뉴질랜드의 전자공학, 마이크로 컨트롤러 활용에 관한 기초 교육 자료
An Introduction to Practical Electronics, Microcontrollers and Software Design
이 자료는 뉴질랜드 마운트 로스킬 그라마 스쿨의 전자과의 빌 콜리스(B.Collis, http://tenz.org.nz/awards-roll.htm 뉴질랜드 기술 교육의 명예의 전당)라는 분이 작성한 문서라고 합니다.
전자공학을 처음 시작하는 학생들을 위해 만든 문서랍니다. 대부분 그림으로 설명하고 있어서 영어의 압박없이도 쉽게 알 수 있습니다. 입문서 답게 땜질 잘하는 법, PCB 만드는 법, 옴의 법칙, 간단한 측정기 사용법 등 아주 기초부터 상당히 고급 응용까지 약 800여 쪽에 이르는 방대한 분량이며 계속 내용이 증가하고 있답니다.
An introduction to Practical Electronics, Microcontrollers and Software Design is a PDF book (800 pages+ and growing) that I have written for my students who are starting out in electronics. It is based around the PCB CAD software Eagle, the ATMEL AVR microcontroller and the BASCOM-AVR cross compiler. It aims to help students use software like Eagle and Sketchup for their chosen projects, and how to write and plan successful code using statechart principles. There are many examples of block diagrams, circuits, layouts, flowcharts, statecharts and code in the book for many different interfaces and products.
이 책은 전자공작 입문자를 위해 값싼(혹은 크기가 제한되지만 자작 취미가용으로 충분하며 무료인) PCB 설계 소프트웨어 이글(Eagle)과 애트멜 AVR 마이크로프로세서 그리고 프로그래밍 도구를 기초로 작성되었습니다. 이 책의 목적은 전자공작 입문자가 자신의 프로젝트를 기획하여 PCB를 스스로 만들어보고 상태도를 구상하여 성공적으로 마이크로프로세서에 응용 프로그램을 작성하여 완성 시킬 수 있도록 도움을 주려고 합니다. (단순히 뭐가 되는지 아닌지 찔끔 보여주는 것 보다는 기획과 "작품" 완성까지 보여주려고 한다는 점이 이 책의 가치가 있다고 생각됩니다)
원문 페이지 링크는 아래와 같습니다.
http://www.techideas.co.nz/
이 책의 링크는,
https://www.box.com/s/qxtlyb83nf14q03s29qk
저자가 실시하는 교육 과정 안내,
http://dl.dropbox.com/u/5571446/index.html
* 뉴질랜드의 학제가 어떻게 되는지 몰라서 이 학교가 초중고대 중 어디에 해당하는지 모르겠군요. 아마 초등 일지도 모른다는 생각과 우리의 실험실습 교육과 비교하면 대략 orz... 전자공작 수준이 기초 교육의 척도는 아닐 것이지만 이런 학습 자료를 준비하고 실시하는 그 환경이 참 부럽습니다. IT 강국이라는 우리의 구호가 무색해 집니다. 우리는 너무나 모듈 조립에 집중되어 있는 것은 아닌지요? 다 준비된 모듈로 만든 결과물은 화려합니다만 그저 따라쟁이로 남는 것은 아닐까요? 경쟁이 치열한 속도전의 시대에 경쟁력 없이 기초운운 한다면 할 말은 없습니다만..... "전자공작" 이 속도와 경제성의 효율을 따지려는 아니니까요.
목요일, 1월 22, 2015
수요일, 1월 21, 2015
무선(전자 공작) 취미의 첫걸음/ARRL First Steps in Radio
무선(전자 공작) 취미의 첫걸음/ARRL First Steps in Radio
미국의 아마추어 무선 연맹(ARRL) 웹 페이지에 전자(무선)공작 취미가에게 아주 유용한 자료들이 많습니다. 일부 자세한 내용을 보려면 회원 가입이 필요하지만 무료로 공개된 자료도 많습니다.
전에 무선통신을 교실로...(ARRL Education & Technology Program(ETP), Teacher's Institute on Wireless Technology)를 소개 했었는데 이번에는 전자(무선)공작 첫걸음 자료가 있어서 소개합니다. 전자 회로도 읽는 법부터 시작해서 저항과 컨덴서, 코일, 다이오드, 트랜지스터등 아주 기초적인 소자의 특성과 활용, 송수신기의 구조, 혼신, 무선 안테나, 동조와 매칭, 그리고 무선국 설치까지 다양한 내용을 담고 있습니다.
ARRL First steps in Radio
더그 미모우, W1FB 는 1970년부터 ARRL의 기술부 운영자이자 기관지 기술부분 편집자다. 그는 QST에 전자(무선)공작 입문 기사를 연재하였다.
기사목록
Part 1 - Getting into Amateur Radio Electronics(아마추어 무선 전자 입문)
QST January 1984, pp. 22-25 (1984년 1월호)
Part 2 - How to Read a Schematic Diagram(전자회로도 읽는 법)
QST February 1984, pp. 19-22(1984년 2월호)
Part 3 - Understanding Resistors(저항의 이해)
QST March 1984, pp. 11-15(1984년 3월호)
Feedback: QST August 1984, p. 49. The output waveform in Fig. 5B should be shown 180deg out of phase with the input signal.
Part 4 - Getting to Know Capacitors(콘덴서의 이해)
QST April 1984, pp. 37-40(1984년 4월호)
Part 5 - An Introduction to Coils and Transformers (코일과 트랜스의 기초 이해)
QST May 1984, pp. 15-19(1984년 5월호)
Part 6 - The World of Switches and Relays(다양한 스위치와 릴레이)
QST June 1984, pp. 25-29(1984년 6월호)
Part 7 - Meet the Versatile Diode(여러 용도의 다이오드)
QST July 1984, pp. 30-33(1984년 7월호)
Part 8 -- The Magic of Transistors(마법의 트랜지스터)
QST August 1984, pp. 38-41(1984년 8월호)
Part 9 -- Radio Antennas and How They Operate(무선 안테나의 동작원리)
QST September 1984, pp. 30-34(1984년 9월호)
Part 10 -- How Receivers Work(무선 수신기의 동작원리)
QST October 1984, pp. 30-33(1984년 10월호)
Part 11 -- The Basics of Transmitters(송신기의 기초 이해)
QST November 1984, pp. 40-44(1984년 11월호)
Part 12 -- The Amateur and Electrical Safety(전기 안전)
QST December 1984, pp. 19-22(1984년 12월호)
Part 13 -- Radio Waves and Communications Distance(전파와 원거리통신)
QST January 1985, pp. 31-33, 38(1985년 1월호)
Part 14 -- Understanding TV and Radio Interference(TV와 무선간섭-혼신-의 이해)
QST February 1985, pp. 34-37(1985년 2월호)
Part 15 -- Diodes and How They Are Used(다이오드 활용법)
QST March 1985, pp. 34-38(1985년 3월호)
Part 16 -- Resonance and Tuning Methods(동조의 원리와 튜닝-매칭-방법)
QST April 1985, pp. 28-31(1985년 4월호)
Part 17 -- Understanding FM Transmitters(FM 송신기의 이해)
QST May 1985, pp. 23-25((1985년 5월호)
Part 18 -- Understanding FM Receivers(FM 수신기의 이해)
QST June 1985, pp. 25-27(1985년 6월호)
Part 19 -- Equipping Your First Ham Station(무선국 꾸미기)
QST July 1985, pp. 34-36(1985년 7월호)
미국의 아마추어 무선 연맹(ARRL) 웹 페이지에 전자(무선)공작 취미가에게 아주 유용한 자료들이 많습니다. 일부 자세한 내용을 보려면 회원 가입이 필요하지만 무료로 공개된 자료도 많습니다.
전에 무선통신을 교실로...(ARRL Education & Technology Program(ETP), Teacher's Institute on Wireless Technology)를 소개 했었는데 이번에는 전자(무선)공작 첫걸음 자료가 있어서 소개합니다. 전자 회로도 읽는 법부터 시작해서 저항과 컨덴서, 코일, 다이오드, 트랜지스터등 아주 기초적인 소자의 특성과 활용, 송수신기의 구조, 혼신, 무선 안테나, 동조와 매칭, 그리고 무선국 설치까지 다양한 내용을 담고 있습니다.
ARRL First steps in Radio
더그 미모우, W1FB 는 1970년부터 ARRL의 기술부 운영자이자 기관지 기술부분 편집자다. 그는 QST에 전자(무선)공작 입문 기사를 연재하였다.
기사목록
Part 1 - Getting into Amateur Radio Electronics(아마추어 무선 전자 입문)
QST January 1984, pp. 22-25 (1984년 1월호)
Part 2 - How to Read a Schematic Diagram(전자회로도 읽는 법)
QST February 1984, pp. 19-22(1984년 2월호)
Part 3 - Understanding Resistors(저항의 이해)
QST March 1984, pp. 11-15(1984년 3월호)
Feedback: QST August 1984, p. 49. The output waveform in Fig. 5B should be shown 180deg out of phase with the input signal.
Part 4 - Getting to Know Capacitors(콘덴서의 이해)
QST April 1984, pp. 37-40(1984년 4월호)
Part 5 - An Introduction to Coils and Transformers (코일과 트랜스의 기초 이해)
QST May 1984, pp. 15-19(1984년 5월호)
Part 6 - The World of Switches and Relays(다양한 스위치와 릴레이)
QST June 1984, pp. 25-29(1984년 6월호)
Part 7 - Meet the Versatile Diode(여러 용도의 다이오드)
QST July 1984, pp. 30-33(1984년 7월호)
Part 8 -- The Magic of Transistors(마법의 트랜지스터)
QST August 1984, pp. 38-41(1984년 8월호)
Part 9 -- Radio Antennas and How They Operate(무선 안테나의 동작원리)
QST September 1984, pp. 30-34(1984년 9월호)
Part 10 -- How Receivers Work(무선 수신기의 동작원리)
QST October 1984, pp. 30-33(1984년 10월호)
Part 11 -- The Basics of Transmitters(송신기의 기초 이해)
QST November 1984, pp. 40-44(1984년 11월호)
Part 12 -- The Amateur and Electrical Safety(전기 안전)
QST December 1984, pp. 19-22(1984년 12월호)
Part 13 -- Radio Waves and Communications Distance(전파와 원거리통신)
QST January 1985, pp. 31-33, 38(1985년 1월호)
Part 14 -- Understanding TV and Radio Interference(TV와 무선간섭-혼신-의 이해)
QST February 1985, pp. 34-37(1985년 2월호)
Part 15 -- Diodes and How They Are Used(다이오드 활용법)
QST March 1985, pp. 34-38(1985년 3월호)
Part 16 -- Resonance and Tuning Methods(동조의 원리와 튜닝-매칭-방법)
QST April 1985, pp. 28-31(1985년 4월호)
Part 17 -- Understanding FM Transmitters(FM 송신기의 이해)
QST May 1985, pp. 23-25((1985년 5월호)
Part 18 -- Understanding FM Receivers(FM 수신기의 이해)
QST June 1985, pp. 25-27(1985년 6월호)
Part 19 -- Equipping Your First Ham Station(무선국 꾸미기)
QST July 1985, pp. 34-36(1985년 7월호)
금요일, 1월 16, 2015
올해에도 대학원 출강하기로 했습니다.
