{{위키데이터 속성 추적}}
{{출처 필요|날짜=2013-08-05}}
{{학문 정보
|학문명 = 전파천문학
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|그림설명 =[[초대형 전파 망원경 배열]], [[미국]], [[뉴멕시코주]]
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|학문 분야 =[[천문학]]
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'''전파천문학'''(電波天文學, {{lang|en|radio astronomy}})은 전파 주파수대에서 [[천체]]를 연구하는 [[천문학]]의 하위분야이다. 또한 우주에서 오는 전파 통해 은하나 별들을 연구하는 학문이다.

천체에서 나오는 전파를 처음으로 탐지한 것은 1930년대의 [[칼 젠스키]]가 [[우리 은하]]에서 오는 전파를 받아낸 것이 처음이다. 그 뒤를 이은 관측 결과, 수많은 서로 다른 전파 방출원들이 발견되었다. [[항성]]이나 [[은하]]는 물론, [[전파은하]], [[퀘이사]], [[펄사]], [[천체물리학적 메이저|메이저]] 등 완전히 새로운 부류의 천체들이 발견되기도 하였다. [[대폭발 이론]]에 강력한 근거를 제공한 [[우주 마이크로파 배경]]의 발견이 바로 전파천문학을 통해 이루어진 것이다.{{출처|날짜=2013-10-13}}

전파천문학은 [[전파망원경]]이라고 하는 거대한 [[전파 안테나]]를 사용하여 수행된다. 단일한 전파망원경이 사용되기도 하고, 다수의 전파망원경을 연결하여 [[간섭계|전파 간섭계]]를 만들고 [[개구합성]]을 하기도 한다. 간섭계를 사용하면, 간섭계를 구성하는 개개의 망원경 사이의 거리에 의해 [[분해능]]이 결정되므로, 개개의 망원경보다 좋은 [[분해능]]을 얻을 수 있다.

== 전파천문학 역사 ==
1930년대에 잰스키가 은하수를 관측하기 전에도, 물리학자들은 천체가 전파원이 되어 그 전파를 관측할 수 있을 것이라고 추측했다. 1860년대, [[제임스 클러크 맥스웰]]의 [[맥스웰 방정식]]은 [[전자기파]]가 [[전기]] 및 [[자기]]와 관련이 있으며 어떠한 [[파장]]에서도 존재할 수 있음을 보였다. [[니콜라 테슬라]], [[올리버 로지]] 등이 [[태양]]에서 방출되는 전파를 검출하려고 여러 번 시도하였으나, 기술적 한계로 인하여 번번히 실패하였다.<ref>{{웹 인용 | url=http://www.nrao.edu/whatisra/hist_prehist.shtml | 제목 = Pre-History of Radio Astronomy | 편집자= F. Ghigo | 확인날짜= 2010-04-09}}</ref>

