성단

Star cluster
헤라클레스자리에 있는 구상 성단 메시에 92

성단은 큰 별들의 집단입니다.두 가지 유형의 성단은 크게 구분할 수 있는데, 구상 성단은 중력에 의해 묶여 있는 10,000개에서 수백만 개의 오래된 별들로 이루어진 밀집된 그룹이며, 산개 성단은 일반적으로 수백 개 미만의 구성원을 포함하고 있으며 종종 매우 젊습니다.산개 성단은 은하를 통해 이동하면서 거대한 분자 구름의 중력에 의해 시간이 지남에 따라 교란되지만, 성단 구성원들은 더 이상 중력에 의해 묶여있지 않더라도 우주를 통해 대체로 같은 방향으로 계속 이동할 것입니다; 그리고 나서 그들은 항성 성협으로 알려져 있습니다, 때때로 때때로 또한 언급되기도 합니다.움직이는 그룹

맨눈으로 볼 수 있는 성단으로는 플레이아데스 성단, 히아데스 성단, 큰부리새자리 47 등이 있다.

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플레이아데스 성단은 반사 성운으로 둘러싸인 뜨겁고 푸른 별들로 이루어진 산개 성단입니다.

산개성단은 구상성단과 매우 다릅니다.구형으로 분포된 구면과는 달리, 그것들은 은하평면에 한정되어 있으며, 거의 항상 나선팔 안에서 발견됩니다.이들은 일반적으로 몇 천 만 년 전의 젊은 물체이며,[1] 예를 들어 메시에 67(가장 가깝고 가장 많이 관찰된 오래된 산개성단)과 같이 몇 십억 년 전의 드문 예외도 있습니다.이들은 오리온 성운과 같은 H II 영역을 형성합니다.

산개성단은 보통 약 30광년 직경의 영역 내에서 수백 명까지의 구성원을 포함합니다.구상성단보다 인구가 훨씬 적기 때문에, 그들은 중력에 의해 단단히 묶이지 않고, 시간이 지남에 따라 거대 분자 구름과 다른 성단의 중력에 의해 방해됩니다.성단 구성원들 간의 근접한 만남은 '증발'로 알려진 과정인 별의 방출을 초래할 수도 있다.

가장 눈에 띄는 산개성단은 황소자리에 있는 플레이아데스 성단과 히아데스 성단이다.H+Ki 페르세이의 이중 성단은 어두운 하늘에서도 두드러질 수 있습니다.산개성단은 종종 뜨겁고 젊은 청색별들이 지배하는데, 이러한 별들은 항성에서는 수명이 짧지만, 수천만 년밖에 지속되지 않기 때문에 산개성단은 이러한 별들이 죽기 전에 흩어지는 경향이 있기 때문입니다.

산개성단까지의 정확한 거리를 설정하면 표준 초로 사용되는 세페이드 변광성이 보여주는 주기-광도 관계를 보정할 수 있습니다.두피드는 밝기 때문에 멀리 떨어진 은하까지의 거리와 우주의 팽창 속도(허블 상수)를 모두 설정하는 데 사용할 수 있습니다.실제로 산개성단 NGC 7790에는 이러한 [2][3]노력에 필수적인 세 개의 고전적인 세페이드 성단이 있습니다.

임베디드 클러스터

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주변 구름을 투과하는 X선으로 볼 수 있는 내장 사다리꼴
NGC 3572 및 그 주변 성단

포함된 성단은 종종 광학 관측에 의해 투과되지 않는 성간 먼지 또는 가스에 부분적으로 또는 완전히 둘러싸인 매우 어린 별들의 집단입니다.내장된 성단은 분자 구름에서 형성되는데, 이때 구름이 무너져 별이 형성되기 시작합니다.이러한 성단에서는 종종 별의 형성이 진행되기 때문에, 내장된 성단은 원시성단이나 주계열성 전 항성을 포함한 다양한 유형의 젊은 항성들이 살고 있을 수 있습니다.포함된 성단의 예로는 오리온 성운에 있는 사다리꼴 성단이 있습니다.① 오피우치 구름(L1688) 코어 영역에는 내장 [4]클러스터가 있습니다.