올해에도 대학원 출강하기로 했습니다.
우리나라 대학 진학율이 80%에 달한다고 합니다. 높은 향학열과 낮은 문맹율이 "경제" 발전의 원동력이라고 자랑스럽게 이야기 합니다. 그런데....
대학교육이 출세와 취직의 과정으로 인식되어 버린 것은 아닐까요. 어느 대학의 광고판을 보면 "취직 사관학교"라고 하더군요.
제가 몇년째 대학원 출강을 합니다. 벌써 사오년 된 것 같네요. 그래봐야 일주일에 한번 한과목 수업 합니다. 수업전에 전자메일로 기초적인 논문이나 관련 잡지의 동향 기사를 보내주고 대화를 시도해 보지만 현실은 참 답답할 때가 많습니다. 요즘은 우리나라에 유학오는 외국 학생이 많아서 수강생의 절반 쯤 됩니다. 그나마 좀 낳긴 합니다. 수업 시간에는 대화하며 줄거리를 설명하고 접근 방법을 알려주면 학생들 스스로 찾아 공부하면 좋을 텐데요. 모름지기 대학교육은 이래야 하는 것 아닐까요.
토익점수는 높은데 정작 영어로 자기 의견을 말하는 학생은 흔치 않더군요. 언어를 떠나서 모국어로 말하기도 매 한가지 입니다. 작문과 말하기 훈련이 안된 탓일 겁니다. 대화식으로 수업을 진행하면 진도 나가기 어렵긴 하죠.
"토익은 기술이야"라는 어느 토익(TOEIC)학원 광고 문구가 우리의 교실을 말해주는 듣 합니다. 교실 분위기는 사교육 현장과 별반 다르지 않은 것 같군요. 선생은 강연자이고 학생은 청중입니다. 제 수업에는 필수 과목은 아니지만 학점을 채우기 위해 수강하는 학생도 있습니다. 점수따는 요령을 전달하는 강연이 아니니 수업중 지루함이 얼굴에 역력 합니다.
유명한 배우 톰 행크스가 뉴욕 타임스에 기고했다는 글을 읽게 되었습니다. 2년제 지역 대학에서 배운 것이 지금의 그를 있게 만들었다는 군요. 지역대학이 기술학원에 치우치지 않고 "세상의 모든" 과목을 가르친다는 군요. 그중엔 물리학, 생물학, 천문학도 있답니다. 물론 자동차 수리 같은 기술 교육도 있구요. 무료에 누구나 수강 할 수 있다고 합니다.
톰 행크스는 천문학 수업을 듣다가 수학이 어려워 포기했다고 합니다. 그들의 수업에서는 학생사정이 "딱해서" 봐주기는 없나 봅니다. 수업 참여가 부실해도 학점을 받아야하는 학생과 어떻게든 졸업 시켜야 한다는 우리의 학교정서와는 달라도 참 다릅니다. 선생은 계획된 수업을 진행하고 학생은 자신의 수준에 맞지 않으면 포기해야 하는 것이 정상인데 우리는 실제로 그렇게 하질 못하네요.
말하기와 연극 수업은 영화배우로서 그에게 큰 영향을 미친 모양입니다. 저의 수업도 학생들에게 만족감을 줄 수 있길 기대합니다.
올해에도 대학원 출강하기로 했습니다. 이유야 어찌되었든 기왕 한교실에서 만나게 되었는데 비 전공 학생들에게도 흥미있는 수업이 되도록 준비해야 겠습니다.
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뉴스 페퍼민트(NewsPeppermint) 기사
[톰행크스 기고문] 오늘의 나를 만든 커뮤니티 칼리지
-배우 톰 행크스가 뉴욕타임즈에 기고한 글입니다.
http://newspeppermint.com/2015/01/15/community-college-for-free/
뉴욕타임스 원문
I Owe It All to Community College
Tom Hanks on His Two Years at Chabot College
http://www.nytimes.com/2015/01/14/opinion/tom-hanks-on-his-two-years-at-chabot-college.html?ref=opinion
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우리나라 대학 진학율이 80%에 달한다고 합니다. 높은 향학열과 낮은 문맹율이 "경제" 발전의 원동력이라고 자랑스럽게 이야기 합니다. 그런데....
대학교육이 출세와 취직의 과정으로 인식되어 버린 것은 아닐까요. 어느 대학의 광고판을 보면 "취직 사관학교"라고 하더군요.
제가 몇년째 대학원 출강을 합니다. 벌써 사오년 된 것 같네요. 그래봐야 일주일에 한번 한과목 수업 합니다. 수업전에 전자메일로 기초적인 논문이나 관련 잡지의 동향 기사를 보내주고 대화를 시도해 보지만 현실은 참 답답할 때가 많습니다. 요즘은 우리나라에 유학오는 외국 학생이 많아서 수강생의 절반 쯤 됩니다. 그나마 좀 낳긴 합니다. 수업 시간에는 대화하며 줄거리를 설명하고 접근 방법을 알려주면 학생들 스스로 찾아 공부하면 좋을 텐데요. 모름지기 대학교육은 이래야 하는 것 아닐까요.
"토익은 기술이야"라는 어느 토익(TOEIC)학원 광고 문구가 우리의 교실을 말해주는 듣 합니다. 교실 분위기는 사교육 현장과 별반 다르지 않은 것 같군요. 선생은 강연자이고 학생은 청중입니다. 제 수업에는 필수 과목은 아니지만 학점을 채우기 위해 수강하는 학생도 있습니다. 점수따는 요령을 전달하는 강연이 아니니 수업중 지루함이 얼굴에 역력 합니다.
유명한 배우 톰 행크스가 뉴욕 타임스에 기고했다는 글을 읽게 되었습니다. 2년제 지역 대학에서 배운 것이 지금의 그를 있게 만들었다는 군요. 지역대학이 기술학원에 치우치지 않고 "세상의 모든" 과목을 가르친다는 군요. 그중엔 물리학, 생물학, 천문학도 있답니다. 물론 자동차 수리 같은 기술 교육도 있구요. 무료에 누구나 수강 할 수 있다고 합니다.
톰 행크스는 천문학 수업을 듣다가 수학이 어려워 포기했다고 합니다. 그들의 수업에서는 학생사정이 "딱해서" 봐주기는 없나 봅니다. 수업 참여가 부실해도 학점을 받아야하는 학생과 어떻게든 졸업 시켜야 한다는 우리의 학교정서와는 달라도 참 다릅니다. 선생은 계획된 수업을 진행하고 학생은 자신의 수준에 맞지 않으면 포기해야 하는 것이 정상인데 우리는 실제로 그렇게 하질 못하네요.
말하기와 연극 수업은 영화배우로서 그에게 큰 영향을 미친 모양입니다. 저의 수업도 학생들에게 만족감을 줄 수 있길 기대합니다.
올해에도 대학원 출강하기로 했습니다. 이유야 어찌되었든 기왕 한교실에서 만나게 되었는데 비 전공 학생들에게도 흥미있는 수업이 되도록 준비해야 겠습니다.
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[톰행크스 기고문] 오늘의 나를 만든 커뮤니티 칼리지
-배우 톰 행크스가 뉴욕타임즈에 기고한 글입니다.
http://newspeppermint.com/2015/01/15/community-college-for-free/
뉴욕타임스 원문
I Owe It All to Community College
Tom Hanks on His Two Years at Chabot College
http://www.nytimes.com/2015/01/14/opinion/tom-hanks-on-his-two-years-at-chabot-college.html?ref=opinion
월요일, 1월 12, 2015
천체관측 스케치를 시작해 보다.
천체관측 스케치를 시작해 보다.
살면서 기록한다는 것의 중요성을 알고 있습니다. 평범한 일기가 후대에 전해지면서 그시대 생활상을 엿볼 수 있는 귀중한 역사적 자료가 되었다는 경우도 종종 봅니다. 거창한 역사적 의미는 제쳐두고 기록해 두면 나중에 그동안 뭐하며 살았나 싶을 때 개인적 위안이 되기도 합니다. 취미도 개인 역사의 중요한 한 부분이기에 기록해 두기로 합니다.
천문관측 취미도 마찬가지 겠지요. 관측 대상을 좀더 자세히 볼 수 있게되고 이해하며 남들과 경험을 나눌 수도 있습니다. 인터넷 커뮤니티 활동이나 블로그 작성도 재미있게 됩니다. 물론 자랑 거리가 있어야 하죠. 바로 기록물이 필요한 겁니다.
요즘은 디지털 카메라가 워낙 흔해서 쉽게 기록할 수 있습니다. 기록도 쉽지만 버리기도 쉽죠. 수백장을 찍었는데 건질게 하나도 없다는 푸념이 나옵니다. 더 멋진 장면을 얻으려다 보면 취미에 대한 이해보다 장비 욕심이 깊어집니다.
천체 관측 기록 방법으로 스케치가 있습니다. 한 대상을 관측하고 기록하기 위해 수십분에서 한시간 가량 소요되죠. 쉽고 정확하게 대상을 얻을 수 있는 사진에 비해 시간도 많이 걸리고 고통 스럽습니다. 어디 내놓을 만한 그림을 그리려면 연습과 훈련이 필요할 테니까요.
천체관측 기록과 스케치 입문에 관한 여러 자료들이 있습니다. 재작년에 그중 두편을 한글로 만들어 둔 것이 있었는데 정작 스케치를 제대로 시작하지 못하고 있었습니다. 어두운 관측 장소를 찾아가기 어렵고, 야외로 나간날 맑은 하늘이 아니고, 장비도 시원찮고 등등 이래저래 핑계가 많은 탓입니다.
Astronomy Logs and Sketch Primer (Korean Translation)
http://goodkook.blogspot.kr/2013/09/astronomy-logs-and-sketch-primer-korean.html
몇일전, 한겨울에 왜 그랬는지 모르지만 한밤 중에 환기한다고 베란다 문을 였었더니 오리온이 눈앞에 떠있더군요. 오리온 대성운도 희미하게 보이구요. 오리온이나 시리우스 처럼 밝은 별은 도심에서도 보인다는 것을 알고 있었지만 그동안 이런저런 핑계로 외면 해왔던 겁니다. 그래서 올해에는 천체 관측 스케치를 시작해 보기로 했습니다.
쌍안경을 꺼내들어 올해 첫 스케치를 해봤습니다. 90미리 굴절 망원경(C90GT NexStar)이 있긴 합니다만 베란다에 펼치기 번거롭더군요. 첫 스케치 M42 입니다. 오리온 대성운이라고 하죠.
