천체 망원경의 원리(굴절, 반사, 전파 망원경)편집자 확인

굴절 망원경은 빛이 서로 다른 매질을 통과할 때 진행 방향이 꺾이는 굴절 현상을 이용하여 천체를 관측한다. 빛이 공기와 같은 한 매질에서 유리와 같은 다른 매질로 들어갈 때, 그 속도가 변하게 되고 이로 인해 경계면에서 빛의 경로가 변경된다. 이때 빛의 입사각과 굴절각 사이의 관계는 스넬의 법칙으로 설명된다.

굴절 망원경의 핵심 부품인 대물렌즈는 이 굴절 작용을 집중적으로 활용한다. 렌즈의 곡률을 가진 유리 표면에 도달한 평행한 빛은 렌즈 내부를 통과하며 굴절되어 한 점으로 모인다. 이 점을 초점이라고 부르며, 이곳에 천체의 상이 맺힌다. 렌즈의 곡률 반경과 유리의 굴절률에 따라 초점 거리가 결정된다.

굴절 작용의 효율성은 렌즈의 직경, 즉 구경에 직접적으로 영향을 받는다. 구경이 클수록 더 많은 빛을 모을 수 있어 어두운 천체도 관측할 수 있게 된다. 그러나 단일 렌즈를 사용할 경우, 빛의 파장에 따른 굴절률 차이로 인해 색수차가 발생하여 상의 가장자리에 무지개색 테두리가 생기는 문제가 있다[1].

대물렌즈는 망원경의 앞쪽, 즉 천체를 향하는 쪽에 위치한 렌즈입니다. 이 렌즈의 주요 역할은 멀리 있는 천체로부터 오는 빛을 모아 초점을 맺게 하는 것입니다. 대물렌즈의 지름이 클수록 더 많은 빛을 모을 수 있어, 어두운 천체를 관측하는 집광력이 향상됩니다. 모아진 빛은 대물렌즈의 초점면에 실물보다 훨씬 작은 실상을 형성합니다.

접안렌즈는 관측자의 눈이 대는 쪽에 위치한 렌즈입니다. 접안렌즈의 역할은 대물렌즈가 만들어낸 실상을 확대하여 관측하는 것입니다. 접안렌즈는 일종의 확대경으로 작동하여, 초점면에 맺힌 상을 가상으로 확대된 허상으로 만들어냅니다. 망원경의 전체 배율은 대물렌즈의 초점거리를 접안렌즈의 초점거리로 나눈 값으로 결정됩니다[2].

두 렌즈의 관계는 다음과 같이 정리할 수 있습니다.

접안렌즈는 교체가 가능한 경우가 많아, 다양한 초점거리의 접안렌즈를 사용함으로써 하나의 망원경으로 여러 배율의 관측을 수행할 수 있습니다. 그러나 지나치게 높은 배율을 사용하면 상이 어두워지고 흔들리는 등 관측 품질이 저하될 수 있습니다.

굴절 망원경은 렌즈의 굴절 작용을 이용하지만, 렌즈의 재료 특성으로 인해 발생하는 색수차는 중요한 한계점이다. 색수차는 렌즈가 빛의 파장(색)에 따라 다른 각도로 굴절시키는 현상으로, 이로 인해 서로 다른 색깔의 빛이 다른 초점 거리를 가지게 된다. 결과적으로 관측 대상의 상 주변에 무지개색의 테두리가 생기거나, 상 전체가 흐릿해져 선명도와 해상도가 크게 저하된다.

이를 보정하기 위해 서로 다른 종류의 유리로 만들어진 두 개 이상의 렌즈를 결합한 아크로매트 렌즈가 개발되었다. 일반적으로 크라운 유리와 플린트 유리를 조합하여, 한 렌즈에서 발생하는 색수차를 다른 렌즈로 상쇄시키는 방식이다. 더 정밀한 보정을 위해 세 개의 렌즈를 결합한 아포크로매트 렌즈도 사용된다. 이러한 복합 렌즈 설계는 가시광선 영역의 주요 색상(예: 빨강, 초록, 파랑)을 거의 동일한 초점면에 모을 수 있게 해준다.

