플라즈마 물리학과 우주과학

이 동 훈

서 론

태양표면으로부터 각 행성의 고층대기 및 전리층 외부에 이르는 외계영역으로 규정되는 우주과학은 구성 성분이 플라즈마 상태이다. 따라서 우주과학에서는 핵융합을 포함한 지상 플라즈마 실험뿐만 아니라 보다 넓은 우주의 천체물리 플라즈마 분야와 많은 공통 현상이 발견된다. 이러한 연유로 플라즈마 물리학의 연구대상을 지상 플라즈마(lab plasma), 우주 플라즈마(space plasma), 천체 플라즈마(astrophysical plasma)로 크게 구분하기도 한다. 역사적으로 한 세기를 넘지 않는 플라즈마의 본격적인 연구에서 각 분야는 상호 보완적인 밀접한 관계를 유지하고 있다. 1920년대 I. Langmuir가 플라즈마 진동을 발견한 이후 30­50년대에는 지구 전리층에서 전파 반사와 더불어 태양활동과 자기폭풍 및 오로라 현상에 관련된 연구 결과로서 플라즈마 물리학의 토대가 갖추어 졌다. 1946년 L. Landau가 처음으로 충돌없는 플라즈마에서 파동과 입자들간의 상호 작용을 밝힌 이후 1950년대에 이르러 현대적 의미의 플라즈마 물리학이 시작되었는데 그 계기는 미국과 구 소련이 주도한 위성 개발과 핵융합 연구이다. 이 시기로부터 별 내부의 핵융합을 모방한 에너지원을 목적으로 하는 지상 플라즈마 연구는 기존 핵물리학에서 독립된 분야로 성장하였다. 또한 위성에서 관측한 지구 자기권 방사선대 발견 이후 지구-태양 우주환경은 플라즈마 물리학의 주요 구성원으로 자리잡게 되었다.

우주과학에서 이용되는 지상 관측기기와 로켓 및 위성실험들에서 얻어진 결과들은 플라즈마 상태의 본질적인 물리적 성질을 이해하는 학문적 의미와 더불어 실제 지상과 우주공간의 인간 활동에 미치는 우주환경의 영향을 예측하고 가능한 피해를 예방한다는 의미도 있다. 플라즈마 물리학분야에서 지상 실험이 어려운 플라즈마 입자들의 개별 운동 및 유체적 성질을 조사하기 위한 대형 실험장 역할뿐만 아니라 직접 관측이 어려운 천체물리적 현상의 미시적 측면을 연구하기 위한 축소 실험장 역할을 우주과학은 동시에 수행하고 있다. 이러한 태양-지구계로 이루어진 천연 실험실에서 얻은 지식들은 지구 근접 우주환경의 기본 성질을 이해하고 주변 우주환경 변화에 의하여 지상에 유도되는 과전류의 피해 및 우주공간에서 위성운용과 인간활동을 제한하는 방사선 활동을 감시하는데 직접적인 정보를 제공한다. 본문에서는 먼저 제 플라즈마 분야와 비교하여 우주 플라즈마의 여러 특징을 소개하기로 한다. 그리고 여러 분야에서 공통된 주요 주제들을 중심으로 우주과학에서 발견되는 현상과 그 연구 결과들을 알아보기로 한다.

우주 플라즈마(Space Plasma)의 특징

그림 1. 여러 종류의 플라즈마 밀도와 온도 분포. NδD는 Debye 길이, ND는 Debye 구의 총 입자수를 의미한다.

