관측데이터의 상관처리

전파망원경에서 살펴본 것처럼, 서로 멀리 떨어진 여러 전파망원경이 같은 천체를 함께 관측하면 마치 거대한 하나의 망원경으로 본 것과 같은 효과를 낼 수 있습니다. 각 망원경이 같은 시각·좌표·주파수로 관측을 준비하는 과정은 관측준비과정 편에서 다뤘습니다. 이번 페이지에서는 각 망원경이 모은 관측 데이터를 실제로 어떻게 합쳐서(상관처리) 하나의 결과로 만들어 내는지 살펴봅니다.

관측 데이터

각 망원경에서 모인 데이터에는 천체까지의 거리 차이 때문에 생긴 아주 작은 시간지연(Δt)이 들어 있습니다. 상관기(correlator)는 이 시간지연을 정밀하게 찾아 보정한 뒤, 두 망원경의 데이터를 서로 곱하고 더해(상관 처리) 위상 차이를 측정합니다. 이 계산을 모든 망원경 쌍에 대해 반복하면, 마치 망원경들 사이의 거리만큼 커다란 가상의 망원경 하나로 관측한 것과 같은 자료가 만들어지고, 이를 다시 계산(영상 합성)하면 천체의 실제 모습을 담은 영상이 됩니다.

상관기가 만들어 낸 이 결과(가시성 데이터)를 실제로 눈에 보이는 천체 영상으로 바꾸는 것은 상관처리와는 또 다른 별도의 계산 과정입니다. 가시성 데이터를 푸리에 변환하고 CLEAN 알고리즘으로 다듬어 최종 영상을 얻는 방법은 데이터분석 편에서 자세히 다룹니다.

데이터의 양과 컴퓨터 성능

전파망원경 한 대가 만들어내는 데이터의 속도는 초당 1기가비트(Gbps) 안팎이며, 최근에는 이보다 훨씬 빠른 초당 8기가비트 이상까지 시험하고 있습니다. 여러 대의 망원경이 몇 시간씩 계속 관측하면 전체 데이터의 양은 수 테라바이트(TB)에서 많게는 수십 페타바이트(PB)에 이릅니다. 게다가 망원경 수가 늘어날수록 서로 짝을 지어 비교해야 하는 망원경 쌍(기선)의 수도 훨씬 빠르게 늘어나기 때문에, 이 방대한 자료를 처리하려면 아주 높은 성능의 컴퓨터가 필요합니다.

상관처리에는 크게 두 가지 방법이 있습니다. 하나는 상관 계산 전용으로 설계한 하드웨어 상관기로, 한국천문연구원은 일본국립천문대와 함께 세계 최고 속도의 VLBI 상관처리 장치(한일공동VLBI상관기, KJJVC)를 개발해 최대 16개 전파망원경에서 들어오는 초당 1기가바이트의 자료를 실시간으로 처리하고 있습니다. 다른 하나는 DiFX와 같은 소프트웨어 상관기로, 일반 고성능 컴퓨터 여러 대를 연결한 클러스터에서 프로그램으로 상관 계산을 수행합니다. 전용 장비보다 유연하게 망원경 수나 관측 방식을 바꿀 수 있어서, 동아시아 전파망원경망(EAVN)처럼 참여 기관과 망원경 수가 계속 늘어나는 국제 공동 관측에 특히 유용합니다.

최근에는 소프트웨어 상관처리의 속도를 높이기 위해 영상 처리에 특화된 GPU(그래픽 처리 장치)를 상관 계산에 활용하는 추세입니다. 또한 관측 데이터가 계속 늘어나면서 한국천문연구원 자체 컴퓨터만으로는 처리 물량을 감당하기 어려워져, 기초과학연구원(IBS)의 고성능 컴퓨팅 서버를 함께 활용해 상관처리 작업을 나누어 처리하는 협력도 이루어지고 있습니다.

KVN 네 망원경으로 보는 기선의 수와 관측 오류의 영향

상관기는 망원경을 둘씩 짝지어 계산하므로, 망원경이 N대이면 계산할 기선은 N(N−1)÷2개입니다. KVN은 2008년 연세·울산·탐라 3대로 출발했고 최근 평창이 더해져 4대가 되었습니다. 이 네 대만 관측하면 기선은 4×3÷2 = 6개(약 133~504 km)로, 3대일 때의 3개보다 두 배가 됩니다. 또 망원경 세 대가 이루는 삼각형은 4개이고, 뒤에서 볼 닫힘 위상이 서로 독립인 것은 그중 3개입니다.