색수차는 렌즈의 초점거리와 F값(초점거리/구경)과도 관련이 깊다. 초점거리가 길고 F값이 큰 망원경일수록 색수차의 영향이 상대적으로 작아진다. 그러나 이는 망원경의 길이와 무게를 증가시키는 단점이 있다. 현대의 고성능 굴절 망원경은 특수 저분산 유리(ED 유리)나 형석 같은 재료를 활용하여 색수차를 극소화하면서도 컴팩트한 설계를 구현한다.

반사 망원경은 빛의 굴절이 아닌 반사 원리를 이용하여 천체를 관측하는 도구이다. 빛이 서로 다른 매질의 경계면에서 진행 방향을 바꾸는 굴절 현상 대신, 빛이 거울 표면에서 튕겨 나오는 반사 현상을 활용한다. 이 방식은 17세기 아이작 뉴턴에 의해 실용적으로 정립되었으며, 굴절 망원경의 큰 문제점이었던 색수차를 근본적으로 해결했다.

반사 작용의 핵심은 정밀하게 연마된 오목거울(주경)이다. 이 거울의 표면은 일반적으로 포물면 또는 구면의 형태를 띠며, 표면에 알루미늄이나 은 등의 금속 박막을 입혀 반사율을 극대화한다. 평행하게 들어오는 천체의 빛은 이 오목거울에 반사되어 한 점(초점)으로 모인다. 이렇게 모인 상은 다시 부경이라는 작은 거울에 의해 방향이 변경되어 접안렌즈가 위치한 통로로 보내진다.

반사 망원경의 성능은 주경의 직경(구경)에 크게 의존한다. 구경이 클수록 더 많은 빛을 모을 수 있어(집광력 증가) 어두운 천체를 관측할 수 있으며, 더 세밀한 구조를 구분할 수 있는 능력(분해능 향상)도 높아진다. 또한, 거울은 렌즈와 달리 빛이 유리 내부를 통과하지 않기 때문에, 굴절 망원경에서 발생하는 다양한 수차를 최소화할 수 있고, 특히 모든 파장의 빛이 같은 법칙에 따라 반사되므로 색수차가 전혀 발생하지 않는다는 결정적 장점을 가진다.

반사 망원경의 핵심은 빛을 모으는 주경과 그 빛을 적절한 위치로 보내는 부경의 조합이다. 주경은 일반적으로 큰 포물면경으로, 평행하게 들어오는 빛을 한 점(초점)으로 모은다. 이때 주경의 초점 위치에 따라 망원경의 구조가 결정된다.

주경의 초점 위치에 따라 다양한 구조가 개발되었다. 초점이 주경 뒤에 있는 경우를 주초점식이라 하며, 이때는 부경 없이 주경의 초점에 직접 관측 장비를 배치한다. 그러나 관측자가 주경 앞에 위치하게 되어 대형 망원경에서는 실용적이지 않다. 따라서 대부분의 현대적 반사 망원경은 부경을 사용하여 빛의 경로를 변경한다.

가장 대표적인 두 가지 구조는 뉴턴식 망원경과 카세그레인식 망원경이다. 뉴턴식은 평면의 부경(경사진 평면거울)을 사용하여 주경의 초점을 망원경 통 옆으로 꺾어낸다. 반면, 카세그레인식은 쌍곡면경 형태의 부경을 사용하여 주경 중앙의 구멍을 통해 빛을 뒤로 보낸다. 이는 광학계를 짧게 만들면서도 긴 초점 거리를 얻을 수 있어 공간 효율이 뛰어나다.

