허블 우주망원경(Hubble Space Telescope, HST)은 1990년에 지구 저궤도로 발사된 우주망원경으로 현재도 가동 중이다. 허블은 최초의 우주망원경은 아닐지언정 가장 크고 가장 쓰임이 많은 우주망원경 중 하나이며, 천문학에서 없어서는 안 될 연구 도구이자 공공관계 구축에 도움을 주는 것으로도 유명하다. 허블의 명칭은 천문학자인 에드윈 허블의 이름에서 본뜬 것으로, 콤프턴 감마선 관찰 위성,찬드라 엑스선 관찰 위성, 함께 NASA의 거대관찰위성 Great Observatories의 일원이다.
2.4미터의 주거울을 갖춘 허블의 주요 장비 네 가지는근자외선, 가시광선, 근적외선 스펙트럼을 관찰한다. 허블의 궤도는 지구의 대기권의 방해를 피해 지상 망원경과 비교해서 배경광의 영향을 대폭 줄일 수 있으므로 해상도가 매우 높은 영상을 얻는데 적합하다. 허블은 역대 가장 상세한 가시광선 영상들을 촬영함으로써 먼 시공간의 모습을 제공하기도 하였다. 우주의 팽창 속도를 정확하게 측정한 것처럼, 허블이 이룩한 수많은 관측은 곧 천체물리학 난제의 돌파구로 이어졌다.
허블은 미국항공우주국 NASA에서 유럽우주기구의 협력으로 건조되었다. 우주망원경과학연구소 (STScI)는 허블의 관찰대상을 지정하여 관찰 결과 자료를 처리하는 역할을 하고, 고다드우주비행센터는 우주선을 조작하는 역할을 한다.
우주망원경의 개념은 1923년이라는 이른 시기부터 등장했다. 허블은 1970년대에 투자받아 1983년에 발사되기로 계획되었으나, 계획이 기술문제로 인한 지연과 예산 문제, 그리고 1986년 챌린저 참사로 난항을 겪는다. 1990년에 최종적으로 발사되었을 때, 허블의 주거울이 정확하지 않게 설치되어 망원경의 성능에 지장을 주었다. 1993년 정비 임무를 통해 원래 설계되었던 성능으로 광학적 수정이 이루어졌다.
허블은 우주비행사를 통해 우주에서 정비할 수 있도록 설계된 유일한 망원경이다. 1990년 우주왕복선 디스커버리의 발사 후, 주요 장비 다섯 가지를 포함하여 망원경의 수리, 업그레이드, 시스템 대체를 위한 5회의 우주왕복선 임무가 뒤를 이었다. 다섯 번째 임무는 2003년의 컬럼비아 참사 이후 안정성 차원에서 취소되기도 하였다. 하지만 공적인 논의가 빠르게 이루어진 뒤, 마이크 그리핀 NASA 국장이 다섯번째 정비 임무를 승인하여 2009년에 완수된다. 망원경은 2018년 현재도 운용 중이며, 2030년-2040년까지 계속 운용될 것이다. [3]허블의 뒤를 잇는 제임스웹우주망원경 (JWST)은 2021년 3월에 발사될 예정이다.
구상 및 설계와 목표
제안 및 선구자
1973년, 우주비행사 오웬 개리엇이 스카이랩의 유인 태양 우주관측소 옆에서 작업하고 있다.
헤르만 오베르트는 로버트 H. 고다드와 콘스탄틴 치올콥스키와 함께 현대 로켓공학의 아버지라 불린다. 그는 1923년에 망원경이 로켓을 통해 지구 궤도로 추진될 수 있는 방법에 대해 언급한 Die Rakete zu den Planetenräumen ("행성간 우주로의 로켓")을 발표한다.
허블 우주망원경의 역사는 1946년이라는 이른 시기, 천문학자 라이먼 스피처의 논문 "Astronomical advantages of an extraterrestrial observatory" (지구 외부 천문대의 천문학적 이점들)에서 시작된다. 스피처는 이 논문에서 우주 천문대가 지상 망원경을 압도하는 두 가지 큰 이점을 주장했다. 첫째로 물체를 명확하게 구분할 수 있는 최소 길이인 각분해능이 별의 반짝임을 유발하는 대기의 난류와는 상관없이회절에 의해서만 제한된다. 2.5m의 거울을 갖춘 망원경에 대해 이론적인 회절한계 분해능이 약 0.05 초인데 비하여, 당시 지상 망원경은 0.5-1.0 초의 분해능이 한계였다. 둘째로 우주망원경은 지구 대기에 강렬하게 감광되는 적외선과 자외선을 관찰할 수 있다.
스피처는 경력의 상당 시간을 우주망원경의 개발에 힘썼다. 1962년, 그는 미국 국립 과학회의 한 보고서에서 우주 프로그램의 일환으로 우주망원경의 개발을 추천하였고, 1965년에는 거대 우주망원경에 대한 과학적 목표를 정하는 업무의 위원회장으로 위임했다.
우주 기반의 천문학은 제2차 세계대전 직후, 과학자들이 로켓 공학에서 이루어진 기술발전을 응용하는 것으로부터 비롯된다. 최초의 태양 자외선 스펙트럼을 1946년에 얻고, 미국항공우주국 (NASA)이 1962년에 자외선, 엑스선, 감마선 스펙트럼을 얻기 위해 공전 태양 천문대Orbiting Solar Observatory (OSO)를 쏘아 올린다. 영국이 에어리얼 우주 계획의 일환으로 공전태양망원경 Orbiting Solar Telescope을 1962년에 발사하고, 1966년에 NASA는 처음으로 공전 천문대Orbiting Astronomical Observatory (OAO)를 발사했지만 OAO-1의 축전지가 3일 뒤에 고장 나면서 임무가 중단된다. 뒤이어 OAO-2는 1968년에 발사되어 본래 계획된 수명의 정확히 1년 뒤인 1972년까지 여러 별과 은하의 자외선 관측을 수행했다.
OSO와 OAO 임무는 우주망원경이 천문학에서 할 수 있는 중요한 역할을 입증해 보였다. 그 후 NASA는 1968년에 직경 3m 주경의 우주 반사망원경의 확고한 건조 계획을 세웠다. 이 계획은 1979년 발사를 목표로 함과 동시에 임시로 대형 공전 망원경 Large Orbiting Telescope 또는 대형 우주망원경 Large Space Telescope (LST)이라는 명칭으로 알려졌다. 이러한 계획들은 비용이 많이 쓰이는 계획의 기능 수명을 늘리기 위해 망원경에 대한 유인 정비 임무의 필요성을 강조하기도 했다. 동시에 착수된 재사용 가능한 우주왕복선의 개발 계획은 이 기술이 곧 실현 가능한 기술이 될 것임을 암시했다.
