나뭇잎 교과서

시간계·천구 좌표와 관측 기기

같은 별이 매일 4분씩 일찍 남중하고, 해시계와 손목시계는 날마다 다른 만큼 어긋납니다. 시간을 무엇으로 재는지 정하면 천체의 위치를 좌표로 적고 관측 시각을 미리 계산할 수 있습니다. 그 빛을 모으는 망원경과 빛을 세는 검출기가 어떤 원리로 성능이 정해지는지도 함께 살펴봅니다.

본문

시간계·천구 좌표와 관측 기기

본문

오늘 밤 10시에 남쪽 하늘 한가운데 있던 오리온자리는 한 달 뒤에는 밤 8시에 같은 자리에 온다. 별은 날마다 약 4분씩 일찍 남중하여, 계절마다 밤하늘의 별자리가 바뀐다. 그런데 해는 날마다 거의 같은 시각에 남중한다. 별과 해는 같은 지구의 자전으로 하늘을 도는데, 왜 별만 4분씩 빨라질까? 시간을 무엇으로 재느냐에 따라 하루의 길이가 달라진다.

그림 1. 같은 별이 남중하는 시각이 날마다 약 3분 56초씩 앞당겨져 쌓이는 시간. 1년이 지나면 24시간이 앞당겨져 다시 같은 시각에 남중한다.
먼저 알아야 할 것지구의 자전과 공전, 천체의 일주 운동과 연주 운동(지구과학), 각도와 비례(수학).

3.1.1항성일과 태양일

지구가 자전축을 중심으로 한 바퀴 돌아 먼 별이 다시 같은 자리에 오는 시간을 항성일이라 한다. 그런데 지구는 자전하는 동안 태양 둘레를 공전하며 하루에 약 1°씩 궤도를 따라 나아간다. 그래서 태양을 다시 같은 자리에 보려면 지구가 한 바퀴하고도 1°를 더 돌아야 한다. 이 시간이 태양일이다. 우리가 쓰는 24시간은 평균 태양일이고, 항성일은 그보다 약 4분 짧은 23시간 56분 4초이다. 별의 시각으로 재면 별은 늘 같은 시각에 남중하지만, 해의 시각으로 재면 날마다 4분씩 일찍 남중한다.

정리 3.1.1 항성일과 태양일의 관계

1년 동안 지구는 태양에 대해 약 365.25번 자전하지만, 별에 대해서는 공전 한 바퀴를 더해 366.25번 자전한다. 따라서 \[\text{항성일} = \text{태양일} \times \frac{365.25}{366.25} \approx 23\text{시간 } 56\text{분 } 4\text{초}\]이다. 하루의 차이 3분 56초가 쌓여, 같은 별은 한 달에 약 2시간 일찍 남중한다.

그림 1에서 날수를 바꾸어 보자. 30일이 지나면 같은 별은 약 1시간 58분 일찍 남중한다. 그래서 겨울 저녁의 오리온자리는 봄이 되면 해가 진 뒤 곧 서쪽으로 진다. 6개월이 지나면 12시간이 앞당겨져, 그 별은 낮에 남중하므로 밤하늘에서 볼 수 없다. 천문대가 별의 위치를 계산할 때 항성시를 따로 쓰는 것도 이 때문이다.1

3.1.2천구 좌표와 관측 기기

별의 위치는 지구의 적도와 자전축을 하늘로 넓힌 적도 좌표계로 나타낸다. 천구의 적도에서 남북으로 잰 각이 적위, 춘분점에서 동쪽으로 잰 각이 적경이다. 적경은 시간 단위(0~24시)로 적어, 항성시와 적경이 같을 때 그 별이 남중한다. 그래서 적경과 적위만 알면 어느 날 몇 시에 그 별이 어디에 있을지 계산할 수 있다. 별빛을 모으는 망원경의 성능은 구경이 정한다. 빛을 모으는 능력은 구경의 제곱에 비례하고, 두 별을 가르는 능력은 구경에 비례한다. 요즘은 빛을 전자로 바꾸어 세는 CCD 검출기를 써서, 눈보다 수천 배 어두운 천체를 찍는다.

하루기준길이 항성일먼 별23시간 56분 4초 평균 태양일평균 태양24시간 진태양일실제 태양계절에 따라 ±30초 정도 다름
그림 2. 무엇을 기준으로 재느냐에 따라 하루의 길이가 다르다.

