위키원
성단
성단(星團, star cluster)은 천구(天球) 위에 군데군데 몰려 있는 항성의 집단을 말한다. 구상성단과 산개성단 따위가 있다.
목차
개요[편집]
성단은 중력(self-gravitation)으로 뭉쳐 있는 별들의 무리이다. 즉, 중력의 영향을 받아 서로 묶인 항성들의 모임이다. 성단은 크게 두 가지 종류로 나눌 수 있다. 크게 수만~수십만 개의 늙은 별들로 이루어진 구상성단과 수백 개 이하의 젊은 별들로 이루어진 산개성단으로 나눌 수 있다. 성협이나 다중성계를 제외하면 가장 작은 단위의 별들의 모임이라고 할 수 있다. 하나는 구상성단(球狀星團)으로 매우 늙은 별들이 수십만 개가 뭉쳐 있는 것이다. 반면 산개성단(散開星團)은 수백 개 이하의 별들로 이루어져 있으며 매우 젊다. 산개성단은 은하로 접근하면서 분자 구름의 중력에 의해 흩어지게 된다. 그러나 이들은 분산되면서 더 이상 중력으로 묶여 있지 않게 됨에도 불구하고 여전히 우주 공간에서 같은 방향으로 이동하며, 이들을 성협으로 부른다.(다른 이름으로 이동성군으로 부르기도 한다).
원래 하나였던 가스 성운이 수축하여 탄생한 형제 별들이 모여 있는 것이므로 성단의 구성 별들은 동일한 나이와 화학 조성비를 가진다. 단, 질량이 서로 다른지라 별들의 밝기와 크기는 동일하지 않다. 덕분에 같은 성단에 속해있는 별들을 조사하면 질량에 따른 항성의 진화 과정에 대해 알 수 있다. 그러나 구상성단의 경우 구성 별들의 나이와 화학적 조성이 다른 몇 개의 하위 그룹으로 나뉘어지는 다중 종족을 가지고 있는 경우가 대부분이라는 것이 비교적 최근에 밝혀졌다. 성단은 크게 어린 별들이 많은 산개성단과 나이가 많이 든 별들이 흩어져있는 구상성단으로 나뉘어 구분된다.
성단을 구성하는 별들의 나이와 화학적 조성이 서로 비슷하기 때문에 성단은 항성의 진화를 이해하는 데에 매우 유용한 도구이다. 성단의 역학적 진화를 연구하면 청색낙오성(blue straggler) 등 항성진화이론에서 설명하기 까다로운 천체도 설명할 수 있다. 성단까지의 거리는 주계열맞춤법(mainsequence fitting method), 통계적시차(statistical parallax) 이용법, 그리고 이동성단법(moving cluster method) 등으로 알 수 있다. 이렇게 측정된 성단까지의 거리는 좀 더 멀리 있는 천체까지의 거리 측정법을 세부적으로 조정하는데 활용된다. 성단 연구는 항성 진화 연구로 별들의 집단인 은하의 형성이론이나, 성단 안에 존재할 지 모르는 중간질량블랙홀 연구로 초대질량블랙홀의 기원에 대한 연구에 있어 시사하는 바가 많기 때문에 성단 연구는 천문학에서 비중이 크다고 할 수 있다.[1][2][3]
특징[편집]
성단은 은하보다 작은 규모로, 수백 개에서 수십만 개의 별로 이루어진 별들의 집단을 말한다. 별들이 모여 있는 형태와 별의 종족에 따라 산개성단(散開星團)과 구상성단(球狀星團)으로 구분된다. 개개의 성단에 속한 별들은 은하계 내에서의 분포·나이·중금속 함량비·H-R도에서의 위치 등에 큰 차이를 보이므로, 별과 은하의 진화를 연구하는 데 필요한 귀중한 자료이다.
산개성단은 수십 개에서 수백 개의 별들이 산만하게 모여 있는 성단으로, 은하성단이라고도 한다. 지금까지 1039개의 산개성단이 알려져 있으며, 은하계 내에 약 2만 개가 있는 것으로 추정된다. 주로 은하면 가까이에 분포하며, 생긴 지 얼마 안 되는, 비교적 금속함량비가 높은 전형적인 종족 Ⅰ에 속한 별들로 구성되어 있다. 페르세우스자리 h와 χ 의 이중성단, 외뿔소자리의 NGC 2264처럼 수백만 년 정도의 젊은 성단부터 안드로메다자리의 NGC 752, 게자리의 M67 등과 같이 수십억 년이나 된 늙은 성단까지 있다. 산개성단은 젊은 성단일수록 은하면에 집중되어 있다.
