구상성단
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1. 개요
구상성단은 수십만 개의 늙은 별들이 중력으로 묶여 있는 구형의 별 무리이다. 1665년 최초로 발견된 이후, 19세기 초에 구상성단으로 분류되었다. 구상성단은 은하의 크기와 태양의 위치를 파악하는 데 사용되었으며, 은하 중심에서 멀리 떨어진 곳에 위치한다. 구상성단 내 별들은 거의 동시에 생성되었으며, 금속 함량이 낮고, 중심부에 블랙홀이 존재할 가능성이 있다. 구상성단의 형태는 핵반경, 유효반경, 조석반경 등으로 특징지어지며, 조석 작용과 질량 격리, 중심 붕괴 등의 과정을 겪는다. 구상성단은 다양한 형태와 궤도를 가지며, 행성 형성이 어렵지만, 예외적인 경우도 있다.
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| 구상성단 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 종류 | 성단 |
| QID | Q11276 |
| 커먼즈카테고리 | Globular Clusters |
| 발견자 | 아브라함 일레, 1665년 |
| 질량 | 1천 태양 질량 - >1백만 태양 질량 |
| 밀도 | ~2 별/입방 광년 |
| 크기 | 10-300 광년 가로 |
| 광도 | ~25,000 태양 광도 |
| 명칭 | |
| 라틴어 | globulus (글로불루스) |
| 문화어 | 둥근별떼 |
2. 구상성단 관측의 역사
요한 아브라함 일레가 1665년에 메시에 22를 발견하면서 최초로 구상성단이 발견되었다.[4][5][6] 하지만 초기 망원경은 구경이 작아 별들을 분해하는 분해능을 샤를 메시에가 메시에 4를 관측하기 전까지는 확보하지 못했다.[172] 1751년에서 1752년 사이, 니콜라 루이 드 라카유는 큰부리새자리 47, NGC 4833, 메시에 55, 메시에 69, NGC 6397을 자신의 성표에 기록했다.
1782년 윌리엄 허셜은 대형 망원경을 사용하여 하늘을 조사하면서 그전까지 알려진 34개의 구상성단을 관측했고, 추가로 36개를 발견했다. 그는 거의 모든 성단을 별로 분해했으며, 1789년 "구상성단"이라는 용어를 만들었다.[19]
1914년, 할로 섀플리는 구상성단의 RR 라이라 변광성을 연구하여 광도와 변광 주기를 통해 성단까지의 거리를 추정했다. 그는 이 연구를 통해 우리은하의 크기와 태양의 위치를 추정하는 데 중요한 업적을 남겼다.[21]
섀플리는 은하수 내 구상성단의 비대칭적 분포를 이용하여 은하의 전체 크기를 결정하고, 태양의 위치를 추정했다.[22] 그는 은하 중심이 궁수자리에 있다는 것을 정확하게 결론지었지만, 성간 먼지의 영향으로 거리를 과대평가했다.[23] 섀플리의 측정은 태양이 은하 중심에서 비교적 멀리 떨어져 있다는 것을 보여주었는데, 이는 일반 별들의 균일한 분포에서 추론된 것과 반대였다. 실제로는 대부분의 일반 별들이 은하의 원반 내에 있으며 원반의 가스와 먼지에 의해 가려져 있는 반면, 구상성단은 원반 밖에 위치하고 훨씬 더 먼 거리에서 볼 수 있기 때문이다.[21]
은하수에서 알려진 구상성단의 수는 계속 증가하여 1915년에 83개, 1930년에 93개, 1947년에 97개,[20] 2010년에는 157개에 도달했다.[28][29] 국부 은하군에 충분한 질량을 가진 모든 은하는 관련 구상성단 시스템을 가지고 있으며, 조사된 거의 모든 대형 은하도 마찬가지이다.[33]
2. 1. 초기 구상성단 발견
요한 아브라함 일레가 1665년에 메시에 22를 발견하면서 최초로 구상성단이 발견되었다.[171] 하지만 초기 망원경은 구경이 작아 별들을 분해하는 분해능을 샤를 메시에가 메시에 4를 관측하기 전까지는 확보하지 못했다.[172]| 성단 | 발견자 | 발견 시기 |
|---|---|---|
| 메시에 22 | 요한 아브라함 일레 | 1665년 |
| 오메가 센타우리 | 에드먼드 핼리 | 1677년 |
| 메시에 5 | 고트프리트 키르히 | 1702년 |
| 메시에 13 | 에드먼드 핼리 | 1714년 |
| 메시에 71 | 장필리프 드 세조 | 1745년 |
| 메시에 4 | 장필리프 드 세조 | 1746년 |
| 메시에 15 | 조반니 도메니코 마랄디 | 1746년 |
| 메시에 2 | 조반니 도메니코 마랄디 | 1746년 |
구상성단은 일반적으로 수십만 개의 저금속, 늙은 별들로 구성되어 있다. 구상성단에서 발견되는 별들은 나선 은하의 팽대부의 별들과 유사하지만, 단지 몇 개에서 수십 파섹 반경 내에서 절반의 빛을 방출하는 구형체에 갇혀 있다.[39] 이들은 가스와 먼지가 없으며,[53] 모든 가스와 먼지는 오래전에 별로 바뀌었거나 거대한 1세대 별들에 의해 성단 밖으로 날려 보내졌을 것으로 추정된다.[39]
1751년에서 1752년 사이, 니콜라 루이 드 라카유는 큰부리새자리 47, NGC 4833, 메시에 55, 메시에 69, NGC 6397을 자신의 성표에 기록했다.