3.1.3예제 풀이

예제 3.1.2

1월 1일 밤 10시 정각에 어떤 별이 남중했다. 2월 1일(31일 뒤)과 4월 1일(90일 뒤)에는 몇 시에 남중하는가? 그 별이 다시 밤 10시에 남중하는 것은 언제인가?

하루에 3분 56초, 곧 약 3.93분씩 일찍 남중하므로 31일 뒤에는 \(31 \times 3.93 \approx 122\)분, 곧 2시간 2분 일찍 남중한다. 2월 1일에는 저녁 7시 58분 무렵이다.

90일 뒤에는 \(90 \times 3.93 \approx 354\)분, 곧 5시간 54분 일찍 남중하므로 오후 4시 6분 무렵이다. 아직 해가 떠 있어 그 별을 남중 때 볼 수 없다. 다시 밤 10시에 남중하려면 앞당겨진 시간이 24시간이 되어야 하므로, 1년 뒤의 1월 1일이다. 즉 별이 하늘에서 보이는 시각은 1년을 주기로 돈다. 그래서 별자리는 계절의 시계 노릇을 하여, 옛사람들은 별자리로 씨 뿌릴 때를 알았다.

아래 탐구 카드에서 천구 좌표로 천체의 위치를 적어 보고, 관측 시각을 미리 계산하며 망원경의 성능을 따져 보자.

  1. 해시계가 가리키는 시각과 시계의 시각은 1년 동안 최대 약 16분까지 어긋난다. 지구의 궤도가 타원이라 공전 속도가 달라지고, 자전축이 기울어 있기 때문이다. 이 차이를 균시차라 한다.
마무리

지구는 자전하는 동안 공전하므로, 태양을 다시 같은 자리에 보려면 한 바퀴보다 약 1°를 더 돌아야 해서 태양일이 항성일보다 약 4분 길다. 그래서 해의 시각으로 재면 같은 별이 날마다 3분 56초씩 일찍 남중하고, 그 차이가 1년 동안 쌓여 24시간이 된다. 처음 질문의 별은 우리가 태양을 기준으로 시간을 재기 때문에 매일 약 4분씩 일찍 떠오른다.

탐구 1

별의 남중 고도만 재면 내가 선 곳의 위도를 알 수 있을까?

실험 · 천구의 · 지평 좌표와 적도 좌표 · 시간각
지방 항성시
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시간각 H = 항성시 − α
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방위각 A (북→동)
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고도 h
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적경 α · 적위 δ
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뜨고 지는 성질
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뜨는 · 지는 시각 (KST)
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별의 적경·적위는 J2000.0 기준 실제 값(Hipparcos 목록)이다. 천구의 눈금은 1° 간격이라 고도·방위각을 읽을 때 ±0.5°쯤 오차가 난다. 대기의 굴절(지평선 근처에서 약 0.5°)과 세차 운동은 넣지 않았다. 관측지의 경도는 서울(127.0°E)로 고정했다.

  1. 탐구 문제여러 별이 자오선을 지날 때(남중할 때) 고도를 재면, 지도 없이도 내가 선 곳의 위도를 알아낼 수 있을까? 별의 위치를 적는 두 좌표계는 어떻게 서로 바뀔까?
  2. 복원지평 좌표계는 관측자의 지평선을 기준으로 방위각 A(북점에서 동쪽으로 잰 각)와 고도 h로 별의 위치를 적는다. 같은 별이라도 시각과 장소에 따라 값이 바뀐다. 적도 좌표계는 천구 적도를 기준으로 적경 α(춘분점에서 동쪽으로, 시 단위)와 적위 δ로 적어서 별마다 거의 고정된 값을 가진다. 천구 북극의 고도는 관측지의 위도 φ와 같다.
  3. 설계두 좌표를 잇는 것이 시간각 H이다. 자오선에서 서쪽으로 잰 별의 시간각은 H = (지방 항성시) − α이고, 지방 항성시는 춘분점의 시간각이다. 항성시는 하루에 약 3분 56초씩 태양시보다 빨리 간다. 조작 변인은 고르는 별(δ), 통제 변인은 관측지 위도, 종속 변인은 남중 고도이다.
  4. 분석남쪽 하늘에서 남중하는 별은 h = 90° − φ + δ를 따른다. 가로축 δ, 세로축 남중 고도로 그리면 기울기 1인 직선이 되고, 절편이 90° − φ이다. 변환식은 sin h = sin φ sin δ + cos φ cos δ cos H이다. δ > 90° − φ인 별은 지지 않는 주극성, δ < −(90° − φ)인 별은 뜨지 않는다.
  5. 측정별을 바꿔 가며 "남중할 때 읽기"로 다섯 개 이상 기록하고 그래프의 절편에서 위도를 구해 보자. 직녀성과 북극성은 남쪽이 아니라 천정 너머 북쪽에서 남중한다. 그래프에서 이 점들은 어디에 놓이는가? 위도를 33.5°(제주)로 바꾸면 카노푸스는 어떻게 되는가?
  6. 오차·안전지평선 가까이에서는 대기 굴절 때문에 별이 실제보다 약 0.5° 높게 보이므로 고도가 낮은 별의 자료는 계통 오차가 크다. 고도 30° 이상인 별을 주로 쓰면 줄일 수 있다. 적경·적위도 세차 운동 때문에 70여 년에 약 1°씩 바뀌므로 정밀 관측에는 관측 연도의 좌표를 쓴다. 야간 관측은 두 명 이상 함께 하고, 어두운 곳에서는 붉은 손전등으로 발밑을 확인한다.