H-R도를 보면 산개성단은 성단의 나이에 따라서 분광형 O형의 절대등급 －7등(페르세우스자리의 이중성단)부터 분광형 M형의 ＋3등(M67)까지의 주계열별을 가지고 있으며, 적은 수의 거성도 존재한다. 그 외에도 많은 쌍성과 약간의 백색왜성이 발견된다. 산개성단에서 발견되는 성간물질인 중성수소의 양은 성단의 나이와 비례관계가 있는데, 젊은 성단일수록 그 양이 많아지고, 늙은 성단에서는 발견되지 않는다. 흥미 있는 사실은 나이가 젊은 성단일수록 H-R도에서 주계열별과 거성 계열 사이의 간격이 커진다는 점이다. 이 간격을 헤르츠스프룽간격이라고 하는데, 이것은 질량이 큰 별일수록 진화속도가 빨라서 주계열별로부터 거성으로 먼저 진화하기 때문인 것으로 알려져 있다. 산개성단 중 가장 잘 알려진 성단은 황소자리의 7자매별 또는 좀생이별이라고 하는 플레이아데스성단과 역시 황소자리에 있는 히아데스성단이다. 히아데스성단은 소속된 별들이 같은 공간에서 같은 방향으로 움직이므로, 즉 고유운동이 천구상의 한 점으로 수렴되므로, 이 별들의 고유운동과 시선속도로부터 성단까지의 거리를 구할 수 있다. 이러한 성단을 운동성단이라 한다.
구상성단은 수십만에서 수백만 개의 별들이 강력하게 밀집되어 거의 공모양을 이루고 있는 성단으로, 은하중심 근처에서 은하무리에 이르기까지 분포한다. 그 반지름은 20~50 pc이며, 성단의 중심부에 별들이 밀집되어 있어 역학적으로 매우 안정되어 있다. 지금까지 알려진 수는 131개(이 중 몇 개는 분명하지 않다)이며, 은하계 내에는 모두 500개 정도가 있는 것으로 추정된다. 중심부의 별의 집중도가 강한 것부터 Ⅰ, Ⅱ, …, XII까지 12단계로 분류된다. 구상성단은 밝기 분포가 타원은하의 밝기 분포와 매우 유사하여 타원은하와 역학적 성질이 비슷한 것으로 생각된다. 질량은 태양의 수십만 배에서 수백만 배에 이르며, 평균 약 100만 배인 것으로 알려져 있다. 또한 광도 대 질량비(M/L)는 1 정도로, 태양과 유사하다. 성단 전체의 분광형은 F2에서 G5까지의 범위를 가지는데, 이것은 준왜성의 분광형과 비슷하다.
성단의 평균색지수(B-V) 0.57과 비교하면 구상성단을 이루는 별들은 산개성단과 비교하여 온도가 낮은 별들임을 알 수 있다. 구상성단은 나이가 대략 100억 년으로, 우주의 나이와 비슷하며, 늙고 중금속함량비가 낮은 전형적인 종족 Ⅱ의 별들로 구성되어 있어, 그 H-R도는 산개성단의 H-R도와 아주 다른 양상을 보인다. 산개성단보다 상대적으로 적은 주계열별들, 주계열로부터의 이탈을 의미하는 전향점, 적색거성으로 진화하고 있는 준거성 계열·적색거성 계열, 그리고 수평 계열 등이 구상성단의 H-R도의 특징이다.[4]
종류[편집]
산개성단[편집]
산개성단(散開星團, Open Cluster)은 수십 개 내지 수백 개의 별들이 불규칙하게 퍼져있는 형태의 성단을 말한다. 흩어져(散) 벌려진 상태(開)의 성단이라는 뜻이다. 한 성운으로부터 생성된 비교적 젊은 별들이 모여 있기 때문에 주로 청색을 띤다. 조금 나이를 먹은 산개성단의 경우 질량이 커서 먼저 진화한 일부 별들이 붉은 색을 띠는 경우도 있다. 개개의 별들이 단단히 중력적으로 속박된 구상성단과는 달리 별들이 엉성하게 모여 있기 때문에 은하의 회전이나 외부로부터의 중력 등으로 인해 별들이 흩어져 버리기 쉽다. 이로 인해 대부분의 산개 성단들의 수명은 수억 년을 넘지 못한다. 단, 희귀한 경우로 나이가 50억 년을 넘기는 산개 성단이 존재하기도 한다.
별 탄생 영역에서 주로 많이 발견된다. 산개성단을 구성하는 젊은 별들이 태어나면 별이 탄생하고 남은 주변 가스들에 강한 자외선을 내리쬐게 되는데, 이 영향으로 인해 가스들은 플라즈마화되어 발광성운으로 변하게 된다. 발광성운과 산개성단이 한 세트로 발견되는 경우가 많은 이유가 이 때문이다. 한 개의 성운이 수축하여 만들어진 별들의 집단인지라 같은 산개성단에 포함된 별들의 나이와 화학 조성 성분은 동일하다. 다만 질량이 다른데, 그렇기에 시간이 지날수록 질량이 큰 별들이 먼저 에너지를 소진해 사라지게 된다.