비용 요청
OAO 계획의 지속적인 성공으로 천문학계에서 LST가 주요 목표가 되어야 한다는 의견이 만장일치로 지지받는다. 이를 위해 NASA는 1970년에 위원회 두 곳을 설립한다. 하나는 우주망원경 계획의 공학적인 부분을 계획하기 위한 곳이고, 다른 하나는 임무의 과학적 목표를 결정하는 곳이다. 위원회가 설립된 이후 NASA가 겪은 다음 문제는 기구의 개발 비용을 지원받는 것이었는데, 우주망원경 건조에는 그 어떤 지상 망원경보다도 더 많은 비용이 필요했다. 미국 연방의회는 망원경 제작에 제시된 예산의 여러 가지 면을 집요하게 캐물었고, 계획 단계에서 당시 망원경에 탑재될 기구와 장비를 상세하게 연구하는 것까지 포함하여 지출을 줄이도록 강요했다. 1974년에 연이은 재정지출 삭감으로 연방의회는 망원경 계획에 예산 분배를 전면 취소하였다.
이 때문에 미국 천문학자들 사이에서 전국적인 청원 활동이 이루어진다. 수많은 천문학자들이 하원의원과 상원의원을 직접 대면했고, 대규모 서면 운동이 열리기도 했다. 미국 국립 과학회는 우주망원경의 필요성을 강조하는 보고서를 제출하기까지 했다. 결국 상원이 하원에서 승인했던 원래 예상 비용의 절반을 승인하면서 끝을 맺는다.
재정지원 문제로 계획의 규모가 어느 정도 축소되었기 때문에, 계획된 주거울의 직경은 3m에서 2.4m로 줄어든다. 그래서 개발은 망원경 장비의 비용을 절감하기 위해 더욱 작고 효율적인 배치가 가능한 방향으로 진행되며, 주요 위성에 쓰이는 시스템을 시험하기 위해 제안된 실험용 1.5 m 우주망원경의 계획이 취소된다. 그리고 비용 문제는 NASA와 유럽우주기구 (ESA)의 협력을 초래하기도 하였다. ESA는 제작 비용과 망원경에 설치될 1세대 기구 하나, 기구의 동력원이 되는 태양전지까지 제공하였다. 이외에도 미국으로 망원경을 제작할 전문 인력까지 파견했다. 대신에 망원경의 운용 시간의 최소 15%를 유럽 천문학자들이 이용할 수 있도록 보장하는 조건이 붙었다. 미국 국회는 최종적으로 1978년에 3,600만 미국 달러의 재정지원에 승인했으며, 1983년 발사를 목표로 LST의 설계가 본격적으로 시작된다. 망원경의 이름은 우주의 팽창을 발견함으로써 20세기의 가장 위대한 과학적 혁명 중 하나를 이룩했던 에드윈 허블의 이름을 따서 붙여진다.
건조
1979년 3월, 퍼킨엘머의 허블 주거울 그라인딩 작업
우주망원경 계획이 착수된 후, 계획에 필요한 업무는 여러 연구소에 분배된다. 마셜우주비행센터 (MSFC)는 망원경의 설계와 개발, 건조를 담당하였고, 고다드우주비행센터는 과학 기구의 전반적인 조작과 임무 수행을 위한 지상 제어 센터 역할을 담당했다. MSFC는 광학 회사 퍼킨엘머 Perkin-Elmer에 우주망원경의 광학망원경 조립체 Optical Telescope Assembly (OTA) 및 정밀유도센서의 설계와 건조를 의뢰했다. 록히드는 망원경이 실릴 우주선을 건조하고 집약하는 업무를 의뢰받는다.
광학망원경조립체
허블 우주망원경은 광학적으로 가장 큰 전문가용 망원경인 리치-크레티앙식 카세그레인 반사망원경이다. 두 개의 쌍곡면 오목거울을 갖춘 이 방식은 광시야 촬영에 뛰어난 성능을 자랑하지만, 동시에 거울을 제작하고 시험하기 어려운 형태를 가지고 있다는 단점도 있다. 망원경의 최종적인 성능을 결정하는 거울과 광학계는 까다로운 사양으로 설계되었다. 광학망원경은 일반적으로 가시광선 파장의 약 10분의 1의 정확도로 다듬어지는데, 이 우주망원경은 가시광선과 자외선(더 짧은 파장) 관측에 이용될 예정이었고, 우주 환경에서의 이점을 최대한 살리기 위해 회절 한계까지 고안해야 되었다. 따라서 허블의 거울은 10 나노미터 또는 적색 파장의 약 1/65의 정확도로 연마할 필요가 있었다. OTA는 적외선 같은 긴 파장에 대해서 최적의 탐지 성능을 염두에 두지 않고 설계되었다. 예를 들자면 거울은 열 발 생기를 통해 상온(약 15 ℃)을 유지하기 때문에 허블을 적외선 망원경으로 취급할 때 제약이 된다.
코닥에서 제작한 예비 거울로, 아직 반사체 표면을 코팅하지 않았기 때문에 거울의 내부 지지 구조물이 보인다.
퍼킨엘머 Perkin-Elmer는 요구된 사양으로 거울을 다듬을 때 주문 제작한 최신 컴퓨터 제어 방식의 연마 기계를 사용하려고 했다. 그렇지만 PE의 첨단 기술이 난항을 겪으면서 NASA는 PE로 하여금 코닥 Kodak에게 하도급을 주어 전통적인 거울 연마 기법으로 예비 거울을 제작하도록 시킬 것을 요구했다. [26](코닥과 아이텍 Itek은 본 거울 연마 작업의 도급 입찰을 경쟁하기도 했다. 이들의 도급은 두 회사에게 이런 문제를 야기하는 연마 오차를 거의 정확하게 위해 서로의 작업을 이중 검증하도록 부추겼다.) 코닥의 거울은 현재 미국립항공우주박물관에 상시로 전시되어 있다. 상기한 노력의 일환으로 제작된 아이텍의 거울은 현재 맥 달리나 리지 천문대의 2.4 m 망원경에 장착되어 있다.
퍼킨엘머의 작업은 1979년에 코닝이 초 저 팽창 유리가 들어갈 블랭크를 만들기 시작하면서 착수되었다. 거울의 하중을 최소화하기 위해서 거울 상하부에 판이 설치되었는데, 각각 25 mm 두께의 벌집형 격자 구조로 되어 거울을 포갠다. 퍼킨엘머는 각자 크기가 다른 힘이 가해지는 130 개의 막대로 거울을 뒤에서 지지할 때 발생하는 미세중력을 모의실험 하였다. 거울이 최종적으로 배치될 때 거울의 형태를 정확하게 교정하여 요구 사양에 맞추기 위함이었다. 거울의 연마는 1981년 5월까지 계속되었다. 당시 NASA에서 작성된 보고서들은 퍼킨엘머의 운영 구조와 연마가 예상 일정을 넘어서 예산을 초과하기 시작하는 것에 대해 문제를 제기했다. NASA는 비용을 절감하기 위해서 예비 거울 작업을 중단하고 망원경의 발사일을 1984년 10월로 미룬다. 거울은 1981년 말에 완성되었으며, 2,400 미국 갤런의 뜨거운 중성수를 이용해 세척된 뒤 65 nm 두께의 알루미늄 반사 코팅과 25 nm 두께의 불화마그네슘 보호 코팅이 입혀진다.
