星團성단과 우리 銀河은하의 構造구조

◁ 星間성간 消光소광과 星間성간 티끌 ｜ 銀河은하의 回轉회전 曲線곡선과 暗黑암흑 物質물질 ▷
【背景배경】별의 進化진화
※ 星團성단과 세페이드 變光星변광성으로 잰 距離거리는 星間성간 消光소광을 補正보정해야 正確정확해지므로(1918秊년 섀플리가 우리 銀河은하의 크기를 實際실제보다 크게 잡은 原因원인 가운데 하나도 이 補正보정이 없었던 것입니다), 星間성간 消光소광(03-02)을 먼저 읽는 順序순서로 이었습니다.

■ 12行행宇우03-01: 星團성단의 C-M圖도를 利用이용하여 星團성단의 나이와 距離거리를 比較비교하고, 脈動變光星맥동변광성의 週期주기-光度광도 關係관계를 利用이용하여 우리銀河은하의 構造구조와 規模규모를 推論추론할 수 있다.

星團성단

같은 날 태어난 별들

星團성단은 같은 星雲성운에서 거의 同時동시에 태어나 重力중력으로 묶여 있는 별의 무리입니다. 한 星團성단의 별들은 太陽태양에서의 距離거리가 事實上사실상 같고, 나이와 처음의 化學화학 組成조성도 같으며, 다른 것은 質量질량뿐입니다. 하늘에 흩어진 별 하나하나는 距離거리도 나이도 제各各각각이어서 서로 比較비교하기 어렵지만, 星團성단은 다른 條件조건이 모두 같고 質量질량만 다른 별들을 한꺼번에 보여 주는 天然천연의 實驗室실험실인 셈입니다. 그래서 星團성단은 별의 進化진화 理論이론을 檢證검증하는 資料자료이자, 距離거리와 나이를 재는 道具도구가 됩니다.

星團성단은 생김새와 性質성질에 따라 크게 둘로 나뉩니다.

散開산개 星團성단은 圓盤원반의 氣體기체 구름에서 只今지금도 새로 만들어지고 있지만, 重力중력으로 묶인 힘이 弱약해 圓盤원반을 돌며 周圍주위의 氣體기체 구름이나 다른 별의 重力중력에 끌려 수億억 秊년 안에 흩어져 버립니다. 늙은 散開산개 星團성단이 드문 것은 이 때문입니다. 反面반면 球狀구상 星團성단은 별들이 단단히 묶여 있어 우리 銀河은하가 생겨날 무렵부터 只今지금까지 살아남았습니다. 우리 銀河은하에는 球狀구상 星團성단이 150여 個개 알려져 있습니다.

두 種族종족의 별

두 星團성단의 差異차이는 銀河은하 全體전체의 별에 그대로 擴張확장됩니다. 1944秊년 바데는 안드로메다 銀河은하를 觀測관측하다가 별들이 두 무리로 나뉜다는 것을 알아냈습니다. 螺旋나선팔과 圓盤원반에 있는 젊고 重元素중원소가 많은 별을 種族종족 Ⅰ, 膨大部팽대부와 헤일로에 있는 늙고 重元素중원소가 적은 별을 種族종족 Ⅱ라 합니다. 散開산개 星團성단은 種族종족 Ⅰ, 球狀구상 星團성단은 種族종족 Ⅱ의 代表대표입니다.

天文學천문학에서는 水素수소와 헬륨보다 무거운 元素원소를 통틀어 金屬금속, 그 比率비율을 金屬금속 含量함량이라 부릅니다. 「별의 進化」에서 본 것처럼 무거운 元素원소는 별의 內部내부와 超新星초신성 爆發폭발에서 만들어져 宇宙우주 空間공간으로 흩어지고, 그 物質물질로 다음 世代세대의 별이 태어납니다. 따라서 金屬금속 含量함량이 적은 種族종족 Ⅱ는 銀河은하가 아직 무거운 元素원소를 많이 만들지 못한 이른 時期시기에 태어난 별이고, 種族종족 Ⅰ은 여러 世代세대의 별이 물려준 物質물질로 태어난 뒤 世代세대의 별입니다. 별의 化學화학 組成조성이 곧 그 별이 태어난 時期시기의 記錄기록이 되는 것입니다.

