용어집

하늘을 도는 위성의 위치를 알려면 "지금 어디 있다"는 한 점만으로는 부족합니다. 대신 "어떤 모양의 길을, 어느 방향으로, 얼마나 빠르게 돌고 있는가"를 적어 두면 앞뒤 시각의 위치를 계산해 낼 수 있습니다. TLE는 바로 이 정보를 정해진 자리에 정해진 순서로 빽빽하게 눌러 담은, 두 줄짜리 문자열입니다. 자리마다 무엇이 들어가는지가 고정되어 있어서 사람이 읽기는 불편하지만 프로그램이 읽기에는 아주 편합니다.

두 줄에는 위성 식별 번호, 기준 시각(에포크, epoch), 궤도면의 기울기(경사각, inclination), 궤도면이 하늘에서 놓인 방향(승교점 적경, RAAN), 궤도가 원에서 얼마나 찌그러졌는지(이심률, eccentricity), 근지점 인수, 평균 근점 이각, 그리고 하루에 몇 바퀴 도는지(평균 운동, mean motion)가 들어갑니다. 이심률은 소수점이 생략된 채 기록되고, 각 줄 끝에는 전송 오류를 잡기 위한 검사 숫자(체크섬)가 붙습니다.

TLE에서 가장 주의할 점은, 이 숫자들이 아무 계산식에나 넣어도 되는 순수한 기하학적 값이 아니라는 것입니다. TLE는 SGP4라는 특정 궤도 전파 모델과 짝을 이루도록 만들어진 '평균 요소(mean elements)'입니다. 지구가 완전한 구가 아니어서 생기는 중력의 일그러짐, 대기 저항 같은 효과가 이미 모델 쪽에 녹아 있기 때문에, 반드시 SGP4 계열 알고리즘에 넣어야 설계된 정확도가 나옵니다. 다른 정밀 궤도 계산기에 그대로 대입하면 오차가 커집니다.

또한 TLE의 정확도는 기준 시각에서 멀어질수록 빠르게 나빠집니다. 특히 대기가 남아 있는 낮은 고도의 위성은 대기 저항의 변동이 커서, 며칠만 지나도 예측 위치가 실제와 크게 벌어질 수 있습니다. 그래서 운용 기관은 새 관측을 반영한 TLE를 주기적으로 갱신해 배포하고, 사용자는 항상 최신 것을 받아 쓰는 것이 원칙입니다.

실제 현장에서 TLE는 곳곳에 쓰입니다. 아마추어 무선가와 지상국 운영자는 TLE를 추적 소프트웨어에 넣어 안테나를 위성이 지나갈 방향으로 미리 돌려 둡니다. 국제우주정거장(ISS)이 우리 동네 하늘을 언제 지나가는지 알려 주는 육안 관측 예보 서비스도 같은 데이터를 씁니다. 지구 관측 위성 영상을 쓰는 연구자는 촬영 시각에 위성이 어디 있었는지를 TLE로 되짚어 영상의 지리 좌표를 맞춥니다. 우주 감시 기관은 수만 개 물체의 TLE를 서로 비교해 충돌이 우려되는 접근을 미리 걸러 내고, 위험하다고 판단되면 훨씬 정밀한 궤도 데이터로 다시 계산합니다.

잔잔한 연못에 돌 두 개를 동시에 던지면 물결이 퍼져 나가다 서로 만나면서 줄무늬가 생깁니다. 어떤 곳은 물결이 더 높아지고, 어떤 곳은 서로 상쇄되어 잔잔해집니다. 이 무늬의 모양은 두 돌이 떨어진 거리와 던진 시점에 아주 민감하게 반응합니다. 간섭계(interferometry)는 바로 이 성질을 뒤집어 이용합니다. 무늬를 정밀하게 측정하면, 그 무늬를 만들어 낸 원인 쪽의 극히 작은 차이를 거꾸로 알아낼 수 있기 때문입니다.

빛과 전파도 파동이므로 똑같은 일이 일어납니다. 서로 떨어진 두 망원경이 같은 천체에서 온 파동을 받으면, 천체의 방향에 따라 두 신호가 도착하는 시점이 미세하게 어긋납니다. 이 어긋남을 위상차라고 하며, 두 신호를 합쳤을 때 나타나는 간섭무늬에 그 정보가 담깁니다. 두 망원경을 잇는 거리를 기선(baseline, $B$)이라 하는데, 하늘에서 구분해 낼 수 있는 가장 작은 각도(각분해능)는 관측 파장 $\lambda$를 기선으로 나눈 값에 비례합니다. 즉 망원경을 멀리 떨어뜨릴수록 마치 기선만 한 지름을 가진 거대한 망원경처럼 세밀하게 볼 수 있습니다.

