구상 성단

Globular cluster
Thousands of white-ish dots scattered on a black background, strongly concentrated towards the center
전갈자리의 메시에 80 구상 성단은 태양으로부터 약 30,000광년 떨어져 있으며 수십만 개의 [1]별을 포함하고 있습니다.

구상성단은 구상성단이다.구상성단은 중력에 의해 서로 결합되어 있으며, 중심 방향으로 별이 더 많이 집중되어 있습니다.그것들은 수만 개에서 수백만 개의 구성원 [2]별들을 포함할 수 있습니다.그들의 이름은 라틴어 globulus (작은 구체)에서 유래되었다.구상성단은 때때로 간단히 "구형성단"으로 알려져 있다.

비록 오메가 센타우루스라는 구상성단이 고대에 관측되었고 오랫동안 별이라고 여겨졌지만, 성단의 본질을 인식하는 것은 17세기에 망원경의 등장과 함께 이루어졌다.초기 망원경으로 관찰한 결과 구상성단은 흐릿한 덩어리로 나타났고, 프랑스 천문학자 샤를 메시에가 혜성으로 오해할 수 있는 천체 목록에 구상성단을 포함시켰다.더 큰 망원경을 사용하여, 18세기 천문학자들은 구상성단이 많은 개별 별들의 집단이라는 것을 알아냈다.20세기 초, 하늘에 있는 구상 성단의 분포는 태양이 은하수의 중심에서 멀리 떨어져 있다는 첫 번째 증거 중 일부였습니다.

구상성단은 거의 모든 은하에서 발견됩니다.은하수와 같은 나선은하에서는 대부분 은하의 바깥쪽 구형 부분인 은하 후광에서 발견됩니다.이들은 가장 크고 질량이 큰 성단 유형으로, 일반적으로 나선은하의 원반에서 발견되는 산개 성단보다 나이가 많고 밀도가 높으며 무거운 원소의 함량이 낮습니다.은하수에는 150개 이상의 알려진 지구형이 있고, 더 많은 지구형이 있을 수 있다.

구상성단의 기원과 은하진화에서의 그들의 역할은 명확하지 않다.어떤 것들은 은하와 우주에서 가장 오래된 물체들 중 하나이며, 우주의 나이를 추정하는 데 제약을 가합니다.이전에 성단은 하나의 별 형성 성운에서 동시에 형성되는 별들로 이루어져 있다고 생각되었지만, 거의 모든 구상성단에는 서로 다른 시기에 형성되거나 다른 조성을 가진 별들이 포함되어 있습니다.어떤 성단은 별의 형성이 여러 번 일어났을 수도 있고, 어떤 성단은 더 큰 은하에 의해 포착된 작은 은하들의 잔해일 수도 있습니다.

관찰 이력

초기 구상성단 발견
클러스터명 검출자 연도
M22[3] 아브라함 일레 1665
§ 센[a][4] 에드먼드 핼리 1677
M5[5][6] 고트프리드 키르흐 1702
M13[7] 에드먼드 핼리 1714
M71[8] 필리프 로이스 드 쉐소 1745
M4[8] 필리프 로이스 드 쉐소 1746
M15[9] 장 도미니크 마랄디 1746
M2[9] 장 도미니크 마랄디 1746

현재 M22라고 불리는 최초의 구상성단은 1665년 독일의 아마추어 [3][10]천문학자 아브라함 일레에 의해 발견되었다.남쪽 하늘에서 육안으로 쉽게 볼 수 있는 오메가 센타우루스 성단은 프톨레마이오스와 같은 고대 천문학자들에게 별이라고 알려졌으나 1677년 에드먼드 핼리에 의해 성운으로 재분류되었고, 마침내 19세기 초 존 [11][12]허셜에 의해 구상 성단으로 재분류되었다.프랑스 천문학자 아베 라카유는 1751-1752년 [b]목록에 NGC 104, NGC 4833, M55, M69 및 NGC 6397을 포함시켰습니다.초기 망원경의 낮은 해상도로 인해 [13][14]1764년 샤를 메시에가 M4를 관측할 때까지 성단 내의 개별 별들이 시각적으로 분리되는 것을 막았다.

윌리엄 허셜이 1782년 대형 망원경을 사용하여 하늘을 포괄적으로 조사하기 시작했을 때, 34개의 구상 성단이 알려져 있었다.허셜은 또 다른 36개를 발견했고 사실상 모든 것을 별들로 분해한 최초의 사람이었다.그는 '제2천 개의 새로운 성운과 성단 목록'([15][16]1789년)에서 구상성단이라는 용어를 만들었다.1914년 할로우 섀플리는 약 40편의 과학 논문에 걸쳐 구상 성단에 대한 일련의 연구를 시작했습니다.그는 성단의 RR Lyrae 변광성(세페이드 변광성이라고 가정한 별)을 조사했고 그 밝기와 변동 주기를 이용하여 성단까지의 거리를 추정했다.나중에 RR Lyrae 변광성이 세페이드 변광성보다 희미하다는 것이 밝혀져 섀플리가 거리를 [17]과대평가하게 되었다.

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NGC 7006은 고농축 I급 구상 성단입니다.