3. 구상성단의 형성
구상성단의 형성에 대한 이해는 현재로서는 부족한 편이다. 구상성단을 이루는 별들이 한 세대만에 만들어진 것인지, 아니면 수십억 년에 걸쳐 여러 세대에 걸쳐 만들어진 것인지도 아직 확실하지 않다. 많은 구상성단에서 대부분의 별들은 항성 진화의 대략적으로 같은 단계에 있으며, 이는 구상성단의 별들이 거의 동시에 만들어졌음을 시사한다.[174] 그러나 성단마다 항성 형성 과정이 달라서, 어떤 성단은 뚜렷하게 구분되는 항성 종족을 갖기도 한다. 대마젤란 은하(LMC) 주위의 성단들이 좋은 예인데, 이들은 두 가지 항성 종족을 보인다. LMC 성단들이 지금보다 젊었을 때 거대분자운과 만나 항성 형성을 한 번 더 겪었을 가능성이 있다.[175] 이 항성 형성 기간은 구상성단의 나이에 비해 상대적으로 짧았을 것이다.[176]
항성 종족의 다양성을 동역학적으로 설명하려는 시도도 있다. 예를 들어 허블 우주 망원경으로 더듬이 은하를 관측하면 수백 파섹에 걸친 성단 무리를 볼 수 있다. 이들 중 다수는 결국 충돌하고 합쳐질 것이다. 성단들 각각의 나이가 다르기 때문에, 합쳐져서 만들어진 성단은 두 개 이상의 항성 종족을 가질 수 있다는 것이다.[177]
메시에 54[178] 관측을 통해, 항성 형성은 효율적인 영역, 즉 성간 물질의 밀도가 일반적인 항성 형성 영역보다 높은 곳에서 주로 일어난다는 것을 알 수 있다. 구상성단 형성은 폭발적 항성생성 영역과 상호작용 은하에서 자주 일어난다.[179] 연구 결과에 따르면, 타원은하와 렌즈형은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀(SMBH)의 질량과 구상성단 분포 범위 사이에 상관관계가 있다. 이러한 은하들의 SMBH 질량은 은하에 속한 구상성단들의 질량을 모두 합친 것과 비슷한 경우가 많다.[180]
현재까지 발견된 구상성단들은 활동적인 항성 형성을 보이지 않는다. 이는 구상성단이 은하에서 가장 오래된 천체 중 하나이며, 최초로 만들어진 별들과 함께 존재했다는 점과 일치한다. 우리은하의 웨스터룬드 1과 같은 초성단(매우 큰 항성 형성 영역)이 구상성단의 전구체일 가능성이 있다.[181]
4. 구상성단의 조성
구상성단은 별의 밀도가 높을 수 있으며, 평균적으로 입방 파섹당 약 0.4개의 별이 있으며, 성단의 핵심에서는 100개 또는 1000개/pc3까지 증가한다.[54] 이에 비해 태양 주변의 별 밀도는 대략 0.1 별/pc3이다.[55] 구상성단 내 별들 사이의 전형적인 거리는 약 1 광년[56]이지만, 핵심에서는 별 사이의 간격이 평균 3분의 1 광년이며 이는 태양이 가장 가까운 이웃인 프록시마 센타우리까지의 거리보다 13배 더 가깝다.[57]
구상성단은 행성계에 부적합한 위치로 여겨진다. 행성 궤도는 별들의 중력 섭동으로 인해 밀집된 성단의 핵심 내에서 역학적으로 불안정하다. 47 투카나에와 같이 밀집된 성단의 핵심 내에 있는 별 주위를 1 천문 단위로 공전하는 행성은 수억 년 정도만 생존할 것이다.[58] 펄서 (PSR B1620−26)를 공전하는 행성계가 M4 구상성단에 속해 있지만, 이 행성들은 펄서를 생성한 사건 이후에 형성되었을 가능성이 높다.[59]