확인조건이 달라지면

위도 35°N인 곳에서 적위 −20°인 별의 남중 고도와, 이 별이 주극성인지를 옳게 짝지은 것은?

탐구 2

해시계의 정오와 시계의 정오는 왜 날마다 다르게 어긋날까?

실험 · 시태양시 · 평균 태양시 · 균시차 · 표준시
해시계 (시태양시)
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지방 평균 태양시
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균시차 E
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그림자 길이 (막대 1 m)
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해 뜨는 시각
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남중 시각
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해 지는 시각
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남중 시각은 "같은 고도법"으로 잰다. 오전과 오후에 그림자 끝이 같은 원에 닿는 두 시각의 가운데를 남중 시각으로 삼으며, 판정 오차는 ±1분쯤이다. 태양 위치는 NOAA 근사식으로 계산했고, 해 뜨고 지는 시각은 대기 굴절과 태양 반지름을 넣어 고도 −0.83°일 때이다. 아래 그래프의 성분 곡선은 근사식 E ≈ −7.66 sin D + 9.86 sin(2D + 3.59)분을 e와 ε에 맞춰 키우고 줄인 모형이다.

  1. 탐구 문제해시계는 태양이 남중할 때 12시를 가리킨다. 그런데 서울에서 시계로 남중 시각을 재면 12시 정각이 아니고, 날짜마다 최대 30분 가까이 달라진다. 이 차이는 어디서 올까?
  2. 복원시간은 무엇이 자오선을 지나는지로 정의한다. 항성시는 춘분점(별)의 시간각, 시태양시는 실제 태양의 시간각 + 12시, 평균 태양시는 천구 적도를 일정한 빠르기로 도는 가상의 평균 태양을 기준으로 한다. 경도마다 다른 평균 태양시가 지방시이고, 우리나라 표준시(KST)는 동경 135°의 지방 평균시이다. 태음시는 달의 시간각을 기준으로 하며, 달이 남중하는 시각은 하루에 약 50분씩 늦어진다.
  3. 설계장소(경도)를 고정하고 날짜를 바꿔 가며 남중 시각을 잰다. 남중 시각 = 12:00 + (135° − 경도) × 4분 − E이다. 경도 보정(서울은 약 +32분)은 1년 내내 같고, 나머지 날마다 바뀌는 부분이 균시차 E = 시태양시 − 평균 태양시이다.
  4. 분석기록에서 E를 구해 날짜에 따라 그리면 1년에 두 번씩 커졌다 작아지는 곡선이 된다. 이 곡선은 두 성분의 합이다. ① 하나는 궤도가 타원이라 근일점(1월 초) 근처에서 태양이 황도를 빨리 움직이는 효과로, 주기 1년, 진폭 약 7.7분이다. ② 다른 하나는 황도가 천구 적도에 23.4° 기울어 있어 황도 위의 고른 움직임도 적경으로는 고르지 않은 효과로, 주기 반년, 진폭 약 9.9분이다.
  5. 측정한 달에 두 번 이상 남중 시각을 재서 1년 치를 모으고, 그래프에서 E가 가장 큰 날과 가장 작은 날을 찾자. 모형의 e를 0으로 하거나 ε를 0으로 해 보며 어느 성분이 어느 봉우리를 만드는지 확인해 보자. 같은 날 부산과 백령도의 남중 시각은 몇 분 차이 나는가?
  6. 오차·안전그림자가 가장 짧은 순간은 변화가 느려서 직접 고르면 오차가 몇 분이 된다. 같은 고도법처럼 대칭인 두 시각을 쓰면 줄일 수 있다. 막대가 기울어 있거나 지면이 수평이 아니면 계통 오차가 생기므로 다림추와 수준기로 맞춘다. 그림자를 볼 때도 태양을 직접 보지 않는다. 균시차 곡선은 근일점의 위치와 이심률이 바뀌는 수천 년 단위로는 모양이 달라진다.