우리 은하수의 구상 성단의 대부분은 은하 중심부 주변의 하늘에서 발견됩니다.1918년 섀플리는 이 강한 비대칭 분포를 사용하여 은하의 전체 크기를 결정하였습니다.은하 중심 주변의 구상 성단의 대략적인 구면 분포를 가정하여, 그는 은하 [18]중심에서 상대적인 태양의 위치를 추정하기 위해 성단의 위치를 이용했습니다.그는 은하수의 중심이 궁수자리에 있고 지구 근처에 있지 않다고 정확하게 결론지었다.그는 거리를 과대평가하여 전형적인 구상성단 거리가 10~30 킬로파섹(33,000 ~ 98,000 리)[19]임을 알아냈습니다. 현재 은하 중심까지의 거리는 약 8.5 킬로파섹(28,000 리)[c][20][21][22]입니다.섀플리의 측정은 일반 별들의 관측된 균일한 분포로부터 추론된 것과는 달리, 태양이 은하의 중심에서 상대적으로 멀리 떨어져 있다는 것을 보여주었다.실제로 대부분의 일반 별들은 은하 원반 안에 있기 때문에 원반 안에 있는 가스와 먼지에 의해 가려지는 반면 구상 성단은 원반 밖에 있어 훨씬 더 [17]먼 거리에서 볼 수 있습니다.

우리 은하에서 알려진 구상 성단의 수는 1915년 83개, 1930년 93개,[16] 1947년 97개, 2010년 [23][24]157개로 계속 증가하고 있습니다.추가적으로, 발견되지 않은 구상 성단은 은하[25] 팽창부에 있거나 은하수의 [26]가스와 먼지에 의해 가려진 것으로 추정됩니다.예를 들어, 팔로마 구상 성단의 대부분은 1950년대에야 발견되었으며, 일부는 비교적 가까운 곳에 위치해 있지만 먼지에 가려져 있는 반면, 다른 일부는 은하수 후광의 아주 먼 지역에 살고 있습니다.우리 은하와 비슷한 크기인 안드로메다 은하는 5백 [27]개의 지구본을 가지고 있을 수 있습니다.국부 은하군의 모든 충분한 질량의 은하는 조사된 [28]거의 모든 큰 은하와 마찬가지로 구상 성단의 관련 체계를 가지고 있습니다.M87과 같은 일부 거대 타원 은하(특히 은하단의 중심에 있는 은하)는 무려 13,000개의 구상 은하단을 [29]가지고 있습니다.

분류

주요 기사:섀플리-소이어 집중 수업

섀플리는 나중에 헨리에타 스워프와 헬렌 소여 호그의 성단에 대한 연구를 도왔다.1927~1929년 샤플리와 소여는 성단을 각 중심핵으로 향하는 별의 집중 정도에 따라 분류했다.섀플리-소이어 집중 클래스로 알려진 이 시스템은 가장 집중도가 높은 클러스터를 클래스 I로 식별하고 가장 확산성이 높은 클래스 [d][30]XII에 도달합니다.2015년 칠레 교황청 가톨릭 대학의 천문학자들은 관측 데이터를 바탕으로 새로운 형태의 구상성단인 어두운 [31]구상성단을 제안했다.

형성

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NGC 2808에는 세 세대의 [32]별이 포함되어 있습니다.
NASA 이미지

구상성단의 형성은 [33]잘 알려져 있지 않다.구상성단은 전통적으로 단일 거대 분자 구름에서 형성되는 단순한 별 집단으로 설명되어 왔으며, 따라서 대략 나이와 금속성(구성의 무거운 원소 비율)을 가지고 있습니다.현대의 관측 결과 거의 모든 구상성단이 여러 개의 [34]집단을 포함하고 있는 것으로 나타났습니다. 예를 들어 대마젤란성운(LMC)의 구상성단은 쌍모달 집단을 보입니다.이 LMC 성단은 젊었을 때 거대 분자 구름을 만나 두 번째 별의 [35]형성을 촉발했을 수 있습니다.많은 구상성단의 [36]나이와 비교하면 이 별 형성 기간은 비교적 짧습니다.이러한 항성종단의 다양성은 역동적인 기원을 가지고 있을 수 있다는 주장이 제기되어 왔다.예를 들어, 안테나 은하에서 허블 우주 망원경은 은하단 즉, 수백 파섹에 이르는 영역들을 관찰했는데, 이 영역에서 많은 은하단이 결국 충돌하고 합쳐집니다.이들의 전체적인 나이 범위와 금속성(가능성이 있음)으로 인해 쌍모달 또는 여러 [37]모집단의 분포가 있는 클러스터가 발생할 수 있습니다.

A small fuzzy white ball in the center of a speckled black backdrop
구상성단 메시에[38] 54

구상성단을 관찰한 결과, 이들의 별은 주로 보다 효율적인 별 형성 영역과 성간 매질이 일반적인 별 형성 영역에 비해 더 높은 밀도로 형성되는 영역으로부터 온 것으로 나타났습니다.구상성단 형성은 폭발적 항성 폭발 지역과 상호작용하는 [39]은하에서 흔합니다.일부 구상성단은 왜소은하에서 형성되었을 가능성이 있으며 조석력에 의해 제거되어 은하수와 [40]합류했습니다.타원은하와 렌즈형은하의 중심부에 있는 초질량 블랙홀(SMBHs)의 질량과 구상성단계의 범위 사이에는 상관관계가 있습니다.이러한 은하의 SMBH의 질량은 종종 은하의 구상 [41]성단을 합친 질량에 가깝습니다.

