VLBI(Very Long Baseline Interferometry)

1. VLBI란

VLBI는 서로 멀리 떨어져 있는 전파망원경들을 이용하여 “같은” 천체를 “동시에” 관측하고, 그 데이터를 합성함으로써 망원경 사이의 거리에 비례하는 가상의 큰 망원경으로 관측하는 것과 동일한 분해능을 구현합니다. 공간분해능은 두 물체를 분리하여 볼 수 있는 최소각을 의미한다. 망원경과 망원경 사이의 거리가 D, 관측하는 파장이 λ 경우, 분해능은 λ/D로 주어진다. 천체의 모습을 자세히 보려면 좋은 공간분해능이 요구된다. 측지 VLBI 관측장비는 안테나, 수신기, 백앤드 시스템으로 대분한다. 두 개 이상의 안테나에서 수신한 우주신호를 합성하여 지연시간을 측정한다. VLBI의 성능은 안테나의 직경과 수신기 성능에 비례한다. 수신기의 성능이 동일하다고 가정하면 VLBI 관측량은 안테나의 직경에 비례한다.

 

 

1) VLBI 장점

특징	설명
아주 긴 기저선	여러 지역에 위치한 안테나 간의 아주 긴 기저선을 활용하여 고해상도 관측 가능.
고해상도	천체 및 지구 표면의 세부 구조를 정밀하게 관측하고 분석할 수 있는 능력 제공.
장거리 관측	지구의 서로 떨어진 위치에 있는 안테나들 간의 데이터 연결로 장거리 관측 가능.
다양한 응용 분야	천문학, 지구과학, 우주과학 등 다양한 분야에서 사용되며 다양한 현상 및 개체 연구 가능.
정밀한 시간 및 공간 정보	아주 정밀한 시간과 공간 정보 제공하여 연구 결과의 정확도와 해석 능력 향상.
국제 협력	전 세계 다양한 관측소와 기관 간의 국제적 협력을 통해 데이터 수집과 분석 수행.

 

2) VLBI 단점

단점	설명
높은 비용 및 복잡성	VLBI 시스템 설치, 운영, 유지 보수에는 상당한 비용과 기술적인 복잡성이 따릅니다.
관측 어려움	기술적으로 어려운 관측 기법이며, 관측을 수행하기 위해서는 특별한 지식과 경험이 필요합니다.
데이터 처리 및 해석의 어려움	VLBI 데이터 처리 및 해석은 복잡하며, 고급 알고리즘과 컴퓨팅 자원이 필요합니다.
기상 영향	대기 상태에 따라 관측 결과에 영향을 미칠 수 있으며, 기상 조건을 고려해야 합니다.
대용량 데이터	대용량 데이터를 생성하므로 데이터 저장, 전송 및 관리에 대한 인프라가 필요합니다.

 

2. VLBI의 측정원리

우주에서 지구와 가장 멀리 떨어져 있는 별인 퀘이사(Quasar·준성 準星) 같은 하나의 천체를 두 대의 전파망원경(A, B)으로 관측한다고 하자. 퀘이사에서 출발한 동일한 전파가 VLBI 시스템에 속한 각 전파망원경에 도달하는 시각은 망원경의 위치에 따라 달라진다. 같은 전파이지만 전파망원경 B보다 전파망원경 A에 먼저 도착할 수 있다. 이 전파가 도달하는 시각의 차이로 천체의 위치를 알 수 있고, 각 전파망원경 사이의 거리를 정밀하게 측정할 수 있다. 시각의 차이는 전파망원경 사이의 거리를 반영하기 때문이다.

시간 차이의 측정은 두 전파망원경에 도달하는 전파 신호를 서로 합성하여 얻는다. 두 전파 신호를 합성하면 합성되는 전파의 위상(phase)의 차이에 따라 간섭이 일어난다. 이때 동일한 천체에서 오는 전파만 간섭을 일으킨다. 두 망원경 사이의 거리가 멀수록 위치 정보를 더 정확히 알 수 있는데, 마치 그 거리에 해당하는 한 대의 초대형 망원경으로 관측한 것과 같은 모습이다. 따라서 넓은 범위에 여러 대의 망원경을 연결한 초장기선 전파간섭계를 이용한다면 구경의 한계를 극복할 수 있다. 이 방식을 사용하면 이론적으로는 지구만 한 크기의 전파망원경도 만들 수 있는 셈이다.