포함된 성단 단계는 수백만 년 동안 지속될 수 있으며, 그 후 별 형성에 의해 구름 속의 가스가 고갈되거나 방사선 압력, 항성풍과 유출 또는 초신성 폭발에 의해 분산됩니다.일반적으로 구름이 흩어지기 전에 구름 질량의 30% 미만이 항성으로 전환되지만, 이 비율은 구름의 특히 밀도가 높은 부분에서 더 높을 수 있습니다.구름의 질량이 감소함에 따라 시스템의 에너지가 변화하여 종종 성단의 붕괴로 이어집니다.대부분의 젊은 내장 성단은 별의 [5]형성이 끝난 직후에 흩어집니다.

은하계에서 발견된 산개성단은 초기 성단 진화에서 살아남을 수 있었던 이전의 내장된 성단입니다.하지만,[6] 태양을 포함한 거의 모든 자유롭게 떠다니는 별들은 원래 [5]분해된 내장된 성단에서 태어났습니다.

구상 성단

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HST가 촬영한 구상성단 메시에 15

구상성단은 대략 10,000에서 수백만 개의 별들로 이루어진 대략적인 구형의 집단으로, 지름 10에서 30광년 사이의 영역으로 채워져 있습니다.이들은 일반적으로 태양 [7]질량이 2개 미만인 노란색과 빨간색으로 이루어진 매우 오래된 종족 II 별들로 구성되어 있다.이러한 별들은 뜨겁고 질량이 더 큰 별들이 초신성으로 폭발하거나 행성상 성운 단계를 거쳐 백색왜성으로 끝나기 때문에 성단 내에서 우세합니다.그러나 소수의 희귀한 청색 별들은 지구상에 존재하며, 밀집된 내부 영역에서 별의 합성으로 인해 형성되는 것으로 생각됩니다. 이러한 별들은 청색 낙오성으로 알려져 있습니다.

우리 은하에서 구상 성단은 은하 중심 주변의 은하 후광에 대략적으로 구형으로 분포되어 있으며, 매우 타원형 궤도를 그리며 중심 주위를 돌고 있습니다.1917년 천문학자 할로우 섀플리는 구상성단의 분포를 바탕으로 은하 중심에서 태양까지의 거리를 최초로 추정했다.

1990년대 중반까지 구상성단은 천문학에서 큰 미스터리의 원인이었는데, 이는 별의 진화 이론이 우주의 추정 나이보다 더 큰 구상성단의 가장 오래된 구성원들의 나이를 제시했기 때문입니다.그러나 히파르코스 위성을 이용한 구상성단과의 거리 측정이 크게 향상되고 허블상수의 측정이 더욱 정확해지면서 우주의 나이는 약 130억 년, 가장 나이가 많은 별의 나이는 수억 년 더 낮아지면서 역설은 해결되었습니다.

우리 은하에는 약 150개의 구상 [7]성단이 있으며, 그 중 일부는 구상 성단 M79의 경우와 같이 이전에 우리 은하 바깥 가장자리에서 별들이 벗겨진 작은 은하들의 중심핵이 포착되었을 수 있습니다. 일부 은하는 우리 은하보다 구상 성단이 훨씬 더 풍부합니다.거대 타원은하 M87은 천 개 이상을 포함하고 있습니다.

가장 밝은 구상성단 중 몇 개는 육안으로 볼 수 있으며, 가장 밝은 오메가 센타우루스자리 성단은 망원경 시대 이전에 관측되어 별 목록으로 작성되었습니다.북반구에서 가장 밝은 구상성단은 헤라클레스자리에 있는 M13입니다.

초성단

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슈퍼 성단은 최근 별이 형성된 매우 큰 영역이며 구상 성단의 전조라고 생각됩니다.예를 들어 우리은하의 [8]웨스터룬드 1이 있습니다.

중간 양식

메시에 68, 구성 별이 지름 100광년 이상의 공간에 걸쳐 있는 느슨한 구상 성단

2005년에 천문학자들은 안드로메다 은하에서 몇 가지 면에서 구상 성단과 매우 유사하지만 밀도가 낮은 새로운 형태의 성단을 발견했습니다.그러한 성단(확장 구상성단이라고도 함)은 은하수에서 알려져 있지 않습니다.안드로메다 은하에서 발견된 세 개는 M31WFS C1[9] M31WFS C2와 M31WFS C3입니다.