구상성단은 활동적인 별 형성을 보이는 것으로 알려진 성단은 없으며, 구상성단은 일반적으로 은하에서 가장 오래된 천체이며 가장 먼저 형성된 별들 중 하나라는 가설과 일치합니다.우리은하의 웨스터룬드 1과 같이 슈퍼스타 성단으로 알려진 매우 큰 별 형성 영역은 구상 [42]성단의 전조일 수 있습니다.

가장 질량이 큰 오메가 센타우루스자리 은하를 포함한 많은 은하수의 구상 성단은 역행 궤도(은하가 [43]회전하는 방향의 반대 방향으로 은하 주위를 돈다는 의미)를 가지고 있습니다.그것의 역행 궤도는 은하수에 [44][45]의해 포착된 왜소은하의 잔해일 수도 있다는 것을 암시합니다.

구성.

A loose scattering of small dull white dots on a black background with a few brighter coloured stars
조르고프스키 1의 별들은 수소와 헬륨을 포함하고 있지만 다른 별들은 많지 않다.천문학적인 용어로 말하면 그것들은 [46]금속이 부족하다.

구상성단은 일반적으로 수십만 개의 저금속 늙은 별들로 구성되어 있습니다.구상 성단에서 발견된 별들은 나선은하의 팽대부에 있는 별들과 비슷하지만, 빛의 절반이 불과 몇 파섹에서 수십 [33]파섹의 반경 내에서 방출되는 구상 은하의 팽대부에 국한됩니다.이들은 가스와 먼지가[47] 없으며 가스와 먼지는 오래 전에 거대한 1세대 [33]별에 의해 별이 되거나 성단 밖으로 날아갔을 것으로 추정된다.

구상성단은 고밀도 별들로 구성될 수 있는데, 평균적으로 입방 파섹당 약 0.4개의 별들이 [48]성단 중심부에 100개 또는 1000개의 별/pc로3 증가합니다.이에 비해 태양 주위의 항성 밀도는 대략 0.1 별/[49]pc입니다3.구상 성단에서 별들 사이의 거리는 보통 1광년 [50]정도이지만, 중심부에서는 별들 사이의 간격이 평균 약 1/3 광년으로 [51]태양에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우루스보다 13배 더 가깝습니다.

구상성단은 행성계에 불리한 위치로 여겨진다.행성 궤도는 지나가는 별들의 중력 교란 때문에 밀도가 높은 성단의 중심부에서 동적으로 불안정합니다.큰부리새자리 47과 같이 밀도가 높은 성단의 중심부에 있는 별 주위를 1천문단위 선회하는 행성은 약 [52]1억 년 정도밖에 생존하지 못할 것이다.구상성단 M4에 속하는 펄서(PSR B1620-26) 주위를 도는 행성계가 있지만,[53] 이 행성들은 펄서를 만든 사건 이후에 형성된 것으로 보인다.

은하수의 오메가 센타우루스자리나 안드로메다 은하의 메이얼 II와 같은 일부 구상 성단은 수백만 태양 질량의 엄청난 질량을 가지고 있습니다.M여러 개의 항성 집단을 가지고 있습니다☉.둘 다 왜소은하의 핵에서 초거대 구상성단이 형성되어 더 큰 [54]은하에 의해 소비되었다는 증거입니다.안드로메다 [56]성단의 60퍼센트 이상이 안드로메다 성단의 바깥쪽 후광에 있는 것처럼 우리 은하에 있는 구상 성단 인구의 약 4분의 1이 이러한 방식으로 [55]축적되었을 수 있습니다.

헤비 엘리먼트

구상성단은 보통 태양과 같은 종족 I 별에 비해 수소와 헬륨의 비율이 높고 무거운 원소의 비율이 낮은 종족 II 별들로 구성되어 있습니다.천문학자들은 이러한 무거운 원소를 금속이라고 부르고(물질 개념과 구별됨), 이러한 원소의 비율을 금속성이라고 부릅니다.별의 핵합성에 의해 생성된 금속은 성간 매질로 재활용되어 새로운 세대의 별에 들어갑니다.따라서 금속의 비율은 단순한 모형에서 별의 나이를 나타내며, 나이가 많은 별들은 일반적으로 금속 [57]함량이 낮습니다.

네덜란드 천문학자 피터 우스터호프는 오스터호프 그룹으로 알려진 두 개의 특별한 구상성단 집단을 관찰했다.두 번째 그룹은 거문고자리 RR 변광성의 [58]주기가 약간 더 길다.두 그룹 모두 분광학으로 측정한 금속 원소의 비율은 낮지만, Oosterhoff I(OoI) 성단의 금속 스펙트럼 라인은 II형(OoII)[58]에 비해 매우 약하지 않기 때문에 I형 별들은 금속이 풍부한 반면, Terzan 7형(예: Terzan[59] 7)은 280G형이다.이 두 개의 서로 다른 집단은 많은 은하, 특히 거대한 타원 은하에서 관측되었습니다.두 그룹 모두 우주 자체만큼이나 나이가 많고 나이도 비슷합니다.이러한 하위 집단을 설명하기 위해 제안된 시나리오로는 가스가 풍부한 은하 병합, 왜소은하의 강착, 단일 은하에서 여러 단계의 별 형성이 포함됩니다.우리 은하에서 금속이 부족한 성단은 후광과 관련이 있고, 금속이 풍부한 성단은 [61]팽대부와 관련이 있습니다.