우리 은하의 오메가 센타우리와 안드로메다 은하의 Mayall II와 같은 일부 구상성단은 매우 거대하여 수백만 태양 질량을 측정하고 다중 별 집단을 가지고 있다. 둘 다 초거대 구상성단이 더 큰 은하에 흡수된 왜소 은하의 핵심에서 형성되었다는 증거이다.[60] 우리 은하의 구상성단 개체수의 약 4분의 1이 이런 식으로 획득되었을 수 있으며,[61] 안드로메다의 외부 헤일로에 있는 구상성단의 60% 이상도 마찬가지이다.[62]
4. 1. 금속성
천문학에서 수소와 헬륨보다 무거운 원소는 "금속"이라고 부르며, 이 원소들의 비율을 금속성이라고 한다. 구상성단은 대체로 금속성이 낮은 항성종족 2형 항성들로 이루어져 있다.[192] 피터르 오스터호프는 구상성단을 금속성에 따라 두 집단(오스터호프 1형, 2형)으로 분류했다.[193] 오스터호프 1형(OoI) 성단은 금속이 풍부한 편이며(예: 테르잔 7[194]), 2형(OoII) 성단은 금속이 부족하다(예: ESO 280-SC06[195]).[193]
이 두 집단은 많은 은하에서 발견되며, 특히 질량이 큰 타원은하에서 많이 발견된다. 두 집단 모두 나이는 비슷하지만 금속 함량에서 차이가 난다. 이러한 차이를 설명하기 위해 가스가 풍부한 은하의 격렬한 충돌, 왜소은하의 강착, 단일 은하에서 복수의 항성 형성 단계 등 다양한 가설이 제시되었다. 우리은하의 경우 금속 부족 성단은 헤일로에, 금속 풍부 성단은 팽대부에 주로 분포한다.[196]
우리은하의 저금속 성단 대다수는 은하 헤일로 바깥쪽에 분포한다. 이는 2형 구상성단이 우리은하에서 가장 오래된 천체라기보다는 위성은하에서 포획되었다는 관점을 뒷받침한다. 이 관점에 따르면, 두 성단 종족 간 차이는 우리은하(1형)와 포획된 위성은하(2형)에서 구상성단이 형성된 시기 사이에 시간 간격이 존재하기 때문이라고 설명할 수 있다.[197]
4. 2. 특이한 요소
구상성단은 별의 개수밀도가 매우 높아, 별 사이의 상호작용이나 충돌 등의 현상이 상대적으로 자주 일어난다. 이로 인해 청색 낙오성, 밀리초 펄사, 저질량 엑스선 쌍성 등 특이한 별들이 구상성단에서 많이 발견된다. 청색 낙오성은 별 두 개가 충돌해 하나로 합쳐진 결과 형성된 것으로 추정된다.[198] 충돌로 만들어진 별은 구상성단의 다른 별들보다 온도가 높아, 성단이 만들어질 때 함께 만들어진 주계열성과 구분된다.[199]
1970년대 이후 천문학자들은 구상성단 속 블랙홀의 존재를 찾고 있다. 이 임무는 매우 높은 분해능을 요구하며, 허블우주망원경을 통해서만 수행 가능하다. 허블망원경 관측 결과에 기반한 연구들에 따르면, 구상성단 메시에 15는 4000태양질량의, 안드로메다 은하의 구상성단 메이올 II는 20000태양질량의 중간질량 블랙홀을 포함하고 있을 것으로 추정된다.[200] 메이올 II에서 방출되는 엑스선과 전파는 중간질량 블랙홀의 특성과 일치한다.[201]
이러한 추정이 사실이라면, 항성질량 블랙홀과 은하 중심 초대질량 블랙홀 사이의 중간질량 블랙홀이 최초로 관측된 사례가 되어 학계의 주목을 받을 것이다. 이 중간질량 블랙홀들의 질량은 구상성단의 질량에 비례하며, 이는 은하 중심 초대질량 블랙홀과 은하 사이의 질량 관계와 유사하다.
