성단
1. 개요
星團 / Star Cluster
성단이란, 중력의 영향을 받아 서로 묶인 항성들의 모임이다. 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.
원래 하나였던 가스 성운이 수축하여 탄생한 형제 별들이 모여 있는 것이기 때문에 성단의 구성 별들은 동일한 나이와 화학 조성비를 가진다. 단, 질량이 서로 다르기 때문에 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.
2. 산개성단
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대표적인 산개성단인 플레이아데스 성단[1]
散開星團 / Open Cluster
수십 개 내지 수백 개의 별들이 불규칙하게 퍼져있는 형태의 성단. 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. 이 때문에 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 때문에 가스들은 플라즈마화되어 발광성운으로 변하게 된다. 발광성운과 산개성단이 한 세트로 발견되는 경우가 많은 이유가 이 때문이다.
한 개의 성운이 수축하여 만들어진 별들의 집단이기 때문에 같은 산개성단에 포함된 별들의 나이와 화학 조성 성분은 동일하다. 다만 질량이 다른데, 이 때문에 시간이 지날수록 질량이 큰 별들이 먼저 에너지를 소진해 사라지게 된다.
분류 방법은 산개성단/분류 참조.
3. 구상성단
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球狀星團 / Globular Cluster
수십만 개의 별이 구 모양으로 빽빽하게 뭉쳐진 형태의 성단.
비교적 새로 태어난 젊은 별이 많이 분포해 있는 산개성단과는 달리 구상성단은 오래 전에 이미 항성 탄생이 멈춘 상태이기 때문에 100억년 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. 이 때문에 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 진화해서 죽어야 할 나이에 주계열성 자리에 남아있게 된다. 이들을 청색낙오성(Blue straggler)이라고 부르며 구상성단과 산개성단에서만 발견되는 특이한 별들이다.
아마추어 망원경으로 구상성단을 보면 별과 거의 비슷하게 보이기 때문에 처음 보는 사람은 잘 찾지 못하는 것을 볼 수 있다. 구상성단을 이루는 개개의 별들이 어둡기 때문에 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.[2] 북반구에서는 헤라클레스자리의 M13(5.8등급)이 밝게 보이는 편이다.[3] 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 있는건 겉보기 등급 5.8등급 M13밖에 없으므로 맨눈 관측이 거의 불가능하다.
재미있는 점은 이렇게 별이 많이 모인 구상성단의 전체 밝기를 계산해 보면 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. 이 때문에 태양의 수십만 배의 질량을 가진 구상성단이 50배 남짓한 단일 별보다 어두운(즉, 절대등급이 높은) 상황이 발생하게 된다.
3.1. 생성 원인
과거 구상성단에 대한 이해도가 충분하지 않았을 시기 천문학자들은 구상성단이 빅뱅 이후 최초로 탄생한 별들이 모여 있는 것이라고 생각했다. 이는 이후에 틀린 것으로 밝혀졌는데, 우선 구상 성단 내에서 암흑물질이 거의 발견되지 않는다는 점이 설명되지 않았다. 만일 우주 탄생 초기에 자연스럽게 물질이 중력에 의해 응축된 것이 구상 성단이라면 왜소 은하와 비슷하게 암흑물질 헤일로를 가지고 있어야 설명이 된다. 게다가 구상 성단을 구성하는 별들 또한 약간의 금속 함량을 가지고 있었기에 원시 가스가 한 번의 재활용을 거친 뒤 만들어졌다는 것이 추가로 밝혀졌고, 최종적으로 구상 성단보다 더 오래된 것으로 보이는 별들이 은하 헤일로에서 발견됨으로써 이 주장은 신빙성을 잃게 되었다. 현대에 들어와서는 외부 은하에서 젊은 별들로 이루어진 구상성단도 발견됨에 따라 구상 성단에는 늙은 별만 있을 것이라는 고정관념 또한 깨지게 되었다.
현재 학계에서 정설로 받아들여지고 있는 구상성단의 생성 원인은 크게 두 가지로 나뉜다.