우리 은하에서 금속이 부족한 성단의 대부분은 은하의 후광 바깥쪽에 있는 평면에 정렬되어 있습니다.이러한 관측은 이전에 생각했던 것처럼 우리 은하 구상성단계의 가장 오래된 구성원이 아니라 위성 은하에서 II형 성단이 포착되었다는 견해를 뒷받침합니다.두 성단 유형 간의 차이는 두 은하가 성단계를 [62]형성한 시점 사이의 시간 지연으로 설명될 것입니다.

이국적인 컴포넌트

Thousands of white-ish dots scattered on a black background, strongly concentrated towards the center
메시에 53에는 청색낙오성이라는 [63][64]별 종류가 비정상적으로 많이 포함되어 있습니다.

별의 밀도가 높기 때문에 구상 성단에서 별들의 근접 상호작용과 근접 충돌은 비교적 자주 일어납니다.이러한 우연한 만남은 구상 성단에서 훨씬 더 흔한 청색 낙오자, 밀리초 펄사, 그리고 저질량 X선 쌍성과 같은 특이한 종류의 별들을 만들어냅니다.청색낙오성이 어떻게 형성되는지는 아직 불분명하지만, 대부분의 모형은 항성 합병, 한 별에서 다른 별로의 물질의 이동, 또는 심지어 두 쌍성계 [65][66]사이의 만남과 같은 별 사이의 상호작용에 기인합니다.그 결과 생성된 별은 성단 내의 다른 별들보다 온도가 높고, 그에 따라 성단 [67]존재 초기에 형성된 주계열성과는 차이가 있습니다.어떤 성단은 두 개의 뚜렷한 청색 낙오자를 가지고 있는데, 하나는 다른 [66]쪽보다 더 파랗습니다.

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구상성단 M15의 [68]중심부에 중간 질량의 블랙홀이 있을 수 있지만,[69] 이 주장은 논란의 여지가 있다.

천문학자들은 1970년대부터 구상성단 내의 블랙홀을 찾아왔다.2002년과 2003년에 허블 우주 망원경을 통해서만 처음으로 발견이 이루어졌기 때문에 이 작업에 필요한 해결은 매우 까다롭다.HST 관측을 바탕으로, 다른 연구자들은 4,000개의 생명체가 존재한다고 제안했다.M☉(태양질량) 구상성단 M15의 중간질량 블랙홀과 20,000M☉ 안드로메다 [70]은하의 Mayall II 성단에 있는 블랙홀.Mayall II로부터의 X선과 무선 방출은 모두 중간 질량의 [71]블랙홀과 일치하는 것으로 보이지만, 이러한 검출은 [72]논란의 여지가 있다.구상 성단에서 가장 무거운 물체는 질량 분리로 인해 성단 중심으로 이동할 것으로 예상됩니다.한 연구 단체는 M15와[69] Mayall [73]II에서 질량 대 빛의 비율이 블랙홀이 없어도 성단의 중심을 향해 급격히 상승해야 한다고 지적했다.2018년 관측 결과 M15를 포함한 구상성단에서 중간 질량의 블랙홀이 존재한다는 증거는 발견되지 않았지만, 질량이 500-1000인 블랙홀도 배제할 수 없다.M를 클릭합니다☉.[74]

구상 성단에서 중간 질량의 블랙홀이 확인되면 은하 발달 이론이 중심부에 있는 초질량 블랙홀의 가능한 원천으로서 중요한 영향을 미칠 것입니다.이러한 중간질량 블랙홀의 질량은 초질량 블랙홀과 주변 [72][75]은하 사이에서 이전에 발견된 패턴을 따라 주변 성단의 질량에 비례합니다.

헤르츠스프룽-러셀 다이어그램

A scattering of dots on a black background, most yellow and aligned in a roughly vertical band down the center, with some white dots extending in two arms to the left and a few red dots scattered on the right of the image
구상 성단 M3에 대한 H-R 다이어그램.19 등급의 곡선에 특징적인 "무릎"이 있는데, 여기서 별들은 진화 경로의 거대한 단계인 주계열성 소멸 단계에 진입하기 시작합니다.

구상성단의 헤르츠스프룽-러셀 도표(H–R 도표)를 통해 천문학자들은 별 집단의 많은 특성을 결정할 수 있다.H-R 다이어그램은 별들의 절대 크기(표준 거리로부터 측정된 밝기 또는 밝기)를 색 지수의 함수로 표시한 큰 표본의 그래프이다.대략적으로 말해서, 색지수는 별의 색을 측정합니다. 양의 색지수는 차가운 표면온도의 불그스름한 별을 나타내며, 음의 값은 더 뜨거운 표면을 가진 푸른 별을 나타냅니다.H-R 도표의 별들은 대부분 왼쪽 상단의 뜨겁고 밝은 별에서 오른쪽 하단의 차갑고 희미한 별까지 경사진 대략적인 대각선을 따라 놓여 있다.이 선은 주계열로 알려져 있으며 항성 진화의 1차 단계를 나타냅니다.이 도표에는 차갑지만 밝은 적색 [76]거성과 같은 후기 진화 단계의 별들도 포함되어 있습니다.