스케치 양식은 제레미 페레즈 씨 것입니다.
Belt of Venus
http://www.perezmedia.net/beltofvenus/templates.html
스케치에 필요한 최소한의 도구는 HB, 2B연필, 찰필, 지우개 입니다. 이렇게 몇가지 막대를 한손에 쥐고 그림 그리기가 쉽지 않죠. 그래서 연필 몸통에 클립을 감고 자석으로 그림판에 고정하니 편리하더군요.
사진의 붉은 등은 에너자이져 독서등 입니다. 백색 LED등인데 천체 스케치용으로 사용하려고 빨간 네임펜으로 칠했습니다.
두번째 그린 대상은 M41 입니다. 찾기 쉽지않은 산개성단이죠. 시리우스를 정확하게 조준했다면 그로부터 바로 아래의 M41 산개성단도 찾기 수월하리라 생각 했죠. 희미한 심우주 대상을 금방 인지되지 않습니다. 정확히 조준했다는 "확신"을 가지고 그로부터 대상이 있음직한 위치를 인내심을 가지고 탐색해야 합니다.
쌍안경을 보며 별 하나하나 찍다보며 외울 수 있을 정도 입니다. "관측 대상을 좀더 자세히 볼 수 있게" 됩니다. 그림 실력이 없더라도 계속 스케치하고 기록해 둬야 겠습니다.
살면서 기록한다는 것의 중요성을 알고 있습니다. 평범한 일기가 후대에 전해지면서 그시대 생활상을 엿볼 수 있는 귀중한 역사적 자료가 되었다는 경우도 종종 봅니다. 거창한 역사적 의미는 제쳐두고 기록해 두면 나중에 그동안 뭐하며 살았나 싶을 때 개인적 위안이 되기도 합니다. 취미도 개인 역사의 중요한 한 부분이기에 기록해 두기로 합니다.
천문관측 취미도 마찬가지 겠지요. 관측 대상을 좀더 자세히 볼 수 있게되고 이해하며 남들과 경험을 나눌 수도 있습니다. 인터넷 커뮤니티 활동이나 블로그 작성도 재미있게 됩니다. 물론 자랑 거리가 있어야 하죠. 바로 기록물이 필요한 겁니다.
요즘은 디지털 카메라가 워낙 흔해서 쉽게 기록할 수 있습니다. 기록도 쉽지만 버리기도 쉽죠. 수백장을 찍었는데 건질게 하나도 없다는 푸념이 나옵니다. 더 멋진 장면을 얻으려다 보면 취미에 대한 이해보다 장비 욕심이 깊어집니다.
천체 관측 기록 방법으로 스케치가 있습니다. 한 대상을 관측하고 기록하기 위해 수십분에서 한시간 가량 소요되죠. 쉽고 정확하게 대상을 얻을 수 있는 사진에 비해 시간도 많이 걸리고 고통 스럽습니다. 어디 내놓을 만한 그림을 그리려면 연습과 훈련이 필요할 테니까요.
천체관측 기록과 스케치 입문에 관한 여러 자료들이 있습니다. 재작년에 그중 두편을 한글로 만들어 둔 것이 있었는데 정작 스케치를 제대로 시작하지 못하고 있었습니다. 어두운 관측 장소를 찾아가기 어렵고, 야외로 나간날 맑은 하늘이 아니고, 장비도 시원찮고 등등 이래저래 핑계가 많은 탓입니다.
http://goodkook.blogspot.kr/2013/09/astronomy-logs-and-sketch-primer-korean.html
http://goodkook.blogspot.kr/2013/09/introduction-to-astronomical.html
쌍안경을 꺼내들어 올해 첫 스케치를 해봤습니다. 90미리 굴절 망원경(C90GT NexStar)이 있긴 합니다만 베란다에 펼치기 번거롭더군요. 첫 스케치 M42 입니다. 오리온 대성운이라고 하죠.
스케치 양식은 제레미 페레즈 씨 것입니다.
Belt of Venus
http://www.perezmedia.net/beltofvenus/templates.html
스케치에 필요한 최소한의 도구는 HB, 2B연필, 찰필, 지우개 입니다. 이렇게 몇가지 막대를 한손에 쥐고 그림 그리기가 쉽지 않죠. 그래서 연필 몸통에 클립을 감고 자석으로 그림판에 고정하니 편리하더군요.
사진의 붉은 등은 에너자이져 독서등 입니다. 백색 LED등인데 천체 스케치용으로 사용하려고 빨간 네임펜으로 칠했습니다.
두번째 그린 대상은 M41 입니다. 찾기 쉽지않은 산개성단이죠. 시리우스를 정확하게 조준했다면 그로부터 바로 아래의 M41 산개성단도 찾기 수월하리라 생각 했죠. 희미한 심우주 대상을 금방 인지되지 않습니다. 정확히 조준했다는 "확신"을 가지고 그로부터 대상이 있음직한 위치를 인내심을 가지고 탐색해야 합니다.
시리우스 아래로 큰개자리에 속한 pi-15-17번 별의 삼각형이 보이고 그 옆, 왼쪽에 M41이 있습니다. "얼음에 새긴 개 목걸이"라고 하지만 막상 찾으려니 만만한 대상은 아니네요.
쌍안경을 보며 별 하나하나 찍다보며 외울 수 있을 정도 입니다. "관측 대상을 좀더 자세히 볼 수 있게" 됩니다. 그림 실력이 없더라도 계속 스케치하고 기록해 둬야 겠습니다.
쌍안경용 조준기(2)
쌍안경용 조준기(2)
제가 가지고 있는 쌍안경의 규격이 20x80 입니다. 이 쌍안경의 시야각(FOV)가 약 2.5도 가량 됩니다. 양 팔만으로 버티고 관측 대상을 찾기 쉽지 않아서 조준기를 만들었었습니다.
쌍안경용 조준기 만들기
http://goodkook.blogspot.kr/2014/12/blog-post_27.html
비용도 들지 않아 간단하게 만들 수 있었지만 막상 사용해보니 장착하기가 수월치 않군요. 특히 쌍안경과 광축 맞추기 곤란하고 들고 다니다 보면 틀어지기 일쑤입니다. 야간에 조준점이 보이지 않아 적색 등을 비춰 줘야 하는 불편도 있구요.
그래서 야간 점등 장치가 달린 조준기를 새로 만들 었습니다. 정크 상자에 두께 8mm 가량되는 아크릴 판 조각이 있길래 활용 했습니다. 두꺼운 아크릴을 Jig-Saw로 절단 했습니다.
LED 밝기 조절은 단순히 가변저항(Variable Resistor) 을 이용합니다. 전원은 2032 동전 배터리 입니다. 양쪽 조준점에 불필요한 빛을 가리기 위해 검은 수축 튜브로 감쌌습니다.
쌍안경에 장착한 모습입니다. 이 쌍안경(Celestron SkyMaster 20x80)은 광축과 나란하게 튼튼한 비노-홀더가 달려 있어서 이 봉 위에 케이블 타이로 고정 했습니다. 경위대 가대는 Porta Mini 입니다. 손잡이를 달아 놓으니 조준할 때 편리하더군요.
밤에 조준기를 보면 이렇습니다. 꽤 쓸만 합니다.
제작 팁: 두께 8mm 투명 아크릴을 가공한 후 사포로 문질러 LED 빛이 산란되는 효과를 냈습니다. 조준점에 먼저 3mm 드릴 구멍을 뚫고 줄로 갈아내 V 자형 홈을 팠습니다. 쌍안경에 장착하기 위해 아랫면을 둥글게 갈아내고 케이블 타이로 묶었습니다. 조명 회로는 간단 합니다. 고휘도가 아닌 일반 LED 입니다. 두개의 LED를 가장 밝게 켰을때 약 40mA 가 소모되더군요. 에너자이져 CR2032 전지의 규격에 따르면 용량이 240mAh(정격전압 3.0V에서 2.0V로 떨어질 때까지)라고 합니다. 6시간은 켤 수 있겠습니다. 전원을 아끼기 위해 Joule Thief DC booster 회로를 넣을까 했는데 굳이 그렇게 복잡하지 않아도 되겠더군요.
제가 가지고 있는 쌍안경의 규격이 20x80 입니다. 이 쌍안경의 시야각(FOV)가 약 2.5도 가량 됩니다. 양 팔만으로 버티고 관측 대상을 찾기 쉽지 않아서 조준기를 만들었었습니다.
쌍안경용 조준기 만들기
http://goodkook.blogspot.kr/2014/12/blog-post_27.html
비용도 들지 않아 간단하게 만들 수 있었지만 막상 사용해보니 장착하기가 수월치 않군요. 특히 쌍안경과 광축 맞추기 곤란하고 들고 다니다 보면 틀어지기 일쑤입니다. 야간에 조준점이 보이지 않아 적색 등을 비춰 줘야 하는 불편도 있구요.
그래서 야간 점등 장치가 달린 조준기를 새로 만들 었습니다. 정크 상자에 두께 8mm 가량되는 아크릴 판 조각이 있길래 활용 했습니다. 두꺼운 아크릴을 Jig-Saw로 절단 했습니다.
LED 밝기 조절은 단순히 가변저항(Variable Resistor) 을 이용합니다. 전원은 2032 동전 배터리 입니다. 양쪽 조준점에 불필요한 빛을 가리기 위해 검은 수축 튜브로 감쌌습니다.
쌍안경에 장착한 모습입니다. 이 쌍안경(Celestron SkyMaster 20x80)은 광축과 나란하게 튼튼한 비노-홀더가 달려 있어서 이 봉 위에 케이블 타이로 고정 했습니다. 경위대 가대는 Porta Mini 입니다. 손잡이를 달아 놓으니 조준할 때 편리하더군요.
밤에 조준기를 보면 이렇습니다. 꽤 쓸만 합니다.
제작 팁: 두께 8mm 투명 아크릴을 가공한 후 사포로 문질러 LED 빛이 산란되는 효과를 냈습니다. 조준점에 먼저 3mm 드릴 구멍을 뚫고 줄로 갈아내 V 자형 홈을 팠습니다. 쌍안경에 장착하기 위해 아랫면을 둥글게 갈아내고 케이블 타이로 묶었습니다. 조명 회로는 간단 합니다. 고휘도가 아닌 일반 LED 입니다. 두개의 LED를 가장 밝게 켰을때 약 40mA 가 소모되더군요. 에너자이져 CR2032 전지의 규격에 따르면 용량이 240mAh(정격전압 3.0V에서 2.0V로 떨어질 때까지)라고 합니다. 6시간은 켤 수 있겠습니다. 전원을 아끼기 위해 Joule Thief DC booster 회로를 넣을까 했는데 굳이 그렇게 복잡하지 않아도 되겠더군요.
