heegyu/kowiki-sentences huggingface dataset:
우리 은하의 경우 성단의 분포는 성단의 연령에 영향을 받는데 늙은 성단의 경우 주로 은하핵에서부터 멀리 떨어진 곳에서 많이 발견된다.
기조력의 경우 은하 중심 주변부에서 더 강력하기 때문에 성단들을 흩어 놓는다.
그리고 성단들을 흩어 놓는 거대 분자 구름이 은하 중심부로 몰리기 때문에 은하 중심 지역에 있는 은하들은 태어난 지 얼마 되지 않아 바깥쪽으로 분산되게 된다.
산개성단들은 항성들이 죽기 전 대부분 흩어지기 때문에, 그들에게서 방출 되는 빛은 젊고 뜨거운 푸른 항성에 의해서 영향을 받는다.
이런 항성들은 보통 무겁고 수만 수백만 년 정도의 짧은 일생을 가진다.
어떤 산개성단들은 나머지 성단에 있는 어떤 것 보다 유달리 젊은 뜨거운 파란 항성을 포함하고 있다.
이런 청색 낙오성들은 또한 아주 밀집되어 있는 구상 성단의 핵에서도 관측되는데, 이는 항성들이 충돌하면서 더욱 더 뜨겁고 무거워지는 과정에서 생성되었다고 알려져 있다.
그러나 산개성단은 구상 성단에 비해 훨씬 더 밀집도가 낮은데다가 천문학적 충돌이 잘 일어나지 않기 때문에 이러한 가정을 통해서는 많은 수의 청색 낙오성들을 설명할 수 없다.
이의 경우 다른 항성들 사이의 역학적 상호작용에 의해서 연성계를 형성하여 하나의 항성으로 합쳐지면서 청색 낙오성이 생성되었다고 받아들여지고 있다.
질량이 크지 않은 항성들은 일단 핵융합에 의해 수소를 방출하면, 그들의 바깥 쪽 층으로 행성상 성운을 만들어 백색왜성으로 진화한다.
반면에 대부분의 성단들은 구성성분인 항성들이 대부분 백색왜성의 단계가 되기 전에 흩어진다.
그래서 구상성단의 백색왜성의 수는 추측되는 것보다 훨씬 적으며 이를 통해 성단의 연령과 항성들의 초기 질량 분포를 알 수 있다.
적색 거성이 행성상 성운이 되기 위해 바깥층을 방출할 때, 물질의 비대칭적으로 손실되고 이때문에 항성들이 성단으로 배출되기에 충분할 만큼 초당 몇 km씩 움직이게 한다는 것이 백색왜성의 수가 적은 것에 대한 하나의 가능한 설명이다.
산개성단 내의 항성들은 충분히 질량이 작아서 탈출 속도가 일반적으로 구성하는 항성들의 속도의 평균보다 훨씬 느리기 때문에 많은 산개성단들은 선천적으로 불안정하다.
이러한 성단들은 몇 백만 년 안에 빠르게 흩어질 것이다.
많은 경우, 젊고 뜨거운 젊은 항성들이 내는 방사압때문에 형성된 성단들에 의해 형성된 가스가 없어지는 현상은 성단이 빠르게 흩어질 수 있을 정도로 질량을 감소시킨다.
충분한 질량을 가지고 있어서 주위 성운이 발산할 때도 중력적 결합을 할 수 있는 성단들은 수십 수백만년 동안 유지될 수 있지만 시간이 흐름에 따라 내부적, 외부적 과정이 또한 그들을 흩어놓는다.
내부적으로 성단의 항성들이 서로 가까이 위치하게 되면서 성단을 벗어날 수 있을 정도의 속력을 발생시키기 때문에 결과적으로 성단 구성원들 사이의 점진적 발산이 일어나게 된다.
또한 대략 5억년 정도마다 한번 씩 산개성단은 분자 구름 근처를 지나가거나 통과하면서 외부적인 요인에 의해서 흩어지게 된다.
이처럼 우연히 근처를 지나가면서 생성되게 되는 중력적인 기조력은 성단을 흩어놓는다.
결과적으로 성단은 성류(천구 상에서 항성이 일정한 방향을 향하는 현상)로 변하여 성단처럼 가깝지는 않지만 비슷한 속도로 유사한 방향으로 운동할 정도로는 영향을 미치게 된다.
성단이 흩어지는 시간의 척도는 초기의 천문학적 항성의 밀집도에 따라 달려있다.
더 단단하게 결속된 성단들은 좀 더 오랜 시간동안 지속된다.
성단이 일생의 반 정도를 살았다고 가정 한다면 처음의 밀집도에 따라 남은 반 동안 15억에서 80억 광년의 범위에 걸쳐 구성 항성들이 사라질 것이다.