허블 우주망원경의 건조 초기 사진, OTA의 계량용 트러스와 이차 방해판이 보인다.
OTA의 다른 부분의 예산과 소요시간이 급격하게 늘어나자, 프로젝트에서 퍼킨엘머의 자질에 관한 의심이 계속해서 제기되었다. 이 "정해지지 않은 채 바뀌는 나날" unsettled and changing daily으로 표현되는 일정 때문에 NASA는 망원경의 발사일을 1985년 4월로 연기한다. 퍼킨엘머의 일정은 분기 당 대략 한 달의 비율로 연장되고 있었는데, 이것은 작업일 하루에 발사일이 하루 지연되는 것을 의미했다. NASA는 1986년 3월, 나중에는 9월까지 발사일을 연기하도록 압력을 받았다. 당시 계획의 총지출은 11억 7,500만 미국 달러까지 늘어났다.
우주선 시스템
망원경과 기구가 실릴 우주 선체는 두 차례의 기술적 난항을 겪었다. 우주선은 지구를 공전하면서 낮과 밤이 자주 바뀌기 때문에 직사광선과 지구 암영에 의한 큰 온도 변화를 견뎌낼 수 있으면서 망원경이 극도로 정밀한 지향이 가능할 정도로 안정적이어야 했다. 망원경의 내부 온도를 유지하기 위해서 망원경과 기구가 자리 잡는 가벼운 알루미늄 껍질을 다층 절연막이 둘러 에워싸고 있다. 껍질 내부에는 흑연-에폭시 골재가 있어 망원경의 작동 부품들이 정확히 정렬할 수 있도록 만든다. [35]흡습성인 흑연 성분 때문에 후일 망원경이 록히드의 청정실 clean room에서 우주의 진공으로 운반되는 동안 트러스에 수증기가 흡수되어 망원경의 기구가 얼음으로 뒤덮일 위험도 있었다. 그런 위험을 줄이기 위해 우주로 망원경을 발사하기 전에 질소가스 퍼지 작업이 먼저 이루어졌다.
망원경과 기구가 실릴 우주선의 건조는 OTA의 건조에 비해서는 어느 정도 원활하게 이루어졌지만, 록히드 역시 지출 문제와 일정 연기를 겪었다. 1985년 여름까지 우주선의 건조 비용은 예상 비용의 30%를 초과하였으며 일정은 기존 일에서 3개월 뒤로 연기했다. MSFC의 한 보고서에 따르면 록히드가 자주적으로 건조를 하기보다 NASA의 지시에만 따르려 한다고 했다.
컴퓨터 시스템 및 데이터 처리
허블에 탑재된 DF-224, 1999년에 교체되기 이전.
초기에 HST에 탑재된 두 대의 주요 컴퓨터로 세 대의 가외적(리던던트) CPU를 포함하고 있는 락웰 오토 네틱스 회사의 1.25 MHz DF-224 시스템과 웨스팅하우스와 GSFC에서 개발한, 다이오드-트랜지스터 논리 (DTL)를 사용하는 두 대의 리던던트 NSSC-1 (NASA Standard Spacecraft Computer, Model 1) 시스템이 있다. 1993년 첫 번째 정비 임무가 진행될 때 DF-224의 보조 프로세서로 인텔 기반 80386 프로세서와 80387 수치 보조프로세서의 리던던트 스트링 두 개가 포함된 보조프로세서가 추가되었다. DF-224와 시스템의 386 보조프로세서는 1999년 Servicing Mission 3A에서 25 MHz 인텔기반 80486 프로세서 시스템으로 교체된다.
과학 기구와 부품들 일부에도 자체에 마이크로프로세서 기반의 컨트롤 시스템이 내재되어 있다. MAT(Multiple Access Transponder)를 이루는 MAT-1과 MAT-2는 휴스 에어크래프트 CDP1802 CD 마이크로프로세서를 사용한다. 광시야 및 행성용 카메라 (WFPC) 역시 RCA 1802(또는 아마도 구형의 1801) 마이크로프로세서를 사용했다. WFPC-1은 1993년 Servicing Mission 1에서 WFPC-2로 대체되며, 2009년 Servicing Mission 4에서 광시야 카메라 3(WFC3)으로 교체되었다.
초기 기구
허블 우주망원경의 부품도
발사 당시 허블 우주망원경에 갖추어진 과학 기구 다섯대로는 광시야 및 행성용 카메라 Wide Field and Planetary Camera (WF/PC), 고다드 고해상도 분광 카메라 Goddard High Resolution Spectrograph (GHRS), 고속광도계 High Speed Photometer (HSP), 암천체 분광카메라 Faint Object Spectrograph (FOS)가 있었다.
WF/PC는 주로 광학 관측용으로 고안된 고해상도 촬영 장비였다. NASA의 제트추진연구소에서 제작되었으며 특별한 천체물리학적 관심 대상의 선스펙트럼을 분리하기 위한 48개의 필터 세트로 이루어져 있다. 이 기구는 여덟 개의 전하 결합 소자 (CCD) 칩으로 이루어져 있으며, 각각 4개의 CCD를 사용하는 카메라 두 개로 나뉜다. 각 CCD는 0.64 메가픽셀의 해상도를 갖는다. "광시야 카메라" wide field camera (WFC)가 분해능을 희생하여 넓은 각 범위의 영역을 담당한 반면, "행성용 카메라" planetary camera (PC)는 WF칩보다 더 길고 효율적인 초점 길이로 사진을 촬영함으로써 훨씬 높은 배율을 제공한다.
GHRS는 자외선에서 기능하도록 고안된 분광카메라로, 고다드우주비행센터에서 제작되었고 90,000의 분광해상도를 얻을 수 있다. 또한 자외선 관측에 대해 최적화된 것으로 FOC와 FOS가 있다. 이들은 허블의 그 어떤 기구보다도 높은 공간 분해가 가능하다. 이 장비들의 검출기에는 CCD가 아닌 광자 계량디지콘 photon-counting digicons이 쓰인다. FOC는 ESA에서 제작하였고, FOS는 캘리포니아 대학교, 샌디에이고 대학교와 마틴 마리에타 회사의 협력으로 제작하였다.