확인조건이 달라지면

균시차가 −14분인 2월 중순, 동경 129°인 부산에서 태양이 남중하는 시각(KST)은?

탐구 3

오늘 밤 9시에 남중한 별은 한 달 뒤 몇 시에 남중할까?

시간계 · 항성일과 태양일 · 지방 항성시와 시간각
지방 항성시
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태양의 시간각
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고른 별의 시간각
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그 별의 남중 시각
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항성시는 그리니치 평균 항성시 공식(IAU 1982 근사)에 경도를 더해 계산한다. 별의 좌표는 J2000.0 값이고, 태양의 위치는 정확도 약 0.01°인 근사식이다. 위 그림의 궤도와 지구 크기는 모식이다. 아래 띠의 어두운 부분은 적도 근처 별(δ ≈ 0°) 기준으로 지평선 아래인 시간각 ±6시 밖이다.

  1. 질문2월 중순 밤 9시 무렵 시리우스가 정남쪽 하늘에 떠 있다. 한 달 뒤 같은 시각에 보면 시리우스는 서쪽으로 기울어 있다. 별은 매일 몇 분씩 일찍 남중하는 걸까? 그 까닭은 무엇일까?
  2. 복원지구는 북쪽에서 볼 때 시계 반대 방향으로 자전하고, 같은 방향으로 공전한다. 하루에 공전하는 각은 360°/365.25일 ≈ 0.986°이다. 별의 위치는 적경 α(춘분점에서 동쪽으로 잰 시 단위 각)와 적위 δ로 적는다.
  3. 설명먼 별을 기준으로 지구가 한 바퀴 도는 시간이 항성일(23시 56분 4.09초), 태양을 기준으로 한 바퀴 도는 시간이 태양일(평균 24시간)이다. 한 항성일 동안 지구가 약 1° 공전했으므로, 태양을 다시 자오선에 올리려면 약 1°, 곧 4분을 더 돌아야 한다. 1년 동안 지구는 태양 기준으로 365.25번, 별 기준으로는 366.25번 돈다. 그래서 1/P항성일 = 1/P태양일 + 1/(1년)이다. 춘분점의 시간각을 지방 항성시(LST)라 하면, 자오선에 있는 별의 적경이 곧 LST이고, 어떤 별의 시간각은 H = LST − α이다.
  4. 연결시간은 무엇이 자오선을 지나는지로 정한다. 춘분점(별)을 쓰면 항성시, 실제 태양을 쓰면 시태양시, 고르게 움직이는 평균 태양을 쓰면 평균 태양시이다. 그리니치의 평균 태양시가 세계시(UT)이고, 한국 표준시는 UT + 9시(동경 135°의 평균 태양시)이다. 천문학자는 날짜를 이어 세는 율리우스일로 시간을 적고, 관측 계획은 그날 밤 LST에서 보고 싶은 천체의 적경을 빼서 세운다.
  5. 적용시리우스를 고르고 시각을 움직여 시간각이 0이 되는 시각을 찾자. 그다음 ‘+1 항성일’을 여러 번 누르면 시리우스의 시간각과 한국 표준시는 어떻게 되는가? ‘+1 태양일’을 누르면 무엇이 바뀌는가? 날짜를 30일 늦추면 남중 시각은 몇 분 빨라지는가? 경도를 124°(백령도)와 131°(울릉도)로 바꾸면 같은 별의 남중 시각은 몇 분 차이 나는가?
  6. 판단항성일과 태양일의 차이는 자전축의 기울기 때문이 아니라 공전 때문이다. 기울기와 타원 궤도는 날마다 태양일 길이를 조금씩 바꾸는 균시차를 만들 뿐이다. 또 항성일은 춘분점을 기준으로 하는데 춘분점이 세차 운동으로 서쪽으로 조금씩 움직이므로, 먼 별(관성계)에 대한 실제 자전 주기(23시 56분 4.10초)보다 약 0.008초 짧다. 이 카드에서 적경·적위를 지평 좌표로 바꾸는 계산은 다루지 않는다.