성단이 중력적 영향에서 완전히 벗어나게 되더라도 많은 구성 항성들은 유사한 궤적을 따라 이동할 것이다.
이것이 성협 혹은 운동성단이라고 알려진 것이다.
큰 곰자리에 있는 북두칠성 중 가장 밝은 항성들 몇 개는 과거 산개성단의 구성 요소였으며 현재 큰 곰 자리의 운동 성운에 포함되어 있는 것이다.
결과적으로 그들의 상대적으로 미세한 속력차가 그것들을 은하의 여러 곳으로 흩어지게 한다.
만약 우리가 비슷한 속도와 연령을 가졌지만 연관되지 않은 항성들을 발견한다면 거대 성단은 성류로 밝혀지게 되는 것이다.
산개성단을 위한 도표인 H-R다이어그램(헤르츠스프룽-러셀 다이어그램, Hertzsprung-Russell diagram)이 만들어졌을 때, 대부분의 항성들은 주계열에 포함되어 있었다.
가장 질량이 무거운 항성들은 주계열에서부터 진화하기 시작하여 적색거성이 된다.
주계열에서 갈라지는 분기점을 통해 성단의 나이를 추정할 수 있다.
산개성단내의 항성들은 모두 지구에서부터 대략적으로 비슷한 거리에 있다.
또한 이들은 비슷한 시기에, 유사한 물질로 만들어졌기 때문에 구성 항성들 사이의 차이점인 눈에 띄는 밝기는 질량에 의해 기인한 것이다.
항성들을 서로서로 비교해보면 다양한 매개변수들을 정할 수 있기 때문에 산개성단은 항성진화를 연구하기에 매우 유용하다.
산개성단 내에서 리튬과 베릴륨의 양을 연구하는 것은 항성들의 진화와 내부 구조를 파악하는 중요한 단서가 된다.
1천만K의 온도에 도달하기 전까지, 수소핵이 헬륨으로 융합되지 못할 때 리튬과 베릴륨은 각각 250만K, 350만K의 온도에서 파괴된다.
이것은 그들의 풍부한 정도가 항성 내부에서 얼마의 양의 혼합이 일어났느냐에 따라 크게 연관되어 있다는 것을 의미한다.
산개성단 내 항성들 속의 리튬, 베릴륨의 양을 연구하면 연령이나 화학조성 등 다양한 사실들을 알 수 있게 된다.
연구를 통해 이러한 빛 구성 물질들이 항성 진화에서 예상되었던 것 보다 훨씬 적은 양이 있다는 것이 밝혀졌다.
이러한 결핍의 이유는 아직 충분히 밝혀지지 않았지만 하나의 가설은 항성 내부의 대류가 방사선이 에너지 수송과정에서 지배적인 역할을 하는 지역으로 벗어나게 만든다는 것이다.
산개성단과 천문학적 거리 스케일.
천체의 거리를 측정하는 것은 그들은 이해하는데 있어 중요한 사안이지만 대부분의 물체들은 너무나 멀리 떨어져 있어서 직접적으로 거리를 측정하기가 어렵다.
천문학적인 거리 스케일을 측정하는 연구는 간접적으로, 때때로는 연관되어 있는 가장 가까운 물체(좀 더 먼 물체들을 정확하게 측정할 수 있도록 거리가 직접적으로 측정된)를 측정하는 부정확한 방법으로 이루어진다.
가장 가까운 산개성단은 둘 중 하나의 방법으로 거리가 직접적으로 측정되었다.
첫째로 가까운 산개성단 내에 있는 항성들 사이의 시차는 다른 독립적인 항성들처럼 측정될 수 있다. 500광년 이하의 거리에 있는 플레이아데스나 히아데스 혹은 다른 성단의 경우는 가깝기 때문에 이 방법으로 측정할 수 있으며 히파르코스(Hipparcos, 위치 측정 위성)의 측정 결과로부터 몇몇 성단들의 정확한 거리를 계산할 수 있다.
다른 직접적인 방법은 운동성단방법이라 불리는 것이다.
이것은 같은 성단 내에 있는 항성들은 우주에서 비슷한 운동을 한다는 사실을 바탕으로 한다.
성단 구성원들의 움직임을 측정하고 우주를 가로지르는 그들의 운동을 나타내면 소실점으로 모여든다는 것을 보여준다.
성단 내의 항성들의 각속도는 이들의 스펙트럼으로부터 도플러 이동을 측정하면 구할 수 있고 성단으로부터 소실점까지의 고유운동과 각거리 간단한 삼각법으로 성단까지의 거리를 알 수 있다.
히아데스 성단은 이 방법을 응용하여 계산된 가장 잘 알려진 예이다.(거리는 46.3 파섹이다)
일단 근처 성단들까지의 거리가 측정되면, 응용된 기술을 이용하여 먼 거리에 있는 성단들의 거리도 측정할 수 있다.
