성단
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1. 개요
성단은 중력으로 묶여 있는 수많은 별들의 집단으로, 별의 진화 연구와 우주 거리 측정에 중요한 역할을 한다. 구상 성단은 수만에서 수백만 개의 늙은 별들이 공 모양으로 모여 있으며, 우리 은하의 헤일로에 분포한다. 산개 성단은 수백에서 수천 개의 젊은 별들이 은하면의 나선팔에 위치하며, 별의 진화 연구에 활용된다. 중간 형태 성단은 구상 성단과 유사하지만 밀도가 낮으며, 성협은 산개 성단에서 흩어진 별들이 비슷한 경로로 이동하는 집단이다. 성단 연구는 별의 진화 이론 검증, 우주 거리 측정, 태양계 기원 연구 등 천문학 전반에 걸쳐 중요한 의미를 지닌다.
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| 성단 | |
|---|---|
| 일반 정보 | |
| 종류 | 별의 집단 |
| 구성원 수 | 수십 개에서 수백만 개 |
| 크기 | 수 광년에서 수백 광년 |
| 중력적 속박 | 산개성단: 약함 구상성단: 강함 |
| 발견 방법 | 망원경 또는 쌍안경 관측, 사진 촬영 |
| 종류 | |
| 종류 | 산개성단 구상성단 |
| 산개성단 | |
| 특징 | 젊은 별들의 집단 은하 원반에 위치 불규칙한 형태 별들의 밀도가 낮음 |
| 예시 | 플레이아데스 성단 (M45) 히아데스 성단 NGC 2244 |
| 구상성단 | |
| 특징 | 늙은 별들의 집단 은하 헤일로에 위치 구형 형태 별들의 밀도가 매우 높음 |
| 예시 | M13 M22 오메가 센타우리 |
| 관측 | |
| 관측 도구 | 망원경, 쌍안경 |
| 관측 방법 | 육안 관측 (밝은 성단의 경우) 사진 촬영 분광 관측 |
| 관측 중요성 | 별의 진화 연구, 은하의 구조 연구 |
| 연구 | |
| 연구 분야 | 별의 형성 과정 별의 진화 과정 은하의 구조와 진화 |
| 연구 방법 | 관측 천문학 이론 천문학 컴퓨터 시뮬레이션 |
2. 구상 성단
구상 성단은 수만 개에서 수백만 개의 늙은 별들이 공 모양으로 빽빽하게 모여 있는 성단이다. 주로 은하 헤일로에서 발견되며, 우리 은하의 초기 형성과 진화 과정을 이해하는 데 중요한 단서를 제공한다.
우리 은하 내 존재하는 초거대 성단 웨스트룬트를 구상 성단의 시조격 존재로 추측하기도 한다.[23]
우리 은하에는 약 150개의 구상 성단이 있으며, 이들 중 일부는 M79처럼 원래 있던 작은 은하에서 우리 은하의 중력에 의해 포획되어 온 것도 있다. 어떤 은하들은 우리 은하보다 구상 성단이 훨씬 많다. 예로 거대한 타원 은하 M87의 경우 1천 개 이상의 구상 성단이 있다.
구상 성단들 중 일부는 맨눈으로도 볼 수 있는데, 가장 밝은 센타우루스자리 오메가는 옛날부터 잘 알려진 존재로, 망원경 관측 시대 이전에는 별로 기록되었다. 구상 성단의 분류에는 성단 중심부로의 별 집중도에 따라 12단계로 분류하는 샤플리-소여 집중도 분류가 사용된다.
2. 1. 구상 성단의 특징
구상 성단은 대략 1만 개에서 수백만 개에 이르는 별들이 10~30광년 지름의 공 모양으로 뭉쳐 있는 집단이다. 이들은 대부분 늙은 항성종족 II(우주의 나이보다 수 억 년 어린 정도)에 속하기 때문에 대부분 표면 색깔은 노랗거나 붉고, 질량은 태양의 2배 미만이다.[9] 구상 성단 구성원 대부분은 작고 늙은 별들인데, 그 이유는 이들보다 무거운 별들은 예전에 주계열 단계를 벗어난 뒤 초신성 폭발로 최후를 맞고, 어두운 백색 왜성만을 남겼기 때문이다. 그러나 구상 성단 내에 푸른 빛의 별들이 존재하는데, 이들은 밀도 높은 환경 때문에 별끼리 합쳐져서 이루어진 존재로 생각되며, 청색 낙오성이라고 부른다.우리 은하에서 구상 성단은 은하 중심부 근처 은하 헤일로(은하 중심을 높은 이심률을 지니면서 공전) 주변에 구형에 가까운 형태로 분포해 있다. 1917년 천문학자 할로 섀플리는 구상 성단의 분포를 이용하여 은하 중심과 지구 사이 거리를 구했다. 섀플리의 연구 이전에는 태양계가 우리 은하에서 어느 정도 위치에 있는지 정확히 밝혀지지 않았다.