망원경이 1대라면? — 싱글디쉬로 관측하는 대덕전파천문대에는 상관처리가 있을까?

대덕전파천문대(TRAO)는 지름 13.7 m 접시 한 대로 관측하는 싱글디쉬(single dish, 단일접시) 망원경으로, 85~115 GHz를 관측합니다. 상관기는 두 망원경의 신호를 서로 곱해 위상 차이를 구하는 장치인데, 망원경이 한 대뿐이면 곱해 볼 짝이 없어 기선이 0개입니다. 따라서 대덕전파천문대 한 대만으로 관측할 때는 다른 망원경과의 상관처리(상호 상관)가 없습니다. 서로 다른 관측소의 시각을 맞추거나, 관측소 사이의 시간 지연을 보정하거나, 닫힘 위상을 구하거나, u-v 점으로 영상을 합성하는 일도 모두 필요 없습니다.

그렇다고 신호 처리가 아예 없는 것은 아닙니다. 한 대에서 얻는 자료도 다음과 같이 다룹니다.

• 분광계로 스펙트럼 만들기 — 한 대의 신호를 주파수별 세기(스펙트럼)로 나눕니다. 한 신호를 자기 자신과 비교하는 자기상관이나 푸리에 변환(FFT)으로 계산할 수 있으며, 두 망원경의 신호를 곱하는 상호 상관과는 다릅니다(파형 분석기). 얻는 것은 세기뿐이고 위상은 쓰지 않습니다.
• 접시를 움직여 지도 만들기 — 접시를 하늘 위에서 훑거나(OTF) 방향을 바꿔 가며 위치마다 세기를 기록하면 지도가 됩니다. 영상을 '합성'하는 것이 아니라 위치별 값을 직접 측정합니다.
• 배경 빼기와 보정 — 기준 위치와 번갈아 관측해 하늘·대기의 배경을 빼고(위치전환), 시스템 온도로 세기를 보정하며, 지구 운동 때문에 생기는 도플러 주파수 이동을 고칩니다.

싱글디쉬와 VLBI, 상관처리로 보면 무엇이 다를까?

🗣️ 비유: 싱글디쉬는 한 사람이 귀로 폭죽 소리를 듣는 것과 같아서, 소리의 크기와 높낮이(세기와 스펙트럼)는 알 수 있지만 어느 방향·위치에서 터졌는지는 정밀하게 알 수 없습니다. VLBI는 멀리 떨어진 여러 사람이 각자 소리를 녹음해 나중에 시간을 맞춰 겹쳐 보는 것과 같습니다. 도착 시간의 미세한 차이로 폭죽의 위치를 아주 정확하게 알아내지만, 녹음의 시간이 정확히 맞아야 합니다.

두 방식은 서로를 보완합니다. VLBI(간섭계)는 작은 구조를 또렷하게 보지만 넓게 퍼진 희미한 구조는 놓치기 쉬워, 싱글디쉬의 지도와 함께 쓰면 전체 모습을 알 수 있습니다 (전파망원경). 만약 대덕전파천문대가 다른 망원경과 신호를 묶어 관측한다면(1996년의 VLBI 사전연구처럼) 그때부터는 기선이 생겨 VLBI식 상관처리가 필요해집니다. 예를 들어 한 대가 더해져 2대가 되면 기선 1개, 위 표처럼 망원경이 늘수록 기선이 빠르게 늘어납니다.

VLBI 관측에서 하나 또는 둘이 잘못되면 어떻게 될까?

기선은 망원경 쌍이라서, 망원경 한 대의 문제는 그 망원경이 들어간 모든 기선으로 퍼집니다. 4대 중 한 대가 잘못되면 6개 기선 중 3개가, 두 대가 잘못되면 5개가 영향을 받습니다.