마지막 기구 HSP는 위스콘신-매디슨 대학교에서 설계-제작되어 변광성과 그 외 밝기가 가변 하는 천체들의 가시광선과 자외선 관측에 최적화되어 있었다. 약 2% 또는 그 이상의 측광정밀도로 초당 100,000회의 측정을 해낼 수 있다.
허블 우주망원경의 유도 체계 역시 과학 기구로 사용되었다. 평상시에 정밀 유도 센서 (FGS) 세 개가 관측할 때 망원경을 정밀하게 조준하기 위해 사용되지만, 0.0003 초 이하의 정밀도를 달성할 수 있기 때문에 극도로 정밀한 천체측지에 쓰이기도 했다.
지상 지원
고다드우주비행센터의 허블 조작실 Hubble Control Center, 1999년
우주망원경과학연구소 (STScI)는 망원경의 과학 임무와 천문학자들에게 자료를 전달하는 업무를 수행하는 기관으로, 대학천문연구협회 (AURA)에서 운영하며 물리적으로는 AURA 컨소시엄을 이루는 39개 대학과 일곱 국제 연구기관 중 하나인 메릴랜드 발티모어의 존스홉킨스대학 홈우드 캠퍼스에 위치해 있다. STScI는 NASA와 학계 사이에서 일어나는 알력 다툼이 어느 정도 커진 뒤인 1981년에 설립되었다. [47][48]NASA는 관내에서 계속 그 역할을 수행하려 했지만 과학자들은 학술기관에서 운영하길 원했다. 유럽우주망원경조직기관 (ST-ECF)이 1984년 뮌헨 근교의 가르힝 바이 뮌헨에 설립되어 2011년에 유럽우주천문센터 European Space Astronomy Centre로 활동을 옮기기 전까지 유럽 천문학자들에게 STScI와 비슷한 도움을 주었다.
허블은 저궤도에서 공전하기 때문에 관찰 대상을 공전 주기의 절반보다 약간 짧은 시간 동안만 볼 수 있다.
STScI에는 꽤나 복잡한 업무가 부여되어 있는데, 바로 망원경의 관측 일정을 조정하는 것이다. 허블은 정비 임무를 가능하게 하기 위해 지구 저궤도에 있다. 때문에 관찰 대상이 될 수많은 천체들이 각 공전주기 절반보다 약간 짧은 시간 동안 지구에 의해 가려진다. 망원경이 남대서양이상 South Atlantic Anomaly을 지날 때는 복사 준위가 상승하기 때문에 관측 활동이 불가능하다. 또한 태양(수성의 관측이 불가능한 원인)과 달, 지구의 주변에는 관측을 피해야 할 상당한 크기의 영역이 있다. OTA의 어떤 부분에도 태양광이 쬐이지 않도록 하기 위해서, 태양의 회피각은 약 50˚이다. 지구와 달을 회피하여 FGS에 밝은 빛이 들어오지 않게 하고, 여러 기구에 들어오는 산란광을 막는다. FGS의 작동이 중지된다면 지구와 달 역시 관찰 가능하다. 허블의 궤도면에 대해 대략 90˚영역은 연속 관찰 영역 (CVZ)이라 불리는데, 이곳은 오랜 기간 관찰 대상이 가려지지 않는 곳이다. CVZ의 위치는 궤도의 세차 때문에 8주의 주기로 느리게 움직인다. 지구의 테두리가 항상 CVZ 주변 약 30˚의 영역에 있기 때문에 CVZ의 관측 시 지구의 산란광의 밝기가 오랜 기간 증가한다.
지구 저궤도에서 허블의 궤도는 고도 약 540 킬로미터에 있고 28.5˚의 경사를 갖는다. [4]공전에 따른 허블의 위치는 정확하게 예측할 수 없는 방식으로 매 시간마다 변한다. 상부 대기의 밀도가 수많은 인자에 따라 변화하기 때문이다. 그래서 6주 동안 예측되는 허블의 위치는 최대 4,000 km까지 차이 난다. 관측 일정은 일반적으로 단 며칠 전에 끝맺지만, 소요 시간이 길 경우 관찰 대상의 관찰 가능 시간이 오래 걸릴 수도 있다는 뜻이다.
허블 우주망원경의 기술적 지원은 NASA와 함께 STScI의 남쪽으로 48 km 떨어진 곳 메릴랜드 그린벨트의 고다드우주비행센터에 있는 하청업체에 의해 이루어진다. 허블의 임무는 허블비행임무팀의 비행조작 조 4개 조가 24시간 내내 번갈아가며 감시한다.
챌린저 참사와 발사 지연, 최종 발사
1990년 디스커버리에서 분리된 허블.
1986년 초, 그 해는 예정된 10월의 발사일까지 일정을 맞출 수 있을 것 같았다. 그렇지만 챌린저 참사로 미국의 우주 계획 중단과 동시에 우주왕복선의 발사도 중지되었고 허블의 발사 역시 수년 뒤로 미루도록 압박이 가해졌다. 발사가 다시 계획될 때까지 망원경은 청정실에 보관되어 있었고, 계속해서 동력을 공급받고 질소 퍼지 작업이 이루어졌다. 유지 작업에만 월간 약 600만 미국 달러가 소요되었기 때문에 계획의 총지출이 더욱 커졌다. 역설적으로 발사 지연 덕분에 공학자들은 장비 전반에 대해 대대적인 시험을 행하고, 고장 나기 쉬운 축전지를 대체하거나 다른 개선 작업을 할 시간을 가질 수 있었다. 또 1986년에는 허블의 조작에 필요한 지상의 소프트웨어가 준비되지 않았으며, 1990년 발사까지 간신히 준비할 수 있었다.
1988년 우주왕복선 비행이 재개되면서 망원경의 발사는 1990년으로 예정된다. 1990년 4월 24일, 우주왕복선 디스커버리호가 STS-31 임무를 통해 망원경을 계획된 궤도까지 올리는 데 성공했다.
원래 허블망원경 계획의 예상 총비용은 약 4억 미국 달러였지만 발사 당시 약 47억 달러로 불어났다. 이 비용은 발사 20년 뒤인 2010년 기준 약 100억 미국 달러와 맞먹는다.
거울의 결함
WF/PC 사진, 별빛이 수 픽셀에 집중되지 않고 넓게 분산되어 있는 모습이 보인다.
망원경을 발사한 지 수 주 뒤에 얻은 사진들은 광학계에 심각한 문제가 있음을 알렸다. 처음으로 얻은 사진 역시 그 어떤 지상 망원경으로 촬영한 것보다 뚜렷한 영상을 보여주었지만, 허블이 최종 설계된 초점을 맞추지 못해 최고 해상도가 기대치보다 훨씬 떨어졌다. 사진의 점광원은 당초 설계 기준에 따라 직경 0.1초짜리 원 안에 집중된 점상강도분산함수 point spread function (PSF)를 가져야 했었으나, 실제로 1초 이상의 반지름을 가진 채 퍼져있었다.