거리가 이미 알려져 있는 성단을 H-R 다이어그램을 통해 더 먼 거리의 성단과 비교해 보면 더 먼 거리에 있는 성단까지의 거리가 측정될 수 있다.
가장 가까운 산개성단은 히아데스이다.
반면에 북두칠성에 있는 항성들을 포함한 성협까지의 거리는 히아데스까지의 절반정도이지만 성협의 항성들은 산개성단내의 항성처럼 중력적으로 결합되어 있지 않다.
산개성단은 또한 국부 은하군에 있는 은하들에서도 쉽게 관측된다.
산개성단의 거리에 대해 정확한 지식은 표준촉광으로 사용되는 세페이드나 "거문고자리 RR" 항성같은 다양한 항성들에 의해 보이는 주기광도관계를 측정하는데 필수적이다.
이런 선명한 항성들은 아주 먼 거리에 있어도 측정될 수 있고 또한 국부 은하군 근처의 먼 은하까지의 거리도 측정할 수 있도록 도와준다.
구상성단(球狀星團, globular cluster, ) 은 구형의 항성의 모임(성단)으로, 은하중심의 주위를 마치 위성처럼 돈다. 구상성단은 중력에 의해 단단히 유지되고 있으며, 이에 따라 구형의 모양을 유지하고, 중심으로 들어갈수록 별의 개수밀도가 높아진다.
은하헤일로에서 발견되는 구상성단은 은하원반에서 발견되는 산개성단과 비교하여 별이 상당히 많고 또 훨씬 늙은 별들로 이루어져 있다.
구상성단은 제법 흔한 천체로서, 현재까지 약 150개 ~ 158개의 구상성단이 우리은하에서 발견되었다.
또한 10개 ~ 20개 정도가 아직 발견되지 않았을 가능성이 있다.
큰 은하일수록 구상성단도 많을 것으로, 안드로메다 은하는 500개 정도의 구상성단을 가지고 있을 것으로 생각된다.
은하단의 중심에 자리잡은 거대타원은하, 예컨대 메시에 87 같은 것은, 13,000 여개의 구상성단을 거느리고 있다.
이 구상성단들은 반지름 40 킬로파섹(약 131,000 광년) 또는 그 이상에 달하는 궤도로 은하 주위를 공전한다.
국부은하군의 질량이 충분한 은하는 모두 한 무리의 구상성단을 거느리고 있으며, 지금까지 전천조사를 통해 발견된 거의 모든 큰 은하들은 구상성단계를 가지고 있다.
궁수자리 왜소타원은하와 큰개자리 왜소은하는 우리은하에게 구상성단(팔로마 12 등)을 빼앗기고 있는 과정 중인 것으로 보인다.
은하의 별들 중 가장 먼저 만들어진 별들이 구상성단 안에 포함되어 있는 것으로 보이나, 은하 진화에 있어 구상성단의 기원과 역할은 아직 불확실하다.
구상성단이 왜소타원은하와는 명확히 다른 존재이며, 구상성단의 형성은 모은하의 항성 형성의 일부라는 것은 확실해 보인다.
그러나 최근 천문학자들은 구상성단과 왜소구형은하가 서로 명확히 구분될 수 있는 천체가 아닐 수도 있다는 추측을 제기하고 있다.
최초로 발견된 구상성단은 메시에 22로, 1665년 독일의 아마추어 천문가 요한 아브라함 일레가 발견했다. 하지만 초기 망원경은 구경이 작았기 때문에 구상성단의 별 각각을 구분할 수 있는 분해능은 샤를 메시에가 메시에 4를 관측할 때까지 확보되지 못했다.
최초로 발견된 구상성단 8개가 오른쪽 표에 나열되어 있다.
1751 ~ 1752년, 니콜라 루이 드 라카유가 큰부리새자리 47, NGC 4833, 메시에 55, 메시에 69, NGC 6397을 자신의 성표에 수록했다. "메시에"("M")란 샤를 메시에의 목록에 올라간 천체에 붙는 것이고, "NGC"는 존 루이스 에밀 드레이어의 신판일반목록에 올라간 천체에 붙는 것이다.
윌리엄 허셜은 1782년 커다란 망원경들을 사용한
구상성단의 형성에 대한 이해는 현재로서 저조한 편이다.
구상성단을 이루는 별들이 한 세대만에 만들어진 것인지, 아니면 수십억 년 동안 여러 세대에 걸쳐 만들어진 것인지도 아직 불확실하다.
많은 구상성단에서, 대부분의 별들은 항성 진화의 대략적으로 같은 단계에 있으며, 이는 구상성단의 별들이 동시에 만들어졌다는 것을 시사한다.