다만 이렇게 얻는 것은 '세밀함'이지 '밝기를 모으는 능력'이 아닙니다. 빛을 모으는 양은 실제 망원경 면적의 합만큼이므로, 어두운 천체를 보려면 여전히 큰 접시가 필요합니다. 또 여러 망원경의 신호를 합치려면 시각을 극도로 정확하게 맞춰야 하고, 대기의 흔들림이 만드는 위상 교란도 보정해야 합니다. 망원경을 여러 대 배치하고 지구가 자전하며 기선의 방향이 바뀌는 것을 이용해 빈틈을 메우는 방식을 개구합성(aperture synthesis)이라고 합니다.

간섭계는 파동의 경로 길이 차이를 재는 데도 쓰입니다. 하나의 광원에서 나온 빛을 둘로 갈라 서로 다른 경로로 보냈다가 다시 합치면, 두 경로의 길이가 조금이라도 달라질 때 무늬가 움직입니다. 이 원리를 쓰면 원자 크기보다도 훨씬 작은 길이 변화를 감지할 수 있습니다.

실제 사례는 여러 분야에 걸쳐 있습니다. 여러 대륙에 흩어진 전파망원경을 동시에 관측시켜 지구 크기에 맞먹는 기선을 만드는 초장기선 간섭계(VLBI, Very Long Baseline Interferometry)는 은하 중심 블랙홀 주변의 고리 모양 영상을 얻는 데 쓰였습니다. 지상의 중력파 검출기는 수 킬로미터 길이의 L자 팔을 가진 거대한 간섭계로, 중력파가 지나가며 팔 길이를 미세하게 늘였다 줄이는 것을 무늬 변화로 포착합니다. 전파 간섭계로 천체의 위치를 반복 측정해 별까지의 거리를 구하거나, 광학 간섭계로 별의 겉보기 지름과 쌍성의 궤도를 직접 재는 관측도 이루어지고 있습니다.

욕조 배수구로 물이 빠지는 장면을 떠올려 보세요. 물은 곧장 구멍으로 떨어지지 않고 빙글빙글 돌면서 서서히 안쪽으로 들어갑니다. 무거운 천체 주위로 끌려오는 가스도 마찬가지입니다. 옆으로 도는 운동을 갖고 있기 때문에 곧바로 떨어지지 못하고, 대신 납작한 원반을 이루며 조금씩 안쪽으로 나선을 그립니다. 이 원반이 **강착원반(accretion disk)**입니다.

원반이 납작해지는 이유는 방향이 제각각이던 물질들이 서로 부딪히면서 위아래 방향의 운동은 상쇄되고, 공통의 회전 방향만 남기 때문입니다. 이렇게 남은 회전은 각운동량(angular momentum) 보존으로 유지되므로, 물질이 중심으로 더 떨어지려면 각운동량을 바깥쪽으로 넘겨줘야 합니다. 원반 안에서 안쪽 궤도는 바깥쪽보다 빠르게 도는 **차등회전(differential rotation)**을 하는데, 이때 이웃한 층 사이의 마찰과 자기장에 의한 난류가 각운동량을 바깥으로 실어 나르는 역할을 합니다.

이 과정에서 중력 위치에너지가 열로 바뀝니다. 원반의 안쪽일수록 중력이 강해 더 뜨거워지므로, 강착원반은 반지름에 따라 온도가 다른 층으로 이루어집니다. 바깥쪽은 상대적으로 낮은 온도라 적외선을 주로 내고, 중심 가까운 안쪽은 훨씬 뜨거워 자외선이나 X선을 냅니다. 그래서 강착원반은 하나의 색이 아니라 여러 파장에 걸친 빛을 동시에 내며, 관측된 스펙트럼의 모양에서 원반의 온도 분포와 중심 천체의 성질을 거꾸로 추정할 수 있습니다.

중심 천체가 블랙홀처럼 밀집된 경우에는 안쪽 가장자리의 위치 자체가 중요한 정보가 됩니다. 물질이 안정적으로 돌 수 있는 한계 궤도보다 안쪽에서는 원반이 유지되지 못하고 곧바로 빨려 들어가므로, 원반이 어디까지 뻗어 있는지를 X선 스펙트럼으로 재면 블랙홀의 회전 정도를 가늠할 수 있습니다. 다만 이런 해석은 원반이 얇고 평평하다는 가정에 기대고 있어, 물질이 아주 빠르게 유입되는 경우에는 원반이 부풀어 오르는 등 다른 구조가 되기도 합니다.