결함 사진의 분석 결과 주거울이 잘못된 형태로 연마된 것이 문제의 원인으로 밝혀졌다. 거울은 표면의 고저차가 약 10 나노미터로 당시 가장 정밀하게 설계된 광학 거울이었으나, 시야계에서 약 2,200 나노미터로 너무 평탄했다. 이 차이는 파국적이어서 거울의 가장자리에서 반사된 빛이 맺치는 초점이 거울 중심에서 반사된 빛이 맺히는 초점의 위치가 일치하지 않는 결함, 즉 구면수차를 심각하게 일으켰다.
거울의 결함이 과학 관측에 끼친 영향은 심각했다. 고해상도 관측은 기준 설계값에서 벗어난 PSF의 핵(천체의 상)이 뚜렷하게 보이는 밝은 천체 같은 특정한 천체들의 관측만 가능했다. 그나마 점광원의 분광 관측은 감도의 손실에만 그쳤다. 그럼에도 집광 손실이 너무 커서 초점에서 벗어나서 생기는 광채 out-of-focus halo 때문에 희미한 천체나 높은 대비 영상 촬영에 대해서 망원경의 성능을 심각하게 훼손시켰다. 이 사실은 허블에 계획된 거의 모든 우주론적 관측 계획이 불가능하게 되었다는 것을 의미했다. 우주론 계획을 진행하기 위해서는 멀리 있는 희미한 천체들을 관측해야 하기 때문이다. [60] NASA와 허블망원경은 대외적으로 웃음거리가 되었으며, 우주망원경 계획은 애물단지로 취급되었다. 일례로 1991년 코미디 영화 총알탄 사나이 2: 공포의 낌새 The Naked Gun 2½: The Smell of Fear에서 허블은 루시타니아호와 힌덴부르크선, 포드 엣젤과 같은 애물단지들과 함께 벽걸이 액자에 등장했다. 그렇지만 허블은 임무 개시 후 3년 동안 광학 교정 없이도 수요가 적은 표적들에 대해서 수많은 관측을 이루었다. 망원경의 결함이 명확하고 안정적이었기 때문에 천문학자들은 디컨벌루션과 같은 최신 영상처리 기술을을 통해 거울의 결함을 부분적으로 보정할 수 있었다.
문제의 원인
허블의 광학 교정 전후에 촬영한 나선은하 M100의 은하핵
결함의 발생 과정을 추정하기 위해 제트추진연구소의 류 앨런 소장을 필두로 조사위원회가 설립되었다. 앨런 조사위원회는 비구면 거울이 올바른 형태로 다듬을 때 사용하는 시험기기인 반사형 널커렉터널 커 렉터[각주 2]가 제대로 조립되어 있지 않았음을 발견했다. 널 커 렉터의 렌즈 하나가 설계상 위치에서 1.3 mm 떨어진 곳에 설치된 것이다. [64]처음 연삭 및 연마 작업에서 퍼킨엘머는 거울의 표면을 굴절형 널 커 렉터 두 개로 분석했다. 그런데 최종 공정 과정(거울면 수정 작업)에서 퍼킨엘머는 시험기기를 주문 제작한 반사형 널 커 렉터로 바꾸었다. 허용 오차를 매우 작은 값으로 줄이기 위함이었다. 이 장치가 정확하지 않게 조립되면서 거울은 매우 정밀하면서도 잘못된 형태로 깎이는 결과를 낳았다. 기존의 널 커 렉터를 이용하여 수차례 행한 검증에서는 올바르게 구면수차가 잡혔지만, 이 검사 결과는 무시당했다. 거울에 이상 없음을 알린 최신식 반사형 널 커 렉터가 더 신뢰성 있고 정확했기 때문이다. 결함을 미연에 방지할 기회를 놓친 셈이었다.
조사위원회는 주로 퍼킨엘머의 실수에 대하여 책망하였다. NASA와 퍼킨엘머는 망원경 건조 과정에서 심각하게 관계가 틀어졌었다. 계속된 일정 연기와 비용 초과 때문이었다. NASA는 퍼킨엘머가 거울의 제작을 충분히 검토하고 감독하지 않았음을 알아냈다. 또 계획에 숙련된 전문 광학 과학자들을 (프로토타입 계획과 마찬가지로) 배정하지 않았으며, 특히 거울의 제작과 검사 과정에서 광학설계원을 제외했다는 사실도 드러났다. 조사위원회가 퍼킨엘머를 그러한 관리상 실수로 크게 비판하는 동안 NASA 역시 기구 하나의 검사 결과만을 완전히 신뢰했던 것처럼 품질관리상 결점을 알아내지 않아 비판받았다.
해결책의 설계
WFC3가 촬영한 용골자리 성운의 일부
망원경의 설계는 항상 정비 임무를 고려해서 이루어졌다. 따라서 천문학자들은 1993년의 첫 번째 정비 임무를 계획하기 위해 즉시 결함 문제의 해결책들을 찾기 시작했다. 코닥이 허블의 예비 거울로 깎아놓은 것이 있었지만, 궤도에서 거울을 교체하기란 불가능했다. 또 망원경을 지구로 귀환시켜 수리하는 일은 비용 부담과 시간 소요가 너무 컸다. 대신에 거울이 잘못된 형태지만 매우 정밀하게 깎인 점을 고려해서 새로운 광학 부품을 제작해서 망원경에다 추가하기로 결정했다. 이 부품은 망원경의 결함과 정확히 똑같은 값을 갖는 오차를 역으로 일으키면서, 사실상 구면수차를 바로잡는 "기이한 광경"을 연출한다.
광학 부품 제작의 첫 단계는 주거울의 결함을 정확히 규명하는 것이었다. 천문학자들은 점광원 사진을 역분석함으로써 거울의 원뿔상수가 당초 의도했던 -1.00230이 아닌 -1.01390±0.0002로 제작되었음을 밝혀냈다. 이어서 퍼킨엘머가 거울면 수정 작업을 위해 사용했던 널 커 렉터 분석으로부터 얻은 값과 거울의 연삭 시험 중 얻은 인터페러그램 분석으로부터 측정한 값 역시 동일했다.
2009년 허블에서 분리되고 있는 COSTAR
허블 우주망원경의 기구들이 설계된 방식에 맞춰서 교정기는 두 세트가 필요했다. 기존의 WF/PC를 대체하기 위해 이미 광시야 및 행성용 카메라 2가 계획되어 있었다. WFPC2는 내장된 카메라 두 대를 이루는 독립된 네 개의 전하 결합 소자 (CCD) 칩으로 빛을 유도하는 중계 거울들을 갖추어 수차를 바로 잡는다. 이 거울들의 표면에 설계된 역 오차가 주거울의 수차를 완벽하게 상쇄하는 것이다. 하지만 다른 기구들은 중간면이 없어 이 방법을 적용할 수 없다. 그래서 외장 교정장치가 필요했다.