새로 발견된 이 성단에는 구상성단과 비슷한 수인 수십만 개의 별이 포함되어 있습니다.성단은 또한 구상성단과 다른 특징들, 예를 들어 항성종족과 금속성분을 공유합니다.구상성단과 구별되는 것은 이 성단이 훨씬 더 크고(직경 수백 광년), 밀도가 수백 배 낮다는 것입니다.따라서 별들 사이의 거리는 훨씬 더 깁니다.이 성단은 구상 성단과 왜소 구상 [10]은하 사이의 중간 성질을 가지고 있습니다.

이러한 성단이 어떻게 형성되는지는 아직 알려지지 않았지만, 이들의 형성은 구상 성단과 관련이 있을 수 있습니다.왜 M31에 이러한 성단이 있는지, 은하수는 아직 밝혀지지 않았습니다.다른 은하에도 이런 종류의 성단이 있는지는 알려지지 않았지만, M31이 유일하게 성단을 [10]확장했을 가능성은 매우 낮습니다.

또 다른 형태의 성단은 희미한 솜털로, 지금까지 NGC 1023이나 NGC 3384와 같은 렌즈형은하에서만 발견되었습니다.이들은 구상 성단에 비해 크기가 크고, 숙주 은하의 중심 주위에 고리 모양의 분포가 있는 것이 특징입니다.후자로서는 오래된 [11]물건인 것 같다.

천문학적 의미

메시에[12] 67 성단 내 별 주위를 도는 외계행성에 대한 아티스트의 인상

성단은 천문학의 많은 분야에서 중요하다.그 이유는 오래된 성단에 있는 거의 모든 별들이 거의 동시에 태어났기 때문입니다.성단에 있는 모든 별의 다양한 특성은 질량의 함수일 뿐이므로, 별의 진화 이론은 산개 성단과 구상 성단의 관측에 의존합니다.이것은 주로 오래된 구상 성단에 해당됩니다.젊은 층(나이 < 1 Gyr)과 중년층(1 < 나이 < 5 Gyr)의 경우 연령, 질량, 화학적 조성 등의 요소도 중요한 역할을 할 수 있다.그들의 나이에 근거하여, 성단은 그들의 숙주 은하에 대한 많은 정보를 드러낼 수 있습니다.예를 들어, 마젤란 구름에 있는 성단은 마젤란 구름 왜소은하의 형성에 대한 중요한 정보를 제공할 수 있습니다.이것은 우리 은하에서 일어나는 많은 천체물리학적 과정을 이해하는 데 도움을 줄 수 있습니다.이 성단들, 특히 어린 성단은 우리 은하에서 일어났을 수도 있는 별의 형성 과정을 설명할 수 있습니다.

성단은 또한 우주의 거리 규모를 결정하는 중요한 단계입니다.가장 가까운 군집 중 일부는 시차를 사용하여 거리를 측정할 수 있을 만큼 충분히 가깝습니다.Hertzsprung-Russell 도표는 광도 축에 알려진 절대값을 갖는 이러한 군집에 대해 표시할 수 있습니다.그런 다음 거리를 알 수 없는 군집에 대해 유사한 도표를 그릴 때 주계열 위치를 첫 번째 군집의 위치와 추정된 거리를 비교할 수 있습니다.이 프로세스를 주계열 피팅이라고 합니다.이 방법을 사용할 때는 적색과 항성 집단을 고려해야 합니다.

태양을 포함한 은하계에 있는 거의 모든 별들은 처음에는 분해된 성단이 내장된 지역에서 태어났습니다.이는 별과 행성계의 특성이 초기 성단 환경의 영향을 받았을 수 있다는 것을 의미합니다.이것은 우리 태양계의 경우인 것처럼 보이는데, 우리 태양계 역사 초기에 화학 물질이 가까운 별에서 온 초신성의 영향을 가리킵니다.

별 구름

왼쪽 아래에 개방형 클러스터 Messier 11이 있는 Squutum Star Cloud

엄밀히 말해 성단이 아닌, 별 구름은 은하 내에 있는 많은 별들로 이루어진 큰 집단으로, 매우 많은 광년의 공간에 퍼져 있습니다.종종 그들 안에 성단이 있습니다.별들은 빽빽하게 들어찬 것처럼 보이지만, 보통 어떤 [13]구조에도 속하지 않습니다.은하수 내에서는 별 구름이 대격벽의 먼지 구름 사이를 통해 나타나며, 우리의 특정한 [14]시야를 따라 더 깊이 볼 수 있습니다.별 구름은 근처의 다른 [15]은하에서도 확인되었습니다.별 구름의 예로는 안드로메다 은하의 큰 궁수자리 성운, 작은 궁수자리 성운, 스쿠텀 성운, 백조자리 성운, 노마 성운, NGC 206 등이 있습니다.

