관측데이터의 상관처리에서 살펴본 상관기의 출력은 아직 우리가 보는 "사진"이 아니라, 각 망원경 쌍(기선)·시간·주파수별로 얻은 밝기와 위상 정보인 가시성 데이터(visibility data)입니다. 상관처리가 "신호를 맞추어 합치는" 과정이라면, 이 가시성 데이터를 실제로 눈에 보이는 영상으로 바꾸는 것은 완전히 다른 별도의 계산 과정이며, 이 페이지에서 그 방법을 살펴봅니다.
가시성 데이터는 사실 하늘의 밝기 분포를 푸리에 변환한 값(공간주파수, 상관처리 페이지의 u-v 좌표에 해당)과 같습니다. 그래서 가시성 데이터를 거꾸로 역푸리에 변환하면 하늘의 영상을 얻을 수 있는데, 이렇게 처음 얻은 영상은 망원경 개수가 유한해 u-v 평면을 완전히 채우지 못한 탓에 가짜 무늬(사이드로브)가 섞인 보정 전 영상(dirty image)입니다. 여기에 CLEAN과 같은 디컨볼루션(deconvolution) 알고리즘을 반복 적용해 가짜 무늬를 걷어내야 비로소 우리가 보는 선명한 최종 영상이 만들어집니다.
상관처리부터 최종 영상까지의 대략적인 흐름
👉 아래에서 "CLEAN 한 번 적용" 버튼을 반복해서 눌러 보세요!
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가운데의 밝은 점들이 실제 천체(진짜 신호)이고, 그 주위에 물결처럼 퍼진 옅은 무늬가 망원경 개수가 유한해서 생기는 사이드로브(가짜 무늬)입니다. "CLEAN 한 번 적용"을 누를 때마다 가장 밝은 점의 사이드로브 성분을 조금씩 빼내는 디컨볼루션 한 단계를 흉내 냅니다. 계속 누르면 사이드로브가 옅어지면서 점점 깨끗한 영상이 됩니다.
이 작업에는 주로 미국 국립전파천문대(NRAO)가 만든 AIPS나 최신 표준 소프트웨어인 CASA(Common Astronomy Software Applications), VLBI 영상화에 특화된 Difmap 같은 전용 프로그램이 쓰이며, KVN·EAVN 자료도 주로 이런 프로그램으로 처리합니다. 상관기의 원본 출력은 FITS-IDI라는 형식으로 저장되고, 영상화 과정에서 UVFITS 형식으로 바꾸어 쓰며, 완성된 영상 역시 천문학에서 널리 쓰이는 표준 파일 형식인 FITS(Flexible Image Transport System)로 저장됩니다. FITS는 영상 데이터뿐 아니라 관측 좌표, 주파수, 시간 같은 정보도 함께 담을 수 있어 전 세계 천문학자들이 공통으로 사용하는 자료 형식입니다.