H-R 도표를 작성하려면 관측된 별까지의 거리를 알아야 합니다.구상성단의 모든 별들은 지구로부터 거의 같은 거리를 가지고 있기 때문에, 관측된 밝기를 사용한 색-크기 도표는 (그들의 겉보기 등급과 절대 [77]등급 사이의 차이가 거의 일정하기 때문에) 이동 H-R 도표처럼 보입니다.이 이동을 거리 계수라고 하며 군집까지의 거리를 계산하는 데 사용할 수 있습니다.계수(modulus)는 성단의 색-규모 다이어그램의 특징(주계열과 같은)과 분광 시차 또는 주계열 [78]적합으로 알려진 다른 별의 H-R 다이어그램의 해당 특징을 비교하여 결정됩니다.

특성.

구상성단은 하나의 거대한 분자 구름에서 한 번에 형성되기 때문에, 성단의 별들은 대략 나이와 구성이 비슷합니다.별의 진화는 주로 초기 질량에 의해 결정되므로, 성단의 H–R 또는 색 등급 도표에서 별의 위치는 대부분 초기 질량을 반영한다.따라서 성단의 H–R 도표는 다양한 연령의 별들이 포함된 H–R 도표와는 상당히 다르게 보입니다.거의 모든 별들은 구상성단 H-R 다이어그램에 잘 정의된 곡선을 그리며, 이 곡선의 모양은 [77][79]성단의 나이를 나타냅니다.보다 상세한 H-R 다이어그램은 종종 서로 밀접하게 분리된 곡선의 존재로 나타나듯이 여러 개의 항성 집단을 나타내며, 각각은 약간 다른 나이 또는 [34]조성을 가진 별들의 개별 집단에 해당한다.2009년 허블 우주 망원경에 설치된 와이드 필드 카메라 3을 통해 관측한 결과, 이 약간 다른 [80]곡선을 구별할 수 있었다.

가장 질량이 큰 주계열성은 가장 높은 광도를 가지고 있으며 가장 먼저 거성 단계로 진화하게 될 것입니다.성단이 노화됨에 따라 질량이 작은 별들도 차례로 노화됩니다.따라서 단일 종족 성단의 나이는 주계열성단으로부터 오른쪽 위쪽으로 구부러져 주계열성단이라고 불리는 H-R 다이어그램에서 "무릎"을 형성하는 거성단 단계에 진입하기 시작한 별들을 찾는 것으로 측정할 수 있습니다.이 굴곡에서의 절대 등급은 클러스터 연령의 함수이며,[77] 나이 척도는 등급과 평행한 축에 표시할 수 있습니다.

H-R 도표에서 구상성단별의 형태와 밝기는 수많은 매개변수에 의해 영향을 받으며, 이들 중 다수는 여전히 활발하게 연구되고 있다.최근의 관측은 모든 구상성단이 정확히 같은 시기에 태어났거나 정확히 같은 화학적 풍부함을 공유하는 별들로 구성되어 있다는 역사적 패러다임을 뒤집었다.예를 들어 NGC 2808 성단의 고정밀 이미지에서 가깝지만 뚜렷한 세 개의 [81]주계열을 식별할 수 있는 성단이 있습니다.또한 H-R 다이어그램(거리 표시기의 밝기 포함)에서 성단별의 위치는 관측 편향에 의해 영향을 받을 수 있다.그러한 영향 중 하나인 혼합은 구상성단의 핵이 너무 밀집하여 관측 결과 여러 별이 하나의 표적으로 보일 때 발생합니다.따라서 하나의 별처럼 보이는 이 별에 대해 측정된 밝기는 정확하지 않습니다. 여러 개의 별이 [82]기여했다는 점을 고려하면 너무 밝습니다.계산된 거리는 정확하지 않기 때문에 혼합 효과는 우주 거리 사다리에 체계적인 불확실성을 가져올 수 있으며 우주의 추정 나이와 허블 [83]상수를 왜곡시킬 수 있습니다.

결과들

청색 낙오자는 주계열에서 더 밝고 푸른 [66]별 방향으로 갈라지는 일련의 형태로 H-R 다이어그램에 나타납니다.주계열성보다 훨씬 희미하고 다소 뜨거운 백색왜성(일부 태양과 유사한 별의 최종 잔해)은 H-R 도표의 왼쪽 하단에 있습니다.구상성단은 가장 차가운 백색왜성의 온도를 보면 연대를 알 수 있으며, 종종 127억 [84]년이나 된 결과를 얻을 수 있습니다.이에 비해 산개성단은 약 5억 [85]년 이상 된 경우가 거의 없습니다.구상성단의 나이는 우주론에서 중요한 제약을 나타내면서 전체 우주의 나이에 하한선을 둡니다.천문학자들은 역사적으로 [86]우주론 모델보다 오래된 성단의 나이 추정에 직면했지만, 심도 있는 하늘 조사와 위성을 통해 우주론 매개변수를 더 잘 측정함으로써 이 [87][88]문제를 해결한 것으로 보인다.

구상성단을 연구하면 형성 가스와 먼지의 구성이 어떻게 별의 진화에 영향을 미치는지 알 수 있습니다. 별의 진화 궤적은 무거운 원소의 풍부함에 따라 달라집니다.이러한 연구로부터 얻은 데이터는 은하수 전체의 [89]진화를 연구하는데 사용된다.

형태학

구상 성단의 타원성
갤럭시 타원성[90]
은하수 0.07±0.04
LMC 0.16±0.05
SMC 0.19±0.06
M31 0.09±0.04

산개성단과 달리 대부분의 구상성단은 대부분의 별들의 수명에 버금가는 시간 동안 중력으로 묶여 있습니다.다른 큰 질량과의 강한 조석 상호작용으로 인해 일부 별이 분산되어 성단에서 [91][92]제거된 별의 "조석 꼬리"가 남습니다.