태양계 우주공간에 존재하는 플라즈마는 밀도와 온도 그리고 주변 자기장의 형태와 세기가 매우 다양하다. 그림 1은 우주 플라즈마를 포함하여 여러 영역의 주요 플라즈마 변수들의 분포를 보여 준다. 우주 플라즈마는 지상과 천체 플라즈마의 일부에서 나타나는 각각 고압, 고온에 의한 양자효과나 상대론적 효과는 대부분 나타나지 않으므로 기본적으로 고전역학적인 전리기체이다. 지구자기권 지역 플라즈마의 구체적인 물리량들은 표 1과 같다. 우주과학 연구 대상이 플라즈마 물리학에서 중요한 기능을 하는 기본적인 이유는 미시적 현상과 거시적 현상을 모두 관측할 수 있다는 점이다. 위성들에 탑재된 자기장, 전기장, 입자측정 탑재체들에서 상대적으로 작은 규모의 공간에서 높은 시간 분해능의 관측을 수행하면 개별 입자들의 운동(single particle motion) 및 운동론 효과(kinetic effects)와 같은 미시적 현상을 측정할 수 있고 보다 넓은 공간에서 낮은 시간분해능으로 얻어진 관측 자료는 거시적인 다중유체(multi-fluid) 현상과 자기유체역학(magnetohydrodynamics) 현상에 관한 정보를 얻을 수 있다. 즉 밀도가 매우 작은 우주공간에서 위성 관측 결과는 관측 시간 분해능과 공간 분해능에 의하여 여러 관점에서의 플라즈마현상을 연구할 수 있게 된다.

1. 지상 플라즈마와 우주 플라즈마

지상 실험실의 플라즈마에서는 전리 기체를 둘러싸고 있는 주변 기기의 경계면에서의 영향이 큰 역할을 하지만 우주공간에서는 이러한 인위적인 경계 효과는 전리층 등 일부를 제외하고는 거의 존재하지 않는다. 또한 우주과학의 플라즈마는 지상 실험실에서 목적하는 고온 정적 상태와는 달리 동적인 변화가 심한 상태이다. 이러한 다양한 플라즈마 상태들에 대한 이론적 연구는 우주과학으로부터 지상 플라즈마물리학 분야에 기여한 바가 크다. 그러한 연구분야로서 비충돌 충격파와 입자들의 가열화 과정, 파동-입자 상호작용, 비열평형(non-Maxwellian) 입자분포 효과, 여러 종류의 플라즈마 파동 현상과 불안정성 연구 등을 꼽을 수 있다.

표 1. 지구근접 우주공간과 행성간 공간 플라즈마의 기본 변수들 [Al'pert, 1990].

고도 (km, 지구반지름 R)	밀도 (cm -3)	온도 (K, eV)	입자압력 (erg cm-3)	자기압력 (erg cm-3)	알펜속도 (cm/s)
전리층 외부
300∼400 km	3×105∼3×106	1000∼3000 K	4×10 -8~10-6	8×10-3	1.5~4×107
500∼600	105∼106		10-8~3×10-7	5×10-3	3×107~108
1000	2×103∼8×104	2∼3×103	10-10~3×10-8	3×10-3	2×108~109
2000	103∼4×104	?3×103	2×10-9~2×10-8	2×10-3	3×108~109
5×103∼ 6×103	5×102∼5×103	4∼5×103	10-10~3×10-9	9×10-4	4×108~109
플라즈마권
2.5∼6 R	5×10-1∼5×102	1∼8 eV	10-12~6×10-9	10-7~4×10-6	2×108~109
자기권
4∼10	10-1∼10	3∼10	10-12~1.5×10-10	10-9~2×10-6	2×108~5×109
자기권계면
9∼11	2×10-1∼10	6∼12	10-12~2×10-10	6×10-11~10-8	2×10-7
자기권외피층
10∼15	8∼15	8∼15	2×10-10	10-10~4×10-10	107
	2∼20		10-11~5×10-10
행성간공간
>14∼16	2∼10	10∼20	10-11~3×10-10	?10-10	2×107
태양풍지역
≥106 km	2∼60	8~20	10-11~2×10-9	10-10~10-9	0.5~1.5×107