명명법

1979년 국제천문연맹 17차 총회는 은하 내에서 새롭게 발견된 산개성단 또는 구상성단을 항상 접두사 C로 시작하는 "Chhmm±ddd"에 따라 명명할 것을 권고했다. 여기서 h, m, d는 성단 중심부의 대략적인 좌표(r)를 나타낸다.선행 0을 사용하여 각각 상승 및 하강 정도를 나타냅니다.클러스터 [16]센터의 위치에 대한 후속 측정값이 개선되더라도 일단 할당된 지정은 변경되지 않습니다.그러한 명칭 중 첫 번째는 1982년 [17][18]Gosta Lynga에 의해 지정되었다.

「 」를 참조해 주세요.

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레퍼런스

  1. ^ Brent A. Archinal; Steven J. Hynes (2003). Star Clusters. Willmann-Bell. ISBN 978-0-943396-80-4.
  2. ^ Sandage, Allan (1958). "Cepheids in Galactic Clusters. I. CF Cass in NGC 7790". The Astrophysical Journal. 128: 150. Bibcode:1958ApJ...128..150S. doi:10.1086/146532.
  3. ^ Majaess, D.; Carraro, G.; Moni Bidin, C.; Bonatto, C.; Berdnikov, L.; Balam, D.; Moyano, M.; Gallo, L.; Turner, D.; Lane, D.; Gieren, W.; Borissova, J.; Kovtyukh, V.; Beletsky, Y. (2013). "Anchors for the cosmic distance scale: The Cepheids U Sagittarii, CF Cassiopeiae, and CEab Cassiopeiae". Astronomy & Astrophysics. 560: A22. arXiv:1311.0865. Bibcode:2013A&A...560A..22M. doi:10.1051/0004-6361/201322670. S2CID 55934597.
  4. ^ Greene, Thomas P; Meyer, Michael R (1995). "An Infrared Spectroscopic Survey of the rho Ophiuchi Young Stellar Cluster: Masses and Ages from the H-R Diagram". Astrophysical Journal. 450: 233. Bibcode:1995ApJ...450..233G. doi:10.1086/176134.
  5. ^ a b Lada, Charles J.; Lada, Elizabeth A. (2003). "Embedded Clusters in Molecular Clouds". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1): 57–115. arXiv:astro-ph/0301540. Bibcode:2003ARA&A..41...57L. doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. ISSN 0066-4146. S2CID 16752089.
  6. ^ Gounelle, M.; Meynet, G. (2012-08-27). "Solar system genealogy revealed by extinct short-lived radionuclides in meteorites". Astronomy & Astrophysics. EDP Sciences. 545: A4. arXiv:1208.5879. Bibcode:2012A&A...545A...4G. doi:10.1051/0004-6361/201219031. ISSN 0004-6361. S2CID 54970631.
  7. ^ a b Dinwiddie, Robert; Gater, Will; Sparrow, Giles; Stott, Carole (2012). Stars and Planets. Nature Guide. DK. pp. 14, 134–137. ISBN 978-0-7566-9040-3.
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  13. ^ Patrick Moore (2005). The Observer's Year: 366 Nights in the Universe. Springer. p. 199. ISBN 1-85233-884-9.
  14. ^ Bob King (2016-07-13). "Paddle the Milky Way's Dark River". skyandtelescope.org. Retrieved 2020-09-29.
  15. ^ Bob King (2016-10-05). "Resolving Andromeda - How to See Stars 2.5 Million Light-Years Away". skyandtelescope.org. Retrieved 2020-09-20.
  16. ^ XVIIth General Assembly (PDF) (14–23 August 1979). Montreal, Canada: International Astronomical Union. Summer 1979. p. 13. Archived (PDF) from the original on 18 January 2015. Retrieved 18 December 2014.
  17. ^ Lynga, G. (October 1982). "IAU numbers for some recently discovered clusters". Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 23: 89. Bibcode:1982BICDS..23...89L.
  18. ^ "Dictionary of Nomenclature of Celestial Objects". Simbad. Centre de données astronomiques de Strasbourg. 1 December 2014. Archived from the original on 8 October 2014. Retrieved 21 December 2014.

외부 링크