확인조건이 달라지면

어느 날 밤 서울(동경 127°)에서 적경 10시 08분인 레굴루스가 밤 10시에 남중했다. 같은 날 밤, 적경 13시 25분인 스피카가 남중하는 시각은?

탐구 4

망원경의 성능을 정하는 것은 배율일까, 구경일까?

실험 · 분해능 · 배율 · 시야(FOV) · 집광력
접안렌즈 (겉보기 시야 52°)
배율 f/fe
—
실시야 = 52°/배율
—
회절 한계 1.22λ/D
—
집광력 (눈 7 mm 대비)
—
한계 등급 (어림)
—
화소 척도 206.3·p/f
—
센서 시야 (FOV)
—
두 별 사이 (화소)
—

카메라는 화소 3.75 μm, 1280×960 화소 센서(4.8 mm × 3.6 mm)로 가정했다. 영상은 파장 550 nm의 에어리 무늬에 시상(가우스 흐림)을 겹쳐 계산한 모식이다. 분해 한계 측정은 두 별의 간격을 줄여 가며 "두 개로 보이는 가장 작은 간격"을 판정하는 실험이며 판정 오차는 ±7%쯤이다. 목성 적도 지름 142,984 km(NASA)이고, 목성까지 거리는 충일 때 약 4.0 AU, 합 근처에서 약 6.4 AU이다.

  1. 탐구 문제배율이 높은 망원경일수록 더 자세히 보일까? 같은 배율로 보아도 구경이 큰 망원경에서 두 별이 더 잘 갈라져 보인다면, 성능을 정하는 것은 무엇일까?
  2. 복원빛은 원형 구멍을 지나며 회절해서, 별 하나도 점이 아니라 고리가 있는 원반(에어리 원반)으로 맺힌다. 원반의 각 반지름은 θ = 1.22 λ/D(라디안)로, 구경 D가 클수록 작다. 1 rad = 206,265″이다.
  3. 설계시상을 좋게(0.5″ 이하) 고정하고 구경 D만 바꿔 가며, 두 별이 갈라져 보이는 가장 작은 각(분해 한계)을 잰다. 조작 변인은 D, 종속 변인은 분해 한계 θmin, 통제 변인은 파장·시상·초점 거리이다. 다음에는 시상을 2″로 나쁘게 하고 같은 측정을 되풀이한다.
  4. 분석가로축 1/D, 세로축 θmin으로 그리면 원점을 지나는 직선이 되고, 기울기가 1.22λ × 206,265이다(λ = 550 nm이면 약 138″·mm). 배율 = f/fe, 실시야 = 겉보기 시야/배율, 센서 시야 = 206,265 × (센서 크기)/f, 화소 척도 = 206.3 × (화소 μm)/(f mm)″, 집광력 ∝ D²이다. 행성의 겉보기 지름(″) = 206,265 × 지름/거리이고, 이를 화소 척도로 나누면 사진 속 크기(화소)가 된다.
  5. 측정시상 0.5″에서 구경을 60, 80, 100, 150, 200, 300 mm로 바꿔 분해 한계를 재고 기울기에서 파장을 구해 보자. 시상 2″에서는 큰 구경의 점이 어떻게 되는가? 목성으로 바꿔 초점 거리 900 mm와 2400 mm에서 목성이 몇 화소로 찍히는지 재고, 같은 구경에서 초점 거리만 늘리면 줄무늬가 더 보이는지 확인해 보자.
  6. 오차·안전배율은 접안렌즈만 바꾸면 얼마든지 높일 수 있지만, 구경으로 정해지는 분해 한계보다 작은 것은 보이지 않는다(빈 배율). 땅 위에서는 대기 흔들림(시상, 보통 1–3″) 때문에 구경이 큰 망원경도 그 이상 갈라 보지 못한다. 화소 척도가 분해 한계의 절반보다 크면 센서가 세부를 놓친다. 낮에 망원경을 다룰 때 태양 쪽으로 향하지 않도록 하고, 파인더에도 덮개를 씌운다.

확인조건이 달라지면

구경 100 mm, 초점 거리 1000 mm 망원경에 초점 거리 5 mm 접안렌즈를 끼우면 배율이 200배이다. 이 배율을 400배로 올리면 분해 한계는 어떻게 될까?

탐구 5

같은 망원경에 CCD를 달면 왜 훨씬 어두운 별까지 찍힐까?