첫 번째는 은하 간의 병합이나 가스 유입에 의한 폭발적 항성 탄생(스타버스트)의 결과물이다. 이 경우 평소 우리 은하에서 이루어지는 것과는 다른 양상의 항성 탄생이 이루어지게 되는데, 태양 질량의 수십~수백만 배에 달하는 거대 가스 구름이 수축하여 항성 탄생이 이루어지게 된다. 이 경우 가스 자체의 점성이 큰 역할을 하며 암흑물질 헤일로가 만들어질 가능성은 거의 없으므로 현재 관측되는 구상성단의 특징과 잘 부합한다. 우리 은하 내에 존재하는 대다수의 구상성단이 이런 방식으로 만들어졌을 것으로 추측되고 있다. 우리 은하는 우주 탄생 초기를 제외하면 이렇다 할 큰 은하 병합을 겪지 않은 모범적인 나선 은하이므로 나이가 젊은 구상성단이 거의 발견되지 않는 것 또한 설명이 가능하다.
다만 현재도 이런 방식으로 탄생 중인 구상 성단이 드물게 존재한다. 이웃인 마젤란 은하의 R136성단이 대표적이며, 질량이 최소 태양의 수십-수백 배 되는 초질량별들이 빽빽하게 뭉쳐져 있는 슈퍼 성단[4]이다. 현재까지 발견된 가장 밝고 무거운 별 R136a1도 이 성단에 속해 있으며 별들이 어찌나 밝은지 사방 1000광년의 영역을 이온화시킬 정도의 밝기를 가졌다. 사실 우리 은하에도 이러한 성단이 소수 존재하고 있는데, 용골자리의 HD 97950, 제단자리의 베스테르룬드 1 성단이 있다. 이들은 거대한 산개성단의 한 종류로 분류되기도 한다. 즉, 산개성단들 중에서도 질량이 크고 밀집도가 높은 것들만이 살아남아 구상성단으로 진화한다는 것.
두 번째는 우리 은하가 잡아먹은 왜소 은하의 잔해이다. 왜소 은하가 우리 은하에 합병될 때 발생하는 조석 작용은 은하의 가장자리부터 이루어진다. 왜소 은하는 우리 은하를 여러 번 공전하면서 완전히 와해되는데, 이때 가장 밀도가 높은 중심핵 부분은 조석력을 버틸 정도로 단단히 결속되어 있으므로 잔여물로 남게 되며 나머지 부분은 우리 은하 헤일로의 일부가 된다. 이 중심핵 부분이 우리 은하 주변에 계속 남아 구상성단으로 관측이 된다는 것. 은하의 핵 부분은 주로 나이가 많은 별들이 위치해 있는 경우가 많다는 것 또한 구상 성단의 특징과 부합한다.
이들 구상성단에서도 암흑물질은 발견되지 않는데, 그 이유는 은하에서 암흑물질 헤일로가 별들의 분포보다 훨씬 더 넓고 얕게 분포되어 있어 조석 작용으로 완전히 사라졌기 때문이다. 이렇게 탄생했을 것으로 추측되는 구상성단으로 오메가 센타우리, 메시에 54가 있으며, 특히 메시에 54의 경우 한때 궁수자리 왜소은하의 중심핵이었을 것으로 추측되고 있다.
3.2. 여담
우리 은하뿐만 아니라 다른 은하들도 구상 성단을 기지고 있는데, 안드로메다 은하의 경우 우리 은하보다 2~3배 많은 양인 500개의 구상성단을 가지고 있다. 은하단 중심에 있는 거대 타원 은하들은 가지고 있는 구상성단 개수만 수만 개가 넘는다. 안드로메다 은하에 존재하는 구상성단인 Mayall II 성단은 오메가 센타우리의 2~3배 (태양의 1000만 배)에 달하는 질량을 가졌으며, 국부 은하군에서 가장 거대한 구상성단이다. 다만 구상성단이 왜소 은하의 잔해라는 가설이 맞다면 소형 은하의 일종으로 봐도 무리가 없을 듯.
1927-29년에 할로 섀플리와 헬렌 소여 호그가 섀플리-소여 집중도 분류(Shapley–Sawyer Concentration Class)라는 구상성단의 밀집도를 1등급(I형)부터 12등급(XII형)까지 12단계로 나눈 분류를 만들었다.
아이작 아시모프의 소설 '전설의 밤(Nightfall)'의 소재가 되었다.
4. 운동 성단
겉보기에는 성단으로 보이지 않지만 비슷한 방향의 운동을 공유하는 별들의 무리를 운동 성단이라고 부른다. 이들은 과거에 동일한 성협이나 산개 성단에 속해 있던 별들이 시간이 지나면서 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.