그러나 구상성단 내 중간질량 블랙홀 존재에 대한 회의론도 있다. 질량분리 현상으로 인해 구상성단에서 가장 무거운 천체들은 성단 중심으로 이동한다. Holger Baumgardt와 동료들의 연구에 따르면, 질량 대 광도비는 블랙홀 없이도 성단 중심으로 갈수록 급격히 증가하며, 이는 메시에 15와[202] 메이올 II 모두에서 관찰된다.[203]
구상성단은 별의 밀도가 높아 별들의 상호작용과 충돌이 비교적 잦다. 이러한 현상은 푸른 낙오성, 밀리초 펄서, 저질량 X선 쌍성과 같은 특이한 천체들을 만들어내며, 이들은 구상성단에서 더 흔하게 발견된다. 푸른 낙오성의 형성 원인은 아직 불분명하지만, 별의 병합, 별 간 물질 이동, 쌍성계 간 만남 등 별 사이의 상호작용이 주된 원인으로 추정된다.[71][72] 그 결과 생성된 별은 유사한 광도의 다른 별보다 온도가 높아, 성단 초기 형성된 주계열성과 구별된다.[73] 일부 성단은 두 개의 뚜렷한 푸른 낙오성 집단을 가지며, 이 중 하나는 다른 하나보다 더 푸른색을 띤다.[72]
1970년대부터 천문학자들은 구상성단 내 블랙홀을 찾기 위한 연구를 진행해왔다. 2002년과 2003년, 허블 우주 망원경(HST)을 이용한 첫 발견이 보고되었다. HST 관측에 기반하여, 다른 연구자들은 M15에 의, Mayall II 성단에 의 중간 질량 블랙홀이 존재한다고 제안했다.[77] Mayall II에서 방출되는 X선 및 전파는 중간 질량 블랙홀의 존재 가능성을 시사하지만,[78] 이러한 발견은 논쟁의 대상이다.[79]
질량 분리 현상에 의해, 구상성단에서 가장 무거운 천체는 성단 중심으로 이동한다. 한 연구팀은 M15[80]와 Mayall II[81]에서 블랙홀이 없더라도 질량 대 광도비가 성단 중심을 향해 급격히 증가한다고 지적했다. 2018년 관측 결과, M15를 포함한 어떤 구상성단에서도 중간 질량 블랙홀의 증거는 발견되지 않았지만, 질량의 블랙홀 존재 가능성은 배제할 수 없다.[82] 2023년, 메시에 4에서 HST와 가이아 우주선 데이터를 분석한 결과, 성단 중심에서 약 의 과도한 질량이 발견되었으며, 이는 중간 질량 블랙홀의 운동학적 증거로 간주될 수 있다.[75][76]
5. 구상성단의 색등급도
헤르츠스프룽-러셀도표(HR도표)는 별들의 절대등급과 색지수를 나타낸 그래프이다. 색지수는 푸른색(B) 등급에서 가시광선(V) 등급을 뺀 값으로, 이 값이 크면 온도가 낮은 붉은 별이고, 작으면 온도가 높은 푸른 별이다. 구상성단의 별들은 지구에서 거의 같은 거리에 있으므로, 실시등급 차이가 절대등급 차이와 같다. 따라서 구상성단의 별들을 HR도표에 나타내면 대부분 명확한 곡선을 그리는데, 이는 구상성단을 이루는 별들이 거의 동시에, 같은 물질로 생성되었고 질량만 다르기 때문이다.[207] HR도표에서 각 별의 위치는 별의 나이에 따라 달라지므로, 이 곡선 모양을 통해 구상성단의 나이를 알 수 있다.[207]
주계열성은 질량이 클수록 밝고, 먼저 거성으로 진화한다. 구상성단이 나이를 먹으면서 질량이 작은 별들이 점차 거성으로 진화한다. 따라서 주계열에서 거성으로 진화하기 시작한 별들의 위치, 즉 주계열에서 꺾여 오른쪽 위로 올라가는 지점(주계열 이탈점)을 통해 구상성단의 나이를 추정할 수 있다. 이 꺾이는 지점의 절대등급은 구상성단의 나이에 대한 직접적인 함수이다.[85]
백색왜성 중 가장 차가운 것들의 온도를 조사하여 구상성단의 나이를 측정할 수도 있다. 전형적인 구상성단의 나이는 약 127억 년으로,[211] 이는 산개성단의 나이(약 1천만 년)와 비교된다. 구상성단의 나이는 우주 나이의 하한으로, 물리우주론에서 중요한 제약이다. 과거에는 우주 나이보다 구상성단의 나이가 더 많아 보이는 문제가 있었으나, 심우주 조사와 허블우주망원경 등으로 우주 변수들이 정확하게 측정되면서 해결된 것으로 보인다.[212]