실제 관측에서 강착원반은 여러 장면에 등장합니다. 은하 중심의 거대질량 블랙홀 주위 원반은 퀘이사와 활동은하핵이 밝게 빛나는 에너지원으로 여겨지며, 사건지평선망원경(Event Horizon Telescope)이 전파 간섭계로 얻은 블랙홀 주변 고리 영상도 블랙홀로 흘러드는 물질이 내는 빛을 담은 것입니다. 쌍성계에서는 한쪽 별의 겉층이 상대인 백색왜상·중성자별·블랙홀 쪽으로 흘러가며 원반을 만들고, 이 원반이 불안정해질 때 밝기가 급변하는 현상을 지상·우주 X선 망원경들이 추적합니다. 또한 갓 태어난 별 주위의 원시행성원반도 같은 원리로 만들어진 구조이며, 알마(ALMA) 전파 간섭계는 이런 원반에 행성이 파낸 것으로 보이는 고리와 틈을 담은 영상을 얻어 왔습니다.

장작 난로를 떠올려 보면 이해하기 쉽습니다. 보통 난로는 나무가 타면서 생긴 연기를 굴뚝으로 그냥 내보냅니다. 그런데 그 연기 안에는 아직 타지 않은 성분이 남아 있어서, 연기를 다시 불 속으로 돌려보내 한 번 더 태우면 같은 장작으로 더 많은 열을 얻을 수 있습니다. 다단연소 사이클(staged combustion cycle)은 로켓 엔진에서 이와 같은 일을 하는 구조입니다.

액체로켓엔진은 연료와 산화제를 아주 높은 압력으로 연소실에 밀어 넣어야 하고, 그 일을 터보펌프가 맡습니다. 터보펌프의 터빈을 돌리려면 뜨거운 가스가 필요한데, 이 가스는 추진제 일부를 **예연소기(preburner)**에서 미리 태워 만듭니다. 흔히 쓰이는 가스발생기 사이클(개방형)은 터빈을 돌리고 나온 이 가스를 그대로 바깥으로 배출합니다. 이륙하는 로켓 옆구리에서 검은 연기가 따로 뿜어져 나오는 장면이 바로 그것입니다. 배출된 만큼의 추진제는 추력에 거의 기여하지 못하고 버려지는 셈입니다.

다단연소 사이클은 이 배기가스를 버리지 않고 주 연소실로 다시 보내 완전히 태웁니다. 연소가 예연소기와 주 연소실 두 단계에 걸쳐 일어나기 때문에 '다단연소'라 부르며, 가스가 밖으로 새어 나가지 않아 폐쇄형(closed cycle)으로도 분류합니다. 결과적으로 같은 양의 추진제로 더 큰 추력을 얻어 **비추력(specific impulse)**이 높아지고, 이는 아래 식처럼 로켓이 낼 수 있는 속도 변화량을 직접 키웁니다. 예연소기에서 연료를 많이 넣어 태우면 연료 과잉, 산화제를 많이 넣어 태우면 산화제 과잉 방식이며, 연료·산화제 계통을 각각 따로 예연소시키는 전유량(full-flow) 방식도 있습니다.

대신 대가가 큽니다. 예연소기에서 나온 가스가 다시 주 연소실로 들어가야 하므로, 펌프와 예연소기는 연소실보다 훨씬 높은 압력을 만들어야 합니다. 부품이 견뎌야 하는 압력과 온도가 모두 올라가고, 특히 산화제 과잉 방식에서는 뜨거운 산소가 풍부한 가스가 금속 배관을 지나가기 때문에 산화에 견디는 특수 소재와 정밀한 냉각 설계가 필요합니다. 그래서 다단연소 엔진은 개발 난도와 비용이 높고, 이를 자력으로 만들 수 있는 나라가 많지 않습니다.

실제로 러시아의 RD-180 계열 엔진은 산화제 과잉 다단연소 방식으로 아틀라스 V 로켓의 1단에 쓰였고, 미국의 RS-25(스페이스셔틀 주 엔진, 현재는 SLS에 사용)는 액체수소를 쓰는 연료 과잉 다단연소 엔진입니다. 스페이스X의 랩터(Raptor)는 메탄을 쓰는 전유량 다단연소 엔진으로 스타십에 장착됩니다. 한국의 경우 누리호(KSLV-II)의 주 엔진은 상대적으로 구조가 단순한 가스발생기 사이클이며, 성능을 끌어올리기 위한 다단연소 사이클 엔진 개발이 차세대 발사체 계획의 핵심 과제로 추진되고 있습니다.

정원용 호스의 물이 사방으로 퍼지지 않고 한 줄기로 멀리 뻗어 나가듯, 어떤 천체는 주변에서 빨아들인 물질의 일부를 회전축 양쪽 방향으로 아주 가늘게 모아 내뿜습니다. 이 줄기가 빛의 속도에 근접할 만큼 빠를 때 이를 상대론적 제트라고 부릅니다. 옆으로 퍼지지 않고 수천 광년, 때로는 수십만 광년 밖까지 곧게 뻗는 것이 특징입니다.