FOC, FOS, GHRS에 초점이 맺히는 빛에 대한 구면수차를 교정하기 위해 우주망원경 광학 교정용 광축 조정기 (COSTAR) 시스템이 설계된다. 빛의 경로에 수차를 교정하도록 깎인 거울 두 개를 포함하고 있다. COSTAR 시스템을 망원경에 탑재하기 위해서는 다른 기구 하나를 분리해야 했다. 천문학자들은 고속 광도계를 희 생시 키로 결정했다. 2002년까지 COSTAR가 필요한 1세대 기구들이 모두 자체 교정 광학계를 갖춘 기구들로 교체되었다. COSTAR는 2009년에 네 번째 정비 임무가 착수될 때 분리되면서 지구로 송환되어 미국 국립 항공우주박물관에 전시되었다. 이전까지 COSTAR가 탑재되었던 부위에는 현재 우주기원 분광 카메라가 탑재되어 있다.
주요 계획
허블이 촬영한 가장 유명한 사진 중 하나인 창조의 기둥(2014년 사진). 독수리 성운에서 별들의 생성을 보여준다.
허블 프로그램이 실행된 이래로 수많은 연구 계획이 착수되었다. 그중에 일부는 거의 허블의 관측으로만 실행되기도 하였으며, 그 외는 찬드라 엑스선 관찰 위성과ESO의 초대형망원경 같은 장비와 연계하여 수행하였다. 허블 우주망원경은 퇴역이 머지않았으나, 최근까지도 큰 계획이 일정으로 잡혀 있었다. 일례로 에이벨 1689 은하단을 장시간 관측한 결과에 영감을 얻어서 최근에 수행된 프런티어 필즈 계획이 있다.
우주 구조 및 심우주 고대 외부은하 근적외선 탐사
우주구조 및 심우주 고대 외부은하 근적외선 탐사 Cosmic Assembly Near-IR Deep Extragalactic Legacy Survey (CANDELS)는 2013년 8월에 공식 발표되어 "허블 역사상 가장 큰 규모의 계획"으로 표현되었다. 이 탐사 계획은 "초기 우주에서 은하의 진화와 빅뱅 이후 10억 년도 되지 않는 극초기 우주의 구조에 대한 씨앗을 탐사하는 것을 목표로" 한다. CANDELS 계획 웹페이지에서 탐사의 목표를 다음과 같이 기술하고 있다.
우주 구조 및 심우주 고대 외부은하 근적외선 탐사는 WFC3/IR 및 ACS로 촬영한 250,000 개 이상의 은하의 심우주 사진을 통해 z = 8에서 1.5에 이르는 은하 진화사의 3분의 1을 기록하도록 계획되었다. 또한 최초로 z > 1.5인 1a형 초신성을 발견하여 우주론에서 표준 촛불로서의 정확성을 확고히 할 계획이다. 그러기 위해 주요 다중 파장 관찰 영역 다섯 곳이 선정되었다. 각 영역은 스피처와 그 외 장비로 관측한 다중 파장 자료와 밝은 은하에 대한 광범위한 분광 탐사 자료를 가지고 있다. 폭넓게 분리된 다섯 영역을 이용해서 우주의 정량적 변화와 z ~ 8까지 109 태양질량에 이르는 은하들의 통계학적으로 유의성 높고 완벽한 표본을 산출한다.
프런티어 필즈 계획
프런티어 필즈 계획에서 연구된 은하단 MACS0416.1-2403
프런티어 필즈 Frontier Fields 계획의 공식적인 명칭은 "Hubble Deep Field Initiative 20122" (허블 딥 필드 탐사계획 2012)이다. 중력렌즈의 도움으로 "먼 우주에서 가장 희미한 은하들"을 볼 수 있는 빈 공간의 고적 색 편이 은하를 연구함으로써 초기 은하의 형성에 관해 자세히 아는 것을 목표로 한다. 프런티어 필즈의 웹페이지에서는 계획의 목표를 다음과 같이 기술하고 있다.
- 현재까지 관측된 은하보다 10배에서 50배는 어두워서 분포를 알 수 없는 z = 5-10 은하들의 분포를 밝히기 위함
- 우리가 알고 있는 극초기 준발광 (sub-L*) 은하들의 별의 질량 및 별 생성사를 입증하기 위함
- 통계적으로 유의성 있는 z > 5인 별 생성 은하들의 형태적 특징 최초로 제공하기 위함
- 은하단 굴절에 의해 내부 구조를 밝혀낼 수 있을 정도로 충분히 상이 왜곡되어 늘어났거나, 또는 은하단 굴절에 의해 분광 탐사가 이루어질 정도로 충분히 확대된 z > 8인 은하들을 찾기 위함
공공 이용
국적이나 학회의 소속에 제한 없이 누구나 망원경의 관찰 일정을 신청할 수 있지만, 분석에 대한 투자는 오로지 미국의 연구소만이 가능하다. 망원경 관찰 일정을 차지하려는 경쟁이 심해서, 관찰 일정을 신청받는 주기마다 망원경 관찰 일정 계획의 약 5분의 1만 적용된다.
기관에서 요구하는 관찰 계획 제안서가 거의 연례적으로 발부되기 때문에 대략 1년 주기로 관찰 일정이 계획된다. 관찰 계획 제안 요청은 유형이 여러 가지로 나뉘는데, 일상적인 관측을 다루는 "평범한 관찰자" general observer (GO) 유형의 제안서가 가장 흔하다. "스냅숏 관측" snapshot observation 유형은 표적 획득과 같은 오버헤드를 포함하여 관찰 표적에다 45분 또는 그보다 짧은 시간만을 할애하는 관측이다. 스냅샷 관측은 정기적인 GO 프로그램 일정들 사이의 공백 기간을 채울 때 이루어진다.
천문학자들은 "임기표 적형" Target of Opportunity 계획 제안을 할 수도 있다. 그 계획에서 다루는 어떤 일시적인 사건이 예정된 시간에 발생할 때 관찰 일정이 잡힌다는 의미이다. 덧붙여서 망원경의 운용 시간의 최대 10%는 "책임자 재량" director's discretionary (DD) 시간이다. 정기적인 프로그램과 상관없이 망원경 책임자(STScI의 소장)의 재량에 따라 망원경을 운용할 수 있는 시간을 말한다. 천문학자들은 연중 어느 때나 DD 타임 이용을 신청할 수 있으며, 일반적으로 초신성과 같이 예측 불가능한 일시적인 현상을 연구할 때 승인된다.