수요일, 1월 07, 2015
[Galaxy and Cosmology/은하와 우주론] 2015년 겨울학기 개강
[Galaxy and Cosmology/은하와 우주론] 2015년 겨울학기 개강
2015년판 [Galaxy and Cosmology/은하와 우주] 개강 했습니다. 총 6주과정으로 3월초에 끝납니다. 강좌 요약은 다음과 같습니다. 강의 계획서에 나와있는 제목만 보면 내용이 만만치 안아 보입니다. 잘 따라갈지 내심 걱정도 됩니다. 어쨌든 도전해 보는 겁니다.
-------------------------------------------------------------------------------
Caltech: Galaxy and Cosmology
담당교수: 조지 디요르고프스키/S. George Djorgovski
교과서: Introduction to Cosmology, Barbara Ryden
공지사항:
캘리포니아 공대(Caltech)의 실제 강좌의 온-라인 판으로 이전에 2회에 걸쳐 진행되었다. 이강좌를 수강하려면 물리학, 수학, 천문학의 배경지식이 요구된다. 수강에 어려움이 있다면 기초과정을 찾아보라. (2015년 봄에 "진화하는 우주/Evolving Universe"강좌 개설 예정)
성적과 강의 진행 사항에 관련된 사항은 Course Logistic 참조
강의계획은 Chapter 참조
자습을 위해 강좌 게시판을 개설하였으니 활발히 참여 바란다.
Sylabus
은하와 우주론 2015년 겨울학기 강의 계획. 강의에서 다뤄질 내용은 다음과 같다. 중간 및 기말시험은 없으며 매주 강의내용과 참고 자료에 의거하여 시험이 주어질 것이다. 매주 강좌 동영상과 자막, 강의 슬라이드 PDF가 제공된다.
1주 (1/6 - 1/11)
Chapter 1: Introduction (1장: 기초)
- Cosmology as a science (과학으로서의 우주론)
- An overview of the modern cosmology and its history (현대 우주론의 역사)
- Units, fluxes, and magnitudes (천문학/우주론에서 다루는 수의 규모)
Chapter 2: Basics of Relativistic Cosmology (2장: 상대론적 우주론 기초)
- Basic concepts of General Relativity (일반 상대론의 기초)
- Symmetry assumptions: homogeneity and isotropy (대칭적 우주)
- Metric, Robertson-Walker
- The cosmological redshift (우주의 적색편이)
2주 (1/12 - 1/18)
Chapter 2 continued
- Comoving and proper coordinates (좌표계)
- Friedmann equation (프리드만 공식)
Chapter 3: Cosmological Models (3장: 우주론 모형)
- Definitions of cosmological parameters (우주론의 인자들)
- Computing cosmological models (우주론 모형 계산)
- Distances in cosmology (우주릐 크기)
- Basics of cosmological tests (우주론 측정의 기초)
- The cosmic horizons (우주의 지평선)
Chapter 4: Distance Scale, Age of the Universe, and the Universal Expansion (4장: 우주의 규모와 팽창)
- Distance scale and the Hubble constant (허블 상수)
3주 (1/19 - 1/25)
Chapter 4 continued:
- Distance scale and the Hubble constant (우주의 규모와 허블상수)
- The age of the universe (우주의 나이)
- Tests of the universal expansion (우주팽창 측정)
Chapter 5: Cosmological Tests (우주론적 측정)
- Classical cosmological tests and their problems (고전 우주론의 측정 문제)
- Modern tests (non-CMBR) (현대 우주론의 측정/비 우주배경복사)
- Tests using CMBR fluctuations(우주 배경복사선 요란의 관점에서 측정)
- The cosmic concordance
4주 (1/26 - 2/1)
Chapter 6: The hot Big Bang and the Thermal History of the Universe (6장:열적 빅뱅과 우주 열역학 배경)
- Planck era and beyond (플랑크 시대를 넘어서)
- Inflation (인플레이션-빅뱅 직후 급속 팽창-이론)
- Baryosynthesis
- Nucleosynthesis
- Recombination
- Reionization
Chapter 7: Contents of the Universe (7장: 우주의 구성)
- Luminous matter, M/L ratios (빛을 내는 물질)
- Baryons (베리온)
- Dark matters (암흑물질)
- Gravitational lensing (증력 렌즈)
- Dark energy, cosmological constant and quintessence(암흑 에너지)
5주 (2/2 - 2/8)
Chapter 8: Structure Formation: Theory (8장:우주의 형성이론)
- Density fluctuations, power spectrum, growth, damping (밀도요동, 스펙트럼, 성장, 쇄퇴)
- Dark matter dependence of cosmogony; Cold Dark Matter (암흑물질에 기반한 우주론:차가운 암흑물질)
- Post-recombination growth(재결합 이후 성장)
- Collapse of density fluctuations(밀도요동 후 붕괴)
- The role of cooling; galaxies vs. clusters and LSS (냉각의 결과:은하와 성단)
- Numerical simulations(수치 모의분석)
- Galaxy merging(은하 충돌)
6주 (2/9 - 2/15)
Chapter 9: Observations of Large Scale Structure(9장:거대규모 우주구조의 관측)
- Measurements of galaxy clustering and LSS (은하와 성단의 측정)
- Redshift surveys(적색편이 연구)
Chapter 10: Large Scale Structure and Clusters of Galaxies(10장:거대규모 은하단)
- Peculiar motions(특이한 움직임)
- Evolution of clustering(은하단 형성의 진화)
- Biasing
- Galaxy clusters and their properties(은하단의 특성)
7주 (2/16 - 2/22)
Chapter 11: Galaxies, Their Structure and Properties(I) (11장:은하의 구조와 특성-1)
- Galaxy catalogs, morphological classification, Hubble sequence(은하목록과 형태적분류, 허블계열)
- Variation of galaxy properties along the Hubble Sequence(허블계열에 의거한 은하의 다양성 분석)
- Stellar populations and galaxian subsystems (은하 내 항성)
- Galaxy luminosity and mass functions(은하의 밝기 및 질량 함수)
- Properties of spiral galaxies, density wave theory (나선 은하, 밀도 파 이론)
Chapter 12: Galaxies, Their Structure and Properties (II)(12장:은하의 구조와 특성-2)
- Properties of elliptical galaxies (타원 은하의 특징)
- Supermassive black holes in nearby galaxies(은하 인근의 초중량 블랙홀)
- Properties of dwarf galaxy families(왜소 은하 류의 특징)
- Fundamental correlations, scaling relations, and their uses
8주 (2/23 - 3/1)
Chapter 13: Galaxy Evolution(13장:은하의 진화)
- Basic processes of galaxy evolution: merging, stellar pop. modeling(은하 진화과정)
- Deep surveys (imaging and redshift)
- Selection effects and obscured star formation
- Star formation history, assembly of the mass
- The Olbers paradox
- Optical/NIR and FIR/sub-mm diffuse backgrounds
Chapter 14: Chemical Evolution, Intergalactic Medium and its Evolution(성간 물질의 화학적 변화)
- Chemical evolution of galaxies
- Basic phenomenology of absorbers
- LyA forest, Lyman limit systems, Damped LyA systems
- Evolution of IGM and its chemical enrichment
- Feedback processes and the cosmic web
9주 (3/2 - 3/8)
Chapter 15: Galaxy Formation (15장:은하형성)
- Basics of galaxy formation
- The first galaxies and early stages of galaxy evolution(최초은하, 은하진화의 초기과정)
- Reionization era
- The first stars(첫번째 별)
- The origins of black holes in the early universe(초기은하에서 블랙홀의 기원)
Chapter 16: Quasars and Active Galactic Nuclei: Phenomenology and Physics(16장:퀘이사와 활동 은하 핵)
- AGN properties, basics, classification, spectra(활동 은하핵의 기초 및 분류)
- Supermassive black holes and their fueling(초 중량 블랙홀)
- Emission mechanisms(방출 기조)
- AGN unification
10주 (3/9 - 3/15)
Chapter 17: Quasars and AGN: Unification, Evolution, High-Energy Backgrounds
- Jets and beaming (제트분출)
- Quasar surveys and evolution(퀘이사연구 및 진화)
- X-ray, gamma-ray, and AGN-generated backgrounds(X-선, 감마 선, 활동은하 핵)
- The origin of first quasars and supermassive black holes(퀘이사의 등장과 초 중량 블랙홀)
2015년판 [Galaxy and Cosmology/은하와 우주] 개강 했습니다. 총 6주과정으로 3월초에 끝납니다. 강좌 요약은 다음과 같습니다. 강의 계획서에 나와있는 제목만 보면 내용이 만만치 안아 보입니다. 잘 따라갈지 내심 걱정도 됩니다. 어쨌든 도전해 보는 겁니다.
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Caltech: Galaxy and Cosmology
담당교수: 조지 디요르고프스키/S. George Djorgovski
교과서: Introduction to Cosmology, Barbara Ryden
공지사항:
캘리포니아 공대(Caltech)의 실제 강좌의 온-라인 판으로 이전에 2회에 걸쳐 진행되었다. 이강좌를 수강하려면 물리학, 수학, 천문학의 배경지식이 요구된다. 수강에 어려움이 있다면 기초과정을 찾아보라. (2015년 봄에 "진화하는 우주/Evolving Universe"강좌 개설 예정)
성적과 강의 진행 사항에 관련된 사항은 Course Logistic 참조
강의계획은 Chapter 참조
자습을 위해 강좌 게시판을 개설하였으니 활발히 참여 바란다.
은하와 우주론 2015년 겨울학기 강의 계획. 강의에서 다뤄질 내용은 다음과 같다. 중간 및 기말시험은 없으며 매주 강의내용과 참고 자료에 의거하여 시험이 주어질 것이다. 매주 강좌 동영상과 자막, 강의 슬라이드 PDF가 제공된다.