이러한 주경과 부경의 다양한 조합은 망원경의 물리적 크기, 초점 거리, 관측 편의성, 그리고 수차 보정 능력을 결정하는 핵심 요소이다.

뉴턴식은 아이작 뉴턴이 1668년에 발명한 최초의 실용적인 반사 망원경 설계 방식이다. 이 방식은 주경(주반사경)으로 들어온 빛을 주경의 초점에 위치한 작은 평면 거울(부경)에 의해 90도 각도로 튕겨내어 망원경 통 옆에 위치한 접안렌즈로 보내는 구조를 가진다. 이로 인해 관측자는 통의 측면을 통해 상을 관찰하게 된다. 뉴턴식은 구조가 단순하고 제작이 비교적 쉬워 아마추어 천문가들이 많이 사용하는 방식이다. 그러나 측면에 접안부가 위치하여 대형 망원경에서는 관측 위치가 불편해질 수 있으며, 광로 중간에 평면 거울이 빛을 가리기 때문에 약간의 빛 손실이 발생한다.

반면, 카세그레인식은 1672년경 로랑 카세그레인이 제안한 설계로, 주경의 중앙에 구멍이 뚫려 있고 주경 앞에 쌍곡면 형태의 볼록한 부경(2차경)을 배치한다. 주경으로 반사된 빛은 부경에서 다시 반사되어 주경 뒤쪽의 구멍을 통해 통 후방으로 나와 접안부에 도달한다. 이 방식은 광로를 접어 넣어 망원경의 전체 길이를 단축시킬 수 있으며, 관측자가 통의 후방에서 편리하게 관측할 수 있다는 장점이 있다. 또한, 특정 곡률의 주경과 부경을 조합함으로써 광학적 결차를 보정하는 데 유리하다.

두 방식의 주요 차이점을 표로 정리하면 다음과 같다.

카세그레인식은 그 변형으로 리치-크레티앵식과 같은 고성능 설계의 기초가 되었으며, 오늘날 대부분의 대형 전문 천문대 망원경은 카세그레인식 또는 그 파생형을 채택하고 있다.

전파 망원경은 가시광선 대신 전자기파 중 전파 영역의 신호를 수신하여 천체를 관측하는 장비이다. 이는 별과 은하에서 자연적으로 방출되거나 반사되는 전파를 포착하는 방식으로 작동한다. 가시광선 망원경과 달리 구름이나 낮 시간에도 관측이 가능하며, 가시광으로는 볼 수 없는 차가운 가스 구름이나 먼 퀘이사 등을 연구하는 데 필수적이다.

전파 신호를 수신하는 핵심 부품은 대형 안테나이다. 이 안테나는 위성 방송 수신용 접시 안테나와 원리가 유사하지만 훨씬 거대한 규모로 제작된다. 안테나의 오목한 반사판(주로 파라볼라 안테나)은 우주에서 오는 매우 약한 전파 신호를 반사하여 초점에 모은다. 초점에는 실제 신호를 받아들이는 수신기가 위치하며, 이 수신기는 모인 전파를 전기 신호로 변환한다.

수신된 전기 신호는 매우 미약하기 때문에 증폭 과정이 필수적이다. 이 신호는 저잡음 증폭기를 거쳐 강화된 후, 관측 목적에 맞게 특정 주파수 대역만을 선별하는 주파수 필터를 통과한다. 최종적으로 신호는 컴퓨터에 기록되어 분석되며, 이를 통해 천체의 위치, 세기, 스펙트럼, 편광 상태 등 다양한 정보를 얻을 수 있다.

전파 망원경의 핵심 구성 요소는 접시형 안테나이다. 이 거대한 접시 모양의 구조물은 파라볼라 안테나라고도 불리며, 기본 역할은 우주에서 오는 매우 약한 전파 신호를 모아 한 점(초점)으로 집중시키는 것이다. 안테나 표면은 전파를 효율적으로 반사할 수 있는 금속 재질로 만들어지며, 그 모양은 정확한 포물선 형태를 가진다.

