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마그네타(magnetar)

마그네타(magnetar)는 표면 자기장이 매우 강한 중성자별을 말한다. 관측적으로 반복적인 감마선 폭발현상을 보이는 연감마선반복천체(Soft Gamma Repeater, SGR)와 비정상적으로 높은 엑스선 광도를 보이는 이상엑스선펄사(Anomalous X-ray Pulsar, AXP)가 마그네타에 해당한다(그림 1). 두 천체 모두 엑스선 대역에서 주기적으로 밝기가 변하는 펄사(pulsar)로 관측된다. SGR은 엑스선 및 저에너지 감마선 대역에서 짧은 기간 갑자기 밝아지는 반복적인 폭발(burst)과 급격히 밝아졌다가 수 개월에서 수 년에 이르는 장기간 동안 식어가는 대폭발(outburst) 현상을 보이는데, 이 현상들은 중성자별이 수 백만년의 기간 동안 안정적으로 복사할 것이라는 기존 중성자별 모형으로 설명할 수 없었다. AXP는 엑스선 대역에서 방출되는 복사에너지가 중성자별 회전에너지의 변화율보다 더 높아 비정상적인 중성자별로 인식되었는데 이는 중성자별(펄사)의 복사에너지가 회전에너지의 변화에 의해서 발생한다는 기존 모형으로는 설명하지 못했다. 던칸(Robert Duncan)과 톰슨(Christoper Thompson)은 SGR과 AXP의 특성들이 자기장이 매우 높은 중성자별로 설명될 수 있다는 가설을 제시하면서 두 종류의 천체를 통합하여 마그네타라고 명명하였다.

 

발견

마그네타의 발견은 대개의 경우 폭발/대폭발을 통하여 이루어진다. 마그네타의 폭발은 그 시간 및 에너지 특성이 다른 천체의 폭발과 달라 쉽게 구별해낼 수 있는데, 1초 이내의 매우 짧은 시간동안 낮은 감마선 높은 엑스선이라고 하기도 한다) 대역에서(때로는 반복적으로) 발생한다. 이런 폭발/대폭발이 발생하면 그 천체는 거의 확실히 마그네타라고 생각되지만, 최종적인 확인은 별의 회전특성 측정을 통하여 이루어진다. 아직 정확한 관측적인 정의는 없지만, 폭발과 주기적인 회전의 발견 또는 주기적인 회전과 표면자기장이 보다 강하면 마그네타라고 부른다. 1979년 최초로 발견된 마그네타는 대마젤란은하(Large Magellanic Cloud)에 있는 SGR 0525-66이다. 현재까지 발견된 마그네타들과 그들의 특징은 맥길대학(McGill University)의 마그네타 목록에 정리되어 있다.

 

특성

마그네타의 질량, 반지름 등의 구조적인 특성은 일반 중성자별과 다르지 않다고 생각되는데, 이는 강한 자기장이 내부 구조에 영향을 주기 위해서는 자기장이 이상이 되어 자기장의 효과에 의한 에너지 레벨이 중성자별 내부의 페르미(Enrico Fermi) 에너지 보다 높아야 하는데, 마그네타의 내부 자기장이 이렇게 높은지는 확실치 않다. 표면 온도는 일반 중성자별보다 높은데, 이는 마그네타들이 대개 젊은 중성자별이기 때문이기도 하지만 보다 중요하게 마그네타의 내부에서는 자기장의 에너지가 자기 응력으로 인하여 열에너지로 변환되는 추가적인 에너지원이 있기 때문으로 생각된다. 마그네타 역시 표면에서 흑체복사를 방출하므로 스펙트럼 측정을 통하여 표면온도를 측정할 수 있으며, 측정된 온도는 다른 젊은 중성자별들보다 몇 배 높다(폭발이나 대폭발이 발생하는 동안에는 천만도 이상이 되기도 한다.

마그네타의 일반적인 관측 특징은 대부분의 복사를 엑스선 영역에서 방출하며(소수의 마그네타들은 적외선/광학 영역에서 매우 희미한 복사를 한다), 엑스선 대역에서 비정상적으로 밝으며(복사에너지가 회전에너지의 변화보다 큼), 스펙트럼이 흑체복사와 비열적인(nonthermal) 복사의 합으로 이루어 진 경우가 많으며, 회전 주기가 길고, 홑별이며 가끔 폭발 신호 또는 장기간에 걸친 대폭발 현상을 보인다는 것이다. 역사적으로는 폭발/대폭발 신호를 보이는 중성자별들과 엑스선 영역의 주기가 길고 비정상적으로 밝은 중성자별들을 다른 유형의 중성자별로 인식하여, 폭발 현상을 보이는 천체들을 SGR로 비정상적으로 밝은 천체들을 AXP로 구분하였는데, 2002년 최초로 AXP 천체들에서 SGR 천체들과 같은 폭발 현상이 관측되어(이후 많은 AXP형 천체들에서 폭발이 관측되었다), 관측적으로도 두 천체들을 같은 형의 천체로 받아들인다.

근래에는 전형적인 회전에너지 펄사(RPPs)에서도 마그네타에서 보이는 폭발/대폭발 현상이 관측되었으며 표면 쌍극자 자기장의 세기가 매우 작은 마그네타들이 발견되어, 마그네타와 일반적인 중성자별들 사이의 구분이 매우 불명확해지고 있다. 이에 대해 중성자별은 그 자기장(표면 쌍극자 자기장 이외의 내부 및 외부의 다중극자형 자기장)의 세기에따라 폭발/대폭발 현상을 보이는 빈도만 다를 뿐이라는 이론이 제시되고 있다.

 

형성과정

마그네타의 형성과정은 다른 중성자별의 생성과 마찬가지로 초신성 폭발의 결과로 생각된다. 다른 형성 이론으로는 중성자별의 병합이 있다. 강한 자기장의 형성 원리는 아직 잘 밝혀지지 않았지만, 초신성 폭발 이후 마그네타 형성과정에서 자기유체역학적인 다이나모(Magnetohydrodynamic dynamo)에 의해 발생하거나 보통 중성자별과 같이 마그네타의 원형별(progenitor)이 가지고 있던 자기장이 응축되어 형성된다고 추정하는데, 후자의 경우 마그네타 원형별의 자기장은 일반 중성자별 원형별의 자기장 보다 훨씬 커야 한다.