DD 타임은 그 외에 허블딥필드와 허블울트라딥필드의 관측이나, 허블 우주망원경의 관찰 일정 계획 제안 4번째 주기 (Hubble Cycle 4)까지 아마추어 천문학자들의 관측에도 할애되기도 했다.
허블의 아카이브 자료 대부분은 색 처리가 되어 있지 않다. 그래서 허블의 자료는 공적인 영상 처리가 권장된다. [112]
아마추어 관찰
HST는 지상에서 10초 노출 사진을 촬영할 때 가끔씩 보인다.
STScI의 1대 소장인 리카르도 지아코니는 1986년에 아마추어 천문학자들이 허블망원경을 이용할 수 있도록 자신의 책임자 재량 시간 일부를 공헌할 것이라 발표했다. 그에게 할당된 시간은 주기당 몇 시간밖에 되지 않으나 아마추어 천문학자들의 흥미를 불러일으키기에는 충분했다.
아마추어 관찰 시간 요청은 아마추어 천문학자들로 구성된 위원회에서 엄격하게 검토한다. 그리고 우주망원경의 특별한 관측 수행 능력을 필요로 하면서 전문가들의 계획과는 차별되며 순수하게 과학적 가치가 있다고 여겨지는 계획에만 시간이 할애된다. 1990년에서 1997년 사이에 13명의 아마추어 천문학자들이 망원경 사용 시간을 할애받았으며, 그들의 요청 계획에 따라 관찰이 이루어졌다. 그러한 연구 중에는 "Transition Comets-UV Search for OH"(전이 혜성-OH 방출에 대한 자외선 탐색)이 있다. 초창기 계획 제안으로 "A Hubble Space Telescope Study of Posteclipse Brightening and Albedo Changes on Io"(이오의 식후 증광 및 알베도 변화에 관한 허블 우주망원경 연구)가 태양계 연구 전문 학술지 Icarus에 투고되기도 했다. 다른 아마추어 연구진으로부터 제안된 두 번째 계획 제안 역시 Icarus에 투고되었다. 그 후 STScI의 예산 감축으로 아마추어 천문학자들의 연구를 지원하는 일이 어려워지면서 추가적으로 아마추어 계획이 실행되는 일은 없었다.
과학적 성과
핵심 계획
1980년대 초, NASA와 STScI는 핵심 계획들을 논하기 위해 네 개의 패널을 소집하였다. 과학적인 중요성을 갖고 있는 핵심 계획들은 상당한 관찰 시간을 필요로 하였다. 이러한 특별 계획들은 망원경이 예상보다 일찍 고장 날 경우를 대비해서 조기에 완수될 수 있도록 계획되었다. 소집된 패널이 규명한 그러한 계획 세 개는 다음과 같다. 1) 은하 간 물질의 특징들과 은하 및 은하군의 기체 성분을 밝히기 위해 퀘이사 방출선을 이용한 근방의 은하간 물질 연구, 2) 다른 기구들이 사용될 때마다 자료를 수집하기 위해 광시야 카메라를 이용한 심도 있는 성간물질 탐사 및 3) 거리 척도의 눈 금화 작업 중 내외적으로 오차를 1할 내로 줄여서 허블상수를 측정하는 계획.
중대한 발견
토성의 남반구 오로라를 보여주는 허블의 STIS UV 및 ACS 가시광선 합성 사진
허블 우주망원경은 다소 오랜 기간 해결하지 못했던 천문학 문제의 해결에 도움을 주었다. 반면에 새로운 문제를 제기하기도 하였는데, 그중 일부를 설명하기 위해 새로운 이론이 필요했다. 허블의 주요 임무 한 가지는세페이드 변광성과의 거리를 이전까지 관측했던 것보다 더욱 정확히 측정하여 허블상수의 측정값 범위를 제한하는 것이었다. 허블 상수는 우주의 팽창 속도를 나타내는 치수로서, 우주의 나이와도 상관있다. 허블 상수의 측정값은 HST의 발사 이전까지 일반적으로 최대 50%의 오차를 가진 반면, 처녀자리 은하단 및 다른 먼 은하단 속의 세페이드 변광성을 이용한 허블망원경의 측정값은 ±10%의 오차를 가졌다. 이 값은 허블이 발사된 이후 다른 측정 방법들을 이용하여 산출했던 정밀한 측정값과 일치했다. 과학자들은 허블망원경의 발사 이전까지 우주의 나이를 100억 년에서 200억 년 사이로 예측하고 있었다. 허블을 이용해 측정한 우주의 나이는 현재 약 137억 살이다.
허블이 우주의 나이 측정을 명확히 하는데 도움을 주는 한편, 우주의 미래에 관한 이론에 의문을 던지기도 하였다. 고적 색 편이 초신성 탐색 연구진 High-z Supernova Search Team 및 초신성 우주론 계획 Supernova Cosmology Project 소속의 천문학자들은 지상 망원경과 HST를 사용하여 멀리 있는 초신성을 관측하였고, 우주의 팽창이 중력에 의해 느려지지 않고 오히려 빨라지고 있다는 증거를 발견했다. 두 연구진의 구성원 세 명은 후일에 이 발견에 대한 공로로 노벨상을 수상하였다. 가속팽창의 원인은 아직까지 제대로 규명하지 못했으나, 가장 신뢰받는 원인은 암흑에너지이다.
목성의 표면 남반구에 난 갈색 점들은 슈메이커-레비 9 혜성의 충돌 자국이다. 허블이 촬영하였다.
허블 우주망원경이 보내온 고해상도 스펙트럼 및 사진은 특히나 근처 은하들의 중심핵 속에 있는 블랙홀의 존재를 규명하기에 적합했다. 1960년대 초에 일부 은하의 중심에서 블랙홀이 발견될 것이라는 가설이 세워졌으며, 1980년대에는 천문학자들이 수많은 신빙성 있는 블랙홀 후보들을 발견하기도 했다. 허블을 이용하여 착수한 연구에서는 블랙홀이 아마도 모든 은하의 중심에 흔히 존재할 것이라는 사실을 밝혀냈다. 나아가 허블의 관측 계획은 은하핵 블랙홀의 질량과 은하의 특징이 밀접하게 연관되어 있다는 사실을 밝혀내기도 하였다. 즉 여러 은하 속 블랙홀에 관해 허블이 남긴 관찰은 은하와 그 중심의 블랙홀 사이에 밀접한 연관성을 입증하는 것이었다.
1994년 슈메이커-레비 9 혜성과 목성의 충돌은 Servicing Mission 1이 허블의 광학 성능을 복구한 지 몇 개월밖에 지나지 않은 시점에 천문학자들에게 우연한 기회로 찾아왔다. 허블이 촬영한 행성 사진은 1979년 보이저 2호의 근접 비행 이후 촬영된 그 어떤 사진 중에서도 선명한 목성의 영상이었고, 수 세기에 한 번 일어날까 말까 하는 혜성과 목성의 충돌을 동역학적으로 연구할 때 중요한 자료였다.
