산개성단과 구상성단 바로알기

산개성단과 구상성단은 고등학교 교육과정에서 다루어지고 있는 중요한 내용이다.

하지만, 굉장히 적은 부분, 예를들어 나이라던가 색과 같은 극히 적은 부분만 다루어지고 있어 학생들이 자세히 알기 어렵다. 

 

그래서 이번 포스팅에서는 산개성단과 구상성단에 대한 내용을 간단하게 언급해 보려고 한다.

  1. 산개성단

<플레이아데스 산개성단(출처 : 위키피디아)>

산개성단은 수천개, 혹은 그 이하의 개수 수준의 별이 불규칙적으로 놓여있는 성단이다. 보통 하나의 분자구름에서 동시에 탄생하며, 구성 별들이 상호간의 중력 범위안에 놓여있기는 하나, 중력이 작은편이여서 탈출속도가 작아 오랜시간 형태를 유지하기 어렵다고 한다. 이는 다시말하면 오랜 시간이 지난 뒤에는 구조가 와해되어 구성 별들이 뿔뿔이 흩어진다는 소리이다. 그래서 나이가 많고 늙은 별이 주를 이루는 산개성단은 찾아보기 거의 어렵다.

<플레이아데스와 히야데스 산개성단의 H-R도>

위의 H-R도는 산개성단 중 가장 대표적인 플레이아데스(pleiades)와 히야데스(Hyades) 산개성단의 H-R도이다. H-R도를 보면, 거의 대부분의 별들이 주계열성에 집중되어 있는것을 알 수 있다. 

산개 성단 자체에서 늙은 별을 찾기란 거의 기대하기 어렵다. 앞서 이야기 한 것 처럼, 애당초 오랜시간에 지나면 산개성단은 와해되어버리기 때문에 늙은별이 있는 산개성단 자체가 존재하기 힘들다. 하지만 예외는 항상 있다.  M67의 경우 굉장히 특이한 경우로, 산개성단 치고는 준거성이나 적색거성으로 진화한 별들이 다소 보인다고 알려져 있다.

<M67 산개성단(출처 : http://bf-astro.com/m67.htm)>

위 그림은 산개성단 M67의 광학영상이다. 광학영상에서도 일부 노란 별들이 적지않게 보인다. 우리가 아는 것 처럼 푸른색 별로만 되어있지 않다는 소리이다.

<M67의 HR도(출처:https://www.researchgate.net/figure/ESame-as-Fig-12-except-for-M67_fig10_231098715)>

위 HR도는 M67의 HR도이다. 주계열성을 벗어나 준거성, 심지어 적생거성까지도 진화한 별들이 눈에 띄게 많다. 이는 이미 성단이 충분히 진화하였음을 의미한다.

 

교육과정에서는 산개성단에는 젊고 푸른별이 많다 라고 제시하고 있다. 그런데 젊고 노란별이나 붉은별은 없을까? 아니다. 있다. 그런데 왜 관측되지 않을까? 위에 있는 플레이아데스나 히야데스 산개성단의 H-R도만 보더라도 색지수가 0보다 큰 별들이 보인다. M67의 경우는 말할 것도 없다. 단지 플레이아데스나 히야데스와 같은 경우 푸른 별이 훨씬 크고 밝으며, 색지수가 큰 붉은 주계열성은 크기도 작고 표면온도도 낮아 밝기가 워낙 어두워서, 육안상 잘 보이지 않을 뿐이지 사진 촬영을 하고 데이터를 분석하면 얼마든지 보일 수 있다. 육안상 잘 안보이는 것일 뿐이지 없다 라는 것은 아니기 때문에 오해해서는 안된다.

 

또한, 적색거성, 적색 초거성과 같은 아이들 때문에, 모든 늙은별은 붉다라고 생각하는 경우가 많다. 별의 색이 진화 단계에 따라 달라지는 것은 맞지만, 더 정확히 표현하자면 표면온도에 의해 결정된다. 심지어 청색초거성의 경우 굉장히 많이 진화한 경우이지만, 표면온도가 높아 청색으로 보인다. 또 젊은 주계열성이더라도 질량이 매우 작아 표면온도가 낮으면 붉게 보인다(물론 이 경우에는 반지름도 너무 작아 굉장히 어둡다). 보통 밤하늘을 보았을 때 눈에 띌 정도로 밝으면서도 붉게 보이는 경우에는 대부분 적색 초거성이나 적색 거성으로 늙은 별인 경우가 많기는 하다. 

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  2. 구상성단

<구상성단(출처 : 위키피디아)>

수십만개의 별들이 빽빽하게 모여 강한 중력을 갖추고 구형으로 모여있는 성단이다. 산개성단과는 스케일이 비교도 안될 정도로 크고 별의 숫자도 압도적으로 많다. 우리 은하에서는 약 150개 정도의 구상성단이 발견되었다고 한다. 산개성단이 주로 은하의 나선팔에 많이 분포하는데 구상성단은 은하 헤일로에서도 발견된다고 한다.

 

별이 만들어지려면 어떤 경우이던 분자구름이 필요하다. 그런데 구상성단과 같이 큰 스케일을 형성하기 위한 분자구름이 얼마나 될까? 그리 많지는 않을 것이다. 산개성단이 우리은하에서만 1만개가 넘게 발견되었으나 구상성단은 100여개 수준밖에 되지 않는것이 이런 이유이다.

 

구상성단이 어떤 과정으로 만들어졌는지에 대해서는 아직 과학자들조차도 밝혀내지 못한 부분이다. 은하간의 충돌로 다량의 가스가 유입되었을 때 만들어 진다는 이론, 하나의 왜소은하로 보아야 한다는 이론 등이 있다. 아직 구체적으로 밝혀진 부분이 아니기 때문에 여기에 대한 자세한 언급은 생략한다.

 

어찌되었든, 태생 자체가 산개성단과 다르기에, 어딘가에 젊은 구상성단도 존재해야 할 것 같다. 조건만 충분하다면, 어딘가에서 태어날 수는 있다. 과거에는 젊은 구상성단은 존재하지 않을 것이라 생각했는데, 놀랍게도 최근에 발견되었다고 한다. NGC362의 나이가 생각보다 어릴 것으로 보인다라는 논문이 발표되었는가 하면, NGC1316이라는 은하에서 젊은 구상성단이 발견되었다는 논문도 있다.

위의 그림은 잘 알려진 구상성단 M13의 H-R도이다. 주계열성 뿐 아니라, 준거성, 적색거성, 수평가지까지 진화한 별들이 잘 나타나고 있다. 구상성단은 산개성단과는 달리 시간이 지나도 구조가 와해되지 않는다. 워낙 많은 별이 모여있고, 별간 거리도 굉장히 가까워 중력이 강하기 때문이다. 너무 가깝다 보니 별끼리 충돌도 종종 발생한다고 한다. 구조가 와해되지 않을 뿐이지 구조에 변화가 없는건 아니다. 앞서 이야기 한 것 처럼 별끼리 충돌하다보니 질량분리현상이 나타나는데, 시간이 지나며 무거운 별은 안쪽으로, 가벼운 별은 바깥쪽으로 놓이게된다고 한다. 이는 별 간의 충돌과정에 의해 일어나는 현상이다.

 

사실 산개성단과 구상성단은 이 외에도 논할 것이 굉장히 많으나, 이 정도로만 해 두는 것으로 하자.