어제 휴스턴 할아버지의 Deep Sky Wonders를 마지막으로 공부했습니다.

지금까지는 그냥 파워포인트로 올렸는데, 좀 부족한 것 같아서 풀어 써 봤습니다.

시간 나는 대로 다른 얘기도 올려 보겠습니다.

Saggita(화살자리)의 위치입니다.

스텔라리움 캡처에서 보면 위로는 Vulpecula, 동쪽으로 Delphinus, 남쪽으로 Aquila, 서쪽으로는 의외로 Hercules와 붙어 있는 것을 알 수 있습니다.

3-4등급 정도의 밝기 별 여러 개가 화살 모양을 이루기 때문에 여름철 은하수 위에서 방향을 잡는데 도움을 주는 별자리입니다.

별자리 안의 M71뿐 아니라, Vulpecula의 M27, Coathanger를 찾아갈때 시작점으로 이용됩니다.

별자리의 공식적인 크기는 매우 작아서 전체에서 끝에서 세번째로 작습니다. (2등은 Equulus, 영예의 1등은 Crux입니다.)

휴스턴의 DSW에 보면 이 별자리의 대상들의 대부분은 RNGC에서 "non-existent"라고 되어 있다고 합니다.

이 얘기는 다음에 다루도록 하고요.

먼저 가장 유명한 M71을 보도록 하겠습니다.

M71은 많은 별들이 compact하게 몰려 있기는 하지만, 특이하게도 일반적인 구상성단에서 보이는 중심부의 별의 밀집이 잘 보이지 않습니다. 그래서 이 성단이 산개성단인지 구상성단인지에 대한 논란이 끊임없이 제기되어 왔습니다.

20세기 초의 위대한 천문학자이자 구상성단 전문가인 Shapley는 이 대상을 산개성단으로 분류했었고, 산개성단 연구에 큰 이름을 남긴 Trumpler도 이 대상을 산개성단이라고 했습니다.

Burnham은 확실하지는 않지만 구상성단인 것 같다고 했습니다.

Houston은 10인치 100배에서 "decidedly like an open cluster"라고 해서 산개성단쪽에 무게를 싣고 있습니다.

분광천문학이 발전되면서 이 대상의 metallicity가 밝혀 졌는데, 일반적인 구상성단에서는 별들이 주로 수소와 헬륨으로만 이루어진 반면, 이 대상에서는 그 보다 무거운 원소들의 흡수선이 관측되면서 metallicity가 보통의 구상성단 보다는 훨씬 높은 것이 알려지게 됩니다.

그리고 성단의 별들 각각의 HR diagram을 그려보면 일반적인 구상성단에서 보이는 Horizontal branch가 잘 안보입니다.

또한 일반적인 구상성단에서 대부분 발견되는 RR Lyrae 변광성이 단 하나도 발견 안 되었습니다.

이 세가지 천문학적인 발견에 의해 1970년대 까지는 M71이 산개성단이라는 쪽으로 기우는 듯 했습니다.

하지만 성단의 HR diagram을 좀더 세밀하게 분석해 보니 짧지만 뚜렷한 Horizontal branch가 나타나고

Main sequence turn off를 이용해서 성단의 나이를 추정하니 100억년에 가까운 것으로 드러났습니다.

그래서 지금은 M71을 비교적 젊고 loose한 구상성단으로 간주합니다.

Horizontal branch와 RR Lyrae 변광성에 대해서 생소하실 수 있기 때문에 조금 부연 설명 드립니다.

구상성단은 같은 시기에 같은 물질로 만들어 진 별의 무리로 생각합니다.

각각 별들의 차이는 각각 별들의 초기 질량이 어떻게 다른가에 의해 결정됩니다.

그래서 일반적인 구상성단의 HR diagram (이 경우는 Color-Magnitude Diagram이라고도 부름)을 그려보면 다음과 같습니다.

이 그림을 조금 설명드리면

처음 구상성단이 만들어 질때 CMD를 그렸였다면 모든 별들이 좌상방에서 우하방으로 대각선 위에 놓여 있을 것입니다.

좌상방에는 질량이 큰 별, 우하방에는 질량이 작은 별들이 위치합니다. 이를 main sequence (주계열성) 이라고 합니다.

시간이 지나면서 큰 질량의 별들이 하나씩 주계열을 떠나서 우상방으로 가게 됩니다.