허블의 관찰 자료로 이루어진 다른 발견으로는 오리온 성운의 원시행성계원반 및 태양과 같은 별들 주변에 외계행성들이 존재한다는 증거와 수수께끼로 남아 있는 감마선 폭발의 광학적 실체가 있다. 또 HST는 왜소행성인 명왕성과 에리스를 포함하여 태양계 외곽에 있는 천체들의 연구에 쓰이기도 하였다.
화로 자리의 허블 익스트림 딥 필드 사진
허블로 먼 우주를 들여다볼 수 있는 특별한 창으로는 허블딥필드와 허블울트라딥필드, 그리고 허블익스트림딥필드가 있다. 이것들은 가시광선 파장에서 타의 추종을 불허하는 허블의 감도로 하늘의 작은 일부분을 사진에 담아낸 것으로, 지금까지 그 어떤 광학 대역에서 얻은 사진보다도 먼 곳을 담고 있다. 이 사진 속에는 수십억 광년 떨어져 있는 은하들이 담겨 있어 연구 대상으로서 수많은 연구 논문 작성에 도움을 주었으며, 초기 우주를 바라보는 새로운 창이 되었다. 광시야 카메라 3은 이 영역들을 적외선과 자외선 대역에서 개선하여 MACS0647-JD와 같이 여태껏 발견된 천체 중 가장 먼 천체들의 발견에 도움을 주었다.
2006년 2월에 특이한 천체 SCP 06F6가 허블 우주망원경을 통해 발견되었다. 2012년 6월과 7월 사이에 미국의 천문학자들은 허블을 이용하여 명왕성을 공전하는 다섯 번째 위성을 발견했다.
2015년 3월, 어떤 연구진은 가니메데 주변 오로라를 관측하여 위성의 지하에 바다가 있다는 사실을 공표하였다. 연구진은 허블을 사용해 가니메데의 오로라의 운동을 연구해서 거대한 염수 바다가 목성의 자기장과 가니메데의 자기장의 상호작용을 억제할 수 있음을 알아내었다. 얼음지각 표면으로부터 150 km 아래에 숨겨진 이 바다는 수심이 100 km에 이르는 것으로 추정된다.
MACS J1149.5+2223의 모습을 담은 허블과 ALMA의 합성 사진
허블은 2015년 12월 11일에 사상 최초로 초신성이 다시 나타나는 것이 미리 예견된 현상을 촬영하였다. "레프스달"이라는 별명이 붙은 이 초신성은 중력이 초신성의 빛을 굴절시키는 은하단의 여러 가지 질량 모형을 사용하여 예측된 것이다. 이 초신성은 허블 프런티어 필즈 관측 계획의 일환으로서 2014년 11월에 MACS J1149.5+2223 은하단 뒤편에서 이미 관찰되었다. 천문학자들은 아인슈타인의 십자라고 불리는 배열로 초신성의 분열된 상 네 개를 발견하였다. 은하단의 빛은 지구에 도달하는데 약 50억 년이 걸리지만, 초신성은 대략 100억 년 전에 폭발했다. 레프스달의 재출현을 탐지함으로써 천문학자들은 특별한 기회를 얻었다. 은하단의 질량, 특히 암흑물질의 질량이 이 은하단에 어떻게 분포되어 있는지 그들이 가지고 있는 모형을 이용하여 검증할 수 있는 기회이다.
한 연구진은 2016년 3월 3일에 허블의 관찰 자료를 이용해서 현재까지 발견된 은하 중에서 가장 먼 은하가 발견되었음을 공표했다. GN-z11 은하에 대한 허블의 관측은 2015년 2월 11일과 4월 3일에 착수되었으며, CANDELS/GOODS-North surveys의 일환이었다.
천문학에 남긴 영향
우주 초기를 들여다보는 망원경의 발전사
허블이 관찰한 자료는 천문학에 긍정적인 영향을 끼쳤다. 허블의 자료를 기초로 15,000 편이 넘는 논문이 피어리뷰 학술지에 투고되었으며, 콘퍼런스 프로시딩에 있는 것까지 합하면 셀 수 없이 많다. 이러한 연구들이 발표된 후 수년 동안 여러 논문의 인용 조사를 해보면, 인용되지 않는 천문학 논문은 모든 천문학 논문의 약 3분의 1에 달하는데 비하여, 허블의 자료에 근거한 천문학 논문 중에 인용되지 않는 논문은 고작 2% 밖에 되지 않는다. 평균적으로 허블의 자료를 근거로 하는 논문은 허블의 자료를 쓰지 않는 논문보다 약 두 배 정도 많이 인용된다. 매년 투고되는 논문 중 가장 많이 인용되는 200 편의 논문의 약 10%가 허블의 자료를 기초로 한 것이다.
허블 우주망원경은 천문학 연구에 큰 도움을 주기도 하지만, 재정적 지출 역시 막대하다. 여러 구경의 망원경의 천문학적 상대적 수익을 다루는 연구에서, HST의 자료 기반 논문은 윌리엄 허셜 망원경과 같은 4m 구경의 지상 망원경의 관찰 자료 기반 연구보다 고작 15배 많이 인용되는데 비하여, HST는 제작과 유지보수에 지상망원경보다 무려 약 100배 많은 비용이 쓰였다는 사실을 밝혀냈다.
지상망원경 건축과 우주망원경 건조 중에서 둘 중 하나를 선택하는 과정은 복잡하다. 당장 허블이 발사되기 전에도 조리개 마스킹 간섭계[각주 3]처럼 특수한 지상망원경 기술이 있어서 허블보다 뛰어난 고해상도 광학 및 적외선 영상을 얻을 수 있었다. 하지만 이 기술로 관찰할 수 있는 표적은 허블이 관찰할 수 있는 가장 어두운 표적보다 최소한 108 배 밝은 천체로 한정된다. 그때부터 적응광학은 지상망원경의 고해상도 영상 기술을 희미한 천체의 적외선 촬영 쪽으로 확장하는 방향으로 기술 진보가 이루어졌던 것이다. 적응광학과 허블의 관측의 유용성은 문제가 요구되는 연구의 특히 상세한 부분에서 크게 비교된다. 가시광선 대역에서 적응광학의 능력은 상대적으로 협소한(협각) 시야에 국한되지만, HST는 광시야(광각)에서도 고해상도 광학 영상화가 가능하다. 극히 일부분의 천체들만이 지상 망원경으로 고해상도 촬영 가능한 반면, 허블은 밤하늘의 어느 곳이든 고해상도 관측을 수행할 수 있으며, 극히 어두운 천체에 대해서도 관측이 가능하다.
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