성단

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星團
Star Cluster

1 개요

성단이란, 중력적으로 서로 묶여 있는 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 구상성단

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 150여개가 존재하는데, 대부분의 산개성단이나 성운, 별들은 은하 원반에 분포하는데 반해 이 구상성단은 원반과는 상관없이 고르게 분포하고 있다. 이 때문에 지구에 가장 가까운 구상성단도 수천광년 정도 거리에 떨어져 있다.

별들이 매우 빽빽하게 뭉쳐져 있어서 질량이나 규모 면에서 산개성단을 압도한다. 만일 태양이 구상성단의 중심부에 있었다면 밤하늘을 수십만 개의 밝은 별들이 수놓는 장관을 연출했을 것이다. 어느 정도냐면, 현재 태양에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리와 태양 사이에 1000개의 별들이 놓여 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 청색 낙오성이라고 부르며 구상성단에서만 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 47 Tuc(4.9등급)인데, 아쉽게도 두 성단 모두 남반구에 있어 한국에서는 관측이 힘들다. 북반구에서는 헤라클레스자리의 M13(5.8등급)과 궁수자리의 M22(5.1등급), 전갈자리 안타레스의 바로 옆에 있는 M4(5.9등급)가 밝게 보이는 편이다. 이 셋 모두 여름철 별자리에 몰려 있으므로 구상 성단을 관측하고 싶다면 여름 맑은 날을 노리자.

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. 안습

구상성단의 생성 원인은 크게 두 가지로 나뉘는데, 대부분의 구상성단들은 우주 생성 초기에 이루어진 폭발적인 별 탄생(스타버스트)의 결과라고 생각되는 반면, 오메가 센타우리 같은 거대 구상성단들은 다른 은하들이 우리 은하에 병합되면서 조석력으로 붕괴하고 남은 중심핵으로 생각되고 있다.

구상 성단의 과거가 어땠는지를 보고 싶다면 이웃인 마젤란 은하의 R136성단을 보면 된다. 질량이 최소 태양의 수십-수백 배 되는 초질량별들이 빽빽하게 뭉쳐져 있는 슈퍼 성단이다. 현재까지 발견된 가장 밝고 무거운 별 R136a1도 이 성단에 속해 있으며 별들이 어찌나 밝은지 사방 1000광년의 영역을 이온화시킬 정도의 밝기를 가졌다. 우리 은하에도 이러한 성단이 소수 존재하고 있는데, 용골자리의 NGC 3603, 제단자리의 웨스트룬드 1 성단이 있다.

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.

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.

3 산개성단

대표적인 산개성단인 플레이아데스 성단

Open Cluster.

수십 개 내지 수백 개의 별들이 불규칙하게 퍼져있는 형태의 성단.
한 성운으로부터 생성된 비교적 젊은 별들이 모여 있기 때문에 주로 청색을 띤다. 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. 산개 성단을 구성하는 젊은 별들이 태어나면 별이 탄생하고 남은 주변 가스들에 강한 자외선을 내리쬐게 되는데, 이 때문에 가스들은 플라즈마화되어 발광성운으로 변하게 된다. 발광 성운과 산개성단이 한세트로 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 진화하여 사라지게 된다.

3.1 할로 섀플리의 산개성단 분류표

1930년 할로 섀플리가 산개성단을 7개의 등급으로 분류하는 표를 작성하였다.

할로 섀플리의 산개성단 분류표
등급	의미	예시
a	불규칙적	추가중
b	별들의 군집	추가중
c	매우 느슨하고 불규칙적인 형태	NGC 2244
d	매우 느슨한 형태	M18
e	별들이 중간 정도로 풍부하고 촘촘한 형태	M7
f	별들이 꽤 풍부하고 촘촘한 형태	M26
g	별들이 매우 풍부하고 응집된 촘촘한 형태	NGC 2477

3.2 로버트 트럼플러의 산개성단 분류법

1930년 미국의 천문학자 로버트 트럼플러에 의해 개발된 분류법이다.
분류 방법은 로마숫자 I~IV로 밀집도의 차이를 표기하고 숫자 1~3으로 성단을 구성하는 항성들의 밝기를, p,m,r로 항성의 갯수를, n으로 성운내에 있는지 없는지를 표기하였다.
절대적인 기준이 없다보니 같은 산개성단도 학자마다, 또는 회사마다 분류가 다르므로 적당히 넘어가자.

로버트 트럼플러의 산개성단 분류법
I	II	III	IV
중심을 향한 강한 밀집	중심을 향한 약한 밀집	중심을 향하지 않고 느슨한 밀집	주변과 분리되지 않음
1		2	3
어두움		중간 정도로 밝음	매우 밝음
p		m	r
별이 적음(50개 미만)		중간 정도(50~100개)	별이 많음(100개 이상)
n
성운내에 성단이 존재함
예시
II,3,r,n			성단이 성운 내에 존재하며 별들이 중심을 향해 약하게 밀집되어 있고 항성들이 매우 밝으며 100개 이상의 별들로 이루어져 있는 성단

4 항목이 있는 성단

• 메시에 천체 목록 1~41번까지의 천체 중 성단인 천체
• 플레이아데스 성단
• 오메가 센타우리