구상성단의 별들은 형성된 후 서로 중력적으로 상호작용하기 시작합니다.별의 속도는 꾸준히 변화하며, 별들은 원래 속도의 역사를 잃어버립니다.이러한 현상이 나타나는 특징적인 간격은 별들이 성단을 가로지르는 데 필요한 시간적 특징과 별 [93]질량의 수와 관련된 완화 시간입니다.완화 시간은 클러스터에 따라 다르지만, 일반적인 값은 약 10억 [94][95]년입니다.

구상성단은 일반적으로 구형이지만, 타원성은 조석 상호작용을 통해 형성될 수 있습니다.우리 은하와 안드로메다 은하에 있는 성단은 전형적으로 타원형의 구상체이며, 대마젤란 은하에 있는 성단은 [96]타원형입니다.

반지름

Hundreds of white-ish dots scattered on a black background, concentrated towards the center, with some brighter red and blue dots scattered across the frame
NGC 411은 산개 [97]성단으로 분류됩니다.

천문학자들은 표준 반지름(rc), 반광 반지름(rh), 조석 반지름(r)과 야코비 반지름(rt)을 사용하여 구상 성단의 형태(모양)를 특징짓습니다.반지름은 물리적 거리 또는 하늘의 기울어진 각도로 표현될 수 있습니다.중심부 주변의 반지름을 고려할 때 성단의 표면 광도는 거리에 따라 꾸준히 감소하며 중심부 반지름은 표면 광도가 [98]절반으로 떨어진 거리입니다.비슷한 양은 반광 반지름 또는 성단의 총 광도의 절반을 포함하는 중심으로부터의 거리입니다. 반광 반지름은 일반적으로 중심 [99][100]반지름보다 큽니다.

NGC 2419(rh = 18 pc), 팔로마 14(rh = 25 [101]pc)와 같이 일부 구상 성단은 반지름이 매우 크지만 대부분의 구상 성단은 반광 반지름이 10 파섹(pc) 미만이다.반광 반지름은 성단 바깥쪽에 있는 별들을 포함하며, 따라서 이론가들은 성단 전체 질량의 절반을 포함하는 중심부로부터의 반지름인 반질량 반지름(r)을m 사용합니다.전체 크기에 비해 작은 반질량 반지름은 밀도가 높은 핵심을 나타냅니다.예를 들어 메시에 3(M3)의 전체 가시 치수는 약 18분이지만 반질량 [102]반경은 1.12분밖에 되지 않습니다.

조석 반지름 또는 힐 구(Hill sphere)는 은하단의 외부 중력이 은하단 [103]자체보다 은하단의 별에 더 큰 영향을 미치는 구상 성단의 중심으로부터의 거리입니다.이것은 은하에 의해 은하단에 속한 개별 별들이 분리될 수 있는 거리입니다.예를 들어 M3의 조석반경은 약 40분,[104] 즉 [105]약 113pc입니다.

질량 분리, 광도 및 코어 붕괴

대부분의 은하단에서 구상성단의 표면 밝기는 중심핵까지의 거리가 감소하는 함수로 먼저 증가하다가 중심핵에서 보통 1~2파섹 떨어진 거리에서 수평이 됩니다.구상성단의 약 20%는 "핵심 붕괴"라고 불리는 과정을 거쳤다.이러한 성단에서는 중심 [106][107]영역까지 밝기가 꾸준히 증가합니다.

Thousands of white-ish dots scattered on a black background, strongly concentrated towards the center
큰부리새자리 47은 우리 은하에서 오메가 센타우리에 이어 두 번째로 밝은 구상 성단입니다.

구상성단 모형은 구상성단에서 더 무거운 별들이 덜 무거운 별들과 마주칠 때 중심핵 붕괴가 일어날 것으로 예측합니다.시간이 지남에 따라, 동적인 과정으로 인해 개별 별들이 성단의 중심에서 외부로 이동하게 되고, 그 결과 중심 영역에서 운동에너지가 순손실되며, 이 지역의 나머지 별들이 보다 작은 부피를 차지하게 됩니다.이러한 중력열이 불안정해지면 성단의 중앙 영역은 별들로 밀집하게 되고 성단의 표면 밝기는 멱함수 법칙의 [108]첨단을 형성합니다.중심부에 있는 거대한 블랙홀도 광도 첨단을 [109]만들 수 있습니다.오랜 시간 동안 이것은 질량 [110]분리라고 불리는 현상인 중심핵 근처에 거대한 별들의 집중으로 이어집니다.

쌍성계의 동적 가열 효과는 성단의 초기 중심 붕괴를 방지하는 데 도움이 됩니다.별이 쌍성계 근처를 지날 때, 후자의 한 쌍의 궤도는 수축하여 에너지를 방출하는 경향이 있습니다.이 원초적인 에너지 공급이 고갈된 후에야 더 깊은 핵 [111][112]붕괴가 진행될 수 있습니다.반대로 구상성단이 나선은하의 평면을 반복적으로 통과할 때 발생하는 조석충격의 영향은 중심핵 [113]붕괴를 현저하게 가속화시키는 경향이 있습니다.

