전파망원경 접시 하나만으로는 아무리 크게 만들어도 분해능(또렷하게 구별해 보는 능력)에 한계가 있습니다. 그래서 실제 전파천문학에서는 서로 멀리 떨어진 여러 전파망원경을 동시에 관측하게 한 뒤 신호를 정밀하게 합치는 전파간섭계(VLBI) 기술을 사용합니다. 이 원리는 사실 빛의 파동성을 보여준 유명한 이중슬릿 실험과 수학적으로 똑같습니다. 아래에서 하나씩 살펴봅니다.
1801년 토마스 영(Thomas Young)은 빛을 좁은 두 슬릿(틈)에 통과시키는 실험으로 빛이 파동임을 보여주었습니다. 하나의 빛이 두 슬릿을 지나면 마치 두 개의 새로운 파동이 퍼져나가는 것과 같아지고, 이 두 파동이 스크린에서 다시 만나면 위상이 맞는 곳은 밝아지고(보강 간섭) 위상이 어긋나는 곳은 어두워지는(소멸 간섭) 줄무늬, 즉 간섭무늬(interference fringe)가 나타납니다.
슬릿 사이 간격이 넓어지거나 파장이 짧아질수록(보라색에 가까울수록) 스크린의 간섭무늬가 더 촘촘해집니다.
이 이중슬릿 실험은 전파망원경 원리(VLBI)와 수학적으로 똑같은 현상입니다. 위 실험에서 슬릿 사이 간격(d)이 넓을수록 간섭무늬가 촘촘해지는 것을 확인했는데, 전파간섭계에서는 이 슬릿 간격의 자리를 두 망원경 사이 거리, 즉 기선(D)이 대신합니다. 슬릿 대신 두 대의 전파망원경이, 스크린 대신 신호를 합치는 컴퓨터(상관기)가 그 역할을 하는 셈입니다. 잠시 뒤 "망원경을 멀리 떨어뜨려 놓으면 더 또렷하게 보인다"에서, 기선(D)이 길어질수록 왜 분해능이 좋아지는지를 이 이중슬릿 원리로 설명합니다. 먼저 아래에서 이중슬릿 실험과 같은 원리로 두 전파망원경의 신호를 합쳤을 때 나타나는 간섭무늬를 살펴봅니다.
이중슬릿 실험에서 두 슬릿을 지난 빛이 만나 무늬를 만들었던 것처럼, 두 전파망원경에 도착한 같은 천체의 전파도 망원경 사이 거리와 별이 있는 방향에 따라 도착 시각이 아주 조금씩 다릅니다. 이 두 신호를 컴퓨터로 정밀하게 합치면, 위상이 맞을 때는 신호가 서로 더해지고(보강 간섭) 위상이 어긋날 때는 서로 상쇄되는(소멸 간섭) 간섭무늬(프린지, fringe)가 나타납니다. 이 무늬가 얼마나 촘촘한지, 어떤 모양인지를 분석하면 천체의 위치나 크기 같은 정보를 알아낼 수 있습니다.
기선이 길어지거나 관측 주파수가 높아질수록(파장이 짧아질수록) 간섭무늬가 더 촘촘해집니다.
전파망원경으로 아주 작고 먼 천체를 또렷하게 보려면 망원경 접시가 아주 커야 합니다. 하지만 접시를 무한정 크게 만들 수는 없겠죠. 대신 서로 멀리 떨어진 여러 전파망원경을 동시에 관측하게 한 뒤, 그 신호들을 정밀하게 합치면 마치 망원경들 사이의 거리만큼 큰 하나의 망원경으로 관측한 것과 같은 효과를 낼 수 있습니다. 이 기술을 초장기선 전파간섭계(VLBI)라고 합니다.
왜 멀리 떨어뜨리면 분해능이 좋아질까요? 앞서 이중슬릿 실험에서 슬릿 사이 간격(d)이 넓을수록 간섭무늬가 촘촘해지는 것을 보았습니다. 망원경에서도 똑같아서, 망원경으로 아주 먼 두 점을 서로 다른 점으로 겨우 구별해 낼 수 있는 최소 각도, 즉 분해능(θ)은 대략 θ ≈ 파장(λ) ÷ 망원경 지름(D)으로 나타낼 수 있습니다. 파장이 같다면 D(지름, 또는 여러 망원경을 함께 쓸 때는 망원경 사이 거리인 기선 길이)가 커질수록 θ(구별 가능한 최소 각도)는 작아져서, 더 작고 세밀한 부분까지 구별할 수 있게 됩니다. 전파는 빛(가시광선)보다 파장이 훨씬 길어서 접시 하나만으로는 이 각도를 충분히 줄이기 어렵지만, 서로 멀리 떨어진 여러 망원경을 연결하면 그 거리(D) 자체가 마치 거대한 망원경 지름처럼 작용해 분해능을 크게 높일 수 있습니다.