C-M圖도

觀測者관측자의 H-R圖도

H-R圖도는 가로축에 表面표면 溫度온도, 세로축에 光度광도를 놓은 그래프입니다. 그런데 表面표면 溫度온도와 光度광도는 望遠鏡망원경으로 바로 재는 값이 아닙니다. 觀測者관측자가 直接직접 얻는 것은 별의 色색과 겉보기 밝기입니다. 그래서 觀測관측에서는 가로축에 色指數색지수, 세로축에 겉보기 等級등급이나 絶對절대 等級등급을 놓은 그래프를 쓰는데, 이를 色색-等級圖등급도, 줄여서 C-M圖도라 합니다.

色指數색지수는 같은 별을 서로 다른 色색의 필터로 찍어 얻은 等級등급의 差차입니다. 흔히 푸른빛(B)과 노란빛 領域영역의 可視光가시광(V) 필터를 써서 $B-V$로 나타냅니다. 等級등급은 밝을수록 작은 값이므로, 푸른빛이 더 센 뜨거운 별은 $B$ 等級등급이 $V$ 等級등급보다 작아 $B-V$가 작거나 陰數음수가 되고, 붉은 차가운 별은 $B-V$가 큽니다. 太陽태양의 $B-V$는 約약 0.65입니다. 色指數색지수는 表面표면 溫度온도와 一對一일대일로 對應대응하므로, C-M圖도의 가로축은 H-R圖도의 溫度軸온도축과 같은 구실을 합니다. 또 溫度온도가 높은 쪽이 왼쪽, 色指數색지수가 작은 쪽도 왼쪽이어서 그래프의 方向방향도 같습니다.

세로축이 문제입니다. 하늘의 아무 별이나 모아 C-M圖도를 그리면, 겉보기 等級등급은 實際실제 光度광도뿐 아니라 距離거리에도 左右좌우되므로 별들이 흩어져 아무 模樣모양도 나타나지 않습니다. 그러나 星團성단의 별들은 距離거리가 모두 같으므로, 겉보기 等級등급의 差차가 그대로 光度광도의 差차입니다. 星團성단의 C-M圖도에는 겉보기 等級등급만 써도 H-R圖도와 같은 主系列주계열, 赤色적색 巨星거성 가지 같은 模樣모양이 뚜렷이 나타납니다. 距離거리를 모르는 狀態상태에서도 星團성단 하나로는 H-R圖도와 같은 模樣모양을 얻을 수 있는 것입니다.

轉向點전향점과 星團성단의 나이

「별의 進化」에서 본 것처럼 質量질량이 큰 별일수록 主系列주계열에 머무는 時間시간이 짧습니다. 星團성단의 별들은 同時동시에 태어났으므로, 時間시간이 지날수록 主系列주계열의 위쪽, 곧 밝고 푸른 별부터 차례로 主系列주계열을 떠나 赤色적색 巨星거성으로 옮겨 갑니다. C-M圖도에서 主系列주계열이 위쪽에서 잘려 오른쪽 위로 꺾이는 자리를 轉向點전향점이라 하며, 轉向點전향점에 있는 별의 主系列주계열 壽命수명이 곧 星團성단의 나이입니다.

여러 星團성단의 C-M圖도를 겹쳐 보면 나이 差차가 한눈에 보입니다. 젊은 散開산개 星團성단은 主系列주계열이 꼭대기의 푸른 별까지 거의 다 남아 있고, 플레이아데스 星團성단처럼 나이가 約약 1億억 秊년 程度정도인 星團성단은 가장 무거운 별들만 主系列주계열을 떠났습니다. 球狀구상 星團성단은 轉向點전향점이 太陽태양보다 조금 가벼운 質量질량(約약 0.8倍배)까지 내려와 있고, 그 위에는 赤色적색 巨星거성 가지와 水平수평 가지가 뻗어 있습니다. 太陽태양 程度정도 質量질량의 별이 主系列주계열에 머무는 時間시간이 約약 100億억 秊년이므로, 球狀구상 星團성단의 나이는 100億억 秊년이 넘습니다. 球狀구상 星團성단이 우리 銀河은하에서 가장 오래된 天體천체에 속한다는 것은, 宇宙우주의 나이가 적어도 그보다는 많아야 한다는 制約제약이 되기도 했습니다.

