{{위키데이터 속성 추적}}
{{다른 뜻}}
[[파일:47tuc salt.jpg|섬네일|280px|[[큰부리새자리 47]] 구상성단의 모습. [[남아프리카 대형 망원경]](SALT)로 촬영함.]]
'''성단'''(星團, star cluster)은 [[중력]](self-gravitation)으로 뭉쳐 있는 [[항성|별]]들의 무리이다. 성단은 크게 두 가지 종류로 나눌 수 있다. 하나는 '''구상 성단'''(球狀星團)으로 매우 늙은 별들이 수십만 개가 뭉쳐 있는 것이다. 반면 '''산개 성단'''(散開星團)은 수백 개 이하의 별들로 이루어져 있으며 매우 젊다. 산개 성단은 [[은하]]로 접근하면서 [[분자 구름]]의 중력에 의해 흩어지게 된다. 그러나 이들은 분산되면서 더 이상 중력으로 묶여 있지 않게 됨에도 불구하고 여전히 우주 공간에서 같은 방향으로 이동하며, 이들을 '''성협'''으로 부른다.(다른 이름으로 [[이동성군]]으로 부르기도 한다).

== 구상 성단 ==
{{본문|구상 성단}}
[[구상 성단]]은 대략 1만 개에서 수백만 개에 이르는 별들이 10~30광년 지름의 공 모양으로 뭉쳐 있는 집단이다. 이들은 대부분 늙은 [[항성종족 II]](우주의 나이보다 수 억 년 어린 정도)에 속하기 때문에 대부분 표면 색깔은 노랗거나 붉고, 질량은 [[태양질량|태양]]의 2배 미만이다. 이렇게 작고 늙은 별들은 구상 성단 구성원의 대부분을 차지하는데, 그 이유는 이들보다 무거운 별들은 예전에 [[주계열]] 단계를 벗어난 뒤 [[초신성]] 폭발로 최후를 맞고, 어두운 [[백색 왜성]]만을 남겼기 때문이다. 그러나 구상 성단 내에 푸른 빛의 별들이 존재하는데, 이들은 밀도 높은 환경 때문에 별끼리 합쳐져서 이루어진 존재로 생각되며, 이들을 [[청색 낙오성]]이라고 부른다.

[[우리 은하]]에서 구상 성단은 은하 중심부 근처에 있는 [[은하 헤일로]](은하 중심을 높은 [[이심률]]을 지니면서 공전) 주변에 구형에 가까운 형태로 분포해 있다. 1917년 천문학자 [[할로 섀플리]]는 구상 성단의 분포를 이용하여 은하 중심과 지구 사이 거리를 구할 수 있었다. 섀플리의 연구 이전에는 [[태양계]]가 우리 은하에서 어느 정도 위치에 있는지 정확히 밝혀지지 않았다.

얼마 전까지 구상 성단은 천문학에서 수수께끼 같은 존재였는데, 그 이유는 구상 성단에서 가장 나이가 많은 별들은 우주의 나이보다도 오래 산 것으로 알려져 있었기 때문이다. 그러나 [[히파르코스 위성]] 자료 및 [[허블 상수]]의 정확한 측정값을 통해 이러한 모순점이 해결되었다. 여기에 의하면 구상 성단에서 가장 늙은 별들의 나이는 [[우주의 나이]]보다 수 억 살 정도 어린 것으로 밝혀졌다.

우리 은하 내 존재하는 [[초거대 성단]] [[웨스트룬트]]를 구상 성단의 시조격 존재로 추측하기도 한다.<ref>{{뉴스 인용 | 날짜=[[2005-03-22]] | 제목=ESO | 출판사=Young and Exotic Stellar Zoo: ESO's Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way | url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-08-05.html | 확인날짜=2007-03-20 | 보존url=https://web.archive.org/web/20070409105105/http://eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-08-05.html | 보존날짜=2007-04-09 | url-status=dead }}</ref>

우리 은하에는 약 150개의 구상 성단이 있으며 이들 중 일부는 우리 은하의 중력에 의해, [[M79 (천체)|M79]]처럼 원래 있던 작은 은하에서 포획되어 온 것도 있다. 어떤 은하들은 우리 은하보다 구상 성단이 훨씬 많다. 예로 거대한 타원 은하 [[M87 (천체)|M87]]의 경우 1천 개 이상의 구상 성단이 있다.