얼마 전까지 구상 성단은 천문학에서 수수께끼 같은 존재였는데, 구상 성단에서 가장 나이가 많은 별들은 우주의 나이보다도 오래 산 것으로 알려져 있었기 때문이다. 그러나 히파르코스 위성 자료 및 허블 상수의 정확한 측정값을 통해 이러한 모순점이 해결되었다. 구상 성단에서 가장 늙은 별들의 나이는 우주의 나이보다 수 억 살 정도 어린 것으로 밝혀졌다.
2. 2. 주요 구상 성단 (한국의 관측 가능 여부)
- 센타우루스자리 오메가는 남반구 하늘에서 가장 밝은 구상 성단으로, 망원경 시대 이전부터 알려져 있었다. 한국에서는 부분적으로 관측 가능하다.[9]
- M13은 북반구에서 가장 밝은 구상 성단 중 하나로, 헤르쿨레스자리에 위치하며 한국에서 관측 가능하다.[9]
- M79는 우리 은하의 중력에 의해 포획된 작은 은하에서 유래한 구상 성단으로 추정된다.[9]
3. 산개 성단
산개 성단은 수십 개에서 수천 개의 별들이 느슨하게 모여 있는 성단으로, 주로 우리 은하의 나선팔에서 발견된다. 구상 성단과는 달리 은하면에 분포하며, 비교적 젊은 별들로 구성되어 있어 별의 탄생과 진화 과정을 연구하는 데 중요한 역할을 한다.
산개 성단은 H II 영역에서 탄생하며, 구성원 별들은 중력으로 약하게 묶여 있어 외부 요인에 의해 쉽게 흩어질 수 있다. 이러한 특징을 통해 별의 생성과 소멸, 성단 역학을 이해하는 데 중요한 단서를 제공한다.
또한, 산개 성단은 세페이드 변광성의 주기-광도 관계를 보정하여 우주의 거리 척도를 설정하고, 허블 상수를 결정하는 데 기여한다.[4][5]
황소자리의 플레이아데스 성단과 히아데스 성단은 맨눈으로도 관측 가능한 대표적인 산개 성단이다.
3. 1. 산개 성단의 특징
산개 성단은 구상 성단과 매우 다른 특징을 보인다. 구상 성단이 은하 헤일로 주변에 구형으로 분포하는 반면, 산개 성단은 우리 은하에서 은하면에 몰려 있으며 주로 나선팔에서 발견된다.
산개 성단은 H II 영역에서 탄생하며, 주로 젊고 푸른 OB형 항성들로 구성된다. 구성원 숫자는 수천 개 정도이며, 성단의 지름은 약 30광년 정도이다. 이들은 중력으로 헐겁게 묶여 있어 분자 구름이나 다른 성단의 영향으로 쉽게 흩어지며, 성단 내 별끼리 가까이 접근하면 증발 현상이 발생하기도 한다.
산개 성단의 나이는 보통 수억 년 정도로 젊지만, M67과 같이 수십억 년 된 예외도 존재한다.
가장 유명한 산개 성단으로는 황소자리의 플레이아데스 성단과 히아데스 성단이 있으며, NGC 869와 NGC 884로 이루어진 이중성단도 잘 알려져 있다.