하지만 항성형성의 내력은 성단마다 달라서, 어떤 성단은 항성 종족이 뚜렷하게 나뉘는 경우도 있다.
그러한 경우의 좋은 예는 대마젤란 은하(LMC) 주위의 성단들이다.
이 성단들은 두 가지 항성종족을 가지고 있다.
LMC 성단들이 지금보다 젊었을 때 거대분자운과 조우하였고, 그리하여 항성 형성을 한 번 더 겪게 되었을 가능성이 있다.
이 항성 형성 기간은 구상성단의 나이와 비교해 상대적으로 짧았을 것이다.
또한 항성종족의 다양성을 동역학적으로 설명하려는 시도도 있다.
예컨대 더듬이 은하를 허블우주망원경으로 관측하면, 수백 파섹에 걸친 성단의 무리를 볼 수 있다.
이 성단들 중 다수는 최종적으로 충돌하고 합병할 것이다.
성단들 각각의 나이에는 차이가 있을 것이고, 이에 따라 합병되어 형성된 성단은 항성종족이 두 개 있거나 또는 그 이상 있을 수 있다는 것이다.
구상성단을 관측하면 이러한 항성 형성이 항성 형성이 효율적인 영역에서 주로, 성간매질이 일반적인 항성 형성 영역보다 밀도가 높은 곳에서 발생함을 알 수 있다.
구상성단의 형성은 폭발적 항성생성 영역과 상호작용 은하에서 흔하다.
연구 결과, 타원은하와 렌즈형은하에서 은하중심의 초대질량 블랙홀(SMBH)의 질량과 구상성단이 분포하는 범위 사이에 상관관계가 있음이 밝혀졌다.
이러한 은하들의 SMBH의 질량은 은하에 딸린 구상성단들의 질량을 모두 합친 것에 가까운 경우가 많다.
현재까지 발견된 구상성단들은 모두 활동적인 항성 형성을 나타내지 않는다.
이는 구상성단이 은하 안의 천체들 중 가장 오래된 천체에 속하며, 최초로 만들어진 별들과 함께 존재한 적이 있다는 점과 부합한다.
우리은하의 웨스터룬드 1과 같은 초성단(매우 큰 항성형성 영역)이 구상성단의 전구체일 가능성이 있다.
구상성단들은 일반적으로 금속이 적은 늙은 별들이 수십만 개 모여 있다.
구상성단에서 발견되는 별들의 유형은 나선은하의 팽대부의 그것과 유사하나, 불과 수백만 입방파섹 정도의 부피 속에 집중되어 있다.
가스나 먼지 따위는 거의 찾아볼 수 없으며, 이런 가스 먼지들은 오래 전에 모두 별이 된 것으로 생각된다.
구상성단들은 매우 높은 밀도의 별들을 포함하고 있다.
평균적으로 1 입방파섹당 0.4개의 별이 들어있으며, 성단의 중심으로 들어가면 개수밀도가 1 입방파섹당 100에서 1000 개까지 치솟는다.
구상성단의 별들 사이의 거리는 대체로 약 1 광년 정도이나, 중심에서는 그 거리가 불과 태양계의 크기 정도로 줄어든다. 이는 우리 태양계가 다른 별들과 떨어진 거리보다 100 ~ 1000배 짧은 것이다.
하지만 구상성단은 행성계가 유지되기에는 좋지 못한 환경인 것으로 생각된다.
별들이 빽빽하기 그지없는 성단 중심 부근에서는 행성의 궤도가 지나가는 별들로 인해 섭동을 받아 불안정해질 것이다.
큰부리새자리 47처럼 밀도가 높은 구상성단에 포함된 별의 주위를 반지름 1 AU 거리에서 공전하는 행성은 불과 108년 정도만 살아남을 수 있을 것이다.
구상성단 메시에 4에서 펄사(PSR B1620−26) 주위를 도는 행성계가 발견된 적이 있기는 한데, 이 행성들은 펄사가 형성된 뒤에 만들어진 것으로 생각된다.
우리은하 주위의 센타우루스자리 오메가라던가 안드로메다 은하 주위의 메이올 2 같은 구상성단들은 유별나게 질량이 커서 수백만 태양질량에 달하며, 항성종족도 다양하다.
이 두 성단은 질량이 큰 구상성단이 사실 더 큰 은하에게 잡아먹히는 왜소은하의 핵이라는 증거로 거론된다.
우리은하의 구상성단들 중 4분의 1 가량은 원래 왜소은하에 딸린 것이었다가 왜소은하가 우리은하에게 먹힐 때 함께 딸려왔을 것으로 생각된다.
메시에 15를 비롯한 많은 구상성단들의 중심부 질량은 극도로 크며, 블랙홀이 그 안에 있을 수도 있다.