2. 천체 플라즈마와 우주 플라즈마

천체물리 관점에서의 플라즈마 현상들은 직접 관측이 불가능하므로 간접적인 관측이 가능한 일부 자료를 기초로 한 추정이 필요하게 된다. 우주과학 영역에서는 이러한 현상의 발생과정에 대한 이론 연구를 직접 실험을 통하여 확인할 수 있게 한다. 예로서 태양풍과 지구를 비롯한 여러 행성들에서 확인된 자기권의 형성과정에 대한 연구는 별과 은하 규모에서 각각 항성간 공간 매질(interstellar wind)에 의한 항성의 자기권, 은하간 공간 매질(intergalactic wind)에 의한 은하의 자기권 연구에 직접적인 단서를 제공한다. 다른 예로서 위성들에서 직접 관측된 뱃머리 충격파에 의한 입자가열과정은 초신성 폭발에 의한 충격파로부터 우주선(cosmic ray)의 생성과정을 연구하는데 중요한 기초가 된다.

주요 연구주제

우주과학에서 실험도구는 로켓과 위성의 여러 탑재체와 지상에서 측정하는 전파 및 자기장 등이 중심이 된다. 최근에 와서 여러 개의 위성 등을 이용한 다중 동시 측정들이 가능하게 되면서 동적인 변화가 심한 우주환경에서는 매우 다양한 현상들이 발견되고 있다. 우주 플라즈마의 여러 현상 중에서 지상 및 천체 플라즈마 분야와 공통된 연구대상의 주요 부분을 알아보기로 하자.

1. 자기장 재결합(magnetic field reconnection)

그림 2. 태양풍 진행에 따른 외부 자기장과 행성 자기장의 변화.

태양표면의 플레어 발생이나 지구 오로라가 갑자기 밝아지는 소폭풍(substorm) 현상 등은 주변 자기장의 재결합 변화에 의한 것으로 알려져 있다. 행성자기권의 경우 그림 2와 같이 태양풍 자기장이 행성자기장과 반대방향을 갖게 될 경우 태양풍의 이동에 따라 ②와 ⑦ 지점에서 자력선이 다른 자력선으로 연결하게 된다[Dungey, 1961]. 이 때 자기장이 사라지는 지역들이 존재하게 되어 자기장에 의해 갇혀있던 입자들이 갑자기 분출하는 과정을 겪게 된다. 이제까지 지구 자기권에서는 자기유체역학 방법으로 근사된 느린 충격파(slow shock) 모델[Petscheck, 1964]의 느린 충격파의 존재가 자기꼬리 지역에서 잘 확인되었다. 자기권 자기장 재결합이 시작되는 과정에 대한 연구들은 크게 두가지 종류의 파열 불안정(tearing mode instability)을 포함하고 있다. 하나는 매질의 각종 미시적 불안정에서 발생한 이상 저항도(anomalous resistivity)에 의한 저항(resistive) 불안정이며 다른 하나는 입자들의 관성효과와 Landau 감쇄 현상에 기초한 비충돌 불안정 등이 있다[Hones, 1984; Moore and Waite, 1988].

2. 플라즈마 흐름 및 파동

자기권과 태양풍의 상호작용은 각 행성에 따라 전리층의 존재 여부, 자기장의 세기와 자기장 축 방향, 자전효과가 다르기 때문에 여러 형태를 갖게 된다. 자기권 경계와 그 내부에서 발생하는 대류 및 전자기 현상의 에너지 원천은 대부분 태양풍에서 공급한다. 태양풍의 운동에너지는 거시적 관점에서 자기유체 발전(dynamo)을 통하여 자기권내부의 여러 전자기에너지로 전환되며 태양활동과 태양풍, 자기권에서의 상호작용은 역학적 에너지와 전자기 에너지의 변환과정의 반복으로 이루어진다. 우주 플라즈마에서는 시공간 분해능에 따라 매우 다양한 플라즈마 파동들이 존재한다. 지구 자기권의 경우(그림 3) 고위도 지역에서는 휘파람(whistler) 파동과 R-X 파와 L-O 파 등으로 구성된 오로라 소음(auroral hiss, 1­30 kHz), 오로라 킬로미터 파장 복사(AKR: auroral kilometric radiation, 100 ­400 kHz), VLF 접시(VLF saucer) 등의 현상이 발견된다. 중저위도 지역에서는 이온 회전공명(ion cyclotron resonance, 0.1­5 Hz)과 플라즈마권 소음이라고 불리는 ELF(3 Hz­3 kHz) 및 VLF (3­30 kHz) 복사(extremely low frequency, very low frequency emissions)가 존재한다. 다른 행성들은 환경 변화에 따라 주파수가 틀려지는데 예로서 목성의 10 m대 파장 전파방출(hectometric decametric radiation: 0.5­40 MHz)도 지구의 AKR 현상과 유사한 과정을 통하여 이루어진다[Hargreaves, 1992].