산개 성단은 세페이드 변광성의 주기-광도 관계를 보정하는 데 사용되어 표준 촉광으로서 먼 은하까지의 거리와 우주의 팽창 속도(허블 상수)를 결정하는 데 중요한 역할을 한다.[4][5]
3. 2. 주요 산개 성단 (한국의 관측 가능 여부)
플레이아데스 성단은 황소자리에 있는 가장 유명한 산개 성단 중 하나로, 한국에서 겨울철에 잘 보인다.[1] 히아데스 성단 또한 황소자리에 있으며, 플레이아데스 성단과 함께 맨눈으로도 관측 가능하다.[1] NGC 869와 NGC 884로 이루어진 이중성단은 어두운 하늘에서 잘 보인다.[1]| 이름 | 다른 이름 | 별자리 | 시직경 | 거리 | 나이 | 별의 수 | 이미지 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| M45 | 플레이아데스 성단 Pleiades | 황소자리 | 2° | 약 430 광년 | 1억 3500만 년 | 50 | -- |
| M44 | 프레세페 성단 Praesepe Beehive | 게자리 | 70′ | 약 610 광년 | 7억 2900만 년 | 70 |  |
| Melotte 25 | 히아데스 성단 Hyades | 황소자리 | 5.5° | 약 150 광년 | 7억 8700만 년 | 55 |  |
| M7 | 프톨레마이오스 성단 Ptolemy's Cluster | 전갈자리 | 80′ | 약 300 광년 | 2억 9900만 년 | 120 |  |
| Melotte 111 | 코마 베레니케스 성단 Coma Berenices Cluster | 머리털자리 | 2° | 약 310 광년 | 4억 4900만 년 | 863 |  |
4. 중간 형태 성단
2005년 천문학자들은 구상 성단과 비슷하지만 밀도가 훨씬 낮은 새로운 형태의 성단을 안드로메다 은하에서 발견했다. 우리 은하에서는 아직 발견되지 않았으며, 안드로메다 은하에서 발견된 중간 형태 성단으로는 M31WFS C1[11], M31WFS C2, M31WFS C3 세 개가 있다.
4. 1. 중간 형태 성단의 특징
중간 형태 성단은 수십만 개의 별들로 구성되어 구상 성단과 비슷한 항성 수를 가진다. 항성종족 및 중원소 함량 등 여러 면에서 구상 성단과 유사하지만, 규모 면에서 큰 차이를 보인다. 중간 형태 성단의 크기는 수백 광년에 달하며, 항성 밀도는 구상 성단의 수백 분의 일 수준으로 별과 별 사이의 거리가 훨씬 멀다. 이러한 특징 때문에 중간 형태 성단은 암흑 물질이 대부분인 왜소구형은하와 암흑 물질이 적은 구상 성단의 중간적 위치에 있는 것으로 추정된다.[24]중간 형태 성단의 기원은 명확히 밝혀지지 않았으나, 구상 성단과 비슷한 방식으로 생성되었을 것으로 추정된다. 우리 은하에는 이러한 성단이 발견되지 않았지만, M31에서는 발견되었다는 점도 아직 풀리지 않은 의문이다. 다른 은하에도 중간 형태 성단이 존재하는지는 불확실하지만, M31에만 존재할 가능성은 낮은 것으로 보고 있다.[24]
5. 성협
산개 성단의 구성원들이 서로를 속박하는 중력에서 풀려나면, 이들은 우주 공간에서 비슷한 경로로 이동하게 된다. 이러한 별들의 집단을 성협 또는 이동성단이라고 부른다. 북두칠성의 별들은 한때 산개 성단의 구성원이었으며, 같은 고유 운동을 보여 큰곰자리 이동성단으로 불린다.
5. 1. 성협의 특징
산개 성단의 구성원들이 서로를 속박하는 중력에서 풀려나면, 각자는 우주 공간을 서로 비슷한 경로를 그리면서 이동하게 된다. 이들을 성협 또는 이동성단으로 부른다. 북두칠성의 별들은 한때 산개 성단의 구성원들로 같은 고유 운동을 보여주며, 큰곰자리 이동성단으로 부른다. 알페카나 남쪽삼각형자리 제타와 같은 별들도 이 성단의 일원이다. 태양도 큰곰자리 이동성단의 구성원의 경계선에 있었으나, 지금은 이들과 다른 공전 궤도, 나이, 화학 조성을 보여주기 때문에 관계가 없다.
다른 성협으로는 미르파크를 둘러싸고 있는 별들이 있는데 이들은 쌍안경으로 볼 수 있다.[1] 멀리 떨어져 있는 이동성단들은 지구상 관측으로 쉽게 파악할 수 없는데, 그 이유는 이들 성단을 구성하는 항성들의 고유 운동을 알아내야 하기 때문이다.[1]
6. 초대형 성단
초대형 성단은 말 그대로 아주 큰 성단이다.
초거성 성단은 매우 크고 최근에 별이 생성되는 영역이며, 구상 성단의 전구체로 여겨진다. 우리 은하의 웨스터룬드 1이 그 예이다.[10]
7. 성단의 천문학적 중요성
성단은 별의 탄생과 진화, 은하의 형성과 진화, 우주의 거리 척도 등 천문학의 여러 분야에서 중요한 연구 대상이다.