망원경 사이 거리가 멀어질수록, 천체의 상(像)이 더 작고 또렷해집니다(분해능 향상).
망원경 두 대만으로는 기선(쌍)이 하나뿐이라 하늘의 한 방향·한 세기 정보만 얻을 수 있습니다. 하지만 망원경이 N대로 늘어나면, 서로 짝지을 수 있는 기선(망원경 쌍)의 수는 N(N−1)/2개로 훨씬 빠르게 늘어납니다(예: 4대면 6개, 8대면 28개). 기선이 많아지면 그만큼 서로 다른 방향과 크기의 정보를 동시에 얻을 수 있어서, 상관처리로 합성한 영상의 빈틈(구멍)이 줄어들고 더 선명하고 정확한 영상을 만들 수 있습니다. 또한 망원경 수가 늘어날수록 전체가 모으는 전파 에너지도 커져서, 아주 희미한 천체까지 검출할 수 있는 민감도도 함께 좋아집니다.
위쪽은 망원경들의 배치와 모든 망원경 쌍을 잇는 기선(회색 선)을, 아래쪽은 각 기선이 관측하는 방향·크기 정보를 점으로 표시한 것입니다(u-v 커버리지라고 부릅니다). 망원경 개수를 늘려 보면서 점이 얼마나 촘촘해지는지 확인해 보세요 — 점이 촘촘할수록 더 선명한 영상을 합성할 수 있습니다.
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간섭계의 발전사
| 시기 | 사건 | 의미 |
|---|---|---|
| 1801년 | 영의 이중슬릿 실험 | 빛이 파동이라는 증거인 간섭무늬를 보여 주었습니다. 간섭계의 출발점입니다. |
| 1920년 | 마이컬슨 항성 간섭계 | 마이컬슨과 피스가 망원경 앞에 약 6 m 간격의 거울 두 쌍을 달아 베텔게우스의 지름을 처음으로 재었습니다. 망원경보다 '거울 간격'이 분해능을 정한다는 것을 보여 준 실험입니다. |
| 1946년 무렵 | 최초의 전파 간섭계 | 영국(라일 등)과 호주의 연구자들이 안테나 두 개로 태양 전파를 관측하며 전파 간섭계를 시작했습니다. |
| 1967년 | 첫 VLBI 관측 | 캐나다와 미국에서 각각 수백 km 이상 떨어진 망원경이 원자시계와 테이프 기록으로 프린지를 얻는 데 성공했습니다. |
| 1974년 | 라일의 노벨 물리학상 | 지구 자전을 이용해 큰 망원경을 '합성'하는 개구 합성법을 개발한 공로로, 펄서를 발견한 휴이시와 함께 받았습니다. 천문학 분야 최초의 노벨 물리학상입니다. |
| 1980년 | 미국 VLA 완공 | 지름 25 m 안테나 27대를 Y자 모양으로 배치한 연결형 간섭계로, 전파 영상 시대를 열었습니다. |
| 2008~2010년 | KVN 건설과 첫 프린지 | KVN 망원경 3기가 2008년 준공되었고, 2010년에는 3국 사이 22/43 GHz 프린지 검출에 성공했습니다(KVN). |
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📚 참고 자료 및 출처
본 교육자료는 Anthropic(Claude) 및 OpenAI(ChatGPT)를 활용하여 제작하였으며, 제작자가 내용을 검토·편집하였습니다. 주요 참고자료와 출처는 각 페이지의 「참고 자료 및 출처」에 명시하였습니다. 출처가 별도로 표기되지 않은 페이지와 참고자료에 포함되지 않은 내용은 제작자가 직접 작성하거나 정리한 것입니다. 내용에 오류가 있거나 수정이 필요한 사항을 발견하시면 kvnsite@kasi.re.kr로 알려 주시기 바랍니다.