빙하가 탁자를 놓는 방법
Focus: How Glaciers Set a Table

실험실에서 수행되는 실험을 통해 빙하 탁자라고 불리는 흔하게 관찰되는 얼음 모양이 형성되는 과정을 알아볼 수 있다.

좁은 얼음 받침대 위에 위태롭게 놓여 있는 큰 돌인 빙하 탁자는 고도가 낮은 빙하에서 흔히 볼 수 있는 광경이다. 새로운 연구는 이러한 특징이 어떻게 형성되는지에 대한 설명을 제공한다. 다양한 모양과 재료의 돌에 대한 실험을 바탕으로 연구자들은 돌의 표면적과 열전도가 탁자의 형성 여부를 결정하는 두 가지 중요한 특성임을 발견했다. 이러한 특성을 모델에 통합하여 연구팀은 탁자가 형성되는 데 필요한 최소 바위 크기를 추정하여 관측치와 일치하는 값을 찾았다. 이 모델을 사용하면 기존의 모니터링 장비를 사용할 수 없는 경우 빙하 탁자가 대략적인 빙하 용융 측정기를 제공할 수 있다.

빙하 탁자는 일반적으로 여름 온도가 얼음을 녹일 만큼 따뜻할 수 있는 약 만 피트(3천 미터) 미만의 고도에서 발생한다. 빙하 위에 있는 바위는 바로 아래의 얼음이 녹는 속도를 늦출 수 있다. 이 보호된 얼음은 높이가 종종 1‒2미터에 달하는 받침대를 형성하여 주변 얼음이 녹아 없어질 때 바위를 지지한다. 일반적으로 빙하 탁자는 단 몇 개월 동안만 지속되며 받침대 직경이 너무 작아지면 바위가 넘어진다.

Nicolas Taberlet은 등산 애호가로서 빙하 탁자를 만났다. “나는 그것들을 여러 번 만났고 항상 그것들이 흥미롭다고 생각했다.”라고 그는 말한다. 프랑스 Lyon 대학의 물리학자인 Taberlet은 왜 큰 바위는 종종 탁자를 형성하고 작은 바위는 일반적으로 얼음 속으로 가라앉는지 궁금해했다. 그래서 그와 그의 동료들은 다양한 각도로 기울어져 작은 빙하를 닮은 3 cm 두께의 투명한 얼음 판으로 실험실 실험을 설계했다.

연구원들은 먼저 시간이 지남에 따라 판의 두께를 추적하여 실험실에서 얼음이 녹는 것을 측정했다. 그들은 얼음이 데워지는 것이 주로 실험실 벽의 복사와 주변 공기의 대류에 의해 발생한다는 것을 보여주었다. 덜 중요한 것은 액체 물의 유출이었다. 이런 결과는 연구팀이 실제 빙하에서 이전에 수행한 관찰과 일치했다.

그런 다음 연구팀은 얼음 위에 다양한 원통형 돌을 놓고 몇 시간 동안 추적하면서 시험했다. 각 돌은 가장 낮은 열전도체인 폴리스타이렌에서 가장 높은 화강암에 이르기까지 열전도율이 다른 6가지 재료 중 하나로 만들어졌다. 돌의 지름은 4‒14 cm, 높이는 0.5‒7 cm였다.

어떤 돌은 탁자를 형성하고 다른 돌은 얼음 표면 아래로 가라앉았다. 폴리스타이렌 돌 아래에는 얼음 받침대가 형성되지만 화강암 돌 아래에는 형성되지 않는다는 사실에서 열전도는 중요한 요인이라는 것을 알 수 있다. 폴리스타이렌은 따뜻한 환경에서 얼음을 보호하는 더 나은 “담요”이다.

또 다른 요인은 모양이었다. 얇은 돌이 두꺼운 돌보다 탁자를 더 쉽게 형성했다. 연구원들은 이러한 행동을 기하학적으로 유도된 용융 증폭으로 설명했다. 두꺼운 돌은 환경과 접촉하는 표면적이 더 넓기 때문에 더 많은 열을 흡수하므로 더 얇은 돌 아래의 얼음보다 아래의 얼음이 더 빨리 녹는다. Taberlet은 유사한 효과(열이 반대 방향으로 흐를 때)로 인해 표면적이 넓은 “지느러미”가 엔진 및 전자 부품에서 과도한 열의 방출 속도를 높일 수 있다고 설명한다.

연구팀은 전도성과 기하학적 증폭 효과를 결합하여 돌로 덮인 얼음이 덮이지 않은 얼음보다 더 빨리 녹을지 느리게 녹을지를 결정하기 위한 일반 공식을 유도했다. 이 공식을 사용하여 그들은 암석이 탁자를 형성할 수 있는 최소 너비가 10‒20 cm라고 추정했는데, 이는 대부분의 빙하에 있는 탁자의 너비가 1 m 이상이라는 관측과 일치한다.

빙하 탁자에 대한 추가 연구를 통해 과학자들은 이를 빙하의 기준점으로 사용할 수 있다. “빙하를 지속적으로 추적할 수 있는 수단이 없다면 매년 6월 한 달에 그곳에 가서 빙하 탁자의 높이를 측정하면 됩니다.”라고 Taberlet은 말한다. 이런 데이터는 용융 속도의 추정치로 변환될 수 있다. 빙하 탁자에 대한 이해는 목성의 위성 유로파에서도 유용할 수 있다. 이 얼음 세계에 대한 미래의 임무는 착륙선이 빙하 위의 바위처럼 행동하여 그 아래의 녹는 속도를 바꾸는 것을 걱정해야 할 수도 있다.