[[칼 잰스키]]는 1930년대 초반에 천문학적 전파원을 최초로, [[세런디피티|우연히]] 발견하였다. [[벨 연구소|벨 전화 연구소]] 소속 공학자였던 그는 대서양 횡단 음성전송에 사용되는 [[단파]] 통신에 자꾸 끼어드는 잡음을 조사하고 있었다. 커다란 [[지향성 안테나]]를 사용한 잰스키는 [[아날로그 신호|아날로그]] 펜과 종이 기록에 정체불명의 전파원에서 오는 반복되는 신호가 기록되고 있음을 알아차렸다. 신호가 매 24시간마다 절정에 달하였기 때문에, 잰스키는 처음에는 간섭의 원인이 자신의 지향성 안테나의 시야를 가로지르던 [[태양]]이 아닌가 추측하였다. 분석을 계속한 결과 전파원의 반복 주기는 태양을 따라가는 정확한 24시간이 아니라, 23시간 56분으로 나타났다. 잰스키는 이 영문 모를 현상을 동료인 천체물리학자이자 교사인 [[앨버트 멜빈 스켈렛]]에게 털어놓았다. 스켈렛은 23시간 56분이 1 [[항성시]]를 가리키며, 이것은 전파원이 지구가 1회 자전할 때마다 안테나의 시야에 들어오게 되는, 천구상에 "고정"되어 있는 천체라는 것을 의미한다는 것을 지적하였다.<ref name="bookrags.com">{{웹 인용 | url = http://www.bookrags.com/biography/karl-jansky-wsd/ | 제목= World of Scientific Discovery on Karl Jansky | 확인날짜= 2010-04-09}}</ref> 자신의 관측 결과를 광학 천문도와 대조해 본 잰스키는 마침내 자신의 안테나가 [[궁수자리]]의 [[은하수]]가 가장 짙은 지역을 가리켰을 때 문제의 전파원이 절정에 달하였다고 결론내렸다.<ref>{{저널 인용 | doi = 10.1038/132066a0 | 저자= Jansky, Karl G. |  제목= Radio waves from outside the solar system | 저널= Nature | volume = 132 | issue = 3323 | 쪽= 66 | 연도= 1933 | bibcode = 1933Natur.132...66J|이탤릭체=예}}</ref> 그는 태양(그리고 다른 항성들)이 전파 잡읍을 일으킬 정도로 큰 전파원이 아니므로, 문제의 전파 간섭은 은하의 성간 가스와 먼지에 의해 생성된 것이라고 생각했다.<ref name="bookrags.com"/> (잰스키의 전파원은 하늘에서 가장 강력한 전파원 중 하나로, 1950년대에 [[궁수자리 A]]라고 명명되었다. 그리고 이것은 성간 "가스와 먼지"는 아니었으며, 이 구역에서 발견된 천체들이 발생시키는 강력한 자기장과 그 안의 [[전자]]에서 방출되는 것임이 밝혀졌다).<ref>{{서적 인용 |제목=Relativity, astrophysics and cosmology: Volume 1 |author=Radoje Belusević |url= |이탤릭체=예}} [http://books.google.com/books?id=WeICTHIxP2MC&pg=PA163&dq=Jansky+%22center+of+the+galaxy%22+%22sagittarius+A%22&hl=en&sa=X&ei=Er-nT4zTDYfn0QGA8-n5BA&ved=0CFUQ6AEwBQ#v=onepage&q=Jansky%20%22center%20of%20the%20galaxy%22%20%22sagittarius%20A%22&f=false p. 163.]{{깨진 링크|url=http://books.google.com/books?id=WeICTHIxP2MC&pg=PA163&dq=Jansky+%22center+of+the+galaxy%22+%22sagittarius+A%22&hl=en&sa=X&ei=Er-nT4zTDYfn0QGA8-n5BA&ved=0CFUQ6AEwBQ }}</ref><ref>[http://books.google.com/books?id=3vxLNPNHOcwC&pg=PA131&dq=jansky+strongest+%22Sagittarius+A%22&hl=en&sa=X&ei=xeSnT7r_MsOT0QHk482XBQ&ved=0CD4Q6AEwAg#v=onepage&q=jansky%20strongest%20%22Sagittarius%20A%22&f=false Bojan Kambič, Viewing the Constellations with Binoculars, pages 131-133]</ref>

잰스키는 자신의 발견을 1933년에 발표하였다. 그는 은하수에서 나오는 전파를 보다 상세히 조사하고 싶어했다. 하지만 벨 연구소는 그를 다른 프로젝트로 전출시켰고, 이후 잰스키가 천문학 분야에 있어 다른 업적을 남긴 바는 없다. 하지만 전파천문학에 있어 그의 선구자적 업적은 [[선속밀도]]의 기본 단위 [[잰스키]](Jy)를 그의 이름을 따 명명함으로써 기려지고 있다.

1937년, 잰스키의 연구에 영감을 받은 [[그로트 레버]]가 자기 집 뒷마당에 직경 9미터 짜리 포물면 전파망원경을 설치하였다. 잰스키의 관측을 반복하는 것으로 연구를 시작한 레버는 최초의 전파 대역 전천 탐사를 수행하였다.<ref>{{웹 인용 | url = http://www.nrao.edu/whatisra/hist_reber.shtml | 제목= Grote Reber | 확인날짜= 2010-04-09}}</ref> 1942년 2월 27일에는 영국 육군 연구장교 [[제임스 스탠리 헤이]]가 태양에서 방출되는 전파를 최초로 검출하였다.<ref>J. S. Hey. The Radio Universe, 2nd Ed., Pergamon Press, Oxford-New York (1975),</ref>