• 망원경 오류 — 관측에 참여하는 망원경 자체의 시계·수신기·정전·기록기 등등 물리적 고장
• 망원경 환경 — 관측에 참여하는 망원경의 날씨
  • 광학망원경과 달리 전파망원경은 밤낮은 상관없습니다. 전파는 햇빛에 거의 영향을 받지 않아 낮에도 밤에도 관측할 수 있습니다(다만 해가 접시를 데워 모양이 조금 변하는 정도의 영향은 있습니다).
  • 비·눈·구름·높은 습도에 많은 영향을 받습니다. 빗방울과 수증기가 전파를 흡수·산란해 신호가 약해지고 잡음이 늘며, 대기 속 수증기 때문에 위상이 더 크게 흔들립니다. 접시나 피드 혼에 물이 맺히면 신호가 더 약해집니다. 주파수가 높을수록(KVN의 86·129 GHz처럼 밀리미터파) 영향이 큽니다. 비나 눈이 심해 그 망원경으로 관측할 수 없으면 취소 여부를 오퍼레이터가 판단합니다. 남는 망원경만으로 연구 목적에 필요한 기선과 u-v 점이 충분하지 않으면 관측 전체를 취소하거나 다른 날로 미루기도 합니다. 여러 나라가 함께하는 관측일수록 날씨가 전체 일정에 영향을 줍니다. 그래서 망원경마다 자체 기상장비로 자기 위치의 온도·습도·비 같은 상태값을 별도로 기록·관리합니다.
• 기선별 오류 — 두 망원경 사이를 처리하는 상관 계산(지연 모델 등)이 어긋난 경우. 그 기선 하나만 틀어집니다.

닫힘 위상 — 세 기선의 위상을 더하면 오류가 드러난다

세 망원경이 이루는 삼각형에서 세 기선의 위상을 더한 값을 닫힘 위상이라 합니다. 🗺️ 비유: 세 도시 A·B·C 사이의 높이 차를 재어 A→B, B→C, C→A를 더하면 한 바퀴를 돌아 제자리이므로 항상 0이 됩니다. 이때 각 도시의 해발 높이를 잘못 알고 있어도(=망원경별 오류) 합에서는 지워지지만, 한 구간의 높이 차만 잘못 쟀다면(=기선별 오류) 합이 0이 되지 않아 오류가 드러납니다. 위상도 같아서,

• 망원경별 위상 오류는 닫힘 위상에서 지워집니다. 그래서 닫힘 위상은 천체의 진짜 모습 정보만 간직합니다(이를 이용해 영상과 보정값을 번갈아 고치는 방법이 데이터분석 단계의 자기보정입니다). 다만 이 때문에 닫힘 위상만으로는 "그 망원경이 틀렸다"는 사실을 알 수 없습니다.
• 기선별 오류는 지워지지 않습니다. 그 기선이 들어간 삼각형의 닫힘 위상이 참값과 어긋나므로 오류를 발견할 수 있습니다. 다만 한 삼각형 안의 두 기선이 우연히 서로 상쇄하면 숨을 수 있어, 삼각형을 여러 개 함께 봅니다.

잘못된 자료를 그대로 쓰면 영상이 일그러지고 실제에는 없는 가짜 모양이 생기고, 제외하면 가짜 모양은 없지만 기선이 줄어 영상이 흐려집니다. 4대인 KVN에서는 한 대만 빠져도 영상의 질이 크게 달라지는 반면, 망원경이 16대이면 한 대가 빠져도 기선 105개가 남아 여유가 있습니다. 이것이 더 많은 망원경을 묶어 관측하는 이유입니다.

👉 망원경·기선을 눌러 '오류'로 바꾸고, 잘못된 자료를 그대로 쓸지 제외할지 골라 영상의 변화를 확인해 보세요!

KVN은 3대에서 4대로 — 망원경이 한 대 늘 때마다 생기는 효과

KVN은 2008년 연세·울산·탐라 3대로 준공되었고, 2021년 서울대 평창캠퍼스에 네 번째 망원경을 착공해 2025년 평창 전파천문대를 열어 지금의 4대 체제가 되었습니다 (KVN). 망원경이 한 대 늘어나면 새 망원경이 기존의 모든 망원경과 짝을 이룹니다. 그래서 전체 기선 수가 다음처럼 늘어납니다.

• 2대 → 3대: 전체 기선 1개 → 3개 (2개 늘어남)
• 3대 → 4대: 전체 기선 3개 → 6개 (3개 늘어남) — KVN에 평창이 더해졌을 때
• 7대 → 8대: 전체 기선 21개 → 28개 (7개 늘어남)

일반화하면, 기존 망원경이 N대일 때 한 대를 더하면 전체 기선 수는 N(N−1)÷2개에서 (N+1)N÷2개로 늘어나고, 늘어나는 수는 기존 망원경의 수 N개와 같습니다.

※ 영상 감도는 망원경 크기·수신기 성능·관측 시간이 모두 같다고 보고, 영상의 잡음이 기선 수의 제곱근에 반비례해 줄어든다고 계산한 어림값입니다. 실제 망원경은 크기와 수신기가 서로 달라 이 값과 차이가 있습니다.