구상성단[편집]
구상성단(球狀星團, Globular Cluster)은 수십만 개의 별이 구 모양으로 빽빽하게 뭉쳐진 형태의 성단을 말한다. 비교적 새로 태어난 젊은 별이 많이 분포해 있는 산개성단과는 달리 구상성단은 오래전에 이미 항성 탄생이 멈춘 상태로 100억 년 정도의 나이를 가지는 늙은 별들로 구성되어 있다. 우리은하에 150여 개가 존재하는데, 대부분의 산개성단이나 성운, 별들은 은하 원반에 분포하는 데 반해 이 구상성단은 원반과는 상관없이 고르게 분포하고 있다. 그렇다보니 지구에 가장 가까운 구상성단도 수천 광년 정도 거리에 떨어져 있다.
별들이 매우 빽빽하게 뭉쳐져 있어서 질량이나 규모 면에서 산개성단을 압도한다. 만일 태양계가 구상성단의 중심부에 있었다면 밤하늘을 수십만 개의 밝은 별들이 수놓는 장관을 연출했을 것이다. 어느 정도냐면, 현재 태양에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리까지의 반경 내에 1000개의 별들이 분포해 있다고 생각하면 된다. 이 때문에 다른 곳에서는 확률적으로 일어나는 것이 거의 불가능한 항성들 간의 충돌(혹은 병합)이 구상성단에서는 빈번하게 발생한다. 이렇게 만들어진 별들은 회춘하여 실제로는 이미 죽었어야 할 나이에 주계열성으로 남아있게 된다. 이들을 청색낙오성(Blue straggler)이라고 부르며 구상성단과 산개성단에서만 발견되는 특이한 별들이다.
아마추어 망원경으로 구상성단을 보면 별과 거의 비슷하게 보이다 보니 처음 보는 사람은 잘 찾지 못하는 것을 볼 수 있다. 구상성단을 이루는 개개의 별들이 어두워서 분해가 되지 않기 때문인데, 맨눈으로 구상성단의 별을 분해해서 보려면 적어도 10인치 이상 구경을 가진 망원경으로 보아야 한다. 지구에서 가장 밝게 보이는 구상성단은 오메가 센타우리(3.9등급)이며, 두 번째는 큰부리새자리 47(4.9등급)인데, 아쉽게도 두 성단 모두 남반구에 있어 한국에서는 관측이 힘들다. 북반구에서는 헤라클레스자리의 M13(5.8등급)이 밝게 보이는 편이다. 이 성단(들)은 모두 여름철 별자리에 몰려 있다. 어차피 5등급 이내로 들어가지 않는다면 깊은 외딴 곳까지 들어간 상태에서 시력까지 좋아야 간신히 보일까 말까다. 하늘은 더 맑을 수도 있다고 하더라도, 북극권에서 볼 수 있는 건 겉보기 등급 5.8등급 M13밖에 없으므로 맨눈 관측이 거의 불가능하다.
재미있는 점은 이렇게 별이 많이 모인 구상성단의 전체 밝기를 계산해보면 생각보다 그렇게 밝지는 않다는 것이다. 구상성단은 적어도 100억 년 이상의 나이를 가지고 있고, 무거운 별들은 수명이 너무 짧아 대부분이 죽었기 때문이다. 구상성단 내의 별들을 조사해보면 백색왜성이 전체 질량의 상당수를 차지하는 것을 볼 수 있다. 이런 이유로 태양의 수십만 배의 질량을 가진 구상성단이 50배 남짓한 단일 별보다 어두운(즉, 절대등급이 높은) 상황이 발생하게 된다.[2]
중간 형태[편집]
2005년 천문학자들은 여러 면모에서 구상 성단과 비슷하지만, 밀도는 훨씬 낮은 새로운 형태의 성단을 발견했다. 현재 우리 은하 내에서 발견된 변종 성단은 아직 없다. 안드로메다 은하에서 발견된 중간 형태 성단들은 M31WFS C1, M31WFS C2, M31WFS C3의 세 개이다.
이러한 새로운 성단들은 수십만 개의 별들이 뭉쳐 있는데 이는 구상 성단 구성원과 비슷한 숫자이다. 이들은 다른 여러 면에서 구상 성단과 비슷한 모습을 보이는데, 예를 들면 항성종족 및 중원소 함량이 그렇다. 다만 둘 사이가 다른 점은 규모이다. 중간 형태 성단들의 크기는 수백 광년 정도이며 항성의 밀도는 수백 분의 일 수준이다. 그렇기 때문에 이런 성단 내 별과 별 사이 거리는 구상 성단에 비해 훨씬 더 멀다. 수치적으로 볼 때 이들은 (암흑 물질이 대부분을 차지하는) 왜소구형은하와 (암흑 물질이 약간 포함된) 구상 성단의 중간 수준에 있는 존재로 추측된다.