관측 기기 · 양자 효율 · 읽기 잡음 · 신호 대 잡음비
별 신호 (전자)
—
잡음 (전자)
—
S/N
—
가장 밝은 화소 채움
—

V = 0인 별의 V 필터 광자 흐름을 약 8.8 × 105 개/(s·cm²), 대기·광학계·필터 투과율을 0.6으로 둔 어림 계산이다. 시상 2″, 화소 1″, 측광 구경 반지름 2″(약 12.6화소)로 둔다. 검출기 값은 대표값이다. CCD: QE 0.90, 읽기 잡음 5 e⁻, 암전류 0.01 e⁻/s, 우물 10만 e⁻. CMOS: QE 0.80, 1.5 e⁻, 0.05 e⁻/s, 5만 e⁻. 사진 건판: QE 약 0.01, 비선형이어서 포화 대신 감도가 떨어지는 효과를 모식으로 넣었다.

  1. 질문1980년대에 사진 건판을 CCD로 바꾸자, 같은 망원경으로 찍을 수 있는 가장 어두운 별이 몇 등급이나 내려갔다. 망원경은 그대로인데 검출기만 바꿨을 뿐이다. 무엇이 달라진 걸까?
  2. 복원빛은 광자로 들어온다. 광자가 무작위로 도착하므로, 평균 N개를 센다면 그 값은 √N 정도 흔들린다(포아송 잡음). 망원경이 모으는 빛의 양(집광력)은 구경의 제곱 D²에 비례한다.
  3. 설명CCD는 규소 화소마다 광전 효과로 생긴 전자를 전위 우물에 모아 두었다가, 노출이 끝나면 전하를 이웃 화소로 차례로 넘겨(전하 결합) 한 출구에서 센다. 검출기의 성능은 다음 값으로 정해진다. 양자 효율(QE, 들어온 광자 중 전자가 되는 비율), 선형성(신호가 빛의 양에 비례하는가), 우물 깊이(포화 전까지 모을 수 있는 전자 수), 읽기 잡음(읽을 때마다 더해지는 잡음), 암전류(빛 없이 열로 생기는 전자, 냉각하면 줄어듦). 별 신호 S와 하늘·암전류·읽기 잡음을 합치면 S/N = S / √(S + npix(B하늘 + B암 + R²))이다.
  4. 연결노출이 아주 짧으면 읽기 잡음이 잡음을 지배해 S/N ∝ t이고, 길어지면 별이나 하늘의 포아송 잡음이 지배해 S/N ∝ √t가 된다. 이때 S ∝ QE·D²·t이므로 같은 S/N을 얻는 데 드는 시간은 1/(QE·D²)에 비례한다. QE가 1 %에서 90 %로 오르는 것은 구경을 약 9.5배 키운 것과 같다. 적외선은 HgCdTe 같은 다른 반도체 배열, 전파는 안테나와 수신기, X선은 광자 하나하나를 세는 검출기를 쓴다.
  5. 적용V = 15인 별을 CCD로 찍고 노출을 0.01초에서 늘리며 그래프의 기울기가 1에서 1/2로 바뀌는 곳을 찾자. 같은 별을 사진 건판으로 S/N = 10까지 찍으려면 몇 초가 필요한가? 구경을 2배로 키우면 같은 S/N에 필요한 시간은 몇 분의 1이 되는가? 도시 하늘로 바꾸고 V = 19인 별을 찍어 보자. 노출을 늘려도 S/N이 잘 오르지 않는 까닭은 무엇인가? V = 6인 별은 몇 초부터 포화되는가?
  6. 판단“노출을 길게 할수록 언제나 좋다”는 생각은 틀린다. 밝은 별은 우물이 차면 포화되어 측광에 쓸 수 없고, 하늘이 밝은 곳에서는 하늘의 잡음도 함께 커진다. 긴 노출을 여러 장으로 나눠 더하면 포화는 피하지만 읽기 잡음이 장 수만큼 더해진다. 이 카드의 수치는 대표적인 장비를 가정한 어림값이고, 실제 S/N은 시상, 대기 투명도, 평탄화 보정의 품질에 따라 달라진다.

확인조건이 달라지면

어두운 하늘 아래에서 아주 어두운 은하를 찍는데, 하늘 배경의 포아송 잡음이 잡음의 대부분을 차지한다. 구경 1 m 망원경으로 1시간 노출해 얻은 S/N을 구경 2 m 망원경으로 얻으려면 몇 분 노출해야 할까? (검출기는 같음)

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