우리은하자기장

나선은하에 편재하는 자기장은 성간매질의 주요 구성요소로서 성간매질의 구조, 별생성 및 동력학적 진화에 중요한 영향을 미친다. 우리은하도 막대나선은하이며 자기장이 있다. 우리은하자기장은 주로 은하 평면에 놓여 있으며, 나선팔에 평행하다. 은하면에서 우리은하자기장은 그 방향이 잘 정돈된 성분과, 특별한 방향성을 갖고 있지 않는 무작위 성분으로 나뉜다. 자기장의 정돈된 성분은 원시 자기장(primordial fields)이 은하의 차등회전과 연관된 αΩ 다이나모 과정으로 증폭된 것으로 생각된다. 한편 자기장의 무작위 성분은 정돈된 자기장이 별생성 또는 초신성 폭발 등의 국부적인 현상에 의해 변형된 후 난류 다이나모(turbulent dynamo) 과정을 거쳐 생성된 것으로 추정된다. 우리은하자기장의 정돈된 성분과 무작위 성분의 세기는 각각 약 2 μG 와 약 6 μG이다. 우리은하 중심부의 자기장 세기는 20-40 μG로 은하면에서보다 강하다.

목차

은하자기장을 관측하는 방법에는 다음과 같은 다섯 방법이 있는데 서로 보완적이다.

별에서 나오는 빛은 본질적으로 편광되지 않은 빛이며, 그 세기가 전기장의 진동 방향에 무관하게 일정하다. 하지만 이 무편광 빛은 지구로 날아오는 도중 성간매질을 통과하면서 그 속에 있는 성간먼지에 의한 소광(흡수/산란)을 겪으며 편광된다.

그림 1. 자기장에 대한 먼지의 정렬과 별 빛의 편광(김웅태/한국천문학회)

성간먼지는 크기가 약 0.1 μm이며 땅콩처럼 길쭉한 모습을 하고 있는데, 그 장축이 주변 자기장의 수직방향으로 정렬되어 있다. 성간매질을 통과한 별 빛은 성간먼지에 의해 약해진다. 빛의 소광 정도가 먼지의 크기에 비례하므로, 자기장에 평행한 방향으로 진동하는 성분보다 자기장의 수직 방향으로 진동하는 성분이 더 많이 약해진다. 이렇게 전기장의 진동 방향에 따라 빛의 세기가 다른 빛을 편광(polarized light)이라고 한다. 따라서 먼 별 빛의 가시광 편광 방향을 관측하면 별과 관측자 사이에 놓여 있는 평균 은하자기장의 방향에 대한 정보를 얻을 수 있다. 전체 자기장 중 관측자의 시선 방향에 수직인 성분을 하늘에 투영시킨 양을 측정할 수 있지만, 시선 방향에 나란한 성분에 대한 정보는 얻을 수 없다.

아래 그림은 우리은하자기장에 의한 별 빛의 편광 벡터의 세기와 방향을 제시한다. 태양으로부터 8 kpc 이내에 놓여 있는 5513개의 별에 대해 가시광선에서 측정한 결과이다. 위쪽 그림은 태양 근방에 있는 국부 성간운의 편광 벡터를, 아래쪽 그림은 은하면에 존재하는 수많은 성간운에 대해 평균을 택한 결과를 보여준다. 벡터의 크기는 편광 정도에 비례하고 벡터의 방향은 자기장의 방향과 나란하다. 우리은하자기장은 국부적으로는 은하면에 수직인 성분을 갖고 있지만, 전반적으로 은하면에 평행한 성분이 우세하다. 은하면의 수직 성분 자기장은 은하면에 평행한 자기장이 초신성 폭발로 상승하면서 생성된 것으로 추정된다.

그림 2. 은하좌표계에서 별 빛의 편광벡터 분포(출처: Fosalba et al. 2002, ApJ, 546, 762)

은하면에 있는 성간먼지는 별 빛을 흡수, 산란하기도 하지만 먼지 자신의 온도에 맞는 흑체복사를 방출한다. 우리은하 성간먼지의 평균 온도는 약 20 K이므로, 먼지의 흑체복사는 적외선에서 마이크로파에 이르는 장파장에 집중되어 있다. 길쭉한 먼지가 방출한 장파장 빛은 본질적으로 편광되어 있는데, 먼지의 장축 방향으로 진동하는 성분이 단축 방향으로 진동하는 성분보다 강하기 때문이다.

만일 성간먼지의 장축이 무작위로 배열되어 있다면, 지구에서 관측한 먼지의 총 방출광은 편광을 보이지 않을 것이다. 하지만, 성간먼지는 매우 빠른 속도로 자전하고 있으며 은하자기장의 영향을 받아 그 장축이 자기장의 수직 방향으로 정렬되어 있다. 결과적으로 관측된 성간먼지의 방출광은 자기장의 수직 방향으로 진동하는 성분이 강한 편광된 빛이다. 따라서 적외선 또는 마이크로파에서 먼지 방출광의 편광 관측으로 은하자기장의 방향을 측정할 수 있다. 별 빛의 편광 관측과 마찬가지로 전체 자기장 중 관측자의 시선 방향에 수직인 성분을 하늘로 투영시킨 양만을 측정할 수 있다.