접시형 안테나의 성능은 주로 직경(구경)에 의해 결정된다. 안테나의 직경이 클수록 더 많은 전파를 모을 수 있어(집광력 증가), 더 희미한 천체의 신호를 포착할 수 있다. 또한 직경이 증가하면 두 개의 가까운 전파원을 구별하는 능력(분해능)도 향상된다. 그러나 단일 접시형 안테나로는 광학 망원경에 비해 분해능이 매우 낮은 한계가 있다.

이러한 분해능의 한계를 극복하기 위해 개발된 기술이 간섭계이다. 간섭계는 지리적으로 멀리 떨어진 여러 대의 접시형 안테나를 네트워크로 연결하여, 마치 직경이 수 km에서 수천 km에 달하는 거대한 단일 망원경과 동등한 분해능을 얻는 방법이다. 각 안테나가 수신한 신호는 정밀하게 동기화되어 하나의 데이터로 합성된다. 대표적인 예로 초장기선 전파 간섭계(VLBI)는 지구 반대편에 위치한 안테나들을 연결하기도 한다.

접시형 안테나는 다양한 파장 대역의 전파를 수신할 수 있도록 설계된다. 안테나 표면의 정밀도는 목표 파장에 비해 매우 높아야 하며, 특히 짧은 밀리미터파나 서브밀리미터파를 관측하려면 표면 오차가 극히 작아야 한다. 이를 위해 고정식 대형 안테나의 경우 기상 조건과 중력에 의한 변형을 보정하는 장치가 필수적으로 적용된다.

간섭계는 두 개 이상의 전파 망원경을 연결하여 하나의 거대한 망원경과 동등한 분해능을 얻는 기술이다. 단일 전파 망원경의 분해능은 안테나의 직경에 의해 결정되는데, 직경이 수백 미터를 넘는 거대한 단일 안테나를 제작하는 것은 공학적, 경제적으로 매우 어렵다. 간섭계는 지리적으로 떨어진 여러 개의 상대적으로 작은 안테나를 배열하고, 각 안테나가 수신한 전파 신호의 위상 차이를 정밀하게 측정하여 합성함으로써, 안테나 배열의 최대 간격(기선 길이)에 해당하는 거대한 가상 망원경의 분해능을 구현한다.

간섭계의 핵심 원리는 전파 간섭 현상을 이용하는 것이다. 멀리 떨어진 천체에서 방출된 평면파는 각 안테나에 약간의 시간 차이(지연)를 두고 도달한다. 이 신호들을 중앙 처리 장치로 보내 지연을 보정하고 위상을 맞춘 후, 서로 간섭시켜 간섭 무늬를 생성한다. 이 간섭 무늬의 패턴을 분석하면 천체의 밝기 분포와 매우 상세한 구조에 대한 정보를 얻을 수 있다. 기선 길이가 길수록, 즉 안테나들이 멀리 떨어져 있을수록 분해능은 높아진다.

이 기술을 극대화한 것이 초장기선 간섭계(VLBI)이다. VLBI는 대륙 간, 심지어 지구와 우주 공간에 설치된 안테나까지 연결하여 기선 길이를 지구 직경 수준으로 확장한다. 이를 통해 전파 망원경의 분해능은 광학 망원경을 훨씬 능가하는 수준에 도달한다. 대표적인 사례로 알마 전파 망원경은 66개의 고정밀 안테나를 이동시켜 다양한 배열을 구성하고, 이벤트 호라이즌 망원경(EHT) 프로젝트는 전 세계의 전파 망원경을 VLBI로 연결하여 블랙홀의 그림자 직접 촬영에 성공했다.