구상 성단들 중 일부는 맨눈으로도 볼 수 있는데, 가장 밝은 [[센타우루스자리 오메가]]는 옛날부터 잘 알려진 존재로, [[망원경]] 관측 시대 이전에는 별로 기록되었다. 가장 유명한 구상 성단으로는 [[M13 (천체)|M13]]나 NGC 104등이 있다.

== 산개 성단 ==
{{본문|산개 성단}}
[[파일:Messier11.jpg|right|섬네일|200px|산개 성단의 일종인 [[M11 (천체)|M11]].]]
산개 성단은 구상 성단과 매우 다르다. 구상 성단은 은하 헤일로 주변에 구형으로 포진하고 있지만 산개 성단은 은하면에 몰려 있으며 [[나선팔]]에서 주로 발견된다. 이들은 또 젊고 나이는 보통 수 억 살 정도이다. 산개 성단은 [[오리온 성운]]과 같은 [[H II 영역]]에서 탄생한다.

산개 성단의 구성원 숫자는 대략 수 천 개 정도이며 성단의 지름은 약 30광년 정도이다. 별이 몇 개 없기 때문에 이들은 중력으로 헐겁게 묶여 있으며, 분자 구름이나 다른 성단의 영향으로 쉽게 흩어진다. 성단의 별끼리 가까이 접근할 경우 [[성단별의 증발|증발]] 현상이 발생한다.

가장 유명한 산개 성단은 [[황소자리]]에 있는 [[플레이아데스 성단|플레이아데스]]와 [[히아데스 성단|히아데스]] 성단이다. [[NGC 869]]와 [[NGC 884]]로 이루어진 [[이중성단]]은 어두운 하늘에서 잘 보인다. 산개 성단의 구성원들은 주로 푸르고 젊은 별들이다. 그 이유는 이런 젊은 별들은 항성의 관점에서 보면 얼마 살지 못하고 죽으며, 성단이 다른 천체의 중력에 의해 흩어지기 전에 죽음을 맞이하기 때문이다.

== 중간 형태 ==
2005년 천문학자들은 여러 면모에서 구상 성단과 비슷하지만, 밀도는 훨씬 낮은 새로운 형태의 성단을 발견했다. 현재 우리 은하 내에서 발견된 변종 성단은 아직 없다. [[안드로메다 은하]]에서 발견된 중간 형태 성단들은 M31WFS C1<sup>[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%401592523&M31WFS%20C1]</sup>, M31WFS C2, M31WFS C3의 세 개이다.

이러한 새로운 성단들은 수십만 개의 별들이 뭉쳐 있는데 이는 구상 성단 구성원과 비슷한 숫자이다. 이들은 다른 여러 면에서 구상 성단과 비슷한 모습을 보이는데, 예를 들면 [[항성종족]] 및 [[중원소 함량]]이 그렇다. 다만 둘 사이가 다른 점은 규모이다. 중간 형태 성단들의 크기는 수백 광년 정도이며 항성의 밀도는 수백 분의 일 수준이다. 그렇기 때문에 이런 성단 내 별과 별 사이 거리는 구상 성단에 비해 훨씬 더 멀다. 수치적으로 볼 때 이들은 ([[암흑 물질]]이 대부분을 차지하는) [[왜소구형은하]]와 (암흑 물질이 약간 포함된) 구상 성단의 중간 수준에 있는 존재로 추측된다.<ref name="extended">{{저널 인용 | 저자=A.P. Huxor, N.R. Tanvir, M.J. Irwin, R. Ibata | 제목=A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31 | 저널=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | 연도=2005 | volume=360 | 쪽=993-1006 | url=http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0412/0412223.pdf | doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x }}{{깨진 링크|url=http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0412/0412223.pdf }}</ref>

이들 중간 형태 성단들이 어떻게 태어났는지는 확실하지 않지만, 구상 성단과 비슷할 것으로 추측하고 있다. 왜 우리 은하에는 이런 성단들이 없는 반면 [[안드로메다 은하|M31]]에는 있는지의 원인도 확실하지 않다. 제 3의 다른 은하들에도 중간 형태 성단들이 있는지는 확실하지 않지만, M31에만 이런 성단이 있을 것으로 보고 있지는 않다.<ref name="extended" />