120억년이 지난 오늘날 구상성단을 본다면 좌상방의 별들은 모두 주계열에서 떠나게 되는데, 어디에서 꺽이는 지를 main sequence turn off라고 부르고 이를 이용해서 구상성단의 나이를 알 수 있습니다. (turn off가 왼쪽에 있으면 젊은 구상성단, 오른쪽에 있으면 늙은 구상성단)

이를 도식화 한 그림을 보겠습니다.

주계열성의 별들은 core에서 수소의 핵융합에 의해 중력수축 에너지와 평형을 이루는 에너지를 만들어내어서 그 크기와 밝기가 유지된다는 것은 잘 아실 겁니다. (아래 그림에서 첫번째 그림입니다.)

그런데 이때 수소의 핵융합에 의해 만들어진 헬륨은 어디로 갈까요?

헬륨은 수소보다 무겁기 때문에 코어의 더 안쪽으로 모이게 됩니다. 시간이 지나면서 (태양의 경우 90억년 정도) 코어의 수소가 모두 소진되면 중력에 의해 헬륨이 수축하게 됩니다. 이때 코어는 열을 내게 되는데 이에 의해 별 전체의 광도는 높아지게 됩니다. 동시에 코어로부터의 이 열에너지에 의해 코어 바로 바깥 부위에서 수소 융합이 일어나게 되는데 이를 hydrogen burning shell이라고 합니다.  이 코어 바깥의 shell에서 일어나는 수소융합 에너지에 의해서 thermal pressure가 내부에서 외부 방향으로 만들어 집니다. 따라서 별의 크기가 커지게 됩니다. 이런 별들을 주계열을 떠나서 red giant branch에 있다고 말합니다.(아래 두번째 그림)

광도가 밝아지니까 그래프상에서 위로 올라가지만, 크기가 덩달아서 커지니까 별표면에서는 단위 면적당 에너지는 오히려 줄어들어서 표면 온도가 감소하게 됩니다. 즉, 오른쪽으로 가게 되지요. 그래서 HR diagram에서 우상방으로 간다는 표현을 씁니다.

코어의 헬륨의 중력수축이 점점 심해지면 코어의 온도가 1억도에 도달하게 되는데 이때 부터는 코어의 헬륨이 탄소를 융합할 수 있게 됩니다. 그러면 오히려 별 내부에서 나오는 에너지는 줄게 되고 별의 크기도 작아집니다. 이런 별들을 Horizontal branch에 있다고 합니다. (아래 세번째 그림)

하지만 새로 융합된 탄소가 어느 정도 코어에 쌓이게 되면 이번에는 탄소가 중력수축을 하게 되고, 이렇게 되면 다시 별 내부의 에너지가 증가하게 되어서 별의 크기는 다시 커지게 되는데, 이를 Asymptotic Giant Branch라고 부릅니다.(네번째 그림) 

이 Horizontal branch에서 Asymptotic Giant Branch로 변화되는 과정에서 내부의 에너지 불균형이 심해서 별들의 광도가 자주 변하게 됩니다. 이를 RR Lyrae 변광성이라고 부릅니다. (그림에는 안 나와 있지만 세번째에서 네번째 넘어가는 과정으로 보면 됩니다. 위의 CMD 도식그래프에서는 검은 Horizontal branch선에서 붉은 Asymptotic Giant Branch로 급격하게 선이 바뀌는 부위입니다.)

M71의 경우 60년대까지의 대략적인 Color Magnitude Diagram에서는 Horizon branch가 거의 안 보였지만, 70년대 이후의 정밀한 광도측정을 통한 CMD에서 짧지만 뚜렷한 Horizontal branch가 관찰됩니다.

Horizontal branch가 짧다는 것은 RR Lyrae 과정에 있는 별들이 거의 없다는 것을 잘 설명해 줍니다.

또한 성단의 나이가 젊다는 것은 성단을 만들 당시 성간물질에 이미 수소, 헬륨 말고 다른 원소가 있었을 것이고, 이것이 이 성단의 high metallicity도 쉽게 설명합니다.

지금까지는 별볼일 없는 대상이라고 여겨서 무심코 지나갔었는데, 앞으로 M71을 볼때는 한 번쯤 그 성단 안에 숨겨진 역사와 더 깊이 숨어있는 천체물리학을 생각해 봐야 겠습니다.