이 밖에도 ULF (ultra low frequency, 1 Hz 이하) 영역에서 발견되는 파동들은 지상에서 관측되는 전자기파 중에서 가장 주파수가 낮은 파동들로서 특히 지자기 진동(geomagnetic pulsations)으로 불리며 표 2와 같이 분류한다. Pc 3­5 파동들은 낮은 주파수 때문에 대부분 자기유체역학 파동으로 고려할 수 있다.

3. 비선형 효과 및 난류(turbulence)

각종 비선형 현상과 난류 현상은 우주과학 전 영역에 걸쳐 광범위하게 나타난다. 태양표면에서 채층과 코로나에서 보이는 자기장의 심한 불균일한 분포에서 볼 수 있는 자기유체역학적 대류 현상, 태양풍과 자기권에서 관측되는 여러 플라즈마 파동 현상, 적도 지방 전리층에 걸쳐 나타나는 Rayleigh- Taylor 불안정 현상 등에서 활발히 연구가 진행되고 있다[National Research Council, 1986; Roberts and Goldstein, 1991, Treumann and Baumjohann, 1997].

파동-파동 작용(wave-wave interaction)분야에서는 태양 코로나의 solar type I-IV burst, 뱃머리 충격파 앞부분에서의 전파 방출, 오로라 지역 AKR(그림 4 참조)과 더불어 각종 표류(drift) 파동 현상들이 관련되어 있다. 파동-입자(wave-particle) 작용으로는 방사선대 입자의 분산에 관한 휘파람 파동 난류, 오로라 지역 입자들과 관련된 사이클로트론 파동, 지자기 진동 현상에서 발생하는 환전류(ring current)의 이온 공명 등이 있으며 비교적 거시적 규모에서는 자기권 외피층(magnetosheath)에서 발생하는 소방호스(firehose) 및 거울(mirror) 불안정 현상이 있다.

보다 강한 비선형의 경우로서 우선 자기유체의 유체역학적 비선형 현상을 포함하여 여러 플라즈마 파동의 솔리톤(soliton)들과 그림 4와 같이 자기권 극지역에서 전위차를 갖는 이중층(double layer) 구조 등이 발견되었다. 이외에도 목성 충격파 지역이나 태양 type III 방출의 Langmuir 파동 난류현상과 지구 오로라 지역의 하위혼합(lower-hydrid) 파동 난류현상도 잘 알려져 있다.

4. 비충돌 충격파(collisionless shock)와 입자 가열

위성들에서 관측된 물리량들은 뱃머리 충격파(bow shock)의 불연속 성질에 관한 세세한 정보를 제공한다. 태양풍에 의한 충격파의 Mach number M_A는 대략 1.5~M_A~15를 만족한다. 그림 5에서 알 수 있듯이 자기권과 태양풍의 휘어진 경계면에서는 임의의 행성간 공간 자기장에 대하여 수직 충격파와 평행 충격파는 거의 동시에 존재하게 된다. 충격파 지역에 입사된 이온과 전자들은 가열과정과 난류 효과 등에 의하여 반사된 일부는 태양풍 상류 방향으로 자기장을 따라 역류하면서 이른바 충격파 문전(foreshock) 지역을 구성한다. 전자와 이온은 각각 문전 영역이 차별화되는데 이온은 평행 충격파를 만족하는 모든 상류지역에 분포(ion foreshock)하고 전자는 대략 평행 충격파와 수직 충격파의 중간에 해당하는 좁은 영역에 분포(electron foreshock)한다.