노심붕괴는 3단계로 나눌 수 있다.성단의 사춘기 동안, 중심핵 붕괴는 중심핵에 가장 가까운 별에서 시작됩니다.쌍성계 간의 상호작용은 성단이 중년에 가까워질 때 더 이상의 붕괴를 막습니다.중심 쌍성은 중단되거나 방출되어 중심핵에 [114]더 집중됩니다.붕괴된 중심 영역의 별들의 상호작용으로 인해 밀집된 쌍성계가 형성됩니다.다른 별들이 이 좁은 쌍성과 상호작용하면서 중심핵의 에너지가 증가하여 성단이 다시 팽창하게 됩니다.중심 붕괴의 평균 시간은 일반적으로 은하의 나이보다 짧기 때문에, 많은 은하의 구상 성단은 중심 붕괴 단계를 거쳤다가 다시 [115]팽창했을 수 있습니다.

Hundreds of white-ish dots scattered on a black background, concentrated towards the center
구상성단 NGC 1854는 대마젤란 [116]구름에 위치해 있습니다.

HST는 구상 성단에서 이러한 별의 질량 분류 과정에 대한 설득력 있는 관측 증거를 제공했습니다.무거운 별들은 속도가 느려지고 성단의 중심부에 모여드는 반면, 가벼운 별들은 속도를 높여 성단의 주변부에서 더 많은 시간을 보내는 경향이 있습니다.약 백만 개의 별들로 이루어진 큰부리새자리 47은 남반구에서 가장 밀도가 높은 구상 성단 중 하나입니다.이 성단은 이 [117]성단에 있는 거의 15,000개의 별에 대해 정확한 속도를 얻은 집중적인 사진 조사를 받았습니다.

우리은하와 안드로메다은하 내 구상성단의 전반적인 광도는 각각 평균v 등급 M과 분산 µ의2 대략적인 가우스 분포를 가지고 있습니다.이러한 구상성단 광도의 분포를 구상성단 광도 함수(GCLF)라고 합니다.우리은하의 경우v, M = -7.29 ± 0.13, θ = 1.1 ± 0.1입니다.GCLF는 멀리 떨어진 은하의 구상 성단이 은하수와 [118]비슷하게 행동한다는 가정 하에 다른 은하와의 거리를 측정하는 "표준 초"로 사용되어 왔습니다.

N체 시뮬레이션

주요 기사: N-body 시뮬레이션

구상성단 내의 별들 사이의 중력 상호작용을 계산하려면 N-체 문제를 해결해야 합니다.동적 시뮬레이션의 순진한 계산 비용은 N에 2 비례하여 증가하므로(여기서 N은 객체 수), 수천 개의 별 클러스터를 정확하게 시뮬레이션하기 위한 컴퓨팅 [119][120]요건은 엄청날 수 있습니다.구상성단의 N체 역학을 시뮬레이션하는 보다 효율적인 방법은 작은 부피와 속도 범위로 세분하고 확률을 사용하여 별의 위치를 기술하는 것입니다.이들의 움직임은 포커-플랑크 방정식을 통해 설명되며, 종종 플럼머 모델과 같이 질량 밀도를 반지름의 함수로 설명하는 모델을 사용한다.쌍성의 영향과 외부 중력(은하 등)과의 상호작용이 [121]포함되어야 하는 경우 시뮬레이션은 더욱 어려워집니다.2010년에는 저밀도 구상성단의 수명 진화를 [122]별별로 직접 계산할 수 있었다.

완성된 N-체 시뮬레이션 결과 별들은 성단을 통해 특이한 경로를 따라갈 수 있으며, 종종 중심 질량을 도는 단일 별보다 더 직접적으로 중심핵을 향해 떨어지는 것으로 나타났습니다.또한, 어떤 별들은 중력 상호작용으로 인해 성단을 빠져나갈 수 있는 충분한 에너지를 얻으며, 이는 속도를 증가시킨다.장기간에 걸쳐 이 과정은 [123]증발이라고 불리는 과정인 클러스터의 소멸로 이어집니다.구상성단이 증발하는 일반적인 시간 척도는 10년입니다10.[93]구상성단의 궁극적인 운명은 중심부에 별이 축적되어 지속적으로 [124]수축하거나 외부 [125]층에서 별이 점차 떨어져 나가는 것입니다.

쌍성은 항성계에서 상당한 부분을 차지하며, 전체 필드별의 절반까지 쌍성계에서 [126][127]산개성단별이 발생합니다.현재 구상성단의 쌍성분율은 측정하기 어려우며 초기 쌍성분율에 대한 정보는 이후의 동적 [128]진화에 의해 손실됩니다.구상성단에 대한 수치 시뮬레이션은 쌍성이 구상성단에서 중심핵 붕괴 과정을 방해하고 심지어 역전시킬 수 있다는 것을 증명했습니다.성단에 있는 별이 쌍성계와 중력을 만나면, 가능한 결과는 쌍성이 더 단단하게 결합되고 운동 에너지가 단독 별에 추가된다는 것입니다.이 과정을 통해 성단에 있는 거대한 별들의 속도가 빨라지면 중심핵의 수축을 줄이고 중심핵 [67][129]붕괴를 제한합니다.

중간 양식

Thousands of white-ish dots scattered on a black background, strongly concentrated towards the center
메시에 10은 지구에서 약 15,000광년 떨어진 뱀주인자리에 있습니다.[130]

클러스터 분류가 항상 명확한 것은 아닙니다.여러 범주로 분류할 수 있는 개체가 발견되었습니다.예를 들어 우리 은하 남부에 있는 BH176은 산개 성단과 구상 [131]성단의 성질을 모두 가지고 있다.