1주 (1/6 - 1/11)
Chapter 1: Introduction (1장: 기초)
- Cosmology as a science (과학으로서의 우주론)
- An overview of the modern cosmology and its history (현대 우주론의 역사)
- Units, fluxes, and magnitudes (천문학/우주론에서 다루는 수의 규모)
Chapter 2: Basics of Relativistic Cosmology (2장: 상대론적 우주론 기초)
- Basic concepts of General Relativity (일반 상대론의 기초)
- Symmetry assumptions: homogeneity and isotropy (대칭적 우주)
- Metric, Robertson-Walker
- The cosmological redshift (우주의 적색편이)
2주 (1/12 - 1/18)
Chapter 2 continued
- Comoving and proper coordinates (좌표계)
- Friedmann equation (프리드만 공식)
Chapter 3: Cosmological Models (3장: 우주론 모형)
- Definitions of cosmological parameters (우주론의 인자들)
- Computing cosmological models (우주론 모형 계산)
- Distances in cosmology (우주릐 크기)
- Basics of cosmological tests (우주론 측정의 기초)
- The cosmic horizons (우주의 지평선)
Chapter 4: Distance Scale, Age of the Universe, and the Universal Expansion (4장: 우주의 규모와 팽창)
- Distance scale and the Hubble constant (허블 상수)
3주 (1/19 - 1/25)
Chapter 4 continued:
- Distance scale and the Hubble constant (우주의 규모와 허블상수)
- The age of the universe (우주의 나이)
- Tests of the universal expansion (우주팽창 측정)
Chapter 5: Cosmological Tests (우주론적 측정)
- Classical cosmological tests and their problems (고전 우주론의 측정 문제)
- Modern tests (non-CMBR) (현대 우주론의 측정/비 우주배경복사)
- Tests using CMBR fluctuations(우주 배경복사선 요란의 관점에서 측정)
- The cosmic concordance
4주 (1/26 - 2/1)
Chapter 6: The hot Big Bang and the Thermal History of the Universe (6장:열적 빅뱅과 우주 열역학 배경)
- Planck era and beyond (플랑크 시대를 넘어서)
- Inflation (인플레이션-빅뱅 직후 급속 팽창-이론)
- Baryosynthesis
- Nucleosynthesis
- Recombination
- Reionization
Chapter 7: Contents of the Universe (7장: 우주의 구성)
- Luminous matter, M/L ratios (빛을 내는 물질)
- Baryons (베리온)
- Dark matters (암흑물질)
- Gravitational lensing (증력 렌즈)
- Dark energy, cosmological constant and quintessence(암흑 에너지)
5주 (2/2 - 2/8)
Chapter 8: Structure Formation: Theory (8장:우주의 형성이론)
- Density fluctuations, power spectrum, growth, damping (밀도요동, 스펙트럼, 성장, 쇄퇴)
- Dark matter dependence of cosmogony; Cold Dark Matter (암흑물질에 기반한 우주론:차가운 암흑물질)
- Post-recombination growth(재결합 이후 성장)
- Collapse of density fluctuations(밀도요동 후 붕괴)
- The role of cooling; galaxies vs. clusters and LSS (냉각의 결과:은하와 성단)
- Numerical simulations(수치 모의분석)
- Galaxy merging(은하 충돌)
6주 (2/9 - 2/15)
Chapter 9: Observations of Large Scale Structure(9장:거대규모 우주구조의 관측)
- Measurements of galaxy clustering and LSS (은하와 성단의 측정)
- Redshift surveys(적색편이 연구)
Chapter 10: Large Scale Structure and Clusters of Galaxies(10장:거대규모 은하단)
- Peculiar motions(특이한 움직임)
- Evolution of clustering(은하단 형성의 진화)
- Biasing
- Galaxy clusters and their properties(은하단의 특성)
7주 (2/16 - 2/22)
Chapter 11: Galaxies, Their Structure and Properties(I) (11장:은하의 구조와 특성-1)
- Galaxy catalogs, morphological classification, Hubble sequence(은하목록과 형태적분류, 허블계열)
- Variation of galaxy properties along the Hubble Sequence(허블계열에 의거한 은하의 다양성 분석)
- Stellar populations and galaxian subsystems (은하 내 항성)
- Galaxy luminosity and mass functions(은하의 밝기 및 질량 함수)
- Properties of spiral galaxies, density wave theory (나선 은하, 밀도 파 이론)
Chapter 12: Galaxies, Their Structure and Properties (II)(12장:은하의 구조와 특성-2)
- Properties of elliptical galaxies (타원 은하의 특징)
- Supermassive black holes in nearby galaxies(은하 인근의 초중량 블랙홀)
- Properties of dwarf galaxy families(왜소 은하 류의 특징)
- Fundamental correlations, scaling relations, and their uses
8주 (2/23 - 3/1)
Chapter 13: Galaxy Evolution(13장:은하의 진화)
- Basic processes of galaxy evolution: merging, stellar pop. modeling(은하 진화과정)
- Deep surveys (imaging and redshift)
- Selection effects and obscured star formation
- Star formation history, assembly of the mass
- The Olbers paradox
- Optical/NIR and FIR/sub-mm diffuse backgrounds
Chapter 14: Chemical Evolution, Intergalactic Medium and its Evolution(성간 물질의 화학적 변화)
- Chemical evolution of galaxies
- Basic phenomenology of absorbers
- LyA forest, Lyman limit systems, Damped LyA systems
- Evolution of IGM and its chemical enrichment
- Feedback processes and the cosmic web
9주 (3/2 - 3/8)
Chapter 15: Galaxy Formation (15장:은하형성)
- Basics of galaxy formation
- The first galaxies and early stages of galaxy evolution(최초은하, 은하진화의 초기과정)
- Reionization era
- The first stars(첫번째 별)
- The origins of black holes in the early universe(초기은하에서 블랙홀의 기원)
Chapter 16: Quasars and Active Galactic Nuclei: Phenomenology and Physics(16장:퀘이사와 활동 은하 핵)
- AGN properties, basics, classification, spectra(활동 은하핵의 기초 및 분류)
- Supermassive black holes and their fueling(초 중량 블랙홀)
- Emission mechanisms(방출 기조)
- AGN unification
10주 (3/9 - 3/15)
Chapter 17: Quasars and AGN: Unification, Evolution, High-Energy Backgrounds
- Jets and beaming (제트분출)
- Quasar surveys and evolution(퀘이사연구 및 진화)
- X-ray, gamma-ray, and AGN-generated backgrounds(X-선, 감마 선, 활동은하 핵)
- The origin of first quasars and supermassive black holes(퀘이사의 등장과 초 중량 블랙홀)
화요일, 1월 06, 2015
[Analyzing Universe/우주분석] 1주 5/6편: DS9 소프트웨어 소개/Introduction to DS9
[Analyzing Universe/우주분석] 1주 5/6편: DS9 소프트웨어 소개/Introduction to DS9
* Coursera.org 의 Analyzing the Universe 강좌를 요약한 글입니다.
https://class.coursera.org/analyze-002
DS9은 천체관측 영상을 분석하는 도구다. 스미소니언 천체물리 관측소(SAO, Smithsonian Astrophysics Observatory)에서 개발한 소프트웨어로 무료로 배포되고 있다. 기본적으로 X-선 관측 영상을 분석할 용도로 만들어 졌으나 포토샵 처럼 일반적인 영상 처리 기능도 가지고 있다.
DS9 홈페이지에서 다운로드 한 후 설치한다.
SAOImage DS9
http://ds9.si.edu/site/Home.html
챈드라 위성의 X-선 관측 영상은 인터넷을 통해 공개되어 있다. 연구/교육용으로 누구나 사용할 수 있다. 챈드라 교육용 관측자료 분석 사이트의 영상은 DS9을 통해 접근할 수 있다.
챈드라 교육용 관측자료 분석 사이트
Chandra Education Data Analysis Software And Activities
http://chandra-ed.cfa.harvard.edu/
DS9을 실행 시켜 관측 영상을 다운 받는다.
MENU: Analysis > Virtual Observatory
몇개의 서버가 보이는데 그중 하나를 선택하면 자체 내장된 웹 브라우저가 실행된다. 데이터 항목을 클릭하면 영상을 다운받는다. (웹페이지 문서 형식으로 널리 사용되는 HTML은 원래 과학자료를 공유하기 위한 용도로 개발된 것이다.)
다운 받은 CAS-A 관측 영상이 DS9에 표시되었다. 마우스 커서를 영상 영역에 움직이면 해당 픽셀 위치의 좌표(적경-alpha 및 적위-beta)를 포함한 픽셀 값 정보를 볼 수 있다. 마우스 위치의 확대한 모습이 우측 상단의 상자에 보인다.
표시 색을 바꿔보자. 영상의 시인성이 달라진다. 영상 상자위에 마우스를 클릭 하면 녹색 원이 나타난다. 영역 원(Region Circle)로 분석할 영역을 표시할 때 쓰인다. 이 영역 원의 크기는 조절할 수 있다.
여러개의 영역 원을 지정할 수 있으며 삭제도 가능하다. 삭제는 영역원을 선택하여 DEL 키를 누른다.
MENU: "region" > "information"
영역원의 정보를 확인하고 위치와 크기를 수정할 수 있다. 원의 중심좌표를 표시하는 방법은 다양하다. WCS(World Coordination System)는 적위와 적경을 각도와 시-분-초로 표시한다. Physical은 영상에서 픽셀 좌표다. 원의 크기도 바꿀 수 있다.
MENU: View > Horizontal Graph, Vertical Graph
마우스 커서 위치에서 영상의 가로축과 세로축 픽셀 값을 그래프로 보여준다.
MENU: Analysis > Pixel Table
마우스 커서위치 주변 픽셀들의 값을 보여준다.
MENU: Analysis > Virtual Observatory
다른 관측 영상을 받아보자. 타이코 초신성 잔해(Tycho Supernova Remnant)다.
처음 영상을 보면 잘 안보일 것이다. 표시 색과 스케일을 변경한다. 시인성이 향상될 것이다. 영상 중간에 센서 칩 사이의 간격이 보인다. 여러개의 X 선 영상 감지 칩이 타일 형태로 배열되어 있다. 챈드라 X-선 망원경의 1픽셀 분해능은 1/2아크초에 해당한다.
MENU: Analysis > Image Server > NRAO NVSS
X-선으로 관측한 영상과 같은 좌표의 다른 파장 관측 영상을 비교 해볼 수 있다. FTIS 파일의 헤더에 좌표가 포함되어 있으므로 이와 동일한 위치의 관측 영상을 검색하여 볼 수 있다.
SAO-DSS나 ESO-DSS 는 가시광 관측 영상을 보관하고 있는 서버다. NRAO는 전파 천문 망원경 영상자료를 가진 서버다.
X-선 영상과 동일한 좌표 위치의 전파 망원경이긴 하나 크기가 다르다. 두 영상의 크기를 맞춰보자.
MENU: Frame > Match > Frame > WCS
전파망원경 영상은 흐려보인다. 가시광, X-선처럼 짧은 파장(1/10^6 ~ 1/10^7 미터)을 관측 하는 망원경의 센서는 평면에 배열된 미세한 센서로부터 영상을 만든다. 전파 망원경에서 수집하는 전파(Radio)는 파장이 매우 길다(1/10~1/100미터). 또한 전파를 수집하는 방식도 빛과는 매우 다르다. 전파 간섭계(Radio Interferometer)로 영상을 만들어 낸다.
배열로 영상을 만드는 것이 아니다.
다수의 전파망원경을 동원해 전파를 수집하여
------------------------------------------------------------------
* DS9은 FITS 화일을 읽을 수 있다. FITS은 과학 측정 영상을 저장하기 위해 개발된 화일 형식으로 영상이외 관측 대상, 조건, 필터 사용, 좌표와 같은 관측을 설명하는 부가정보(Meta-data)를 담고 있다. 주로 천문 관측 영상에 사용된다.