C-M圖도는 金屬금속 含量함량의 差차도 보여 줍니다. 金屬금속이 적은 별은 같은 質量질량이라도 바깥층이 빛을 덜 吸收흡수해 조금 더 푸르고 뜨겁게 보이므로, 金屬금속이 적은 球狀구상 星團성단의 主系列주계열은 太陽태양 近處근처 별의 主系列주계열보다 조금 왼쪽에 놓입니다. 精密정밀한 比較비교를 할 때 같은 種族종족끼리 맞추어야 하는 까닭입니다.

主系列주계열 맞추기로 距離거리 재기

距離거리 指數지수

별의 距離거리를 밝기로 재는 原理원리는 單純단순합니다. 같은 光度광도의 별이라도 멀리 있으면 어둡게 보이고, 밝기는 距離거리의 제곱에 反比例반비례해 줄어듭니다. 별이 10 파섹(約약 32.6 光年광년) 떨어져 있다고 할 때의 等級등급을 絶對절대 等級등급 $M$이라 하면, 겉보기 等級등급 $m$과 距離거리 $d$(파섹) 사이에는 다음 關係관계가 成立성립합니다.

$m - M$을 距離거리 指數지수라 합니다. 距離거리 指數지수가 0이면 10 파섹, 5이면 100 파섹, 10이면 1,000 파섹이며, 距離거리 指數지수가 5 커질 때마다 距離거리는 10倍배가 됩니다. 絶對절대 等級등급을 알 수 있는 天體천체만 있다면, 겉보기 等級등급을 재서 距離거리를 구할 수 있다는 뜻입니다.

主系列주계열 맞추기

主系列星주계열성은 色指數색지수가 같으면 絶對절대 等級등급도 거의 같습니다. 年周연주 視差시차로 距離거리를 正確정확히 아는 가까운 별들로 主系列주계열의 標準표준 C-M圖도, 곧 色指數색지수와 絶對절대 等級등급의 關係관계를 먼저 만들어 둡니다. 그다음 距離거리를 모르는 星團성단의 C-M圖도를 겉보기 等級등급으로 그려, 그 主系列주계열이 標準표준 主系列주계열과 겹치도록 위아래로 옮깁니다. 色指數색지수는 距離거리와 關係관계없으므로 가로 方向방향으로는 움직일 必要필요가 없고, 겹칠 때까지 옮긴 세로 方向방향의 差차가 곧 距離거리 指數지수 $m - M$입니다. 이 方法방법을 主系列주계열 맞추기라 합니다. 星團성단의 별 수백 個개를 한꺼번에 맞추므로, 별 하나로 잴 때보다 훨씬 믿을 만한 값을 얻을 수 있습니다.

例예를 들어 어떤 星團성단에서 붉어짐을 補正보정한 色指數색지수 $B-V$가 0.65인 主系列星주계열성, 곧 太陽태양과 비슷한 별들의 겉보기 等級등급이 約약 10.6等등이라 합시다. 標準표준 主系列주계열에서 같은 色指數색지수의 별은 絶對절대 等級등급이 約약 4.8等등이므로 距離거리 指數지수는 約약 5.8이고, 距離거리는 다음과 같습니다.

그런데 星團성단과 우리 사이의 星間성간 티끌이 빛을 조금 가리고 있다면, 星團성단은 實際실제보다 어둡게 보여 距離거리 指數지수가 그만큼 크게 나옵니다. 이 星團성단의 빛이 星間성간 티끌 때문에 0.12等등 어두워졌다면 眞진짜 距離거리 指數지수는 約약 5.68이고, 距離거리는 約약 137 파섹, 곧 約약 450 光年광년이 됩니다. 이 數値수치는 實際실제로 플레이아데스 星團성단의 값에 가깝습니다. 가까운 星團성단에서는 補正보정이 몇 퍼센트에 그치지만, 銀河은하 圓盤원반 깊숙이 있는 먼 天體천체에서는 빛이 몇 等級등급씩 어두워져 距離거리가 몇 倍배나 틀릴 수 있습니다. 星間성간 티끌은 빛을 어둡게 할 뿐 아니라 붉게도 만들어 色指數색지수까지 바꾸어 놓으므로, 主系列주계열 맞추기에서는 가로 方向방향의 붉어짐도 함께 補正보정해야 합니다. 이 補正보정의 原理원리는 「星間 消光과 星間 티끌」에서 다루었습니다. 星間성간 消光소광으로 어두워진 等級등급을 $A$라 하면, 距離거리 指數지수의 關係式관계식은 $m - M = 5\log d - 5 + A$가 됩니다.

