화석자기장

화석자기장은 천체의 모체가 되는 성간운에 존재하던 자기장에서 기원하여 현재까지도 천체에 남아 있을 것으로 보이는 자기장이다. 종종 원시자기장(primordial fields)이라고도 한다. '어떤 천체의 자기장의 기원이 화석자기장이다'라는 표현은 '그 천체에서 현재 관측되는 자기장이 어떤 기작에 의해 계속 생성되고 있다'기 보다 '성간운에서 천체가 탄생할 때 이미 존재하던 자기장이 화석처럼 남아서 현재 관측되는 있다'는 상황을 묘사한 표현이다.

이와 같이 항성 내부의 자기장이 항성간자기장(interstellar magnetic fields)의 유물일 수 있다는 가설, 즉 화석자기장 가설을 처음 제기한 사람은 카울링(Thomas Cowling)이었다. 그는 그 근거로 항성 내부에서 자기장이 소멸되는 데 걸리는 시간이 별의 수명보다 길 수 있다는 사실, 축대칭이면서 정상 상태를 유치하는 다이나모 작용이 불가하다는 반다이나모 정리(anti-dynamo theorems)를 제시했다.

그림 1. 분광형에 따른 자기별의 비율. 하늘색은 관측된 표본 별이고 붉은색은 자기별을 나타낸다. 다이나모가 작동할 것으로 알려진 만기형 별들이 대부분 자기장을 가진 별인 것과 대조적이다.(출처: 장헌영/이지원/천문학회)

목차

화석자기장의 존재 유무는 별에 따라 달라진다. 별이 탄생할 때 항성간 물질에 포함되어 있던 자기장에서 기원한 화석자기장이 존재했다 하더라도, 질량이 작은 별에서는 별 전체에서 대류가 일어나는 원시성 단계에서 자기재연결로 화석자기장은 빠르게 소멸된다. 반면에, 질량이 크고 젊어 다이나모이론에 필요한 대류층이 별 표면에 발달하지 않는 별도 자기장을 갖는 경우가 있다. 이런 별의 자기장은 화석자기장일 가능성이 있다. 물론 질량이 크다고 해서 별이 모두 화석자기장을 갖는 것은 아니다. 질량이 큰 별 중에서도 화석자기장 이론에 따라 까다로운 조건에 맞는 경우에만 항성이 자기장을 가질 수 있는데, 오히려 이런 상황은 질량이 큰 별 가운데 자기장이 존재하는 별의 갯수가 적은 이유를 자연스럽게 설명할 수 있다(그림 1 참조).

항성의 진화 단계 동안 항성 내부 자기장이 자성을 가진 물질의 회전이나 대류로 인한 전류로 설명될 수 없는 경우가 있다면 다이나모이론(dynamo theory) 외에 다른 이론이 필요하다. 항성의 진화 단계 동안 항성 내부 자기장이 항성간자기장에서 기원한 원시 자기장의 강화로 생성될 수 있는지, 그리고 항성 내부 자기장이 소멸하는 데 걸리는 시간이 충분히 긴지 여부에 따라 화석자기장 이론이 다이나모이론의 대체 이론이 될 수 있는지 결정된다.

그림 2. 구대칭 분자운이 수축하여 자기장이 강화되는 모습. 자기장이 동결되어 있으면 플라스마가 움직임에 따라 자기력선이 따라 움직여 자기력선의 밀도가 높아지게 되므로 자기장이 강화되는 것이다.(출처: 장헌영/이지원/천문학회)

성간분자운이 수축하는 동안 성간물질의 운동 방향이 자기장과 나란하지 않은 방향이라고 하면 별이 만들어지는 과정에서 세기가 @@NAMATH_INLINE@@B_0@@NAMATH_INLINE@@인 항성간자기장은 얼마나 강화될까? 구 형태의 성간분자운에서 원시 자기장이 이 영역에서 균질하다면 전체적으로 자기장의 세기는

@@NAMATH_DISPLAY@@ B=B_0(\frac{R_0}{R})^2, @@NAMATH_DISPLAY@@

이다. 여기에서 @@NAMATH_INLINE@@R@@NAMATH_INLINE@@은 별의 반지름이고, @@NAMATH_INLINE@@R_0@@NAMATH_INLINE@@는 성간분자운의 반지름, @@NAMATH_INLINE@@B_0@@NAMATH_INLINE@@은 성간분자운의 자기장 세기이다(그림 2 참조). 이를테면 @@NAMATH_INLINE@@\frac{R_0}{R}=10^{10}@@NAMATH_INLINE@@이라고 하면 성간분자운의 자기장 세기 @@NAMATH_INLINE@@10^{-20}@@NAMATH_INLINE@@G는 1 G가 될 것이다.

한편 대류가 없는 안정한 층에서 자기장이 확산에 의해 소멸되는 데 걸리는 시간은 대략 알펜 시간 척도로 나타낼 수 있다. 대략적으로 다음과 같다: @@NAMATH_DISPLAY@@ \tau_A=\frac{L}{v_A}; v_A=\frac{B}{(\mu_0 \rho)^{1/2}}, @@NAMATH_DISPLAY@@ 이다. 여기에서 @@NAMATH_INLINE@@L@@NAMATH_INLINE@@은 별의 크기이고, @@NAMATH_INLINE@@v_A@@NAMATH_INLINE@@은 알펜 속도, @@NAMATH_INLINE@@\mu_0@@NAMATH_INLINE@@는 진공 투자율(vacuum permeability), @@NAMATH_INLINE@@\rho@@NAMATH_INLINE@@는 별의 밀도이다. 따라서, @@NAMATH_INLINE@@\tau_A@@NAMATH_INLINE@@가 별의 수명보다 길다면 별의 자기장은 화석자기장일 가능성이 있다.