참조: FITS, Wikipedia
http://en.wikipedia.org/wiki/FITS
FITS File Header Extension
http://www.cyanogen.com/help/maximdl/FITS_File_Header_Definitions.htm
SBIG, FITS Extension
http://archive.sbig.com/pdffiles/SBFITSEXT_1r0.pdf
* 관측 자료를 공개하고 있는 서버가 많이 있다. 관측 자료를 공유하는 천문학의 전통이다. SDSS(Sload Digital Sky Servey)는 적색편이와 스펙트로스코피 관측 자료를 공유한다. FITS 파일을 다을 받을 수 있으며 DS9으로 읽을 수 있다.
SDSS, Wikipedia
http://en.wikipedia.org/wiki/Sloan_Digital_Sky_Survey
SDSS-III
http://sdss3.org/
SDSS-IV
http://www.sdss.org/
* NASA HEASARC
HEASARC: NASA's Archive of Data on Energetic Phenomena
http://heasarc.gsfc.nasa.gov/
The High Energy Astrophysics Science Archive Research Center (HEASARC) is the primary archive for NASA's (and other space agencies') missions studying electromagnetic radiation from extremely energetic cosmic phenomena ranging from black holes to the Big Bang. Since its merger with the Legacy Archive for Microwave Background Data Analysis (LAMBDA) in 2008, the HEASARC archive contains not only data obtained by high-energy astronomy missions observing in the extreme-ultraviolet (EUV), X-ray, and gamma-ray bands, but also data from space missions, balloons, and ground-based facilities that have studied the relic cosmic microwave background (CMB).
* Coursera.org 의 Analyzing the Universe 강좌를 요약한 글입니다.
https://class.coursera.org/analyze-002
DS9은 천체관측 영상을 분석하는 도구다. 스미소니언 천체물리 관측소(SAO, Smithsonian Astrophysics Observatory)에서 개발한 소프트웨어로 무료로 배포되고 있다. 기본적으로 X-선 관측 영상을 분석할 용도로 만들어 졌으나 포토샵 처럼 일반적인 영상 처리 기능도 가지고 있다.
DS9 홈페이지에서 다운로드 한 후 설치한다.
SAOImage DS9
http://ds9.si.edu/site/Home.html
챈드라 위성의 X-선 관측 영상은 인터넷을 통해 공개되어 있다. 연구/교육용으로 누구나 사용할 수 있다. 챈드라 교육용 관측자료 분석 사이트의 영상은 DS9을 통해 접근할 수 있다.
챈드라 교육용 관측자료 분석 사이트
Chandra Education Data Analysis Software And Activities
http://chandra-ed.cfa.harvard.edu/
DS9을 실행 시켜 관측 영상을 다운 받는다.
MENU: Analysis > Virtual Observatory
몇개의 서버가 보이는데 그중 하나를 선택하면 자체 내장된 웹 브라우저가 실행된다. 데이터 항목을 클릭하면 영상을 다운받는다. (웹페이지 문서 형식으로 널리 사용되는 HTML은 원래 과학자료를 공유하기 위한 용도로 개발된 것이다.)
다운 받은 CAS-A 관측 영상이 DS9에 표시되었다. 마우스 커서를 영상 영역에 움직이면 해당 픽셀 위치의 좌표(적경-alpha 및 적위-beta)를 포함한 픽셀 값 정보를 볼 수 있다. 마우스 위치의 확대한 모습이 우측 상단의 상자에 보인다.
표시 색을 바꿔보자. 영상의 시인성이 달라진다. 영상 상자위에 마우스를 클릭 하면 녹색 원이 나타난다. 영역 원(Region Circle)로 분석할 영역을 표시할 때 쓰인다. 이 영역 원의 크기는 조절할 수 있다.
여러개의 영역 원을 지정할 수 있으며 삭제도 가능하다. 삭제는 영역원을 선택하여 DEL 키를 누른다.
MENU: "region" > "information"
영역원의 정보를 확인하고 위치와 크기를 수정할 수 있다. 원의 중심좌표를 표시하는 방법은 다양하다. WCS(World Coordination System)는 적위와 적경을 각도와 시-분-초로 표시한다. Physical은 영상에서 픽셀 좌표다. 원의 크기도 바꿀 수 있다.
MENU: View > Horizontal Graph, Vertical Graph
마우스 커서 위치에서 영상의 가로축과 세로축 픽셀 값을 그래프로 보여준다.
MENU: Analysis > Pixel Table
마우스 커서위치 주변 픽셀들의 값을 보여준다.
MENU: Analysis > Virtual Observatory
다른 관측 영상을 받아보자. 타이코 초신성 잔해(Tycho Supernova Remnant)다.
처음 영상을 보면 잘 안보일 것이다. 표시 색과 스케일을 변경한다. 시인성이 향상될 것이다. 영상 중간에 센서 칩 사이의 간격이 보인다. 여러개의 X 선 영상 감지 칩이 타일 형태로 배열되어 있다. 챈드라 X-선 망원경의 1픽셀 분해능은 1/2아크초에 해당한다.
MENU: Analysis > Image Server > NRAO NVSS
X-선으로 관측한 영상과 같은 좌표의 다른 파장 관측 영상을 비교 해볼 수 있다. FTIS 파일의 헤더에 좌표가 포함되어 있으므로 이와 동일한 위치의 관측 영상을 검색하여 볼 수 있다.
SAO-DSS나 ESO-DSS 는 가시광 관측 영상을 보관하고 있는 서버다. NRAO는 전파 천문 망원경 영상자료를 가진 서버다.
X-선 영상과 동일한 좌표 위치의 전파 망원경이긴 하나 크기가 다르다. 두 영상의 크기를 맞춰보자.
MENU: Frame > Match > Frame > WCS
전파망원경 영상은 흐려보인다. 가시광, X-선처럼 짧은 파장(1/10^6 ~ 1/10^7 미터)을 관측 하는 망원경의 센서는 평면에 배열된 미세한 센서로부터 영상을 만든다. 전파 망원경에서 수집하는 전파(Radio)는 파장이 매우 길다(1/10~1/100미터). 또한 전파를 수집하는 방식도 빛과는 매우 다르다. 전파 간섭계(Radio Interferometer)로 영상을 만들어 낸다.
배열로 영상을 만드는 것이 아니다.
다수의 전파망원경을 동원해 전파를 수집하여
------------------------------------------------------------------
* DS9은 FITS 화일을 읽을 수 있다. FITS은 과학 측정 영상을 저장하기 위해 개발된 화일 형식으로 영상이외 관측 대상, 조건, 필터 사용, 좌표와 같은 관측을 설명하는 부가정보(Meta-data)를 담고 있다. 주로 천문 관측 영상에 사용된다.
참조: FITS, Wikipedia
http://en.wikipedia.org/wiki/FITS
FITS File Header Extension
http://www.cyanogen.com/help/maximdl/FITS_File_Header_Definitions.htm
SBIG, FITS Extension
http://archive.sbig.com/pdffiles/SBFITSEXT_1r0.pdf
* 관측 자료를 공개하고 있는 서버가 많이 있다. 관측 자료를 공유하는 천문학의 전통이다. SDSS(Sload Digital Sky Servey)는 적색편이와 스펙트로스코피 관측 자료를 공유한다. FITS 파일을 다을 받을 수 있으며 DS9으로 읽을 수 있다.
SDSS, Wikipedia
http://en.wikipedia.org/wiki/Sloan_Digital_Sky_Survey
SDSS-III
http://sdss3.org/
SDSS-IV
http://www.sdss.org/
* NASA HEASARC
HEASARC: NASA's Archive of Data on Energetic Phenomena
http://heasarc.gsfc.nasa.gov/
The High Energy Astrophysics Science Archive Research Center (HEASARC) is the primary archive for NASA's (and other space agencies') missions studying electromagnetic radiation from extremely energetic cosmic phenomena ranging from black holes to the Big Bang. Since its merger with the Legacy Archive for Microwave Background Data Analysis (LAMBDA) in 2008, the HEASARC archive contains not only data obtained by high-energy astronomy missions observing in the extreme-ultraviolet (EUV), X-ray, and gamma-ray bands, but also data from space missions, balloons, and ground-based facilities that have studied the relic cosmic microwave background (CMB).
월요일, 1월 05, 2015
[Analyzing Universe/우주분석] 1주 4편: 영상 인지/Perception of Image
[Analyzing Universe/우주분석] 1주 4편: 영상 인지/Perception of Image
* Coursera.org 의 Analyzing the Universe 강좌를 요약한 글입니다.
https://class.coursera.org/analyze-002
지금부터 2100여년전 고대 그리스에 히파르쿠스(Hipparchus)라는 천문학자가 살았다. 그는 별을 관측하여 밝기에 등급을 메겨 기록 했다. 밝은 별을 1등급으로 하고 어두운 별을 6등급으로 분류했다. 그시절에는 사진은 물론 망원경이 없었으므로 맨눈으로 구분(차이를 인지) 가능한 수준에서 등급을 정했다. 이런 식의 등급 메기는 전통은 그후 2천여년이 지난 지금도 그대로 사용된다.
인간의 인지 능력이 객관성이 없으므로 사진을 찍어 밝기를 측정하고 등급을 정하게되었다. 1등성과 6등성의 밝기 차이를 100배로 하여 등급간의 밝기 차이를 수치화 했다.
1850년대 구스타프 페크너(Gustav Fechner)는 사람이 느낄(인지) 수 있는 자극의 차이는 전체 자극의 세기에 비례한다는 것을 알았다.
짧은 선의 차이를 구분해 보자.
이번에는 좀더 긴 선을 가지고 차이를 구분해 보자.
위의 두가지 경우 선의 차이는 같지만 전체길이에 따라 느낌은 서로 다르다. 이번에는 낮과 밤에 보는 별빛의 경우를 보자.
밝기가 10인 별이 있다. 낮에 하늘의 밝기가 10,000이라면 별의 밝기는 1,010로 보인다. 밤에는 하늘이 훨씬 어두우니 하늘의 밝기는 1이라고 하자. 별은 11의 밝기로 보인다. 밤이든 낮이든 별이 있고 없고의 차이는 10이다. 하지만 느낌(인지)는 확연히 다르다. 낮에 별을 보면 인지하기 어렵다.
페크너가 알아낸 것처럼 인지할 수 있는 자극은 전체 자극에 비례한다. 전체 자극이 클수록 차이를 인지하려면 자극의 변화량도 아주 커야한다. 조용한 환경에서는 작은 소리의 변화도 알아차리지만 시끄러운 환경에서 음량의 변화를 알아차리기 곤란하다. 사람의 눈도 이와 같이 로그함수적인 인지력을 가지고 있다.
인간의 인지 능력이 객관성이 없으므로 사진을 찍어 밝기를 측정하고 등급을 정하게되었다. 히파르쿠스의 전통에 따라 등급을 1에서 6까지 정하고 밝기차는 100배로 하여 등급간의 밝기 차이를 수치화 했다. 등급차가 5, 밝기 비율은 100이라는 뜻이다. 만일 등급차가 10이라면 밝기는 10,000배 차이난다.