脈動變光星맥동변광성으로 재는 距離거리

週期주기-光度광도 關係관계

主系列주계열 맞추기는 星團성단의 主系列星주계열성을 하나하나 가려 볼 수 있을 만큼 가까운 範圍범위에서만 쓸 수 있습니다. 더 먼 곳을 재려면 훨씬 밝으면서도 光度광도를 알 수 있는 天體천체가 必要필요합니다. 그 구실을 하는 것이 밝기가 規則的규칙적으로 變변하는 脈動變光星맥동변광성입니다. 脈動變光星맥동변광성의 光度曲線광도곡선과 種類종류는 「變光星과 超新星」에서 살펴보았습니다.

1912秊년 美國미국 하버드 天文臺천문대의 리비트는 小소마젤란 雲운에 있는 세페이드 變光星변광성들을 調査조사하다가, 變光변광 週期주기가 긴 별일수록 겉보기 平均평균 밝기가 밝다는 것을 發見발견했습니다. 小소마젤란 雲운의 별들은 모두 거의 같은 距離거리에 있으므로, 겉보기 밝기의 差차는 곧 光度광도의 差차입니다. 週期주기를 재면 光度광도를 알 수 있다는 이 關係관계를 週期주기-光度광도 關係관계라 합니다. 남은 일은 가까운 세페이드 몇 個개의 距離거리를 따로 재서 이 關係관계의 눈금을 絶對절대 等級등급으로 맞추는 것이었고, 이듬해 헤르츠스프룽이 처음으로 그 눈금을 매겼습니다. 이제 어느 銀河은하에서든 세페이드 變光星변광성을 찾아 週期주기를 재면, 週期주기에서 絶對절대 等級등급을, 겉보기 等級등급과 견주어 距離거리를 구할 수 있습니다.

球狀구상 星團성단에는 세페이드보다 어둡고 週期주기가 하루 以下이하로 짧은 거문고자리 RR型형 變光星변광성이 많습니다. 이 별들은 週期주기와 거의 關係관계없이 絶對절대 等級등급이 約약 +0.5等등 안팎으로 비슷하다는 便利편리한 性質성질이 있어서, 하나만 찾아도 그 球狀구상 星團성단의 距離거리를 어림할 수 있습니다.

섀플리의 우리 銀河은하

1918秊년 美國미국의 섀플리는 이 變光星변광성들을 利用이용해 우리 銀河은하의 球狀구상 星團성단 수십 個개의 距離거리를 재고 그 立體的입체적인 分布분포를 그렸습니다. 結果결과는 놀라웠습니다. 球狀구상 星團성단들은 太陽태양 周圍주위가 아니라 궁수자리 方向방향의 먼 한 點점을 中心중심으로 공 模樣모양으로 모여 있었습니다. 球狀구상 星團성단은 銀河은하의 質量질량 中心중심을 中心중심으로 分布분포할 것이므로, 그 中心중심이 곧 우리 銀河은하의 中心중심이고 太陽태양은 中心중심에서 멀리 떨어진 가장자리 쪽에 있다는 結論결론이 나옵니다. 코페르니쿠스가 地球지구를 宇宙우주의 中心중심에서 끌어내린 것처럼, 섀플리는 太陽태양을 銀河은하의 中心중심에서 끌어내린 것입니다.