다만 시뮬레이션 결과는 질량이 작은 블랙홀이나 중성자별, 질량이 큰 백색왜성으로도 같은 관측 결과가 나올 수 있다는 점을 시사한다.
구상성단은 대체로 수소와 헬륨을 제외한 나머지 원소의 비율이 태양을 비롯한 항성종족 1형 항성보다 적은 항성종족 2형 항성들로 이루어져 있다.
천문학자들은 수소와 헬륨보다 무거운 원소들을 통틀어 "금속"(metal)이라고 하고, 이 원소들이 차지하는 비율을 금속성이라고 한다.
금속들은 별 내부의 항성 핵융합의 결과 생성되며 별의 수명이 다하면 성간매질로 방출된다.
그리고 다음 세대의 별의 재료가 됨으로써 순환한다.
그런즉 별의 금속 비율은 별의 나이를 가늠할 수 있는 수단이 되는데, 대체로 늙은 별일수록 금속성이 낮다.
네덜란드 천문학자 피터르 오스터호프가 구상성단을 두 개의 종족으로 나누었으며, 이를 "오스터호프 집단"("Oosterhoff groups")이라고 한다.
두 종족 모두 금속선이 약하게 나타나는데, 오스터포흐 1형(OoI) 성단은 2형(OoII) 성단만큼 약하지는 않다.
두 성단종족은 많은 은하들에서 발견되었으며, 특히 질량이 큰 타원은하에서 많이 발견되었다.
두 집단 모두 우주의 나이만큼이나 오래된 천체들이며, 나이도 비슷하나 금속함량만 차이가 난다.
이러한 종족 차이를 설명하기 위해 가스가 풍부한 은하의 격렬한 충돌이라거나, 왜소은하의 강착이라거나, 단일 은하에서 복수의 항성 형성 단계가 일어났다거나 하는 등 다양한 가설들이 제안되었다.
우리은하의 경우 금속 부족 성단들은 헤일로에, 금속 풍부 성단들은 팽대부와 관련이 있다.
우리은하의 저금속 성단들의 대다수는 은하헤일로의 바깥쪽 면을 따라 분포한다.
이러한 결과는 2형 구상성단들이 우리은하의 가장 오래된 천체들이라기보다는 위성은하에서 포획된 것이라는 관점에 유리한 증거이다.
이 관점에 의하면 두 성단 종족 사이의 차이점은 우리은하에서 구상성단들(1형)이 형성된 시기와 포획된 위성은하에서 구상성단들(2형)이 형성된 시기 사이에 시간 간격이 존재하는 것으로 설명할 수 있다.
구상성단은 별의 개수밀도가 매우 높으며, 때문에 별 사이의 상호작용이나 충돌 등의 현상이 상대적으로 자주 일어난다.
이로 인해 청색 낙오성이나 밀리초 펄사, 저질량 엑스선 쌍성 등 특이한 별들이 구상성단에는 훨씬 흔하다.
청색 낙오성은 아마 별 두 개가 충돌해서 하나로 합쳐진 결과 형성된 것으로 생각된다.
충돌 결과 형성된 별은 구상성단의 다른 별들보다 온도가 높고, 때문에 성단이 만들어질 때 함께 만들어진 주계열성들과 구분된다.
1970년대 이후 천문학자들은 구상성단 속에 있을지 모르는 블랙홀을 찾고 있다.
그러나 그런 임무를 수행하기 위해서는 엄청나게 좋은 분해능이 필요하고, 허블우주망원경으로만 수행할 수 있다.
허블망원경의 관측 결과에 기반한 독립적인 연구 프로그램들에서 구상성단 메시에 15는 4,000 태양질량, 안드로메다 은하에 딸린 구상성단 메이올 II는 20,000 태양질량짜리 중간질량 블랙홀을 품고 있을 것이라는 추측이 제기되었다.
메이올 II에서 방출되는 엑스선과 전파는 중간질량 블랙홀의 그것과 일치한다.
만약 추측이 사실이라면, 이것은 항성질량 블랙홀과 은하중심의 초대질량 블랙홀 사이의 중간질량 블랙홀이 최초로 관측적으로 확인된 것이기에 특히 관심의 대상이 된다.
이 중간질량 블랙홀들의 질량은 구상성단의 질량에 비례하며, 이는 은하중심 초대질량 블랙홀과 은하 사이의 질량 관계에서 먼저 밝혀진 패턴과 유사하다.
그러나 구상성단 속의 중간질량 블랙홀이라는 생각에 대한 회의론도 존재한다.
구상성단 안에서 가장 무거운 천체들은 질량분리라는 현상으로 인해 성단 중심으로 이동하게 된다.