제트는 보통 강착 원반(accretion disk)과 짝을 이룹니다. 블랙홀이나 중성자별 같은 밀집 천체 주위로 물질이 소용돌이치며 떨어질 때, 그 물질이 전부 천체 안으로 빨려 들어가지는 않습니다. 원반과 함께 감겨 올라간 자기장이 회전에 의해 꼬이면서 나선형 통로를 만들고, 이온화된 기체(플라스마)가 그 통로를 따라 회전축 방향으로 가속·집속됩니다. 블랙홀 자체의 회전 에너지를 자기장이 뽑아내 제트에 실어 보내는 과정도 주요 후보 기구로 논의됩니다.

속도가 빛에 가까워지면 특수 상대성이론의 효과가 관측에 직접 드러납니다. 제트가 관측자 쪽을 향할 때는 밝기가 크게 증폭되어 보이고(도플러 부스팅, Doppler boosting), 반대쪽 제트는 어둡게 눌려 잘 보이지 않습니다. 또한 제트 안의 덩어리가 하늘에서 겉보기로 빛보다 빠르게 움직이는 것처럼 측정되는 겉보기 초광속 운동(superluminal motion)도 나타납니다. 이는 실제로 빛보다 빠른 것이 아니라, 제트가 관측자 쪽으로 비스듬히 다가오면서 빛이 도달하는 시간 차가 줄어들어 생기는 착시입니다.

제트에서 나오는 빛의 상당 부분은 싱크로트론 복사(synchrotron radiation)입니다. 자기장에 붙들려 나선 운동을 하는 고에너지 전자가 전파에서 X선까지 폭넓은 파장의 빛을 내며, 이 빛이 강하게 편광되어 있다는 점이 자기장의 존재를 보여 주는 증거로 쓰입니다.

실제 관측에서 상대론적 제트는 여러 방식으로 확인되어 왔습니다. 전파망원경을 대륙 규모로 연결하는 초장기선 전파간섭계(VLBI)는 활동은하핵에서 뻗어 나오는 제트를 여러 시기에 걸쳐 촬영해, 덩어리가 밖으로 밀려 나가는 모습을 영상으로 추적합니다. 사건지평선망원경(EHT)은 거대 타원은하 M87 중심 블랙홀의 그림자를 찍으면서, 같은 천체에서 뻗어 나온 제트의 뿌리 부분과 연결 지어 해석하는 연구를 진행했습니다. 허블우주망원경은 M87 제트를 가시광에서 직접 촬영해 밝은 매듭 구조를 보여 주었고, 찬드라 X선 관측선은 같은 제트를 X선으로 잡아내 그 안의 전자가 매우 높은 에너지를 유지하고 있음을 보였습니다. 페르미 감마선 우주망원경은 제트가 우리 시선 방향에 거의 정렬된 블레이자(blazar)를 감시하며 감마선이 급격히 밝아지는 폭발 현상을 기록해 왔습니다. 은하 밖 천체뿐 아니라, 우리 은하 안의 블랙홀 쌍성에서 나타나는 소형 제트(마이크로퀘이사)도 전파와 X선 동시 관측으로 연구됩니다.

여름날 아스팔트 위로 아지랑이가 피어오르면 건너편 풍경이 일렁여 보입니다. 수영장 바닥에 놓인 동전도 물결이 지나갈 때마다 모양이 흔들리죠. 지상 망원경이 별을 볼 때도 똑같은 일이 벌어집니다. 별빛은 우주를 곧게 가로질러 오지만, 마지막 몇 십 킬로미터의 지구 대기를 통과하는 동안 온도가 다른 공기 덩어리들 사이를 지나며 이리저리 휘어집니다. 그래서 아무리 큰 망원경을 지어도 상이 뭉개집니다. 적응광학(Adaptive Optics, AO)은 이 일렁임을 실시간으로 측정해서, 그만큼 반대로 휜 거울로 되돌려 상쇄하는 기술입니다.

원리는 세 부품의 반복 순환입니다. 먼저 **파면 센서(wavefront sensor)**가 망원경에 들어온 빛의 파면 — 빛 마루가 이루는 면의 모양 — 이 얼마나 일그러졌는지 잽니다. 다음으로 제어 컴퓨터가 그 일그러짐을 상쇄할 거울 모양을 계산합니다. 마지막으로 뒷면에 수백~수천 개의 작은 밀대(actuator)가 붙은 **변형 거울(deformable mirror)**이 그 모양대로 미세하게 휘어집니다. 대기의 일렁임은 눈 깜짝할 사이보다 훨씬 빠르게 변하므로, 이 순환은 1초에 수백 번 이상 돌아가야 합니다.