----------------------------------------
간단한 수학적 개념을 떠올려보자. 등급의 "차이"는 덧셈(혹은 뺄셈)의 개념, "배율"은 곱셈(혹은 나눗셈)을 뜻한다. 가산(감산)과 곱셈(나눗셈)이 호환하려면 로그식이 동원되어야 한다. 5의 차이로 100배가 되려면 로그식은 다음과 같다.
-----------------------------------------
고대 그리스 학자 히파르쿠스 기념하여 1989년에 발사된 인공위성이 있었다.
Hipparcos Satellite
http://en.wikipedia.org/wiki/Hipparcos
유럽 우주국에서 발사한 천체 관측위성으로 주로 시차(parallax)를 이용해 별의 운동(거리)을 관측했다. 대기의 불안정으로 인해 지구상에서 시차를 측정할 수 있는 별의 범주는 매우 작지만 대기권 밖에서는 아주 정밀하게 관측가능하다. 성도에 등재된 별의 목록 중 HIP로 시작하는 목록이 바로 히파르쿠스 위성으로 관측기록된 별이다. 1997년판 히파르쿠스 카탈로그에 등재된 별은 고정밀 관측목록으로 11만 8천여개이며, 2000년에 발간된 저정밀 목록인 타이코 카탈로그에 등재된 별은 1백 2십만개의 별에 이른다.
* Coursera.org 의 Analyzing the Universe 강좌를 요약한 글입니다.
https://class.coursera.org/analyze-002
지금부터 2100여년전 고대 그리스에 히파르쿠스(Hipparchus)라는 천문학자가 살았다. 그는 별을 관측하여 밝기에 등급을 메겨 기록 했다. 밝은 별을 1등급으로 하고 어두운 별을 6등급으로 분류했다. 그시절에는 사진은 물론 망원경이 없었으므로 맨눈으로 구분(차이를 인지) 가능한 수준에서 등급을 정했다. 이런 식의 등급 메기는 전통은 그후 2천여년이 지난 지금도 그대로 사용된다.
인간의 인지 능력이 객관성이 없으므로 사진을 찍어 밝기를 측정하고 등급을 정하게되었다. 1등성과 6등성의 밝기 차이를 100배로 하여 등급간의 밝기 차이를 수치화 했다.
짧은 선의 차이를 구분해 보자.
이번에는 좀더 긴 선을 가지고 차이를 구분해 보자.
위의 두가지 경우 선의 차이는 같지만 전체길이에 따라 느낌은 서로 다르다. 이번에는 낮과 밤에 보는 별빛의 경우를 보자.
밝기가 10인 별이 있다. 낮에 하늘의 밝기가 10,000이라면 별의 밝기는 1,010로 보인다. 밤에는 하늘이 훨씬 어두우니 하늘의 밝기는 1이라고 하자. 별은 11의 밝기로 보인다. 밤이든 낮이든 별이 있고 없고의 차이는 10이다. 하지만 느낌(인지)는 확연히 다르다. 낮에 별을 보면 인지하기 어렵다.
페크너가 알아낸 것처럼 인지할 수 있는 자극은 전체 자극에 비례한다. 전체 자극이 클수록 차이를 인지하려면 자극의 변화량도 아주 커야한다. 조용한 환경에서는 작은 소리의 변화도 알아차리지만 시끄러운 환경에서 음량의 변화를 알아차리기 곤란하다. 사람의 눈도 이와 같이 로그함수적인 인지력을 가지고 있다.
인간의 인지 능력이 객관성이 없으므로 사진을 찍어 밝기를 측정하고 등급을 정하게되었다. 히파르쿠스의 전통에 따라 등급을 1에서 6까지 정하고 밝기차는 100배로 하여 등급간의 밝기 차이를 수치화 했다. 등급차가 5, 밝기 비율은 100이라는 뜻이다. 만일 등급차가 10이라면 밝기는 10,000배 차이난다.
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간단한 수학적 개념을 떠올려보자. 등급의 "차이"는 덧셈(혹은 뺄셈)의 개념, "배율"은 곱셈(혹은 나눗셈)을 뜻한다. 가산(감산)과 곱셈(나눗셈)이 호환하려면 로그식이 동원되어야 한다. 5의 차이로 100배가 되려면 로그식은 다음과 같다.
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고대 그리스 학자 히파르쿠스 기념하여 1989년에 발사된 인공위성이 있었다.
Hipparcos Satellite
http://en.wikipedia.org/wiki/Hipparcos
유럽 우주국에서 발사한 천체 관측위성으로 주로 시차(parallax)를 이용해 별의 운동(거리)을 관측했다. 대기의 불안정으로 인해 지구상에서 시차를 측정할 수 있는 별의 범주는 매우 작지만 대기권 밖에서는 아주 정밀하게 관측가능하다. 성도에 등재된 별의 목록 중 HIP로 시작하는 목록이 바로 히파르쿠스 위성으로 관측기록된 별이다. 1997년판 히파르쿠스 카탈로그에 등재된 별은 고정밀 관측목록으로 11만 8천여개이며, 2000년에 발간된 저정밀 목록인 타이코 카탈로그에 등재된 별은 1백 2십만개의 별에 이른다.
[Analyzing Universe/우주분석] 1주 3편: 물수제비와 X-선 영상/Skipping Stone and X-Ray Image
[Analyzing Universe/우주분석] 1주 3편: 물수제비와 X-선 영상/Skipping Stone and X-Ray Image
* Coursera.org 의 Analyzing the Universe 강좌를 요약한 글입니다.
https://class.coursera.org/analyze-002
매틸스키 교수님이 호숫가에 나오셨다.
그리고 물수제비(Skipping Stone) 던지신다. 뭘 보여주시려고?
전원에 사신다. (부럽다)
이미 수십년 전부터 가시광 이외의 전자기파를 방출하는 천체가 있다는 것을 알게됐다. 우주로부터 X-선이 전해온다는 것을 알긴 했지만 도데체 어디일까? X-선을 관측 사진을 찍고 싶지만 지구 대기에서 모두 흡수되어 지상까지 도달하는 량은 매우 적다(고에너지 방사선이 지구 표면까지 도달하면 큰일난다). 인공위성에 망원경을 실어 우주로 보내기로 하지만 문제가 있다.
가시광은 거울에 반사되어 촛점을 맺지만,
천체의 미세한 X-선은 (반사경 표면에) 흡수되므로 반사경을 만들 수 없다. (강력한 X-선은 물질을 통과하지 반사는 없다)
"물 수제비(Skipping Stone)"의 원리가 바로 X-선을 모을 수 있는 반사경을 만드는 방법이다.
입사각이 비스듬하면 X-선 입자는 튕겨나간다. 이 원리를 이용해 X-선 망원경을 만들었다.
이런 X-선 망원경이 처음 만들어진 것이 1980년이다. 이 망원경으로 X선을 방출하는 천체의 위치를 정확히 지정할 수 있었다. 그리고 1990년대 말에 이르러서야 우주로 보내 정밀한 사진도 찍게된 것이다.
그 이전에는 우주로부터 X-선이나 전파가 날아온다는 사실과 대략 하늘의 어느 부분이라는 정도만 알 뿐이었다. X-선이나 전파는 광학 망원경으로는 상을 담을 수 없었기 때문이다. 그저 둥근 원통 뒤에 감지기(센서)를 달아 방향만 알았다.
X-선 망원경(관측위성에 장착된) 덕분에 수많은 별중 하나를 특정 할 수 있게된 것이다. 그 이후로 수많은 X-선 천체가 관측 되었다.
* Coursera.org 의 Analyzing the Universe 강좌를 요약한 글입니다.
https://class.coursera.org/analyze-002
매틸스키 교수님이 호숫가에 나오셨다.
그리고 물수제비(Skipping Stone) 던지신다. 뭘 보여주시려고?
전원에 사신다. (부럽다)
이미 수십년 전부터 가시광 이외의 전자기파를 방출하는 천체가 있다는 것을 알게됐다. 우주로부터 X-선이 전해온다는 것을 알긴 했지만 도데체 어디일까? X-선을 관측 사진을 찍고 싶지만 지구 대기에서 모두 흡수되어 지상까지 도달하는 량은 매우 적다(고에너지 방사선이 지구 표면까지 도달하면 큰일난다). 인공위성에 망원경을 실어 우주로 보내기로 하지만 문제가 있다.
가시광은 거울에 반사되어 촛점을 맺지만,
천체의 미세한 X-선은 (반사경 표면에) 흡수되므로 반사경을 만들 수 없다. (강력한 X-선은 물질을 통과하지 반사는 없다)
"물 수제비(Skipping Stone)"의 원리가 바로 X-선을 모을 수 있는 반사경을 만드는 방법이다.
입사각이 비스듬하면 X-선 입자는 튕겨나간다. 이 원리를 이용해 X-선 망원경을 만들었다.
이런 X-선 망원경이 처음 만들어진 것이 1980년이다. 이 망원경으로 X선을 방출하는 천체의 위치를 정확히 지정할 수 있었다. 그리고 1990년대 말에 이르러서야 우주로 보내 정밀한 사진도 찍게된 것이다.
그 이전에는 우주로부터 X-선이나 전파가 날아온다는 사실과 대략 하늘의 어느 부분이라는 정도만 알 뿐이었다. X-선이나 전파는 광학 망원경으로는 상을 담을 수 없었기 때문이다. 그저 둥근 원통 뒤에 감지기(센서)를 달아 방향만 알았다.
X-선 망원경(관측위성에 장착된) 덕분에 수많은 별중 하나를 특정 할 수 있게된 것이다. 그 이후로 수많은 X-선 천체가 관측 되었다.
[Analyzing Universe/우주분석] 1주 2편: 상 맺힘/Image Formation
[Analyzing Universe/우주분석] 1주 2편: 상 맺힘/Image Formation
* Coursera.org 의 Analyzing the Universe 강좌를 요약한 글입니다.
https://class.coursera.org/analyze-002
오래된 카메라,
렌즈를 통해 맻힌 역상
카메라에 렌즈를 통해 선명한 상을 볼 수 있다(왼쪽). 하지만 렌즈를 빼고 찍으면 뿌옃다(오른쪽). 선명한 상은 어떻게 맻히는 걸까?
물체에 반사되거나 스스로 발하는 빛은 전 구면으로 퍼져 나가기 때문에 빛감지기(필름)위에 상이 맻히지 않는다.
감지기(필름)과 물체(피사체) 사이에 작은구멍(Pin Hole)이 뚤린 판을 놓으면 전방향으로 퍼지는 빛 중 한개만 통과 시키므로 상이 맻히는 것을 볼 수 있다. 단점이라면 수많은 빛줄기 중 하나만 통과 시키기 때문에 맺히는 상이 매우 어둡다는 것이다.