집광력은 망원경이 빛을 모으는 능력을 나타내는 지표이다. 구경이 클수록 더 많은 빛을 모을 수 있어, 어두운 천체를 관측하거나 더 짧은 노출 시간으로 관측하는 데 유리하다. 집광력은 주로 망원경의 주경 또는 대물렌즈의 직경(구경)에 의해 결정되며, 구경의 제곱에 비례하여 증가한다. 예를 들어, 구경 2미터 망원경은 구경 1미터 망원경보다 4배 많은 빛을 모을 수 있다.

분해능은 망원경이 두 개의 가까운 점을 구별해 내는 능력, 즉 세부 구조를 분해하여 관측할 수 있는 능력을 의미한다. 분해능은 각도(초각) 단위로 표현되며, 구경이 클수록 그 값이 작아져 더 높은 해상도를 가진다. 이론적 분해능은 레이리 준거에 의해 결정되며, 파장에 비례하고 구경에 반비례한다. 따라서 가시광선 영역에서 더 높은 분해능을 얻기 위해서는 구경을 키우거나, 파장이 더 짧은 빛을 관측해야 한다.

실제 지상 관측에서는 대기 요동(시상)으로 인해 이론적 분해능에 도달하기 어렵다. 이를 극복하기 위해 적응광학 기술을 사용하거나, 허블 우주 망원경과 같이 대기권 밖에 망원경을 설치하기도 한다. 한편, 간섭계 기술을 이용하면 여러 망원경을 연결하여 가상의 거대한 구경에 해당하는 분해능을 얻을 수 있다[4]](VLBI)나 알마 전파 망원경과 같은 배열 망원경].

배율은 망원경으로 관측했을 때 천체가 실제보다 몇 배 커져 보이는지를 나타내는 수치이다. 배율(M)은 대물렌즈 또는 주경의 초점 거리(Fo)를 접안렌즈의 초점 거리(Fe)로 나눈 값으로 계산된다[5]. 예를 들어, 초점 거리 1000mm인 대물렌즈와 10mm인 접안렌즈를 사용하면 배율은 100배가 된다. 배율은 접안렌즈를 교체함으로써 쉽게 변경할 수 있다.

그러나 배율만 높다고 해서 좋은 관측 조건을 보장하지는 않는다. 지나치게 높은 배율은 분해능의 한계를 넘어서게 되어 상이 흐려지고, 대기 요동의 영향을 더 크게 받으며, 밝기도 낮아져 관측을 어렵게 만든다. 일반적으로 유효한 최대 배율은 구경(단위: mm)의 약 2배 정도로 간주된다.

시야는 망원경을 통해 한 번에 볼 수 있는 하늘의 영역을 말한다. 시야의 크기는 주로 접안렌즈의 설계에 의해 결정되며, 일반적으로 '겉보기 시야'와 '실제 시야'로 구분한다. 겉보기 시야는 접안렌즈 자체가 제공하는 시야각(예: 50도)을 의미하며, 실제 시야는 이를 망원경의 배율로 나눈 값(실제 시야 = 겉보기 시야 / 배율)으로 계산된다. 높은 배율은 실제 시야를 좁히는 결과를 가져온다.

넓은 시야는 은하단이나 혜성과 같은 확장된 천체를 관측하거나 천체를 찾는 데 유리하다. 반면, 높은 배율은 행성의 표면 세부 구조나 쌍성을 분리하여 관측하는 데 필요하다. 따라서 관측 목적에 따라 적절한 배율과 시야를 제공하는 접안렌즈를 선택하는 것이 중요하다.

지구 대기는 끊임없이 움직이고 있으며, 그 안의 온도와 밀도 차이로 인해 빛의 경로가 미세하게 굴절되는 현상이 발생한다. 이로 인해 망원경으로 관측할 때 별빛이 깜빡이거나 흔들리는 것처럼 보이는데, 이를 대기 요동 또는 시상이라고 부른다. 시상은 망원경의 이론적인 분해능을 현저히 떨어뜨리는 주요 요인이다.