 

1) 수신주파수대역

안테나의 성능은 수신주파수대에 많이 의존하기 때문에 우선 수신주파수대를 선정할 필요가 있다. 국제적인 측지관측은 8GHz와 2GHz대의 동시 수신으로 실시되고 있다. 2 주파수대를 동시에 수신하는 이유는 전리층에 있어서의 전파지연을 제거하기 위해서다. 따라서 이 두가지 주파수대는 필수이지만 다음과 같은 이유로 더욱 높은 주파수대의 수신 능력이 필요하다. 첫째는 휴대전화 등의 전파보급으로 2GHz 등의 저주파수대의 인공전파의 혼신이 매우 심각한 문제가 되기 때문이다. 우주의 전파원은 인공전파와 비교하면 매우 약하기 때문에 때문에 인공전파가 적은 고주파수대로 관측 주파수대를 변경하여 사용하고 있다. 둘째는 해외 측지용 VLBI 관측국이 사용하는 수신주파수대 22Hz와 32Hz를 공유하는 것이 바람직하기 때문이다.

 

2) 데이터 처리 과정

VLBI에서 디지털화된 안테나 데이터는 일반적으로 각 망원경에 기록됩니다(이전에는 대형 자기 테이프에 기록되었지만 지금은 일반적으로 대규모 컴퓨터 디스크 드라이브 어레이에 기록됩니다). 안테나 신호는 매우 정확하고 안정적인 원자 시계로 샘플링되며 GPS 시간 표준에 고정됩니다. 이 시계의 출력은 천문 데이터 샘플과 함께 기록됩니다. 그런 다음 기록된 미디어는 중앙 위치로 전송됩니다. 보다 최근의 실험은 데이터가 광섬유(예: 유럽 GEANT2 연구 네트워크의 10Gbit/s 광섬유 경로)를 통해 전송되고 망원경이 아닌 "전자" VLBI(e-VLBI)를 사용하여 수행되어 관측 프로세스를 크게 가속화하고 단순화합니다. 데이터 전송률이 매우 높더라도 이제 많은 국제 고속 네트워크가 일반 인터넷 연결을 통해 데이터를 전송할 수 있는 충분한 헤드룸이 있다는 사실을 활용할 수 있습니다. 데이터는 상관기 위치에서 재생됩니다. 재생 타이밍은 원자 시계 신호와 각 망원경의 무선 신호 도달 예상 시간에 따라 조정됩니다. 일반적으로 나노초 범위에 걸친 다양한 재생 타이밍이 올바른 타이밍을 찾을 때까지 테스트됩니다. 각 안테나는 라디오 소스에서 서로 다른 거리에 있으며 짧은 베이스라인 라디오 간섭계와 마찬가지로 하나의 안테나까지의 추가 거리로 인해 발생하는 지연을 다른 각 안테나에서 수신된 신호에 인위적으로 추가해야 합니다. 필요한 대략적인 지연은 문제의 모양에서 계산할 수 있습니다. 테이프 재생은 오른쪽 그림과 같이 원자 시계의 기록된 신호를 시간 기준으로 사용하여 동기화됩니다. 안테나 위치를 충분히 정확하게 알 수 없거나 대기의 영향이 크면 줄무늬가 감지될 때까지 지연을 미세 조정해야 합니다. 

 

① 기저선 설정: VLBI를 수행하기 위해, 지구상에 여러 개의 무선 전파 망원경이 필요합니다. 이러한 망원경은 전 세계의 여러 지역에 위치하며, 서로 멀리 떨어진 위치에 있어야 합니다. 이것이 "아주 긴 기저선"의 핵심 아이디어입니다. 긴 기저선을 사용하면 더 높은 각도 해상도를 얻을 수 있습니다.

② 전파 수신: 연구하려는 천체에서 나오는 무선 전파 신호를 여러 망원경에서 수신합니다. 이 신호는 주로 레이저 또는 수신기로 감지되며, 시간 정보와 주파수 정보가 포함됩니다.

③ 데이터 기록: 수신된 데이터는 정확한 시간 정보와 함께 기록됩니다. 모든 망원경의 시간 정보는 정확하게 동기화되어야 합니다. 이를 위해 전세계의 VLBI 망원경은 원자 시계를 사용하여 동기화됩니다.

④ 데이터 전송: 데이터는 광섬유 케이블 또는 위성 통신을 통해 중앙 처리 시설로 전송됩니다. 이 데이터는 정확한 시간 정보와 위치 정보를 포함하고 있으며, 이 정보를 사용하여 데이터를 정확하게 복원하고 연구 대상 천체의 위치를 계산할 수 있습니다.

⑤ 데이터 처리: 중앙 처리 시설에서 수신된 데이터는 복합화 및 처리되어 천체의 이미지나 스펙트럼을 생성합니다. 이러한 처리는 정밀한 시간 정보와 고도로 정확한 기저선 정보를 사용하여 이루어집니다.