이와 맞선 것은 별의 數수를 方向방향별로 세어 얻은 작은 銀河은하 模型모형으로, 1922秊년 네덜란드의 캅테인이 完成완성했습니다. 어느 方向방향으로 보든 멀어질수록 별이 비슷하게 줄어들었으므로, 캅테인은 太陽태양이 지름 수萬만 光年광년의 납작한 별 무리의 中心중심 가까이에 있다고 보았습니다. 오늘날 보면 이것은 星間성간 티끌 때문에 생긴 錯視착시였습니다. 圓盤원반 方向방향으로는 어느 쪽이든 티끌에 가려 비슷한 距離거리까지만 보이므로, 우리가 어디에 있든 自身자신이 中心중심에 있는 것처럼 보이는 것입니다. 圓盤원반을 벗어난 헤일로의 球狀구상 星團성단은 티끌에 덜 가려지므로, 섀플리는 이 錯視착시를 피할 수 있었습니다.

그러나 섀플리가 얻은 우리 銀河은하의 크기는 지름 約약 30萬만 光年광년, 太陽태양에서 中心중심까지 約약 5萬만 光年광년으로 오늘날 값의 두세 倍배에 이르렀습니다. 그 主주된 原因원인 가운데 하나가 星間성간 消光소광이었습니다. 圓盤원반 가까이의 球狀구상 星團성단은 티끌에 가려 實際실제보다 어둡게 보였고, 이를 補正보정하지 않았으니 더 멀리 있는 것으로 計算계산된 것입니다. 星間성간 消光소광의 存在존재는 1930秊년 트럼플러가 散開산개 星團성단을 硏究연구하며 確立확립했습니다. 섀플리의 큰 그림은 方向방향이 옳았지만, 그 눈금은 星間성간 消光소광을 알고 나서야 바로잡힐 수 있었습니다.

大論爭대논쟁

1920秊년 섀플리와 커티스는 宇宙우주의 크기를 두고 公開공개 討論토론을 벌였습니다. 「銀河의 分類와 特異 銀河」에서 본 그 大論爭대논쟁입니다. 섀플리는 우리 銀河은하가 매우 크므로 螺旋나선 星雲성운들은 그 안의 天體천체라고 보았고, 커티스는 우리 銀河은하가 지름 3萬만 光年광년 程度정도로 작고 太陽태양이 그 中心중심 가까이에 있으며, 螺旋나선 星雲성운은 우리 銀河은하 밖의 獨立독립된 銀河은하라고 主張주장했습니다. 結果결과는 두 사람이 한 가지씩 맞힌 셈이었습니다. 太陽태양이 銀河은하의 中心중심에서 멀리 떨어져 있다는 섀플리가 옳았고, 螺旋나선 星雲성운이 外部銀河외부은하라는 커티스가 옳았습니다. 두 사람 모두 消光소광이 距離거리와 크기 測定측정에 주는 影響영향은 補正보정하지 못했다는 것이 각자의 틀린 部分부분과 이어져 있다는 點점도 興味흥미롭습니다. 이 論爭논쟁은 1920秊代년대 中盤중반 허블이 안드로메다 星雲성운에서 세페이드 變光星변광성을 찾아 그 距離거리를 잼으로써 끝났습니다.

1952秊년에는 바데가 세페이드 變光星변광성에도 種族종족 Ⅰ에 속하는 古典的고전적 세페이드와 種族종족 Ⅱ에 속하는 더 어두운 種類종류가 있다는 것을 밝혔습니다. 두 種類종류를 같은 週期주기-光度광도 關係관계로 다루었던 탓에 안드로메다까지의 距離거리가 過小과소 評價평가되어 있었고, 이 補正보정으로 外部銀河외부은하들의 距離거리가 한꺼번에 두 倍배 가까이 늘어났습니다. 距離거리의 눈금은 이처럼 한 段階단계의 誤差오차가 그 위의 모든 段階단계로 퍼지는 構造구조를 가지고 있습니다.

距離거리의 사다리

天文學천문학에서 하나의 方法방법으로 모든 距離거리를 잴 수는 없습니다. 가까운 곳은 正確정확하지만 멀리 닿지 못하는 方法방법으로, 먼 곳은 멀리 닿지만 눈금을 따로 맞추어야 하는 方法방법으로 재고, 서로 겹치는 範圍범위에서 앞의 方法방법으로 뒤의 方法방법의 눈금을 맞추어 나갑니다. 이를 距離거리의 사다리라 합니다.