보정의 기준이 되려면 시야 안에 밝은 별이 하나 있어야 하는데, 하늘 아무 데나 그런 별이 있는 것은 아닙니다. 그래서 **레이저 가이드별(laser guide star)**을 씁니다. 대기 상층에 떠 있는 나트륨 원자 층을 향해 레이저를 쏘면 그 지점이 빛나면서 인공 별 역할을 하고, 망원경은 이 인공 별의 일그러짐을 기준으로 삼습니다. 보정이 잘 되면 망원경의 성능은 대기가 아니라 거울 크기 자체가 정하는 한계, 즉 회절한계에 가까워집니다.

$$\theta \approx 1.22,\frac{\lambda}{D}$$

여기서 $\theta$는 구분해 낼 수 있는 최소 각도, $\lambda$는 빛의 파장, $D$는 주경(주된 거울)의 지름입니다. 보정이 얼마나 성공했는지는 보통 스트렐 비(Strehl ratio) — 실제 상의 뾰족함을 이상적인 상과 비교한 값 — 로 나타냅니다. 파장이 길수록 대기의 방해가 덜해서, 적외선 영역에서 적응광학이 특히 잘 듣습니다.

실제 활용은 지상 대형 망원경 관측의 핵심입니다. 칠레 아타카마 사막과 하와이 마우나케아의 대형 망원경들은 레이저 가이드별 적응광학으로 우리 은하 중심을 들여다보며, 두꺼운 먼지 뒤에 가려진 별들이 보이지 않는 무거운 천체 주위를 도는 궤도를 한 해 한 해 추적해 왔습니다. 외계행성 직접 촬영도 마찬가지입니다. 중심별 바로 옆의 희미한 행성을 보려면 별빛이 번지지 않고 한 점에 모여야 하는데, 적응광학이 그 조건을 만들어 주고 그 위에 별빛 가리개(코로나그래프)를 얹습니다. 목성의 폭풍이나 해왕성의 구름대를 지상에서 추적하는 행성 관측, 태양 표면의 자기 구조를 잡아내는 태양 망원경에도 쓰입니다. 반대로 대기 밖의 우주망원경은 일렁임을 겪지 않으므로 적응광학이 필요 없고, 대신 거울 조각들의 위치를 맞추는 다른 방식의 보정을 씁니다. 건설 중인 차세대 초대형 지상 망원경들은 설계 단계부터 적응광학을 구조 안에 넣어, 이 기술 없이는 제 성능을 낼 수 없도록 만들어져 있습니다.

한낮에 손을 들어 해를 가리면, 눈이 부셔 안 보이던 주변 풍경이 갑자기 보입니다. 코로나그래프(coronagraph)는 이 원리를 망원경 안에서 아주 정밀하게 구현한 장치입니다. 밝은 천체의 빛만 골라 막아내고, 그 곁에 있는 수백만 배 어두운 빛을 드러냅니다.

장치의 핵심은 망원경이 만든 상(像)의 위치에 놓이는 작은 가림막입니다. 이 가림막이 중심 천체의 빛을 차단하지만, 그것만으로는 부족합니다. 빛은 파동이라서 가림막 가장자리에서 휘어져 퍼지고(회절), 이 퍼진 빛이 시야 전체에 얼룩을 만들기 때문입니다. 그래서 코로나그래프는 가림막 뒤쪽에 한 단계 더, 회절로 새어 나온 빛이 모이는 자리를 막는 두 번째 차단부를 둡니다. 이 두 단계를 거쳐야 비로소 배경이 충분히 어두워집니다.

성능을 말할 때는 '대비(contrast)'와 '내부 작업각(inner working angle)' 두 가지를 함께 봅니다. 대비는 중심 천체 대비 어느 정도로 어두운 것까지 검출할 수 있는가이고, 내부 작업각은 중심에서 얼마나 가까운 곳까지 들여다볼 수 있는가입니다. 둘은 서로 맞바꾸는 관계에 있어서, 가림막을 크게 만들면 배경은 깨끗해지지만 정작 보고 싶은 안쪽 영역까지 함께 가려집니다.

지상 망원경에서는 대기의 흔들림 때문에 별빛이 한 점에 모이지 않아 코로나그래프만으로는 한계가 있습니다. 그래서 거울 모양을 실시간으로 미세하게 바꿔 흔들림을 보정하는 적응광학(adaptive optics)과 짝을 지어 씁니다. 우주에서는 대기 문제가 없는 대신, 망원경 거울의 미세한 형상 오차와 온도 변화에 따른 변형이 성능을 좌우합니다.

실제 활용은 크게 두 갈래입니다. 하나는 태양 관측으로, 태양 원반을 가려 평소에는 개기일식 때만 보이던 바깥 대기(코로나)와 거기서 터져 나오는 물질 방출을 상시 감시합니다. 이 관측은 인공위성 고장이나 통신 장애를 일으키는 우주 날씨 예보의 기본 자료가 됩니다. 다른 하나는 외계행성 직접 촬영으로, 별빛을 가리고 그 주위를 도는 행성이나 행성이 만들어지는 원반 물질을 직접 영상으로 담습니다. 제임스 웹 우주망원경을 비롯한 최신 우주망원경들이 이 방식의 관측 장비를 싣고 있습니다.