구상성단의 진화 연구는 성단을 형성한 가스와 먼지의 초기 조성 변화를 파악하고, 주계열성의 진화경로가 중원소 함량에 따라 달라지는 점을 이용하여 우리은하 전체의 진화를 가늠하는 데 사용될 수 있다.[213]
구상성단 내에서는 청색 낙오성이라는 별들이 발견되는데, 이들은 더 밝고 푸르며, HR도에서 전체 곡선에서 벗어나 왼쪽에 위치한다. 이 별들의 존재 이유는 아직 불확실하지만, 다중성계에서 질량 이동의 결과로 추측되기도 한다.[214]
구상성단의 모양과 광도를 색등급도상에 나타내는 데는 많은 변수가 영향을 미치며, 여전히 연구가 진행 중이다. 일부 성단은 다른 성단에 없는 항성집단을 보이거나 복수의 집단을 보여주기도 한다. 모든 구상성단 별들이 동시에 태어났다는 기존 패러다임은 NGC 2808과 같은 사례로 인해 바뀌고 있다.[208] 또한, 색등급도상 성단의 형태학, 거문고자리 RR형 변광성 같은 거리 지표들의 밝기는 관측적 편향에 영향을 받을 수 있다. 특히, 구상성단 핵 근처의 높은 항성 밀도로 인해 여러 별이 하나의 대상으로 보이는 섞임(blending) 효과는 측정된 거리를 틀리게 할 수 있으며,[209][210] 우주 거리 사다리 전체에 구조적 불확정성을 가져와 우주 나이와 허블 상수 값에 영향을 줄 수 있다는 주장도 있다.
6. 구상성단의 형태학
산개성단과 달리 대부분의 구상성단은 별들의 수명보다 오랜 시간 동안 서로에게 중력적으로 속박되어 있다. 그러나 다른 거대한 질량과 만나 강력한 조석력을 받으면 별들이 흩어질 수 있다.
구상성단이 형성된 후, 성단 안의 별들은 서로 중력적으로 상호작용한다. 별들의 속도 벡터는 서서히 변하고, 오랜 시간이 지나면 모든 별들이 자신의 최초 속도를 잃게 된다. 이 과정에 걸리는 시간을 완화 시간이라고 하며, 성단마다 다르지만 평균값은 109년 정도이다.
구상성단은 대체로 구형이지만, 조석적 상호작용으로 인해 타원체로 변형될 수 있다. 우리은하와 안드로메다 은하의 구상성단은 편구 모양을 띠는 경향이 있는 반면, 마젤란 은하의 구상성단은 더 타원체에 가깝다.[218]
6. 1. 반경
천문학자들은 구상성단의 형태를 특징짓기 위해 핵반경(), 유효반경(), 조석반경()과 같은 표준반경들을 사용한다. 구상성단의 광도는 핵에서 멀어질수록 꾸준히 감소하는데, 핵반경은 겉보기 광도가 절반이 되는 지점까지의 거리이다.[219] 유효반경은 성단 전체 광도의 절반을 내보내는 반경으로, 보통 핵반경보다 크다.대부분의 구상성단은 유효반경이 10 파섹 이하이지만, NGC 2419 (18 파섹)이나 팔로마 14 (25 파섹)처럼 더 큰 유효반경을 가진 경우도 있다.[170]
조석반경은 로슈 한계라고도 불리며, 모은하의 중력이 구상성단 자체의 중력보다 성단 내부의 항성들에게 미치는 영향이 더 커지기 시작하는 지점이다. 이 거리에 있는 항성은 은하에 의해 성단으로부터 떨어져 나갈 수 있다. 예를 들어 메시에 3의 조석반경은 약 40 각초,[221] 또는 지구로부터의 거리가 10.4 킬로파섹이므로 약 113 파섹이다.[222]
6. 2. 질량격리, 광도와 중심붕괴
우리은하에 속한 구상성단은 대부분 중심부로 갈수록 광도가 꾸준히 증가하다가, 중심에서 1 ~ 2 파섹 거리 안쪽에서는 광도가 일정하게 유지된다. 하지만 구상성단의 약 20%는 "중심붕괴" 과정을 겪고 있는데, 이들은 중심부에서도 광도가 계속 증가한다.[223] 메시에 15는 중심붕괴를 겪는 구상성단의 예시이다.