2005년 천문학자들은 안드로메다 은하의 후광에서 구상 성단과 유사한 새로운 "확장" 형태의 성단을 발견했습니다.새로 발견된 세 개의 성단은 구상성단과 비슷한 별 수를 가지고 있으며 항성종족과 금속성분 등 다른 특징을 공유하지만 크기가 크고 지름이 수백 광년이고 밀도가 수백 배 낮다는 점이 특징입니다.이들의 별은 먼 거리로 떨어져 있으며, 파라메타적으로 이 성단은 구상 성단과 왜소 구상 [132]은하 사이의 어딘가에 있습니다.이러한 확장된 클러스터의 형성은 [133]강착과 관련이 있을 수 있습니다.왜 우리 은하수에 그러한 성단이 없는지는 불분명합니다; 안드로메다가 그것들과 함께 있는 유일한 은하일 가능성은 낮지만, 다른 은하들에서의 존재는 [132]알려지지 않았습니다.

조수의 조우

구상성단이 은하의 중심 영역과 같은 큰 질량에 가까워지면, 조석 상호작용을 겪습니다.성단의 더 가까운 부분과 더 먼 부분 사이의 중력 강도의 차이는 비대칭적인 조력을 초래합니다."조상충격"은 성단의 궤도가 은하 [113][134]평면을 통과할 때마다 발생한다.

조석 충격으로 인해 성단의 중심 부분만 남게 되고 별들은 [135]성단으로부터 몇 도 정도 떨어져 나갈 수 있습니다.이러한 꼬리는 일반적으로 성단의 궤도를 따라 성단의 앞과 뒤를 따르며 성단의 원래 질량의 상당 부분을 축적하여 뭉치 같은 특징을 [136]형성할 수 있습니다.예를 들어 구상성단 팔로마 5는 은하수를 통과한 후 궤도의 은하점 근처에 있습니다.별의 흐름은 이 성단의 궤도 경로의 앞과 뒤쪽으로 13,000광년 거리까지 뻗어 있습니다.조석 상호작용으로 팔로마 5의 질량이 상당 부분 사라졌습니다. 은하핵과의 더 많은 상호작용으로 팔로마 5는 [137]후광을 타고 은하수 주위를 도는 긴 별줄기로 변할 것으로 예상됩니다.

우리 은하는 궁수자리 왜소 구상 은하에서 궁수자리 물줄기를 통해 별과 구상 성단을 조밀하게 제거하는 과정에 있습니다.우리 은하 바깥 후광에 있는 구상 성단의 20%가 이 [138]은하에서 유래했을 수도 있습니다.예를 들어 팔로마 12는 궁수자리 왜소구형에서 유래했을 가능성이 높지만 지금은 은하수와 연관되어 [139][140]있습니다.이와 같은 조석 상호작용은 구상 성단에 운동 에너지를 더하여 증발 속도를 극적으로 증가시키고 [93]성단의 크기를 축소시킵니다.증발이 증가하면 노심 [93][141]붕괴가 가속화됩니다.

행성

천문학자들은 구상성단에 [142]있는 별들의 외부행성을 찾고 있다.2000년 구상성단 47의 거대 행성 탐사는 부정적으로 나타났으며, 이 행성들을 건설하는 데 필요한 무거운 원소들(구형성단이 적음)의 양이 최소한 태양 함량의 40%가 되어야 한다는 것을 시사했다.지구형 행성은 실리콘, 철, 마그네슘과 같은 무거운 원소로 만들어지기 때문에 구성원 별들은 태양 근처에 있는 별들보다 지구 질량의 행성을 거느릴 가능성이 훨씬 낮다.따라서 구상성단은 거주할 수 있는 지구형 [143]행성을 거느릴 가능성이 낮다.

메시에 4 구상 성단에서 쌍성계 PSR B1620-26의 펄서 주위를 도는 거대한 행성이 발견되었습니다.이 행성의 궤도이심하고 기울기가 매우 높은 것으로 보아 성단 내 다른 별 주위에서 형성되었다가 현재의 배열로 "[144]바뀌었을" 수도 있습니다.구상 성단에서 별들 사이에 근접하게 마주칠 가능성은 행성계를 교란시킬 수 있습니다; 일부 행성은 은하 주위를 도는 불량 행성이 되기 위해 자유로워집니다.항성에 가까운 궤도를 돌고 있는 행성들은 궤도 붕괴와 궤도 이심률 및 조석 [145]효과의 증가를 초래할 수 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

각주

  1. ^ 오메가 센타우리는 고대에 알려져 있었지만, 핼리는 성운으로서 오메가 센타우리의 본질을 발견했다.
  2. ^ 숫자 앞의 M은 샤를 메시에의 카탈로그를 의미하며, NGC는 존 드레이어의 새로운 일반 카탈로그에 수록되어 있습니다.
  3. ^ 할로우 섀플리의 실수는 은하수의 성간 먼지로 인해 악화되었는데, 은하수는 먼 물체(예: 구상성단)로부터 빛의 양을 흡수하고 감소시켜 멀리 있는 것으로 보입니다.
  4. ^ 집중 클래스는 때때로 로마 숫자 대신 아라비아 숫자(클래스 1~12)로 제공됩니다.

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