전파 간섭계란 무엇인가?

파장이 길기에 의한 전파 관측의 분해 능력 부족을 보완하면서 1940년대부터 1960년대까지 전파 간섭계가 발명·개발됐습니다. 기본은 두개의 안테나(접시형 반사 거울 등의 집광기)를 서로 떼어 두고 동시에 관측한 천체의 전파를 각각의 위상을 유지하면서 케이블로 보내기, 하나에 맞추어 간섭하는 것입니다. 이때의 공간 분해능은 두개의 안테나 사이의 거리를 지름으로 전파 망원경 분해능에 해당됩니다. 다만 두개만으로는 집광력·정보량 모두 부족이므로 많은 안테나를 배치하고 서로 결합하여 하나의 전파 망원경으로 합니다. 이 경우 각 소자 안테나 사이의 거리(기선장)모든 것과, 천구상의 목적 천체에 대한 모든 기선의 각도만 정보를 얻습니다. 여기 지구의 자전에 의한 전파원의 회전도 고려하여 모든 안테나 사이의 수신 전파의 상호 관계를 취하고, 마지막으로 모든 데이터를 푸리에 변환함으로써 전파원의 이차원 강도 분포, 즉 전파 영상을 얻을 수 있습니다. 

 

최적의 소자 배치가 얻을 수 있는 경우에는 화상의 화소 수는 기본적으로(최대 둑밑 나비÷소자 안테나의 지름) 2입니다. 시스템은 복잡하게 되지만 이 방식에 의한 전파 천체의 미세한 구조를 직접 다룰 수 있었습니다. 이를 구경 합성 간섭계, 미국의 VLA(Very Large Array, 초대형 전파 간섭계)은 지름 25미터의 안테나를 27기, 40킬로미터의 범위에 배치한 거대한 구경 합성 간섭계입니다. VLA의 공간 분해능은 광학 망원경의 그것에 거의 맞먹습니다. 이어 미국, 유럽의 공동으로 건설된 2013년부터 활동을 시작한 칠레의 아타카마 사막 고지인 ALMA(알마, 대형 밀리파 서브 밀리 미터파 전파 간섭계)은 7~12미터의 고 정밀의 포물선 66기를 십 수킬로미터의 광범위하게 이동 배치하는 고도의 구경 합성 간섭계로 최고 공간 분해능은 대형 광학 망원경을 크게 웃돌0.01초 각을 달성합니다. 장파장의 전파에서도 국제 공동으로 대륙 크기의 구경 합성 망원경을 만드는 SKA계획이 진행 중이며, 이미 호주와 남 아프리카를 중심으로 그 제일 국면의 건설이 시작되고 있습니다.

 

전파 간섭계의 다른 발전으로 케이블을 대신 고 정밀 시계 신호를 매개로 하여 전 지구상의 대형 전파 망원경으로 동시 관측한 전파를 끌합성하는 것이 VLBI입니다. 세계는 미국의 VLBA(Very Long Baseline Array, 초장 기선 전파 간섭계), 유럽 국가들이 전개하는 EVN(European VLBI Network유럽 VLBI네트워크), 일본과 한국의 KaVA(KVN and VERA Array, 한일 합동 VLBI관측망), 동 아시아 국가들을 맺은 EAVN(East Asian VLBI Network, 동 아시아 VLBI네트워크)등이 활동 중 각각 각도로 1000분의 1초라는 높은 분해능을 달성하고 있습니다. 향후의 방향으로 SKA가 이미 그렇듯, 구경 합성 전파 간섭계와 VLBI와의 합체가 진행되게 됩니다.