중심붕괴는 구상성단 내에서 질량이 큰 항성이 질량이 작은 항성과 만날 때 발생하는 현상으로 추정된다. 시간이 지나면서 성단의 항성들은 중심에서 바깥쪽으로 이동하는 동역학적 과정을 겪는다. 그 결과 중심부의 운동 에너지가 감소하고, 중심부에 남은 항성들은 더 빽빽하게 모이게 된다. 이러한 중력열역학적 불안정 상태는 성단 중심부를 항성들로 밀집시키고, 성단의 표면밝기는 멱법칙 첨점을 형성한다.[224] 중심에 무거운 블랙홀이 존재해도 광도 첨점이 나타날 수 있다.[225] 오랜 시간이 지나면 중심 근처에 질량이 큰 별들이 집중되는 질량격리 현상이 나타난다.
쌍성계의 동역학적 가열 효과는 성단이 초기에 중심붕괴하는 것을 막는다. 항성이 쌍성계 근처를 지나가면 쌍성의 궤도가 수축하며 에너지를 방출하는 경향이 있기 때문이다. 이러한 상호작용으로 쌍성계들이 역학적 에너지를 소진한 후에야 중심 깊숙한 곳으로 붕괴가 진행될 수 있다.[226][227] 반면, 구상성단이 나선은하의 은하평면을 반복해서 통과할 때 발생하는 조석충격 효과는 중심붕괴를 가속시킨다.[228]
중심붕괴는 세 단계로 나뉜다. 유년기에는 중심 근처의 항성들만 중심붕괴를 겪는다. 쌍성계의 상호작용은 장년기까지 붕괴가 더 진행되지 않도록 막는다. 이후 중심의 쌍성들이 흩어지거나 튕겨나가면 핵 주위가 더 밀집된다. 붕괴된 중심에서 항성 간 상호작용은 빽빽한 쌍성계를 만들고, 다른 항성들과의 상호작용으로 핵의 에너지가 증가하여 성단이 다시 팽창한다. 많은 은하의 구상성단이 중심붕괴 단계를 지나 재팽창 단계에 있기에, 중심붕괴 시간은 은하 나이보다 적을 것이다.[229]
허블 우주 망원경은 구상성단 내부의 질량에 따른 항성 정렬을 보여주는 관측 증거를 제공했다. 무거운 항성은 느려져 성단 핵 주위에 모이고, 가벼운 항성은 빨라져 성단 주변부에서 더 많은 시간을 보낸다. 큰부리새자리 47은 약 1백만 개의 항성으로 이루어진 밀도 높은 구상성단으로, 정밀한 사진 측광을 통해 약 15,000개 항성의 속도가 측정되었다.[230]
우리은하와 안드로메다 은하의 구상성단 광도는 가우스 곡선으로 모형화할 수 있다. 이 분포를 구상성단 광도함수(GCLF)라고 하며, 우리은하의 경우 평균등급 , 분산 등급이다.[232] GCLF는 다른 은하의 구상성단도 우리은하와 같은 분포를 갖는다는 가정 하에, 다른 은하까지의 거리를 재는 표준촉광으로 사용된다.