이들 중간 형태 성단들이 어떻게 태어났는지는 확실하지 않지만, 구상 성단과 비슷할 것으로 추측하고 있다. 왜 우리 은하에는 이런 성단들이 없는 반면 M31에는 있는지의 원인도 확실하지 않다. 제 3의 다른 은하들에도 중간 형태 성단들이 있는지는 확실하지 않지만, M31에만 이런 성단이 있을 것으로 보고 있지는 않다.[3]
성협[편집]
산개성단의 구성원들이 서로를 속박하는 중력에서 풀려나면, 각자는 우주 공간을 서로 비슷한 경로를 그리면서 이동하게 된다. 이들을 성협 또는 이동성단으로 부른다. 북두칠성의 별들은 한 때 산개성단의 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 공전궤도, 나이, 화학 조성을 보여주기 때문에 관계가 없다. 다른 성협으로 미르파크를 둘러싸고 있는 별들이 있는데 이들은 쌍안경으로 볼 수 있다. 멀리 떨어져 있는 이동성단들은 지구상 관측으로 쉽게 파악할 수 없는데, 그 이유는 이들 성단을 구성하는 항성들의 고유 운동을 알아내야 하기 때문이다.[3]
초성단[편집]
초성단(super star cluster)는 구상성단의 원형으로 생각되는 질량이 매우 크고 젊은 산개성단이다. 다른 젊은 성단에 비해 질량이 크고 밝기 때문에 초성단 혹은 폭발적별생성 성단(starburst cluster)이라고 불린다. 젊고 무거운 별들을 포함하고 있는 것으로 보아 별이 만들어지고 있는 성단이라고 여겨진다. 우리은하의 베스테르룬드 1(Westerlund 1, Wd1)이나 NGC 3603이 가시광선으로 관측이 가능한 대표적인 초성단이다(그림 5 참조). 주변에 짙은 먼지가 두르고 있어 가시광선이 차단되지만 적외선, 전파 등으로 관측이 가능한 아치스(Arches)나 다섯쌍둥이성단(Quintuplet)도 우리은하 중심부 가까이 위치한 초성단이다. 다른 은하에서도 많이 발견되는데 허블우주망원경(Hubble Space Telescope, HST)은 M82에서 197개의 초성단을 발견하였다.[1]
이동성군[편집]
산개성단의 구성원들은 중력적으로 해체된 후에도 서로 유사한 공간운동을 하게 된다. 이들을 이동성군(moving group 혹은 kinematic group)라고 한다. 궁수자리의 한 점을 향해 동일한 고유운동(proper motion)을 나타내는 큰곰자리 이동성군(Ursa Major Moving Group)이 대표적이다. 두베(Dubhe, α UMa)와 알카이드(Alkaid, η UMa), 두 별을 제외한 북두칠성을 이루는 별들도 이 이동성군에 속한다.[1]
운동 성단[편집]
겉보기에는 성단으로 보이지 않지만 비슷한 방향의 운동을 공유하는 별들의 무리를 운동 성단이라고 부른다. 이들은 과거에 동일한 성협이나 산개 성단에 속해 있던 별들이 시간의 흐름에 따라 흩어지면서 생겨났을 것으로 추정된다. 일반적으로 산개 성단의 범주에는 포함되지 않는다.
천구상에서 동일한 운동 성단에 속한 별들의 고유운동을 추적하면 하나의 집속점을 기준으로 멀어지거나 가까워지는 경향을 보인다. 이는 이 별들이 3차원 공간상에서는 서로 평행에 가까운 운동 방향을 공유하고 있지만 성단 자체가 관측자와 가까워지거나 멀어지고 있기 때문이다. 원근법에서 평행한 직선들이 소실점에서 교차하는 것과 동일한 원리. 이를 통해 별들의 3차원 공간상에서의 운동 방향과 속도를 추정할 수 있으며, 성단까지의 거리를 비교적 정확하게 측정할 수 있다.
현재 태양계와 가장 가까운 운동성단은 큰곰자리 운동성단이며, 북두칠성의 양쪽 끝 별을 제외한 5개 별을 포함해 총 14개의 별이 이 운동성단에 포함된 것으로 확인되었다. 이외에도 23개의 항성이 큰곰자리 운동성단의 일원이었으나 분산속도가 빨라서 큰곰자리를 벗어난 별들이 존재한다.[2]
동영상[편집]
각주[편집]
참고자료[편집]
같이 보기[편집]