== 관측 ==
약 1mm보다 긴 파장대의 전자기파를 이용한다. 전파천문학은 관측천문학의 다른 분야와는 달리 관측된 전파를 개개의 광자로 다루기보다는 파동으로 다룬다. 그러므로 짧은 파장 영역의 전자기파에 비해, 전파의 세기와 위상을 측정하는 데 상대적으로 수월하다. 어떤 전파는 열적 발산의 형태로 천체에 의해 생성되기도 하지만, 지구상에서 관측 가능한 대부분의 전파 방사는 [[싱크로트론]] 복사의 형태이다. 또한, 별들 사이의 가스, 특히 21&nbsp;cm 수소분광선에 의해 생성된 많은 분광선들이 전파영역에서 관측 가능하다. 전파천문학에서 다루는 천체는 [[초신성]], [[성간가스]], [[펄사]], [[활동은하핵]] 등 매우 다양하다.

천체의 전파는 미약하기 때문에 관측은 [[전파 망원경]]에 의해 이루어진다. [[전파]]는 [[파장]]이 길기 때문에 [[성간 물질]]에 의한 [[산란]]을 받지 않으며, [[가시 광선]]으로 관측할 수 없는 [[암흑 성운]]의 뒷쪽 등을 관측하는 것이 가능하다.

그러나 [[단파]]보다 파장이 긴 (40m 이상) 전파는 [[전리층]]에서 반사되기 때문에 지상에 닿지 않는다. 또한 파장이 짧은 (3&nbsp;cm 이하) 전파는 대기 중의 [[물]] 분자와 [[산소]] 분자에 의해 흡수되므로 역시 지상에 도달하기 어렵다. 따라서 그 사이 파장의 전파가 관측에 사용되고있다. 1980년대 이후에는 관측 장치의 위치를 고려하면서 전파 망원경의 [[집광력]] 등을 향상시키는 등의 방법을 통해, [[밀리미터]] 영역에서 하위 밀리미터 영역 관측도 수행하고 있다.

== 자연적인 천체의 전파 발생 ==
천체는 특정한 전파를 발생시킨다. 여러 파장에서 관측을 수행하면, 천체에서 어떤 전파가 발생하는지 알 수 있다. 그리고 그것을 통해 천체의 성질을 알 수 있다.
* [[싱크로트론 방사선]]: 광속에 가까운 전자가 자기장에서 [[로렌츠 힘]]을 받아 원운동 때 방출된다. [[파장 의존성]]이 강한 [[연속 스펙트럼]]을 가진 편광을 발생시킨다.
* [[열 제동 방사선]]: 고온의 [[플라즈마]]에서 전자가 [[원자핵]]의 [[인력]]을 받아 진로가 구부러질때 방출된다. 파장 의존성이 작은 연속 스펙트럼을 가진 빛을 발생시킨다.
* [[이온화 원자 재결합]]: [[이온화]]하는 원자와 전자가 재결합할 때 방출된다. [[선 스펙트럼]]을 가진다.
* 수소 원자의 파장 21&nbsp;cm 선: 수소 원자 사이의 전자 스핀이 반전될 때 방출된다.
* 분자의 회전 경로: [[암흑 성운]](분자 구름)에서 분자의 회전 경로가 변경될 때 방출된다. 선 스펙트럼을 가진다.
* [[우주 마이크로파 배경]]: [[대폭발]]의 순간에 우주로 채워진 빛의 흔적이다.
[[제2차 세계 대전]] 이후 전쟁 중에 발달한 레이다 기술이 적용되어 추가 관측이 행해지게 되었다. 그러나, [[전파 관측]]은 [[광학 관측]]에 비해 [[해상도]]가 매우 뒤떨어지는 것이 단점이었다. [[간섭계]]의 응용을 통해 이 문제가 크게 개선되었다. 그 결과 많은 천체가 가시 광선과는 다른 모습을 하고 있는 것으로 조사됐다. 이렇게 전파 관측이 [[천체 관측]]의 한 분야로 정착하였다.