== 성협 ==
[[파일:NGC 2264.jpg|섬네일|200px|[[크리스마스 트리 성단]]은 종국적으로 흩어질 것이다.]]
{{본문|성협}}
산개 성단의 구성원들이 서로를 속박하는 중력에서 풀려나면, 각자는 우주 공간을 서로 비슷한 경로를 그리면서 이동하게 된다. 이들을 성협 또는 이동성단으로 부른다. [[북두칠성]]의 별들은 한 때 산개 성단의 구성원들로 같은 고유 운동을 보여주며, [[큰곰자리 이동성단]]으로 부른다. [[알페카]]나 [[남쪽삼각형자리 제타]]와 같은 별들도 이 성단의 일원이다. [[태양]]도 큰곰자리 이동성단의 구성원의 경계선에 있었으나, 지금은 이들과 다른 공전 궤도, 나이, 화학 조성을 보여주기 때문에 관계가 없다.

다른 성협으로 [[미르파크]]를 둘러싸고 있는 별들이 있는데 이들은 [[쌍안경]]으로 볼 수 있다. 멀리 떨어져 있는 이동성단들은 지구상 관측으로 쉽게 파악할 수 없는데, 그 이유는 이들 성단을 구성하는 항성들의 [[고유 운동]]을 알아내야 하기 때문이다.

== 성단들의 천문학적 특징 ==
성단을 연구하는 것은 천문학 분야에서 매우 중요한 위상을 차지하고 있다. 성단 내 별들은 거의 동시에 태어났기 때문에, 한 성단 내에 있는 별들의 제원은 질량에 대한 함수만으로 표시할 수 있으며 [[항성 진화]] 이론을 연구하는 데 유용한 도구가 된다.

성단은 [[우주 거리 사다리|우주적 규모의 거리 측정]]에 사용되는 도구가 되기도 한다. 지구에서 가까운 몇몇 성단들은 [[시차]]를 이용하여 거리를 구할 수 있다. [[헤르츠스프룽-러셀 도표]] 상에 이들 성단(광도축 상에 절댓을 갖는다)의 위치를 표시한 뒤, 거리를 알 수 없는 성단의 경우 문제의 성단에 있는 주계열성의 도표 상 위치를 앞의 가까운 성단 내 주계열성 위치와 비교하면, 성단의 거리를 구할 수 있다. 이 방법을 [[주계열맞춤기법]]이라고 하는데, 이 방법을 사용할 때는 [[소광 (천문학)|소광]] 현상 및 항성종족을 고려해야 한다.

== 초대형 성단 ==
{{본문|초대형 성단}}
초대형 성단은 말 그대로 아주 큰 성단이다.

== 같이 보기 ==
* [[원시별]]
* [[성협]]

== 각주 ==
<references/>

== 외부 링크 ==
{{위키공용|Star cluster}}
* [http://navercast.naver.com/science/image/627 네이버 캐스트 - 성단]
* [http://www.sky-map.org/?ra=7.6357&de=38.882&zoom=11&img_source=IMG_all NGC 2419] : SKY-MAP.ORG에 수록된 구상 성단
* [https://web.archive.org/web/20110824190622/http://seds.org/messier//cluster.html Star Clusters] : SEDS 메시에 페이지
* [http://www.britannica.com/eb/article-9110473/star-cluster 브리태니커 대백과사전 : 성단]
* [http://www.universetoday.com/am/publish/super_star_cluster.html 우리 은하 내에서 발견된 초거대 성단]
* [http://de.arxiv.org/abs/astro-ph/0506507 초거대 성단의 탄생에 대한 탐사 : 큰 질량의 별들 탄생에 대한 암시] {{웨이백|url=http://de.arxiv.org/abs/astro-ph/0506507 |date=20200413043452 }} : Kelsey E. Johnson, 2005
* [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0412223 A new population of extended, luminous star clusters in the halo of M31], A.P. Huxor et al., 2004
* [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0306377 HST/NICMOS Observations of the Embedded Cluster in NGC 2024: Constraints on the IMF and Binary Fraction], Wilson M. Liu et al., 2003
* [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0002530 The Discovery of an Embedded Cluster of High-Mass Stars Near SGR 1900+14], Frederick J. Vrba et al., 2000

{{항성계}}

{{전거 통제}}

[[분류:성단| ]]