망원경이 못 보는 것을 계산이 메운다 — 전파간섭계가 «가상의 거대 접시»를 만드는 법

망원경의 해상도를 정하는 규칙은 단순합니다. 파장이 길수록 나빠지고, 망원경이 클수록 좋아집니다.

여기서 전파천문학의 근본 문제가 나옵니다. 전파는 가시광보다 파장이 압도적으로 깁니다.

⇒ 같은 해상도를 내려면 망원경이 그만큼 훨씬 커야 합니다. 가시광 망원경 크기의 접시로 전파를 보면, 하늘이 뭉개진 얼룩으로만 보입니다.

접시를 키우는 데는 벽이 있다

그러면 접시를 크게 만들면 되지 않을까. 실제로 그렇게 해 왔지만 한계가 뚜렷합니다.

• 자기 무게로 휩니다. 접시가 커질수록 면의 정밀도를 유지하기 어렵습니다. 전파를 한 점에 모으려면 면이 파장 수준으로 정확해야 합니다.
• 돌릴 수 없습니다. 하늘의 다른 곳을 보려면 접시를 움직여야 하는데, 거대한 구조물은 그 자체가 문제가 됩니다.
• 바람과 온도에 흔들리고 변형됩니다.

⇒ 그래서 어느 크기 이상은 만들 수 없는 것에 가깝습니다. 지형을 이용해 고정식으로 짓는 방법도 있지만, 그러면 볼 수 있는 하늘이 제한됩니다.

발상의 전환 — 큰 접시의 «일부»만 있어도 된다

여기서 나온 것이 간섭계입니다. 논리는 이렇습니다.

거대한 접시가 하는 일은 결국 넓은 면에 도착한 전파를 모아 위상을 맞춰 더하는 것입니다. 그렇다면 그 면 전체가 꼭 필요한가.

⇒ 면 위의 몇 지점에서만 받아도, 도착한 신호의 «시각 차이»를 알면 나중에 계산으로 더할 수 있습니다.

★핵심은 이것입니다. 두 안테나가 받은 신호를 곱해 평균 내면, 그 두 지점 사이 간격에 대응하는 «하늘의 세밀함» 성분 하나가 나옵니다. 안테나 쌍이 많아질수록 서로 다른 간격과 방향이 채워지고, 그것들을 합치면 하나의 큰 접시로 본 것에 가까운 상이 됩니다.

이 방식을 개구합성이라고 부릅니다. 없는 접시를 계산으로 합성한다는 뜻입니다.

그래서 해상도는 «접시 사이 거리»가 정한다

이 구조에서 나오는 결론이 반직관적입니다.

• 해상도 — 가장 멀리 떨어진 두 안테나 사이의 거리(최대 기선)가 정합니다. 접시 크기가 아닙니다.
• 감도 — 이건 접시 크기와 개수가 정합니다. 모은 빛의 총량이니까요.

⇒ ★세밀하게 보는 능력과 어두운 것을 보는 능력이 분리됩니다. 작은 접시를 아주 멀리 떨어뜨려 놓으면, 어두운 것은 못 보지만 아주 세밀하게 볼 수 있습니다.

그리고 이 논리를 끝까지 밀면 기선을 지구 크기만큼 늘릴 수 있습니다. 대륙에 흩어진 망원경들이 같은 천체를 동시에 관측하고, 기록을 나중에 한곳에서 맞춰 보는 방식입니다.

★이때 결정적인 것이 시각입니다. 각 관측소에서 신호가 «언제» 도착했는지를 극도로 정확히 기록해야 나중에 위상을 맞출 수 있습니다. 그래서 각 관측소에 매우 안정적인 시계를 둡니다. 간섭계의 정밀도는 상당 부분 시계의 정밀도입니다.

대가 — 빈 곳이 생긴다

공짜는 아닙니다. 큰 접시의 면 전체가 아니라 몇 지점만 있으므로, 채워지지 않은 간격이 남습니다.

⇒ 그러면 상에 가짜 무늬가 생깁니다. 점광원 하나를 봐도 주변에 줄무늬가 퍼져 보입니다. 실제로 있는 것이 아니라 관측 방식이 만든 흔적입니다.

이걸 줄이는 방법이 몇 가지 있습니다.

• 안테나를 여러 배치로 옮겨 다양한 간격을 확보합니다.
• ★지구 자전을 이용합니다. 시간이 지나면 하늘에서 본 안테나 배열의 «모양»이 회전합니다. 가만히 있어도 새로운 간격 조합이 생깁니다. 몇 시간 동안 관측하는 이유가 이것입니다.
• 계산으로 되돌립니다. 관측 방식이 만든 흔적은 그 방식을 알면 모양을 예측할 수 있으므로, 빼내는 처리를 합니다.

★다만 마지막 항목에 주의가 필요합니다. 되돌리는 처리에는 「하늘이 대체로 이렇게 생겼을 것」이라는 가정이 들어갑니다. 그래서 최종 영상은 순수한 관측물이 아니라 관측 + 복원 알고리즘의 산물입니다.

⇒ 이 분야에서 같은 자료를 여러 팀이 서로 다른 방법으로 복원해 비교하는 절차를 두는 이유가 여기 있습니다. 한 방법이 만든 구조인지 실제 구조인지를 갈라야 하기 때문입니다.

무엇이 가능해졌나

• 전파원의 위치를 매우 정밀하게 잴 수 있습니다. 이 정밀도가 천체 좌표계의 기준을 만듭니다.
• 가시광에서 보이지 않는 것을 봅니다. 먼지에 가린 영역, 차가운 기체, 자기장 속 전자가 내는 빛.
• 같은 천체를 여러 파장에서 비교할 수 있습니다.
• 그리고 이 원리는 전파 밖으로도 확장돼, 적외선·가시광에서도 시도됩니다. 다만 파장이 짧을수록 위상을 맞추기가 급격히 어려워집니다.

정리하면

• 전파는 파장이 길어 하나의 접시로는 세밀하게 볼 수 없고, 접시를 키우는 데는 물리적 벽이 있습니다.
• 간섭계는 여러 지점에서 받아 계산으로 합치는 방식이고, 그래서 해상도를 접시 «사이 거리»가 정합니다.
• ★세밀함과 감도가 분리됩니다. 작은 접시를 멀리 두면 어두운 건 못 봐도 세밀하게 봅니다.
• 대신 채워지지 않은 간격이 가짜 무늬를 만들고, 그것을 지우는 단계에 가정이 들어갑니다.
• ⇒ 간섭계 영상을 볼 때는 «어디까지가 관측이고 어디부터가 복원인지»를 함께 보는 편이 정확합니다.

본 콘텐츠는 공개된 관측천문학 문헌을 바탕으로 한 해설입니다. 분해능·감도는 배열 구성과 관측 파장에 따라 크게 다르므로, 수치를 인용할 때는 해당 관측소 자료를 확인하시기 바랍니다. 📌 최종 확인일: 2026-08-11.

작성: Inknebula 편집팀 — 어디까지가 관측이고 어디부터가 복원인지 갈라 적습니다.

참고

• 전파간섭계의 기본 원리와 가시도 개념에 관한 관측천문학 문헌
• 개구합성과 uv 평면 채움에 관한 자료
• 초장기선 간섭계의 시각 동기와 상관처리에 관한 문헌
• 전파 관측의 각분해능과 파장·기선 길이의 관계