6. 3. 다체 문제
구상성단 내의 별들은 서로 상호작용을 하는데, 이를 계산하기 위해서는 다체 문제를 해결해야 한다. 성단 내 별의 개수가 ''N''개일 때, 각 별은 ''N''-1개의 다른 별들과 지속적으로 상호작용한다. 이로 인해 동역학적 시뮬레이션에 필요한 CPU 계산량은 ''N''3에 비례하여 증가한다.[233][234] 따라서 구상성단의 내부 운동을 정확하게 시뮬레이션하는 것은 매우 어려운 일이다.[235]이러한 다체동역학 문제를 해결하기 위해, 구상성단을 작은 부피와 속도 범위로 나누고 별들의 위치를 확률로 나타내는 방법이 사용된다. 이 방법은 포커-플랑크 방정식으로 표현된다. 방정식의 단순화된 형태를 풀거나, 몬테카를로 시뮬레이션을 통해 무작위 값을 이용하여 문제를 해결할 수도 있다. 그러나 쌍성계나 외부 중력원(예: 우리 은하)의 간섭을 고려하면 시뮬레이션은 더욱 복잡해진다.[236]
다체 시뮬레이션 결과, 구상성단 내 별들은 특이한 궤적을 그리며 움직일 수 있다. 중심의 질량을 공전하는 대신, 만곡선을 그리거나 중심을 향해 곧장 떨어지기도 한다. 또한, 다른 별들과의 상호작용으로 속도가 증가하여 일부 별은 성단을 탈출할 수 있는 에너지를 얻기도 한다. 오랜 시간에 걸쳐 성단은 흩어지게 되는데, 이 과정을 증발(evaporation)이라고 한다.[237] 구상성단의 증발에는 일반적으로 1010년 정도가 소요된다.[216] 2010년에는 구상성단의 일생 동안 다체 시뮬레이션을 별 하나하나마다 직접 계산하는 것이 가능해졌다.[238]
쌍성계는 항성계에서 상당한 비율을 차지하며, 절반 이상의 항성들이 쌍성계를 이룬다. 구상성단에 대한 수치적 시뮬레이션 결과, 쌍성계는 구상성단의 중심 붕괴 과정을 늦추거나 되돌릴 수 있다. 성단의 한 항성이 쌍성계와 중력적으로 만나면 쌍성계는 더 가까워지고 단독성의 운동 에너지는 증가한다. 이 과정을 통해 성단 내 질량이 큰 항성들이 빨라지면 중심 수축을 줄이고 중심 붕괴를 억제한다.[199]
구상성단의 최종 운명은 항성들이 중심에 강착되어 꾸준히 수축하거나,[239] 바깥쪽 항성들이 서서히 벗겨지는 것[240] 둘 중 하나이다.
6. 4. 중간 형태
성단은 그 분류가 항상 명확하지 않아, 여러 범주에 걸쳐 있는 천체들이 존재한다. 예를 들어, 은하수 남쪽에 있는 BH 176은 산개성단과 구상성단의 특징을 모두 가지고 있다.[242]
2005년, 천문학자들은 안드로메다 은하에서 구상성단과 매우 유사하지만 몇 가지 다른 특징을 가진 새로운 종류의 성단을 발견했다. 이 "확장된" 성단들은 수백에서 수천 개의 별을 포함하고, 항성종족이나 금속성과 같은 물리적 특성이 구상성단과 유사하다. 그러나 크기가 수백 광년에 달해 밀도가 구상성단보다 백 배 정도 낮다. 이 성단 내 별들은 서로 멀리 떨어져 분포한다. 이러한 특징 때문에 확장된 성단은 구상성단과 왜소구형은하 사이의 중간 단계에 있는 천체로 추측된다.[243]
확장된 성단의 형성 원인은 아직 밝혀지지 않았지만, 구상성단의 형성과정과 관련이 있을 것으로 추정된다. 안드로메다 은하에는 이러한 성단이 존재하지만, 우리은하에는 왜 없는지, 그리고 다른 은하에도 존재하는지는 아직 알려지지 않았다. 그러나 안드로메다 은하만이 이러한 성단을 가지고 있을 가능성은 낮아 보인다.[243]
7. 구상성단의 조석작용
구상성단이 은하 중심부처럼 커다란 질량 덩어리와 가까워지면 조석작용을 겪는다. 질량 덩어리에서 가장 가까운 성단 부분과 가장 먼 부분 사이의 중력 차이로 조석력이 발생한다. 구상성단의 궤도가 은하 평면을 통과할 경우 "조석 충격"이 일어나는데, 그 결과로 성단을 구성하던 별들이 흩어져 흘러가 버리고 성단의 중심 부분만 남게 된다.[244] 이러한 조석작용은 성단에서 수 도(degrees of arc)에 달하는 별의 꼬리를 만들어내며, 이 꼬리는 성단 궤도를 앞서거나 뒤따라 간다. 꼬리는 성단의 원래 질량의 상당 부분을 차지할 수 있으며, 덩어리를 이룰 수도 있다.[245]
예를 들어 구상성단 팔로마 5는 은하수를 통과한 뒤 궤도의 원은하중심점 근처에 있는데, 성단 궤도 앞뒤 방향으로 한 쌍의 별의 흐름들이 뻗어나와 약 13,000 광년의 거리에 달한다.[246] 조석작용은 팔로마 5의 질량 대부분을 벗겨냈으며, 이후 이 성단이 은하핵 주위를 한 번 더 통과한다면 은하헤일로 주위를 공전하는 길다란 별의 띠가 되어버릴 것이다.