* Coursera.org 의 Analyzing the Universe 강좌를 요약한 글입니다.
https://class.coursera.org/analyze-002
오래된 카메라,
렌즈를 통해 맻힌 역상
카메라에 렌즈를 통해 선명한 상을 볼 수 있다(왼쪽). 하지만 렌즈를 빼고 찍으면 뿌옃다(오른쪽). 선명한 상은 어떻게 맻히는 걸까?
물체에 반사되거나 스스로 발하는 빛은 전 구면으로 퍼져 나가기 때문에 빛감지기(필름)위에 상이 맻히지 않는다.
감지기(필름)과 물체(피사체) 사이에 작은구멍(Pin Hole)이 뚤린 판을 놓으면 전방향으로 퍼지는 빛 중 한개만 통과 시키므로 상이 맻히는 것을 볼 수 있다. 단점이라면 수많은 빛줄기 중 하나만 통과 시키기 때문에 맺히는 상이 매우 어둡다는 것이다.
작은 구멍(Pin Hole) 대신 얇은 렌즈를 놓아보자. 렌즈는 구면으로 퍼지는 빛의 경로를 바꾸어 한점에 모아준다. 렌즈는 빛의 손실이 없으므로 짧은 시간에 상을 맺게 만드는 효과적인 도구다.
큰 렌즈를 사용할 수록 많은 빛을 모을 수 있으므로 더 많은 피사체 정보를 사진으로 담을 수 있다. 구경이 큰 망원경이 무조건 좋은 것이다. 하지만 원형에 가장자리로 갈수록 얇은 곡면으로 유리를 가공하기는 매우 어렵다. 게다가 큰 구경으로 인해 무거운 렌즈의 얇은 가장자리로만 고정해야 하므로 거치하기도 힘들다. 굴절 망원경의 한계는 40인치(약 1미터)다.
경로를 바꿔 빛을 모으는 방법으로 오목거울을 사용한다. 빛이 통과하는 경로에 놓이는 렌즈에 비해 반사경의 뒷면을 모두 거치면으로 사용할 수 있으므로 구경이 커도 거치하는데 유리하다. 거대 망원경(뿐만 아니라 천문관측 위성의 망원경도)은 모두 반사식이다.
----------------
카메라의 조리개와 셔터 속도의 관계
조리개를 열면(F수를 낮추면) 많은 빛을 모을 수 있어서 빠른 셔터 속도로 찍는다. 조리개를 닫으면(F수를 높이면) 통과하는 빛의 양이 작으므로 셔터 속도를 느리게 하여 빛을 모아 찍는다.
빠르게 움직이는 피사체를 순간 포착하려면 조리개를 넓히고 빠른 셔터 속도로 찍는다.
조리개를 좁히고 셔터속도를 늘이면 심도있는 사진을 찍을 수 있다.
참조: 조리개, 위키백과
천체 사진은 워낙 어두운 별을 찍는 것이다. 무조건 조리개를 다 열고 노출 시간을 조절하며 찍는다. 노출이 길면 지구가 자전하는 이유로 별상이 흐른다. 이를 보정해 주는 장치, 전동 추척기가 필요하다.
[Analyzing Universe/우주분석] 1주 1편:상의 본질/Nature of image
[Analyzing Universe/우주분석] 1주 1편:상의 본질/Nature of image
* Coursera.org 의 Analyzing the Universe 강좌를 요약한 글입니다.
https://class.coursera.org/analyze-002
* 영문제목이 "Nature of Image"인데 우리말로 간단하게 하려니 어색하게도 "상의 본질"이 되었군요. 한글 쓰기에 대한 저의 한계입니다.
천체를 연구하기 위해 사용할 수 있는 자료는 망원경을 통해 얻는 영상(Image)이다. 과학기술의 발달 덕분에 가시광(Visible Light) 뿐만 아니라 X-선, 적외선(Infrared), 전파(Radio Wave)를 포함한 넓은 영역의 전자기파(Electronmagnetic Wave)를 수집할 수 있게되었다.
참조: AstroTech/천문학에 기여한 과학기술
http://goodkook.blogspot.kr/2014/04/astrotechweek1.html
천체를 연구하기 위해 영상을 얻는 방법, 이 영상으로부터 의미를 찾고 그것이 무엇을 말하는지 이해해보기로한다.
19세기말에 사진찍는 기술을 발명되자 당연히 천체를 찍고 싶었을 것이다. 1851년에 제임스 위플이 찍은 달사진이 아마도 최초의 천체사진일 것이다.
이 사진은 다게레오타입(Daguerreotype) 카메라로 찍은 파리시내의 사진이다. 건판이 빛에 반응하는 감광 현상을 이용한 초창기 사진이다. 번잡해야할 파리시내에 마차 한대도 찍히지 않았다. 그런데 좌측 하단을 자세히 보면 구두닦는 신사가 찍혀있다. 어찌된 건가?
이 시절의 사진 건판 감도가 낮아서 노출을 길게 주었기 때문이다. 빨리 움직이는 마차는 없고 한동안 구두를 닦기위해 서있던 신사는 찍혔다. 시간상의 분해능(Temporal Resolution)의 차이를 보여주는 예다. 오늘날의 영상센서는 감도가 좋아서 짧은 시간 간격으로 영상을 얻을 수 있다. 시간적으로 변화하는 현상을 포착해 낼 수 있다. 이것이 시간적 분해능이다.
과학기술의 발달로 센서의 감도도 높아지고 사람이 볼 수 없는 파장대 빛의 영상을 얻을 수 있게 되었다. 이 사진은 두 X-선 관측 위성으로 찍은 CAS-A 천체다. 불과 5년 사이에 사진의 질이 엄청나게 향상된 것을 볼 수 있다.
또 다른 사진을 비교해보자.
참고:
ROSAT는 1990년 발사된 X-선 관측위성
CHANDRA 는 1999년 궤도진입한 X-선 관측위성
영상의 본질은 빛(광자, photon)에 있다. 광자가 품고 있는 정보가 광센서(혹은 사진건판)에 반응하여 모습을 드러내는 것이다. 이 광자들에 의해 제공되는 정보를 살펴보자.
1. 도착 시간
우주로부터 전달되는 신호의 시간적 변화를 관측할 수 있다. 변광성이나 빠르게 회전하는 퀘이사 등의 분석은 시간 간격을 두고 얻은 여러장의 관측 영상으로 한다. 또한 시간을 두고 모은 광자의 량으로 밝기를 측정한다. 밝기는 천체의 거리를 밝히는 중요한 단서이기도 하다.
2. 공간적 배치
광자가 센서 평면(혹은 망원경 대물경)의 상이한 위치에 분포하여 영상을 형성한다. 구경이 큰 망원경 일수록 더 세밀한 영상을 얻는다. 분해능이 높은 영상은 배율이 아니라 센서(망원경의 구경)의 크기에 달렸다.
3. 에너지 분포
광자는 고유 파장을 가지고 있다. 파장에 의하여 발현되는 색은 곧 에너지(온도)를 의미한다. 짧은 파장일 수록 높은 에너지를 가지고 있다. 에너지 정보를 취합하여 파장별로 펼쳐 놓은 것이 스펙트로스코피(Spectroscopy)다. 멀리있는 천체의 화학적 조성과 빛을 발하게 하는 에너지원을 분석하게 해주는 마법같은 것이다.
* Coursera.org 의 Analyzing the Universe 강좌를 요약한 글입니다.
https://class.coursera.org/analyze-002
* 영문제목이 "Nature of Image"인데 우리말로 간단하게 하려니 어색하게도 "상의 본질"이 되었군요. 한글 쓰기에 대한 저의 한계입니다.
천체를 연구하기 위해 사용할 수 있는 자료는 망원경을 통해 얻는 영상(Image)이다. 과학기술의 발달 덕분에 가시광(Visible Light) 뿐만 아니라 X-선, 적외선(Infrared), 전파(Radio Wave)를 포함한 넓은 영역의 전자기파(Electronmagnetic Wave)를 수집할 수 있게되었다.
참조: AstroTech/천문학에 기여한 과학기술
http://goodkook.blogspot.kr/2014/04/astrotechweek1.html
천체를 연구하기 위해 영상을 얻는 방법, 이 영상으로부터 의미를 찾고 그것이 무엇을 말하는지 이해해보기로한다.
19세기말에 사진찍는 기술을 발명되자 당연히 천체를 찍고 싶었을 것이다. 1851년에 제임스 위플이 찍은 달사진이 아마도 최초의 천체사진일 것이다.
이 사진은 다게레오타입(Daguerreotype) 카메라로 찍은 파리시내의 사진이다. 건판이 빛에 반응하는 감광 현상을 이용한 초창기 사진이다. 번잡해야할 파리시내에 마차 한대도 찍히지 않았다. 그런데 좌측 하단을 자세히 보면 구두닦는 신사가 찍혀있다. 어찌된 건가?
이 시절의 사진 건판 감도가 낮아서 노출을 길게 주었기 때문이다. 빨리 움직이는 마차는 없고 한동안 구두를 닦기위해 서있던 신사는 찍혔다. 시간상의 분해능(Temporal Resolution)의 차이를 보여주는 예다. 오늘날의 영상센서는 감도가 좋아서 짧은 시간 간격으로 영상을 얻을 수 있다. 시간적으로 변화하는 현상을 포착해 낼 수 있다. 이것이 시간적 분해능이다.
과학기술의 발달로 센서의 감도도 높아지고 사람이 볼 수 없는 파장대 빛의 영상을 얻을 수 있게 되었다. 이 사진은 두 X-선 관측 위성으로 찍은 CAS-A 천체다. 불과 5년 사이에 사진의 질이 엄청나게 향상된 것을 볼 수 있다.
또 다른 사진을 비교해보자.
참고:
ROSAT는 1990년 발사된 X-선 관측위성
CHANDRA 는 1999년 궤도진입한 X-선 관측위성
1. 도착 시간
우주로부터 전달되는 신호의 시간적 변화를 관측할 수 있다. 변광성이나 빠르게 회전하는 퀘이사 등의 분석은 시간 간격을 두고 얻은 여러장의 관측 영상으로 한다. 또한 시간을 두고 모은 광자의 량으로 밝기를 측정한다. 밝기는 천체의 거리를 밝히는 중요한 단서이기도 하다.
2. 공간적 배치
광자가 센서 평면(혹은 망원경 대물경)의 상이한 위치에 분포하여 영상을 형성한다. 구경이 큰 망원경 일수록 더 세밀한 영상을 얻는다. 분해능이 높은 영상은 배율이 아니라 센서(망원경의 구경)의 크기에 달렸다.
3. 에너지 분포
광자는 고유 파장을 가지고 있다. 파장에 의하여 발현되는 색은 곧 에너지(온도)를 의미한다. 짧은 파장일 수록 높은 에너지를 가지고 있다. 에너지 정보를 취합하여 파장별로 펼쳐 놓은 것이 스펙트로스코피(Spectroscopy)다. 멀리있는 천체의 화학적 조성과 빛을 발하게 하는 에너지원을 분석하게 해주는 마법같은 것이다.
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