한 대가 늘 때마다 좋아지는 점

• u-v 점이 늘어 영상이 또렷해집니다 — 기선이 늘면 u-v 점이 늘어, 영상에 생기는 빔 자국(흐릿한 무늬)이 줄고 천체의 모양을 더 믿을 수 있게 됩니다. 4대에서는 기선이 3대의 두 배(6개)입니다.
• 새로운 길이와 방향의 기선이 생깁니다 — 평창이 더해지면서 가장 짧은 기선(연세–평창 약 133 km, 넓게 퍼진 구조를 잘 봄)과 가장 긴 기선(평창–탐라 약 504 km)이 생겼습니다. 3대일 때의 최장 기선은 연세–탐라 약 477 km였으므로 분해능도 조금(약 6 %) 좋아지고, 동서 방향에 가까운 기선이 생겨 u-v 점이 더 고르게 퍼집니다.
• 닫힘 삼각형이 1개에서 4개로 늘어(독립 1개 → 3개) 오류를 찾기 쉬워집니다 — 앞에서 본 닫힘 위상을 여러 삼각형으로 비교할 수 있습니다.
• 감도가 올라갑니다 — 같은 시간 관측해도 기선이 두 배가 되어 영상의 잡음이 줄어, 더 어두운 천체와 가는 구조를 볼 수 있습니다(어림값으로 약 1.4배).
• 한 대가 문제를 일으켜도 버틸 수 있습니다 — 3대 중 한 대가 빠지면 기선이 1개만 남아 영상을 만들 수 없지만, 4대에서는 3개가 남아 영상을 만들 수 있습니다. 위 시뮬레이션에서 평창을 '오류 + 제외'로 두면 3대였던 KVN의 모습이 되므로, 4대(모두 정상)와 비교해 보세요.
• 관측 효율이 높아집니다 — 같은 시간에 더 많은 자료가 한꺼번에 얻어져, 같은 정보를 얻는 데 필요한 관측 시간이 짧아지고 공개 관측으로 더 많은 연구자를 도울 수 있습니다.

그래서 국제 공동으로 관측합니다 — 무엇을 기대할 수 있을까?

같은 원리를 더 밀고 나가면 여러 나라의 망원경을 묶자는 생각에 이릅니다. KVN 3대와 일본 VERA 4대를 묶은 KaVA(7대), 여기에 평창이 더해진 8대, 한·중·일 10대의 EAVN처럼 망원경이 늘수록 위 표처럼 기선과 닫힘 삼각형이 빠르게 늘어납니다. 한 나라가 만들 수 있는 망원경 수에는 한계가 있지만, 여러 나라가 힘을 합치면 그 한계를 넘을 수 있기 때문입니다 (간섭계 원리).

• 더 선명한 영상 — 기선이 수십 개가 되어 u-v 점이 촘촘해지고, 영상의 가짜 무늬가 줄어듭니다. 블랙홀 제트의 가는 구조를 더 믿을 수 있게 보게 됩니다.
• 더 높은 분해능 — 나라 사이 기선은 수백~수천 km로 KVN 안의 기선(약 130~504 km)보다 길어, 더 작은 부분을 구별합니다.
• 더 어두운 천체 — 기선이 많고 큰 망원경이 포함되면 감도가 올라 약한 전파를 내는 천체까지 관측할 수 있습니다.
• 더 믿을 수 있는 결과 — 닫힘 삼각형이 수십~수백 개가 되어, 위 시뮬레이션처럼 잘못된 자료를 찾아내고 제외해도 영상을 만들 여유가 있습니다.
• 더 긴 관측과 정기 모니터링 — 여러 지역의 망원경이 번갈아 천체를 볼 수 있어 관측 시간대가 넓어지고, 시간에 따라 변하는 제트나 메이저를 꾸준히 추적할 수 있습니다.
• 자료와 인력의 공유 — 상관처리 센터(대전 한일 상관센터는 최대 16개 관측국을 처리)와 분석 방법을 함께 쓰고, 국제 공동 연구로 이어집니다.

단, 나라마다 망원경이 다르다 — 표준과 상관처리 때 고려할 것

여러 나라의 망원경은 크기, 수신기, 시계, 기록 장치, 위치를 재는 기준이 서로 다릅니다. 이대로 자료를 모으면 상관기가 신호를 맞출 수 없으므로, 관측 전에 공통 표준을 정하고, 상관처리 때 망원경별 차이를 따로 보정해야 합니다.

이렇게 표준을 지키고 망원경별 차이를 보정해야 서로 다른 나라의 망원경이 하나의 거대한 망원경처럼 동작합니다. 표준을 정하는 일과 상관처리는 이처럼 국제 공동 관측의 보이지 않는 토대입니다.

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.