Holger Baumgardt와 공저자들이 저술한 두 논문에서 지적한 바에 따르면, 질량 대 광도비가 블랙홀 없이도 성단 중심으로 갈수록 날카롭게 치솟는다.
메시에 15와 메이올 II 둘 모두 그러하다.
헤르츠스프룽-러셀도표(HR도표)는 큰 표본에 대하여 별들의 절대등급과 색지수에 대한 분산 그래프를 그린 것이다.
색지수 B-V는 청색광 대역(B) 등급에서 가시광(녹황색) 대역(V) 등급을 뺀 것이다.
이 값이 클수록 표면온도가 낮은 붉은 별이고, 작을수록 표면온도가 뜨거운 푸른 별이다.
이것은 등급 숫자는 별이 밝을 수록 작아지기 때문이다.
태양 주위의 별들에 대한 HR도표를 그려보면 다양한 질량, 나이, 조성을 가진 별들의 분포를 볼 수 있다.
대다수의 별들이 온도가 뜨거워질수록 절대등급이 높아지는(즉 오른쪽 아래에서 왼쪽 위로 올라가는) 비스듬한 곡선 위에 떨어지는데, 이 곡선을 주계열이라고 하고, 주계열 위에 떨어지는 별을 주계열성이라 한다.
그리고 항성 진화의 후기 단계에 들어선 별들은 이 주계열 곡선에서 벗어난 것을 볼 수 있다.
구상성단 안에 포함된 별들은 지구로부터 대략적으로 같은 거리에 떨어져 있다고 가정할 수 있으므로(지구에서 구상성단까지의 거리에 비해 구상성단 내부의 별끼리의 거리는 매우 작다), 서로 실시등급이 차이나는 만큼 절대등급이 차이날 것이다.
구상성단 안에 주계열성이 있다면 태양 주위의 별들로 그린 HR도표에서와 유사하게 곡선 위에 떨어질 것이다.
이 가정의 정확성은 태양계 가까이 있는 단주기 변광성(거문고자리 RR형 변광성이나 세페이드 변광성)의 등급과 구상성단 안에 있는 단주기 변광성의 등급을 비교함으로써 확인할 수 있다.
이 곡선들을 HR도표상에 맞춰 봄으로써 성단의 주계열성들의 절대등급을 알아낼 수 있다.
그러면 실시등급과 절대등급의 차이인 거리지수를 얻을 수 있으며, 이로써 성단까지의 거리를 추산할 수 있다.
특정 구상성단의 별들을 HR도표상에 뿌리면, 대부분의 경우 거의 모든 별들이 명확한 곡선을 그린다.
도표의 전체적 모양은 태양 근처 별들의 HR도표와 생긴 본새가 다르다.
구상성단의 HR도표는 별들의 나이와 기원에 따라 각 부분을 묶을 수 있다.
구상성단의 곡선 모양이 특징적인 것은, 구상성단을 이루는 별들이 거의 동시에 거의 같은 물질로 생성되었고, 질량만 다르기 때문에 만들어진다.
HR도표상에서 각 별의 위치는 별의 나이에 따라 달라지기에, 구상성단의 전체 곡선 모양을 살펴보면 그 구상성단이 얼마나 오래된 것인지 알 수 있다.
그러나 상술한 구상성단의 나이와 거리를 알아내는 방법은 처음에는 그다지 견고하지 못했다.
구상성단의 모양과 광도를 색등급도상에 나타내자니 너무 많은 변수의 영향을 받았고, 그 중 다수는 여전히 연구가 진행 중이다.
특정 성단들은 아예 다른 성단에는 없는 항성집단을 보여주거나(e.g. 청색 후크별) 복수의 집단을 보여주기도 한다.
구상성단을 이루는 별들은 모두 동시에 태어났다는 기존의 패러다임은 뒤집히기 시작하는 중이다(e.g., NGC 2808). 또한, 색등급도상에서의 성단의 형태학, 거문고자리 RR형 변광성 같은 거리 지표들의 밝기 같은 것들도 관측적 편향에 영향을 받을 수 있다.
대표적인 사례가 섞임(blending) 효과로, 구상성단의 핵 근처는 항성 밀도가 너무 높아서 저해상도 관측을 수행하면 복수의 분해되지 않은 별들이 하나의 타겟으로 잡히게 된다.
이렇게 되면 하나의 별이 말도 안 될 정도로 너무 밝게 측정되고, 이렇게 분해되지 않은 별의 밝기를 이용하여 측정한 거리는 틀릴 수밖에 없다.
더욱 중요한 문제는, 일부 연구자들은 이러한 섞임
효과가 우주 거리 사다리 전체에 구조적 불확정성을 가져올 수 있다고 주장한다는 것이다.
이에 따르면 우주의 나이와 허블 상수의 값 역시 이러한 편향에서 자유로울 수 없다.