인도 Wadia Institute of Himalayan Geology의 빙하학자인 Bhanu Pratap은 실험과 현장 관찰이 빙하 탁자로 이어지는 환경 조건에 대한 좋은 설명을 제공한다고 말한다. 그러나 그는 암석, 흙, 오염과 같은 “찌꺼기”가 빙하 진화에 미치는 영향을 이해하기 위해서는 더 많은 연구가 필요하다고 믿는다.

Onset of Glacier Tables, Marceau Henot, Nicolas Plihon, and Nicolas Taberlet, Phys. Rev. Lett. 127, 108501 (2021), Published September 3, 2021.

미세 구조 상수는 스핀 얼음에서 크게 나타난다
Synopsis: Fine Structure Constant Goes Big in Spin Ices

계산에 따르면 양자 스핀 얼음 내부에서 전자기 상호 작용을 정의하는 상수는 정상보다 10배 더 크다.

미세 구조 상수는 양자전기역학(QED) 상호 작용의 강도를 설정하며 1/137로 측정된다. 다른 미세 구조 값을 가진 우주가 어떻게 보일지 상상하기 어렵지만 우리 인간은 그 장면을 만들지 않았을 것이라고 말하는 것이 안전할 것이다. 양자 스핀 얼음이라는 이국적인 물질 내부에 대안 “우주”가 존재할 수 있다. 새로운 계산은 이러한 물질의 미세 구조 상수가 친숙한 값보다 10배 더 클 것으로 예측하여 양자 스핀 얼음이 일반적으로 억제되는 QED 과정을 탐구하기 위한 실험적 놀이터를 제공할 수 있음을 시사한다.

스핀 얼음은 사면체 격자 구조를 가진 물질로서, 물질의 자기 스핀이 복잡한 양식을 취하도록 한다. 이론은 저온에서 스핀이 광자, 전하 또는 자기 단극자처럼 행동할 수 있는 입자와 같은 배열을 형성한다고 예측한다. 지금까지 실험에서는 이 양자 스핀-얼음 거동에 대한 힌트만 보았으므로 이론가들은 이를 식별할 수 있는 새로운 특징을 찾고 있다.

스핀 얼음 입자가 상호 작용하는 방식을 연구하기 위해 영국 Cambridge 대학의 Salvatore Pace와 동료들은 스핀 얼음을 통과하는 스핀 얼음 전하의 효과를 시늉내기했다. 그들은 얼음의 잔류 전기장 에너지로부터 이 기본 전하의 강도를 계산했다. 그들의 전하 강도 추정을 이전에 계산된 스핀-얼음 광자 속도와 결합함으로써 연구팀은 유망한 양자 스핀-얼음 후보 중 하나인 파이로클로르 산화물에서 미세 구조 상수가 1/10이어야 한다는 것을 발견했다. 연구팀은 이러한 강력한 QED 상호 작용이 양자 스핀-얼음 전이 온도에서 관찰 가능한 중성자 산란의 증가로 이어질 수 있다고 예측한다.

Emergent Fine Structure Constant of Quantum Spin Ice Is Large, Salvatore D. Pace, Siddhardh C. Morampudi, Roderich Moessner, and Chris R. Laumann, Phys. Rev. Lett. 127, 117205 (2021), Published September 9, 2021.

해결된 태양의 역설
Synopsis: A Solar Paradox Resolved

빛-물질 상호 작용의 새로운 모델은 태양의 편광에 대한 이론적 예측과 실험적 관찰을 조화시켜 수십 년의 오래된 문제를 해결했다.

20년 이상 동안 물리학자들은 다음과 같은 역설과 씨름해 왔다. 태양의 대기가 강하게 자화되어 있다는 증거에도 불구하고 흡수선 중 하나의 주파수에서 태양광의 선형 편광은 몇 밀리가우스 이하의 자기장을 포함하는 모델로만 설명할 수 있었다. 스위스의 Instituto Ricerche Solari Locarno와 스페인의 Instituto de Astrofisica de Canarias 연구팀은 최근에 개발된 원자-광자 상호 작용 이론을 적용하여 이 충돌을 해결했다. 그들의 모델은 태양에 가우스 정도 세기 자기장이 있는 상태에서의 불가사의한 편광 신호를 재현한다.

태양 대기의 조용한 지역(흑점 외부)에서 우리에게 도달하는 대부분의 빛은 선형으로 편광된다. 태양의 흡수선에서 이런 편광은 태양의 이방성 복사장이 대기의 원자에서 “원자 수준의 편광”(원자 에너지 하부 준위의 밀도 불균형)을 유도하기 때문에 발생한다. 지금까지 나트륨의 D₁ 흡수선과 같은 특정 스펙트럼 특성의 편광은 대기에 있는 나트륨 원자의 바닥 준위가 상당히 많이 편광된 경우에만 설명할 수 있었다. 그러나 태양 자기장은 원자가 스펙트럼 특성을 담당하는 전이를 겪기 전에 이러한 바닥 준위 편광을 파괴할 것으로 예측되었다.

새로운 모델에서 연구원들은 이전 처리법과 달리 D₁ 흡수선의 초미세 구조 전이에 걸친 빛 세기의 스펙트럼 변화를 설명하는 최근에 개발된 편광 복사 전달 이론을 적용한다. (균일한 스펙트럼 세기를 가정하기 보다는) 이런 작은 변화를 포함함으로써 모델은 바닥 준위 편광 없이도 관찰된 D₁ 선의 편광을 재현할 수 있다. 연구원들은 이러한 역설에 대한 해결이 태양 대기의 복잡한 자기에 대한 새로운 조사를 가능하게 할 것이라고 말한다.

Solving the Paradox of the Solar Sodium D₁ Line Polarization, Ernest Alsina Ballester, Luca Belluzzi, and Javier Trujillo Bueno, Phys. Rev. Lett. 127, 081101 (2021), Published August 18, 2021.