카메라로 멀리 있는 물체를 또렷하게 찍으려면 렌즈가 커야 합니다. 전파를 쓰는 장비도 마찬가지여서, 선명한 영상을 얻으려면 안테나가 커야 합니다. 하지만 수십 미터짜리 안테나를 위성에 실을 수는 없습니다. 그래서 작은 안테나를 단 위성이 궤도를 따라 이동하면서 같은 지점을 향해 계속 전파를 쏘고 되돌아온 신호를 기록한 뒤, 이 신호들을 한꺼번에 계산으로 합칩니다. 결과적으로 위성이 지나온 거리만큼 긴 안테나를 쓴 것과 비슷한 효과를 냅니다. '개구(開口, aperture)'는 안테나가 전파를 받아들이는 입구를 뜻하고, 이것을 실제로 만든 것이 아니라 계산으로 만들어냈기 때문에 '합성(synthetic)'이라는 말이 붙었습니다.

원리의 핵심은 신호의 위상(phase)입니다. 위성이 목표물에 가까워졌다가 멀어지는 동안 왕복 거리가 조금씩 달라지고, 그에 따라 되돌아온 전파의 위상도 규칙적으로 변합니다. 이 변화 패턴은 목표물이 진행 방향의 어느 위치에 있느냐에 따라 달라지므로, 기록해 둔 신호에 예상되는 위상 변화를 맞춰 보는 계산(정합 필터, matched filter)을 하면 목표물의 위치를 분리해낼 수 있습니다. 진행 방향(방위 방향, azimuth) 해상도는 이렇게 얻고, 진행 방향과 직각인 거리 방향(range) 해상도는 넓은 주파수 폭을 가진 처프(chirp) 신호를 보내 되돌아온 시간 차를 정밀하게 구분해 얻습니다.

여기서 나오는 성질이 흥미롭습니다. 방위 방향 해상도는 실제 안테나 길이의 절반 정도로 결정되며, 위성이 얼마나 멀리 떨어져 있는지와는 거의 무관합니다. 즉 궤도가 높아져도 해상도가 그만큼 나빠지지 않습니다. 대신 계산량이 매우 크고, 위성의 위치와 자세를 아주 정밀하게 알아야 신호를 제대로 합칠 수 있습니다.

같은 지역을 두 번 이상 관측해 위상 차이를 비교하는 방식도 널리 쓰입니다. 이를 간섭계 SAR(InSAR)라고 하며, 지표면이 관측 사이에 얼마나 오르내렸는지를 파장보다 작은 규모까지 잡아낼 수 있습니다. 두 안테나를 동시에 써서 지형의 높낮이를 재는 데에도 같은 원리를 씁니다.

실제 활용을 보면 SAR의 장점이 분명해집니다. 스스로 전파를 쏘기 때문에 밤에도 관측이 되고, 쓰는 전파가 구름과 연기를 통과하므로 태풍이 지나가는 중이나 화산 분화로 하늘이 가려진 상황에서도 지상을 볼 수 있습니다. 그래서 지진 뒤 지반이 어느 방향으로 얼마나 밀렸는지 지도로 만들거나, 화산체가 부풀어 오르는지 감시하거나, 홍수로 잠긴 범위를 흐린 날에 파악하거나, 빙하와 해빙이 움직이는 속도를 추적하는 데 쓰입니다. 지구 밖에서도 마찬가지여서, 두꺼운 대기와 구름에 완전히 덮여 광학 카메라로는 표면을 볼 수 없는 금성의 지형을 그려낸 것도 궤도선에 실린 레이더였고, 짙은 안개층에 싸인 토성의 위성 타이탄에서 표면의 호수와 모래언덕 지형을 확인한 것도 탐사선의 레이더 관측이었습니다.

빵 반죽에 건포도를 골고루 박아 놓고 오븐에 넣으면, 반죽이 부풀면서 건포도들이 서로 멀어집니다. 이때 어느 건포도에 올라타서 보든 결과는 같습니다. 가까운 건포도는 천천히, 멀리 있는 건포도는 그만큼 더 빨리 멀어지는 것처럼 보이죠. 반죽 자체가 늘어나기 때문입니다. 우주도 이와 비슷하게 공간 자체가 늘어나고 있고, **허블 상수(Hubble constant)**는 "지금 이 반죽이 얼마나 빠른 속도로 부풀고 있는가"를 하나의 숫자로 요약한 값입니다.

조금 더 정확히 말하면, 멀리 있는 은하가 우리에게서 멀어지는 속도 $v$는 그 은하까지의 거리 $d$에 거의 비례합니다. 이 비례 관계를 허블-르메트르 법칙이라 하고, 그 비례 상수가 바로 허블 상수 $H_0$입니다. 아래 첨자 0은 "현재 시점의 값"이라는 뜻입니다. 여기서 은하가 공간 속을 날아가고 있는 것이 아니라 은하 사이의 공간이 늘어나는 것이라는 점이 중요합니다. 그래서 이 후퇴 속도는 물체가 광속을 넘을 수 없다는 제약과 충돌하지 않으며, 충분히 먼 영역은 빛보다 빠른 비율로 멀어질 수도 있습니다.