대기 요동의 정도는 일반적으로 프리드 파라미터로 표현되며, 이 값이 클수록 대기의 영향이 작음을 의미한다. 시상이 나쁜 조건에서는 별의 상이 크게 퍼져 보여, 고해상도 관측이 사실상 불가능해진다. 이러한 영향은 특히 가시광선 및 근적외선 파장대에서 두드러지게 나타난다.

이를 극복하기 위해 천문대는 대체로 고도가 높고 대기가 안정된 지역에 건설된다. 또한, 짧은 노출 시간으로 여러 장의 사진을 찍어 후처리하는 러키 이미징 기법이나, 실시간으로 대기 왜곡을 측정하여 보정하는 적응광학 시스템이 개발되어 활용되고 있다.

대기 요동으로 인한 별빛의 왜곡을 실시간으로 측정하고 보정하는 기술이다. 지상 광학 망원경의 성능을 극대화하기 위해 개발되었다. 이 기술은 망원경의 광학 경로에 변형 가능한 거울을 설치하고, 왜곡을 측정하는 파면 센서와 빠른 연산을 수행하는 제어 시스템으로 구성된다.

적응광학 시스템의 작동 과정은 다음과 같다. 먼저, 관측 대상 근처의 밝은 안내성이나 인공 레이저로 만든 인공별을 사용하여 대기 왜곡을 파면 센서로 지속적으로 감지한다. 센서는 빛의 파면이 얼마나 찌그러졌는지를 수백에서 수천 분의 1초 단위로 측정한다. 이 데이터는 제어 컴퓨터로 전송되어, 왜곡을 상쇄하기 위해 변형거울의 각 부분을 어떻게 휘어야 하는지를 계산한다.

이 기술을 적용하면 지상 망원경의 분해능이 회절 한계에 근접할 수 있어, 우주 망원경에 버금가는 선명한 영상을 얻을 수 있다. 초기에는 군사 목적으로 개발되었으나, 1990년대 이후부터 본격적으로 천문 관측에 활용되기 시작했다. 현재는 대부분의 대형 지상 광학/적외선 망원경에 필수적인 기술로 자리 잡았다.

허블 우주 망원경(HST)은 미국 항공우주국(NASA)과 유럽 우주국(ESA)이 공동으로 개발하여 1990년 4월 우주왕복선 디스커버리호에 의해 지구 저궤도에 배치된 우주 망원경이다. 대기의 간섭 없이 우주 공간에서 관측을 수행함으로써 천문학에 혁명을 가져왔다. 명칭은 미국의 천문학자 에드윈 허블의 이름을 따서 지어졌다.

허블 망원경은 주경 직경 2.4미터의 리치-크레티앙식 반사 망원경을 탑재하고 있다. 초기에는 주경에 제작 오류가 있어 이미지가 흐려지는 문제가 있었으나, 1993년 첫 번째 유지 보수 임무에서 보정 광학 시스템을 설치하여 설계 성능을 회복하였다. 이후 여러 차례의 서비스 임무를 통해 카메라와 분광기 등의 과학 장비를 교체 및 업그레이드하면서 지속적으로 성능이 향상되었다.

허블 망원경이 기여한 주요 과학 성과는 다음과 같다.

2021년 제임스 웹 우주 망원경이 발사되기 전까지 약 30년 이상 근적외선, 가시광선, 자외선 영역에서 가장 중요한 우주 관측 시설로 자리 잡았다. 지상 망원경으로는 불가능한 선명한 영상과 정밀한 측정 데이터를 제공하여 현대 천문학의 지식을 크게 확장시켰다.

제임스 웹 우주 망원경(James Webb Space Telescope, JWST)은 미국 항공우주국(NASA)이 주도하고 유럽 우주국(ESA) 및 캐나다 우주국(CSA)이 협력하여 개발한 적외선 우주 망원경이다. 2021년 12월 25일 발사되어 2022년 7월부터 본격적인 과학 관측을 시작했다. 허블 우주 망원경의 후속 주력 관측 장비로서, 우주 초기의 첫 번째 별과 은하 형성, 외계 행성의 대기 분석 등을 주요 과학 목표로 삼고 있다.