주계열성은 질량이 클수록 밝다(즉 절대등급이 높다). 그리고 이것들은 먼저 거성으로 진화한다.
구상성단이 나이를 먹으면서 그보다 질량이 작은 별들이 점차적으로 거성으로 진화하게 된다.
때문에 항성종족이 하나뿐인 성단은 주계열을 이탈해 거성으로 진화하기 시작한 별이 어느 지점에 있는지를 살펴봄으로써 그 나이를 가늠할 수 있다.
HR도표상에서 주계열이 오른쪽 아래에서 왼쪽 위 방향으로 올라가다가, 거성으로 진화하기 시작한 별들이 있는 지점에서 무릎 관절 모양으로 홱 꺾여 오른쪽 위 방향으로 올라가기 시작한다.
이 꺾이는 지점의 절대등급은 구상성단의 나이에 대한 직접적 함수이다.
백색왜성 중 가장 차가운 것들의 온도를 살피는 방법으로도 구상성단의 나이를 측정할 수 있다.
전형적인 구상성단의 나이는 약 127억 년이다.
산개성단의 나이가 불과 1천만 년 정도에 불과하다는 것과 좋은 비교가 된다.
구상성단의 나이는 전체 우주의 나이의 하한으로 작용한다.
이 하한은 물리우주론에서 중요한 제약으로 작용한다.
과거 천문학자들은 우주론 모형에서의 우주의 나이보다도 구상성단이 나이가 많아 보이는 것에 당황했다.
그러나 심우주 조사 및 허블우주망원경을 비롯한 인공위성들에 의해 우주 변수들이 보다 정확하게 측정됨으로써 이 문제는 해결된 것처럼 보인다.
구상성단의 진화에 관한 연구는 성단을 형성한 가스와 먼지의 초기 조성으로 인한 변화를 알아내는 데도 사용할 수 있다.
주계열성의 진화경로는 중원소의 함량에 따라 달라진다.
구상성단을 연구해서 얻어낸 자료를 우리은하 전체의 진화를 가늠하는 데 사용할 수도 있다.
구상성단 안에서 청색 낙오성이라고 불리는 별들이 소수 발견된 바 있다.
이들은 구상성단의 다른 별들과 비교해서 더 밝고 푸르며, 구상성단의 HR도에서 나타나는 전체적 곡선에서 떨어진 왼쪽에 위치("낙오")해 있다.
이 별들이 왜 여기 있는지는 아직 불확실하나, 일각에서는 이들이 다중성계에서의 질량 이동의 결과가 아닌가 추측하고 있다.
산개성단과 달리 대부분의 구상성단들은 별들의 수명 이상으로 오랜 시간동안 상호간 중력적 속박을 유지한다.
하지만 다른 거대한 질량과 조우해서 강력한 조석력을 받았을 경우 별들이 흩어질 수 있다.
일단 구상성단이 형성되고 나면, 성단 안의 별들은 서로 중력적으로 상호작용하기 시작한다.
별들의 속도벡터가 서서히 변하고 그 결과 오랜 시간이 지나면 모든 별들이 자신의 최초 속도를 잃어버리게 된다.
이 과정에 걸리는 시간을 완화 시간이라 한다.
이것은 계 안에 들어있는 별의 개수, 또 별이 성단을 가로지르는 데 걸리는 시간과 관계가 있다.
완화 시간의 크기는 성단마다 다르나, 평균적인 값은 109년 정도이다.
구상성단이 대체로 구형의 형태를 나타내나, 조석적 상호작용에 의해 이심률이 발생(즉 타원체로 변화)할 수 있다.
우리은하에 딸린 구상성단이나 안드로메다 은하에 딸린 구상성단들은 대체로 편구(偏球) 모양을 하고 있으나, 마젤란 은하에 딸린 구상성단들은 보다 더 타원체에 가깝다.
구상성단을 대구경 천체망원경의 고배율로 보면 많은 관측거리를 볼 수 있다.
1. Dark lane : 구상성단에 있는 검은색 줄(성단의 어두운 부분이나 암흑대가 겹쳐저 보이는 것으로 추정되어있지만, 성단 안에 암흑대가 있는 것으로 추정되지는 않는다.
그 이유는 구상성단은 늙은 별의 집단이기 때문에 별의 탄생과 관련있는 암흑대가 구상성단 안에 있는 것은 불가능하다.
1-1.대표적인 암흑대:m13의 프로펠러
2.Star chain : 스타 체인은 원래 존재하는 것이 아닌 눈으로 별을 이어서 만드는 것이다.(쉽게 얘기하면 성단 속의 별자리라고 생각하면 된다.
천문학자들은 구상성단의 형태를 여러 표준반경들을 통해 특징짓는다.
구상성단의 광도는 핵에서 멀어질수로 꾸준히 감소한다.