성단 내 별들은 거의 동시에 태어났기 때문에, 별들의 다양한 특성은 질량에만 의존한다. 따라서 성단은 항성 진화 이론을 연구하는 데 유용한 도구이다. 예를 들어, 구상 성단은 항성종족 II에 속하는 늙은 별들로 구성되어 있는데, 이들의 나이는 히파르코스 위성 자료 및 허블 상수의 정확한 측정값을 통해 우주의 나이보다 수억 년 정도 어린 것으로 밝혀졌다.
산개 성단까지의 정확한 거리를 설정하면 세페이드 변광성이 보여주는 주기-광도 관계를 보정할 수 있으며, 이는 표준 촉광으로 사용된다. 세페이드는 밝기가 밝아서 먼 은하까지의 거리와 우주의 팽창 속도(허블 상수)를 설정하는 데 사용될 수 있다. 실제로 산개 성단 NGC 7790에는 이러한 노력에 중요한 세 개의 고전적 세페이드가 있다.[4][5]
우리 은하의 초거대 성단 웨스터룬드 1은 구상 성단의 시조격 존재로 추측되기도 한다.[23]
태양을 포함한 은하계의 거의 모든 별들은 처음에는 붕괴된 묻힌 성단이 있는 영역에서 탄생했다. 즉, 별과 행성계의 특성은 초기 성단 환경의 영향을 받았을 수 있다.
7. 1. 항성 진화 연구
성단 내 별들은 거의 동시에 태어났기 때문에 질량을 제외한 다른 변수들이 거의 동일하여, 항성 진화 이론을 연구하는 데 유용한 도구이다.[15] 이는 특히 오래된 구상 성단에 대해 주로 사실이나, 젊거나 중간 나이의 성단의 경우 나이, 질량, 화학 조성과 같은 요소들도 중요한 역할을 할 수 있다.[16]성단은 우주의 거리 척도를 결정하는 데 중요한 단계이다. 가장 가까운 몇몇 성단은 시차를 사용하여 거리를 측정할 수 있다. 이러한 성단에 대해 헤르츠스프룽-러셀 도표를 작성하여 광도 축에 알려진 절대값을 표시 할 수 있다. 그 후, 거리가 알려지지 않은 성단의 주계열 위치를 첫 번째 성단의 위치와 비교하여 거리를 추정할 수 있다. 이 방법을 주계열 적합이라고 하며, 이 방법을 사용할 때는 소광 현상 및 항성종족을 고려해야 한다.
산개 성단과 구상 성단은 항성 진화 이론을 검증하는 데 매우 중요하게 사용되며, “별의 진화 실험실”이라고 불리기도 한다. 이는 성단에 속한 별들이 공통적으로 가지는 특징 때문이다.
- 같은 성단에 속한 별들은 모두 거의 같은 시기에 탄생했다고 볼 수 있다.
- 같은 성단에 속한 별들은 지구로부터의 거리가 모두 거의 같다고 볼 수 있다.
- 같은 성단에 속한 별들은 같은 분자구름에서 탄생했기 때문에, 탄생 당시의 금속량도 거의 같다고 볼 수 있다.
즉, 성단에서는 다양한 질량을 가진 별들이 같은 분자구름에서 거의 동시에 탄생했다고 볼 수 있기 때문에, 현재의 광도와 스펙트럼을 관측함으로써, 서로 다른 질량을 가진 별들이 각각 어떻게 진화하는지에 대한 항성 진화 이론을 검증하는 데 유용하다. 또한, 같은 성단의 별들은 모두 지구로부터 거의 같은 거리에 있다고 볼 수 있기 때문에, HR도의 세로축인 절대등급을 겉보기 등급으로, 가로축인 유효온도를 색지수로 대체한 “색-등급도(color magnitude diagram)”를 이용하여 성단까지의 거리와 나이를 추정할 수 있다.
7. 2. 우주 거리 척도
성단은 우주의 거리 척도를 결정하는 데 중요한 단계이다. 지구에서 가까운 몇몇 성단은 시차를 사용하여 거리를 측정할 수 있을 만큼 가깝다. 이러한 성단에 대해 헤르츠스프룽-러셀 도표를 작성하여 광도 축에 알려진 절대값을 표시할 수 있다. 그런 다음 거리가 알려지지 않은 성단에 대해 유사한 도표를 작성하여 주계열의 위치를 첫 번째 성단의 위치와 비교하여 거리를 추정할 수 있다. 이 과정을 주계열맞춤기법이라고 한다. 이 방법을 사용할 때는 소광과 항성종족을 고려해야 한다.[16]참조
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