年周연주 視差시차는 幾何學기하학만으로 距離거리를 재므로 사다리의 바탕입니다. 2013秊년에 쏘아 올린 유럽 宇宙機構우주기구의 가이아 衛星위성은 10億억 個개가 넘는 별의 視差시차를 精密정밀하게 재서, 星團성단의 距離거리와 세페이드의 눈금을 크게 改善개선했습니다. 사다리의 위쪽 段階단계는 「變光星과 超新星」의 Ia型형 超新星초신성과 「宇宙의 膨脹과 現代 宇宙論」의 허블-르메트르 法則법칙으로 이어집니다. 어느 段階단계에서든 星間성간 消光소광을 補正보정하지 않으면 그 誤差오차가 위쪽 段階단계 全體전체로 퍼지므로, 消光소광의 補正보정은 사다리의 모든 칸에 걸린 問題문제입니다.

오늘날의 우리 銀河은하

構造구조

섀플리 以後이후 한 世紀세기 동안의 觀測관측으로 그려진 우리 銀河은하의 모습은 다음과 같습니다. 銀河은하의 大部分대부분 별과 氣體기체, 티끌은 지름 約약 10萬만 光年광년, 두께 約약 1,000 光年광년의 납작한 圓盤원반에 모여 있으며, 圓盤원반에는 螺旋나선팔이 있습니다. 中心部중심부에는 늙은 별이 빽빽한 膨大部팽대부가 있고, 1990秊代년대 以後이후 赤外線적외선 觀測관측으로 膨大部팽대부가 길쭉한 막대 模樣모양이라는 것이 밝혀져 우리 銀河은하는 막대 螺旋나선 銀河은하로 分類분류됩니다. 圓盤원반과 膨大部팽대부 全體전체를 공 模樣모양으로 넓게 둘러싼 領域영역을 헤일로라 하는데, 球狀구상 星團성단과 늙은 種族종족 Ⅱ 별들이 드문드문 퍼져 있습니다. 太陽태양은 中心중심에서 約약 2萬만 6千천 光年광년 떨어진 圓盤원반 안에서 中心중심을 돌고 있습니다.

안에서 보기의 어려움

우리 銀河은하는 그 안에 들어 있는 우리가 全體전체 模樣모양을 볼 수 없다는 點점에서 다른 銀河은하보다 오히려 알기 어렵습니다. 銀河水은하수의 中心중심은 可視光가시광으로는 짙은 티끌에 가려 거의 보이지 않으며, 赤外線적외선과 電波전파 같은 긴 波長파장의 빛으로 티끌을 뚫고 보아야 합니다. 螺旋나선팔의 模樣모양과 數수도 아직 完全완전히 確定확정되지 않았습니다. 우리 銀河은하의 構造구조를 推論추론하는 일은, 섀플리가 球狀구상 星團성단의 分布분포에서 中心중심을 찾아냈듯이 볼 수 있는 天體천체의 距離거리와 分布분포를 모아 보이지 않는 全體전체를 再構成재구성하는 作業작업입니다. 圓盤원반의 별과 氣體기체가 中心중심을 도는 速度속도를 재면 銀河은하의 質量질량까지 알 수 있는데, 그 結果결과는 「銀河의 回轉 曲線과 暗黑 物質」에서 이어집니다.

整理정리

星團성단은 같은 條件조건에서 태어난 별들이 時間시간에 따라 어떻게 달라지는지를 보여 주어 나이를 알려 주고, 標準표준 主系列주계열과의 比較비교로 距離거리를 알려 줍니다. 그리고 脈動變光星맥동변광성은 그 距離거리의 눈금을 星團성단이 닿지 않는 먼 곳까지 넓혀 줍니다. 섀플리는 이 道具도구들로 太陽태양이 銀河은하의 中心중심이 아님을 밝혔지만, 變光星변광성의 光度광도 눈금이 어긋나고 星間성간 티끌을 考慮고려하지 못해 銀河은하의 크기를 크게 잡았습니다. 우리가 볼 수 있는 것과 實際실제로 있는 것의 差異차이를 끊임없이 補正보정해 나가는 過程과정이 곧 우리 銀河은하의 모습을 알아 온 歷史역사입니다.