충격파 지역에서 반사 또는 투과 입자들에 의하여 매우 다양한 불안정 효과들과 파동-입자 작용들이 발생한다. 물론 원래 상태에 있던 충격파의 경계조건은 이러한 변화에 따라 변형되기도 한다. 예를 들어 평행 충격파의 경우 상류부분에 반사된 이온들에 의한 비선형 파동에 의한 shocklet 구조가 있고 충격파 지점에서는 휘파람(whistler), 이온 음파(ion acoustic), 하위 혼합(lower-hybrid) 파동 와류들이 발생하며 이후 하류지역에서는 광대역의 자기유체, 정전기적 와류 소음이 관측된다[Tsurutani and Stone, 1985].

그림 5. 뱃머리 충격파의 모습. 행성간 공간 자기장이 충격파면의 수직방향과 나란할 때 평행 충격파(parallel shock), 같은 방향에 수직일 때 수직 충격파(perpendicular shock)라고 부른다.

결론

우주 플라즈마는 미시적, 거시적 현상에 대하여 직접(in situ) 관측이 모두 가능한 유일한 플라즈마 실험장이다. 경계면 부분이나 극지방 고위도 지역과 같이 미시적 현상이 발생하는 작은 영역(10² m­10² km)에서 태양풍, 자기권의 자기유체 파동 현상과 같이 큰 영역(10²­10⁶ km)까지 우주 플라즈마의 성질은 다양하다. 따라서 개별 입자운동, 운동론 접근, 유체역학적 접근으로 구성된 고전적 플라즈마의 이론적 연구는 각 부분 별로 우주과학에서 활발히 확장, 실험되고 있다. 근래 많은 수치 실험 모델들이 개발되어 이론 연구에 도움을 주고 있으며 위성과 로켓, 지상 측정기기들 실험 장비들도 저렴화된 비용으로 각종 공동 관측망을 구성하고 있다. 우주에서 나타난 어떤 특정 현상을 잘 이해하기 위해서는 우선 될 수 있으면 여러 지점에서 많은 물리량들이 필요한 것을 고려할 때 이러한 경향은 매우 고무적이다. 이러한 관측기능의 개선으로 우주 플라즈마의 기본 특성상 상대적으로 강한 불균일성, 비등방성, 비열적 분포, 시간 의존성 효과에 대한 플라즈마 여러 연구분야의 발전이 기대된다.

참 고 문 헌

[1] Al'pert, Y. L., Space Plasma, Theory and main properties (Cambridge University Press, Cambridge, 1990), Vol. 1.

[2] Dungey, J. W., Phys. Rev. Lett. 6, 47, (1961).

[3] Hargreaves, J. K., The Solar-Terrestrial Environment (Cambridge, 1992).

[4] Hones, Jr E. W (ed.), Magnetic Reconnection in Space and Laboratory Plasmas (American Geophysical Union, Washington D.C., 1984).

[5] Moore, T. E., and J. H. Waite (ed.), Modeling Magnetospheric Plasma (American Geophysical Union, Washington D.C., 1988).

[6] National Research Council, Physics Through The 1990s: Plasmas and Fluids (National Academy Press, Washington D.C., 1986).

[7] Petschek, H. E., Magnetic field annihilation, in AAS-NASA Symp. on Physics of Solar Flare, NASA Spec. Publ. SP-50, 425 (1964).

[8] Roberts, D. A., and M. L. Goldstein, Turbulence and waves in the solar wind, Rev. of Geophys. (US National Report 1987-1990: Solar-Planetary relationships), 932 (1991).

[9] Treumann, R. A., and W. Baumjohann, Advanced Space Plasma Physics (Imperial College Press, London, 1997).

[10] Tsurutani, B. T., and R. G. Stone (ed.), Collisionless Shocks in the Heliosphere: Reviews of Current Research (American Geophysical Union, Washington D.C., 1985).