허블 상수는 단위가 조금 특이합니다. 보통 "거리 단위당 속도"(초속 킬로미터를 메가파섹으로 나눈 값)로 표기하지만, 약분하면 결국 시간의 역수가 됩니다. 그 역수 $1/H_0$을 허블 시간이라 부르며, 팽창 속도가 지금까지 변하지 않았다고 가정했을 때의 우주 나이에 해당하는 눈금이 됩니다. 실제로는 물질의 중력과 암흑 에너지의 영향으로 팽창률이 시간에 따라 변해 왔기 때문에, 이 값은 어디까지나 대략적인 기준일 뿐입니다. 그래서 엄밀하게는 "상수"라기보다 시간에 따라 변하는 허블 변수 $H(t)$의 현재값이라고 이해하는 편이 정확합니다.

$H_0$을 재는 방법은 크게 두 갈래입니다. 하나는 가까운 우주에서 거리를 한 단계씩 쌓아 올리는 거리 사다리(distance ladder) 방식으로, 밝기 변화 주기가 알려진 변광성과 Ia형 초신성을 발판 삼아 먼 은하까지 거리를 잰 뒤 후퇴 속도와 비교합니다. 다른 하나는 초기 우주가 남긴 **우주배경복사(CMB)**의 무늬를 우주 모형에 넣고 역산해 현재 팽창률을 추정하는 방식입니다. 두 방식이 서로 어긋나는 결과를 내는 문제를 **허블 텐션(Hubble tension)**이라 부르며, 측정 과정에 아직 찾지 못한 계통 오차가 있는 것인지 아니면 표준 우주 모형에 손볼 곳이 있는 것인지가 현재 우주론의 핵심 쟁점입니다.

실제 관측에서 이 값은 여러 미션이 서로 다른 각도에서 공략해 왔습니다. 허블 우주망원경(HST)은 이웃 은하의 변광성을 하나하나 분해해 찍으며 거리 사다리의 아래쪽 발판을 다졌고, 제임스 웹 우주망원경(JWST)은 적외선으로 같은 별들을 다시 관측해 별빛이 겹쳐 보이는 혼선 효과가 기존 거리 측정을 왜곡했는지 검증하고 있습니다. 반대편에서는 플랑크(Planck) 위성이 전천 우주배경복사 지도를 만들어 초기 우주 기반의 추정값을 제시했습니다. 여기에 LIGO·Virgo가 검출하는 중력파를 이용해 거리 사다리 없이 직접 거리를 재는 "표준 사이렌" 방법이 제3의 독립적인 검증 수단으로 더해지고 있으며, 유클리드(Euclid)와 낸시 그레이스 로먼 우주망원경 같은 광역 탐사 미션도 초신성 표본을 대폭 늘려 이 논쟁에 기여할 예정입니다.

학교에서 학생들의 키와 몸무게를 점으로 찍어 보면, 점들이 아무 데나 흩어지지 않고 대각선을 따라 길게 모입니다. 키가 큰 사람이 대체로 더 무겁기 때문입니다. 그리고 그 흐름에서 벗어난 몇몇 점은 "특별한 사정이 있는 경우"로 눈에 띕니다. 헤르츠스프룽-러셀 도표(Hertzsprung-Russell diagram), 줄여서 H-R도는 별을 대상으로 이 작업을 한 그림입니다. 두 천문학자가 비슷한 시기에 각각 같은 착상에 도달해 이름이 함께 붙었습니다.

가로축은 별의 표면 온도이고, 관례상 왼쪽으로 갈수록 뜨겁습니다(온도 대신 분광형이나 색지수를 쓰기도 합니다). 세로축은 별이 실제로 내놓는 빛의 총량, 즉 **광도(luminosity)**이며 위로 갈수록 밝습니다. 겉보기 밝기가 아니라 거리를 보정한 실제 밝기라는 점이 핵심입니다. 광도는 별의 반지름과 표면 온도로 결정됩니다.

$$L = 4\pi R^2 \sigma T^4$$

이 관계 때문에 도표 위의 위치는 곧 별의 크기를 알려 줍니다. 온도가 낮은데도 매우 밝은 별은 표면적이 거대할 수밖에 없고(거성·초거성), 온도가 높은데도 어두운 별은 아주 작아야 합니다(백색왜성). 실제로 점을 찍어 보면 별들은 도표 전체에 고르게 흩어지지 않고 몇 개의 좁은 띠에 몰립니다. 왼쪽 위에서 오른쪽 아래로 이어지는 대각선 띠가 **주계열(main sequence)**로, 중심핵에서 수소를 태우며 안정적으로 지내는 시기의 별들이 여기 놓입니다. 별은 태어나서 죽을 때까지 이 도표 위를 이동하므로, H-R도는 별의 사진첩이자 일생을 그린 지도 역할을 합니다.

