03 at 10.42.28 PM.png

근적외선으로 고해상도 촬영하여 분석한 바에 따르면(Chevrel and Pinet 1990, 1992) 화산 분출물은 주로 습기의 바다에 면한 남벽과 동벽 인근에 국한되어 있는 것으로 알려졌습니다(위 그림). 뿐만 아니라 중앙봉 복합체 가운데 일부도 철과 마그네슘 실리케이트가 주성분인 마그마의 응축으로 만들어진, 말하자면 화산 활동의 결과물로 추정되었습니다. 반면 북벽과 서벽은 통상적인 월면 고지대의 암석 위주인 것으로 알려졌습니다. Gassendi 바닥을 이루는 성분이 이처럼 북서/남동으로 갈리는 이유는 물론 인근 습기의 바다 생성 시 받은 영향의 정도와 범위에 따른 것으로 추정됩니다.

 

2010년 2월 3일 22시 52분 11초, albireo에 의해 작성됨

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2010년 01월 10일

월면 지형물의 그림자 길이에 따른 고도 계산법

달 표면에서 관측되는 특정 지형물(예컨대 크레이터의 벽, 중앙봉, 산맥 등)의 실제 높이(고도)를 계산하는 방법을 소개합니다. 해당 지형물이 월면에 드리우는 그림자의 길이가 정밀하게 측정되어져야 합니다.

Picture 5 copy.png

위 그림과 같이 구하고자 하는 지형물의 높이를 h, 그리고 그 지형물이 드리우는 그림자의 길이를 L로 놓았습니다. 태양으로부터 오는 직사광이 월면과 이루는 각도를 θ라 하면,

h = L sinθ

위와 같은 식으로 쉽게 구할 수 있겠습니다. 이때 θ는 ϕ 값과 같으므로,

h = L sinϕ

위와 같이 써도 되겠습니다. ϕ는 관측 당시 해당 지형물과 terminator(태양광이 비추어 밝은 부분과 어두운 부분이 맞닿은 경계선)가 이루는 각도입니다. Terminator의 경도는 여러가지 방법으로 구할 수 있는데 제 경우 NASA의 HORIZONS 시스템을 애용합니다.

Picture 3.png

위 그림과 같이 원하는 일자의 “Table Settings”에서 “Sun sub-longitude” 항목을 체크하고 산출하면 다음과 같은 식으로 산출되어 나옵니다.

Picture 4.png

위 표에서 “Solar-lon” 컬럼은 달 표면을 기준으로 해당 시기의 태양의 경도를 나타납니다. 이를 Subsolar point, 혹은 태양의 selenographic longitude라고도 합니다. Selenographic colongitude를 S로 놓으면,

S = 90 - Subsolar point(selenographic longitude)

위와 같이 구할 수 있습니다. 한편 우리가 구하고자 하는 값은 terminator의 경도(s) 값으로 다음과 같은 방법으로 얻을 수 있습니다.

     
  1. 월령이 삭~상현 사이일 때 s = 360 - S
    2.  
  2. 월령이 상현~보름 사이일 때 s = S
    3.  
  3. 월령이 보름~하현 사이일 때 s = 180 - S
    4.  
  4. 월령이 하현~삭 사이일 때 s = S - 180

이렇게 얻은 terminator의 경도값과 해당 지형물의 경도(월면도에서 얻음)의 차이가 ϕ 값이 됩니다.

다시금 쓰면,

h = L sinϕ

L 값은 그림자의 길이로서 월면도에서 인근의 지형물(실제 길이를 알고 있어야 합니다)과 길이와 비교하여 실제 값(km)을 얻을 수 있습니다. L 값과 ϕ 값을 구했으니 고도 h 값을 얻을 수 있습니다.

 

2010년 1월 10일 16시 23분 28초, albireo에 의해 작성됨

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