아래 그림은 플랑크 우주망원경(Planck Space Telescope)이 2014년 측정한 우리은하자기장 지도를 보여준다. 사용한 전자기파는 파장은 λ=0.085 cm, 진동수 ν=353 GHz인 마이크로파이다. 그림에서 색깔은 자기장의 세기를 나타내는데, 어두운 색일수록 강한 자기장을 나타낸다. 붓자국과 같은 줄무늬는 자기장의 방향을 보여준다. 별 빛의 편광 관측과 마찬가지로 우리은하자기장이 근사적으로 은하면에 나란하며 중심면, 특히 은하 중심에서 강하다는 사실을 보여준다.

그림 3. 먼지 방출광의 편광에 대한 플랑크 우주망원경 관측 결과(출처: )

은하에 있는 상대론적인 속도로 움직이는 고에너지 전자는 은하자기장 주변을 회전하면서 전파영역에서 싱크로트론복사를 방출한다. 싱크로트론복사는 본질적으로 자기장의 수직 방향으로 편광되어 있다. 따라서 싱크로트론복사의 편광 정도를 관측하면 은하자기장의 세기 및 방향에 대한 정보를 얻을 수 있다. 성간먼지에 의한 소광과 방출광 관측과 마찬가지로, 싱크로트론 복사를 관측하여 측정한 자기장은 시선방향의 수직 성분이다.

아래 그림은 플랑크 우주망원경(Planck Space Telescope)이 30 GHz에서 측정한 우리은하가 방출하는 싱크로트론 복사의 편광 세기와 방향을 보여준다.

그림 4. 싱크로트론 복사의 편광에 대한 플랑크 우주망원경 관측 결과(출처: )

원자, 분자 또는 이온의 방출선 또는 흡수선은 주변 자기장에 의해 두 개 이상으로 분리되는데, 이를 제만효과(Zeeman effect)라고 한다. 파장의 분리 폭이 자기장의 세기에 비례하므로, 제만효과를 관측하면 스펙트럼선을 만든 성간운 내부 자기장의 세기를 측정할 수 있다. 제만 효과 관측에 널리 사용되는 스펙트럼선은 중성수소(HI) 21 cm 선과, 수산기(OH) 18 cm 선이다. 이 방법은 온도가 차가운 고밀도 성간운의 자기장을 측정하는데 유용하며, 성간먼지와 싱크로트론복사와는 달리 시선방향에 평행한 자기장 성분에 대한 정보를 제공해준다.

멀리 있는 펄사(pulsar) 또는 외부은하의 전파원에서 방출된 편광된 빛은 지구로 날아오면서 은하에 있는 전리된 매질을 통과하는데, 매질에 있는 전자와의 상호작용 결과로 (1) 편광 방향이 회전하는 파라데이 회전(Faraday rotation) 현상과 (2) 빛의 전파 속도가(진동수에 따라 다르게) 지연되는 분산 현상을 겪는다. 파라데이 회전측도(rotation measure)와 분산측도(dispersion measure)를 비교하면, 펄사/전파원과 지구사이에 놓여있는 평균 자기장의 시선방향에 평행한 성분의 세기를 측정할 수 있다. 펄사의 거리를 비교적 정확히 측정할 수 있으므로 이 방법으로 우리은하자기장의 은하 평면상 분포에 대한 개형을 얻을 수 있다.

펄사의 패러데이 회전 관측으로 얻은 우리은하자기장의 은하면 분포에 대한 모식도는 아래 그림과 같다. 은하의 북극에서 우리은하면을 내려다 보았을 때, 나선팔 내부 자기장의 방향은 반시계 방향이며, 나선팔 사이 영역에서는 시계방향이다. 나선팔 내부에서 자기장의 정돈된 성분의 세기는 약 4 μG이고 나선팔 사이 영역에서는 약 2 μG이다. 자기장의 피치각은 8°-14°인데, 관측된 나선팔의 피치각 12°에 가깝다.

자기장의 방향이 위치마다 달라지는 현상을 자기장 역전(magnetic field reversal)이라고 부른다. 우리은하자기장의 역전이 있는 것은 확실하지만 역전이 발생하는 구체적인 위치에 대해서는 연구자마다 의견이 다르다. 이러한 자기장의 역전은 은하 자기장의 다이나모 현상이 작동될 때 주변 은하의 조석력과 같은 외력이 작용한 결과이거나, 은하 형성 초기에 존재했던 무작위 씨앗 자기장이 다이나모에 의해 증폭할 결과일 것으로 추정된다.

우리은하자기장의 은하면 분포 모식도(출처: Han et al. 2006, ApJ, 642, 868)