실제 활용은 주로 성단에서 이뤄집니다. 한 성단의 별들은 거의 같은 시기에 태어났으므로, 무거운 별부터 차례로 주계열을 떠납니다. 주계열이 꺾여 나가기 시작하는 지점(전향점, turn-off)이 아래쪽일수록 성단이 오래된 것이어서, 이 방법으로 성단의 나이를 가늠합니다. 유럽우주국(ESA)의 가이아(Gaia) 위성은 수많은 별의 시차를 정밀하게 재어 거리를 확정했고, 덕분에 겉보기 밝기를 실제 광도로 바꿀 수 있어 전례 없이 선명한 H-R도가 만들어졌습니다. **허블 우주망원경(HST)**과 **제임스 웹 우주망원경(JWST)**은 구상성단과 이웃 은하처럼 지상에서 별을 하나씩 구분하기 어려운 영역까지 같은 도표를 그려, 그 천체의 별 형성 역사를 되짚는 데 쓰입니다.

보통의 은하는 수많은 별빛이 모여 밝게 보입니다. 그런데 어떤 은하는 한가운데의 아주 좁은 영역 하나가, 그 은하에 있는 별을 전부 합친 것보다 더 밝습니다. 도시 전체의 불빛보다 건물 한 채의 창문 하나가 더 밝은 셈입니다. 이렇게 유별나게 밝은 중심부를 활동은하핵(Active Galactic Nucleus, AGN)이라고 부릅니다.

이 빛의 근원은 별이 아니라 은하 중심의 초대질량 블랙홀(supermassive black hole)입니다. 블랙홀 자체는 빛을 내지 않지만, 주변 기체가 곧장 빨려 들어가지 못하고 각운동량 때문에 원반 모양으로 감기며 천천히 안쪽으로 흘러듭니다. 이 강착원반(accretion disk)에서 기체는 마찰과 압축으로 극도로 뜨거워지고, 그 열이 가시광선·자외선·X선으로 방출됩니다. 즉 AGN의 밝기는 핵융합이 아니라 물질이 중력 우물로 떨어지며 잃는 위치에너지를 빛으로 바꾼 결과이며, 이 변환 효율은 별의 핵융합보다 훨씬 높습니다.

밝기에는 상한이 있습니다. 안쪽으로 끌어당기는 중력과, 바깥으로 밀어내는 빛의 압력(복사압)이 균형을 이루는 지점을 에딩턴 광도(Eddington luminosity)라 하고, 이보다 훨씬 밝게 오래 빛나면 스스로 연료를 날려버립니다. 그래서 AGN의 광도로부터 중심 블랙홀 질량의 하한을 추정할 수 있습니다. 또 일부 AGN은 원반 안쪽에서 자기장에 의해 물질 일부를 회전축 방향으로 되쏘아 보내는데, 이것이 은하 바깥까지 뻗는 제트(jet)입니다.

AGN이 여러 이름으로 불리는 이유는 보는 각도 때문이라는 설명이 널리 쓰입니다(통일 모형, unification model). 원반 바깥을 도넛 모양의 두꺼운 먼지 구름이 둘러싸고 있어서, 옆에서 보면 중심이 가려져 어둡고 붉게 보이고, 위에서 내려다보면 중심이 그대로 드러나 밝게 보입니다. 제트를 정면으로 마주 보는 경우에는 밝기가 짧은 시간에도 크게 변합니다. 세이퍼트 은하, 퀘이사(quasar), 전파은하, 블레이자 같은 분류가 결국 같은 구조의 다른 단면일 수 있다는 뜻입니다.

실제 관측에서 AGN은 여러 파장의 망원경을 동시에 동원하는 대표적인 대상입니다. 찬드라(Chandra)와 XMM-뉴턴 같은 X선 망원경은 원반 가장 안쪽에서 나오는 고에너지 빛과, 중력으로 일그러진 철 방출선을 통해 블랙홀 근처의 시공간을 조사합니다. 허블과 제임스 웹 우주망원경은 먼지에 가려진 핵을 적외선으로 들여다보고, 먼 우주의 어린 AGN을 찾아 블랙홀과 은하가 어떻게 함께 자랐는지를 추적합니다. 지상의 전파망원경들을 지구 크기로 연결한 사건지평선망원경(Event Horizon Telescope)은 가까운 활동은하 M87의 중심을 겨냥해 블랙홀 그림자를 담은 영상을 내놓았고, 페르미(Fermi) 감마선 망원경은 제트를 정면으로 향한 천체들의 급격한 밝기 변화를 감시합니다.