조석작용은 구상성단에 운동에너지를 더해주고, 성단의 증발률을 극적으로 높여 성단의 크기를 쪼그라들게 만든다.[216] 조석으로 인해 성단 바깥쪽의 별들이 벗겨져 나갈 뿐만 아니라 증발률을 높임으로써 중심 붕괴 과정을 가속화한다. 왜소구형은하에서도 비슷한 작용이 일어나는 것으로 생각되는데, 예컨대 궁수자리 왜소은하는 우리 은하에 가까이 붙어 있어서 그로 인해 조석적 붕괴가 진행 중인 것으로 보인다.
8. 구상성단의 궤도
우리은하 주위를 역행운동하는 구상성단이 많이 발견된다.[247] 2014년에는 메시에 87 주위에서 메시에 87의 중력 속박을 벗어날 수 있는 탈출 속도 이상으로 운동하는 구상성단이 발견되기도 했다.[248]
구상 성단은 일반적으로 구형이지만, 조석 상호작용을 통해 타원율이 형성될 수 있다. 우리 은하와 안드로메다 은하 내의 성단은 타원체 모양을 하고, 대마젤란 은하 내의 성단은 더 타원형이다.[104]
구상 성단이 은하 중심부와 같이 큰 질량에 가까워지면 조석 상호작용을 겪는다. 성단의 궤도가 은하 평면을 통과할 때마다 "조석 충격"이 발생하며,[121][142] 별들을 성단 헤일로에서 끌어내 성단의 핵심 부분만 남게 할 수 있다. 이러한 별들의 궤적은 성단으로부터 멀리 뻗어 나갈 수 있다.[143] 예를 들어, 구상 성단 팔로마 5는 은하수를 통과한 후 별들의 흐름이 13,000광년까지 뻗어 있다. 조석 상호작용으로 인해 팔로마 5의 질량이 많이 제거되었으며, 은하 중심과의 추가 상호작용으로 인해 팔로마 5는 은하수를 공전하는 긴 별의 흐름으로 변형될 것으로 예상된다.[145]
우리 은하는 궁수자리 왜소 타원 은하로부터 별과 구상 성단을 조석적으로 벗겨내는 과정에 있으며, 우리 은하 외부 헤일로에 있는 구상 성단의 20%가 그 은하에서 기원했을 수 있다.[146] 팔로마 12는 궁수자리 왜소 타원 은하에서 기원했을 가능성이 높지만, 현재는 우리 은하와 연관되어 있다.[147][148]
9. 구상성단과 행성
2000년, 구상성단 큰부리새자리 47에서 거대가스행성을 찾으려는 탐색이 진행되었으나, 성공적인 발견은 없었다. 이 결과는 행성 형성에 필요한 수소와 헬륨을 제외한 무거운 원소(중원소)의 함량이 구상성단에서는 태양의 최소 40%에 불과하다는 추측을 낳았다.[249] 지구형 행성은 규소, 철, 마그네슘과 같은 중원소로 구성되기 때문에, 구상성단의 낮은 중원소 함량은 지구형 행성을 보유할 가능성을 희박하게 만든다. 이는 구상성단을 포함한 은하헤일로 영역에 인류 거주 가능 행성이 없을 것으로 예상되는 이유 중 하나이다.[249]
구상성단에서 거대가스행성 형성도 어려운 것으로 보이지만, 예외적으로 구상성단 메시에 4에서 행성이 발견된 사례가 있다. 이 행성은 쌍성계 PSR B1620-26의 펄사 주위를 공전하며, 궤도 이심률과 궤도 경사가 매우 크다. 이는 이 행성이 성단의 다른 별 주위에서 형성된 후 현재 위치로 포획되었을 가능성을 시사한다.[250] 구상성단 내에서는 별들 간의 근접 조우가 빈번하여 행성계가 교란될 수 있으며, 일부 행성은 모항성에서 떨어져 나와 떠돌이 행성이 되기도 한다. 모항성에 가까운 행성도 궤도가 교란되어 궤도 감쇠, 이심률 증가, 조석 효과 등이 발생할 수 있다.[251]
10. 대표적인 구상성단
- 전갈자리 M4
- 허큘리스자리 M13
- 켄타우루스자리 오메가별자리 (NGC 5139)
- 투칸자리 47 투카나에 (NGC 104)
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