== 역사 ==
* [[1931년]], [[벨 연구소]]의 기술자 [[칼 진 스키]]는 [[공전 현상]]을 관측하던 중 처음으로 천체의 전파를 관측하였다. 이렇게 전파를 발산하는 천체가 있는 것이 처음으로 밝혀졌다. 칼 진 스키가 발견한 것은 [[우리 은하]]의 중심 핵에서 파장 14.6m의 전파를 발산하는 천체였다.
* [[1940년]], [[그로테 레바]]는 직경 9m의 인공 위성 접시를 제작했다. 이것이 최초의 [[전파 망원경]]이다. 레바는 파장 1.85m의 전파로 은하수의 관측을 수행하여 전파지도를 작성했다.
* [[1942년]], 영국의 [[제임스 헤이]]는 레이다에 간섭하는 정체 불명의 전파를 관측하였다. 이것은 같은 해 미국의 [[조지 사우스워스]]를 통해 [[태양 플레어]]에 의한 전파라는 것이 확인되었다.
* [[1944년]], 네덜란드의 반 드 전체 목록은 [[이온화]]하지 않은 수소 원자가 파장 21cm의 전파를 방출할 가능성을 보여주었다. 이것은 [[1951년]]에 미국 [[헤럴드 유엔]]과 [[에드워드 퍼셀]]에 의해 확인되었다.
* [[1965년]], [[로버트 윌슨]]은 통신 기기의 소음 측정을 하는 동안 우주에서 [[등방성]]으로 오는 전파를 발견했다. 이것이 [[대폭발 이론]]에서 예측되던 [[우주 마이크로파 배경]]이다.
* 같은 해에 [[앤터니 휴이시]]와 [[조셀린 벨 버넬]]은 매우 정확한 주기로 오는 전파를 발산하는 천체를 발견했다. 이것은 [[펄사]]라고 불리고, 그 정체는 빠르게 자전하는 [[중성자별]]일 것으로 예측되고 있다.

== 전파 별 ==
[[파일:GCRT J1745-3009 2.jpg|섬네일|은하수의 중심 지역의 전파 이미지]]
그로테 레바는 [[고니 자리]]와 [[카시오페이아 자리]] 근처에서 강한 전파를 방출하는 구역을 발견했다.

[[1946년]]에 [[제임스 헤이들]]은 이 전파가 은하수와 다른 천체에서 나오는 전파라는 것을 확인했다. 당시의 전파 망원경의 해상도에서는 이 전파 자원의 광학적인 대응 천체를 알 수 없었기 때문에, 이들은 전파 별이라고하며 천체가 속하는 별자리와 별자리에서 전파 강도의 순으로 알파벳순 부호로 호칭되었다.

전파 별은 [[활동 은하]]와 질량이 큰 별의 형성이 활발한 성운, 초신성 잔해 등으로 식별되었다.

* [[궁수자리 A]] : 동쪽 궁수자리 A, 서쪽 궁수자리 A 로 구성된다. 동쪽 궁수자리 A는 초신성 잔해로 생각되고 있다.
* [[카시오페이아 자리 A]] : [[1670년]] 경에 폭발한 초신성의 잔해라고 추측하고 있다.
* [[황소 자리 A]] : [[게 성운|게 성운 (M1)]]
* [[오리온자리 A]] : [[오리온 성운|오리온 성운 (M42)]]
* [[고니자리 A]] : 활동 은하 [[3C405]]
* [[처녀자리 A]] : 활동 은하 [[M87 (천체)|M87]]
* [[센타우루스 자리 A]] : 활동 은하 [[NGC 5128]]

== 기타 ==
최근{{언제|날짜=2010}}에는 [[고주파]]의 사용이 늘어나면서 휴대 전화 등의 송신 설비에서 [[고조파]] 등의 영향으로 서서히 관측이 힘들어 지고 있다. 종종 관측에 사용되는 주파수 할당이 인근에 있는 주파수의 이용에 영향을 받기도 한다.

== 같이 보기 ==
{{위키공용분류}}
* [[전파 천문 위성]]
* [[아타카마 대형 밀리미터 집합체]]

== 참조 ==
<references />

{{천문학}}
{{전파 천문학}}
{{전거 통제}}

[[분류:전파천문학| ]]