이 망원경의 가장 큰 특징은 적외선 관측에 최적화된 설계이다. 우주 초기 천체에서 나오는 빛은 적색편이 현상으로 인해 가시광선 영역에서 적외선 영역으로 이동하기 때문에, 이를 탐지하기 위해서는 고감도의 적외선 관측 능력이 필수적이다. 이를 위해 JWST는 차양막을 펼쳐 태양열을 차단하고, 망원경과 과학 기기를 영하 220도 이하의 극저온으로 냉각하여 자체 열잡음을 최소화한다.

주경은 경량 베릴륨으로 제작된 18개의 육각형 세그먼트로 구성되어 있으며, 지름은 약 6.5미터에 달한다. 이는 허블 우주 망원경 주경의 약 2.7배에 해당하는 집광 면적을 제공한다. 주경 세그먼트는 지상에서의 발사와 우주 공간에서의 펼침을 고려하여 설계되었으며, 정밀한 전동기를 통해 미세하게 조정되어 하나의 거대한 거울로 기능한다. 망원경은 지구에서 약 150만 킬로미터 떨어진 라그랑주점(L2) 주변의 궤도를 선회하며, 태양, 지구, 달의 간섭을 최소화한 안정된 환경에서 관측을 수행한다.

JWST는 근적외선 카메라(NIRCam), 근적외선 분광기(NIRSpec), 중적외선 기기(MIRI) 등 4대의 주요 과학 기기를 탑재하여 촬영과 분광 관측을 수행한다. 특히 NIRSpec는 한 번에 100개 이상의 천체 스펙트럼을 동시에 관측할 수 있는 마이크로셔터 배열 기술을 채용했다. 초기 우주의 빛을 포착하여 재이온화 시대를 연구하고, 트랜싯 방법을 통해 외계 행성 대기의 물, 메탄, 이산화탄소 등의 성분을 분석하는 데 기여하고 있다.

알마(ALMA, Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)는 칠레 북부의 아타카마 사막에 위치한 세계 최대의 전파 간섭계입니다. 이 망원경은 밀리미터와 서브밀리미터 파장의 전파를 관측하는 데 특화되어 있으며, 별 형성, 행성계 형성, 우주 초기의 은하 등 차가운 우주의 현상을 연구하는 데 핵심적인 역할을 합니다.

알마는 총 66개의 고정밀 전파 망원경으로 구성된 배열입니다. 이 중 직경 12미터의 안테나 54개와 직경 7미터의 안테나 12개가 협력하여 하나의 거대한 망원경처럼 작동합니다. 안테나들은 최대 16킬로미터까지 이동할 수 있는 궤도 위에 설치되어 있으며, 배열의 형태를 자유롭게 변경할 수 있습니다. 이렇게 넓게 퍼진 안테나들이 수신한 신호를 간섭계 기술로 결합함으로써, 단일 접시형 안테나로는 얻을 수 없는 매우 높은 분해능을 실현합니다.

고도 약 5,000미터의 첸코르 고원에 건설된 이유는 대기의 영향을 최소화하기 위해서입니다. 밀리미터파와 서브밀리미터파는 대기 중의 수증기에 의해 쉽게 흡수되지만, 아타카마 사막은 세계에서 가장 건조한 지역 중 하나로, 이러한 관측에 이상적인 조건을 제공합니다. 알마는 2011년부터 본격적인 과학 관측을 시작했으며, 유럽 남방 천문대(ESO), 미국 국립 과학 재단(NSF), 일본 자연과학 연구기구(NINS) 등이 주도하는 국제 협력 프로젝트로 운영됩니다.