핵반경은 이렇게 감소하는 겉보기 광도가 절반이 되는 지점의 거리이다.
이와 비교되는 양은 유효반경으로, 총 광도의 절반을 내보내는 반경이다.
보통 유효반경이 핵반경보다 크다.
유효반경 안에 들어온 항성들 중에는 우리의 시선 방향에 위치한 별들도 있음을 명심하자.
그래서 이론천문학자들은 성단의 총 질량의 절반이 되는 반경인 반질량반경(formula_4)을 또 설정한다.
반질량반경이 전체 크기에 비해 상대적으로 작으면, 그 구상성단은 핵의 밀도가 높은 것이다.
이러한 사례로는 메시에 3이 있는데, 이 성단의 겉보기 크기는 18 각분이지만 반질량반경은 1.12 각분에 불과하다.
대부분의 구상성단의 유효반경은 10 파섹 이하이나, 그보다 큰 구상성단들도 존재한다.
마지막으로 조석반경은 로슈 한계라고도 한다.
이것은 모은하의 중력이 구상성단 자체의 중력보다 구상성단 내부의 항성들에게 미치는 영향이 더 커지기 시작하는 지점이다.
이 거리에 있는 항성은 은하에 의해 성단으로부터 떨어져 나갈 수 있다.
메시에 3의 조석반경은 약 40 각초, 또는 지구로부터의 거리가 10.4 킬로파섹이므로 조석반경은 약 113 파섹이다.
질량격리, 광도와 중심붕괴.
구상성단의 중심에서부터의 거리에 대한 광도의 곡선을 측정해 보면, 우리은하에 딸린 성단들은 대부분 이 거리가 줄어들수록 광도가 꾸준히 증가한다.
그러다가 중심에서 일정 거리 안에 들어가면 그 뒤로는 광도가 일정하게 유지된다.
대체로 이 거리는 중심에서 1 ~ 2 파섹이다. 하지만 구상성단 중 20% 정도는 "중심붕괴"(core collapse)라는 과정에 있는데, 이런 성단들은 중심부분에 들어가서도 광도가 계속 증가한다.
중심붕괴 구상성단의 예로는 메시에 15가 있다.
중심붕괴는 구상성단 내의 질량이 큰 항성들이 보다 질량이 작은 항성들과 만날 때 발생하는 것으로 생각된다.
시간이 지남에 따라 성단의 항성 각각은 중심에서 바깥쪽으로 이동하는 동역학적 과정을 거친다.
그 결과는 중심부의 알짜 운동 에너지의 감소로 나타난다.
그러면 중심부에 남아 있던 항성들은 더욱 밀집된 부피 안에 모이게 된다.
이러한 중력열역학적 불안정 상태가 되면 성단의 중심부는 항성들로 바글바글 밀집되고 성단의 표면밝기는 멱법칙 첨점을 이룬다. (중심붕괴가 이러한 광도 분포를 나타낼 수 있는 유일한 원인이 아님에 주의. 중심부에 무거운 블랙홀이 있을 경우에도 광도 첨점이 나타난다.) 이렇게 긴 시간이 지나면 중심 근처에 질량이 큰 별들이 집중되게 되는데, 이 현상을 질량격리라고 한다.
쌍성계의 동역학적 가열 효과는 성단이 초기에 중심붕괴 하는 것을 막아준다.
항성 하나가 쌍성계 근처를 지나갈 경우, 쌍성의 공전궤도는 수축하면서 에너지를 내보내는 경향이 있다.
이러한 상호작용으로 인해 쌍성계들이 역학적 에너지를 소진한 뒤에야 중심 깊숙한 곳으로의 붕괴가 진행될 수 있다.
그에 반해 중심붕괴를 가속시키는 형상으로는 구상성단이 나선은하의 은하평면을 반복해서 통과하는 등의 이유로 생기는 조석충격 효과가 있다.
중심붕괴는 세 단계로 나뉜다.
구상성단의 유년기에는 중심 근처의 항성들로만 중심붕괴가 진행된다.
쌍성계들 사이의 상호작용은 구상성단이 장년기에 접어들 때까지 그 이상의 붕괴가 일어나지 않도록 막는다.
그러다 중심의 쌍성들이 흩어지거나 튕겨나가고 나면 핵 주위가 더욱 빽빽하게 밀집된다.
붕괴된 중심 속에서의 항성간 상호작용은 동반성간의 사이가 가까운 빽빽한 쌍성계를 만들어낸다.
다른 항성들이 이들 빽빽한 쌍성계와 상호작용하면 핵의 에너지가 증가하고 성단은 다시 팽창한다.
많은 은하들의 구상성단이 중심붕괴 단계를 지나 재팽창 단계에 들어서 있기에, 중심붕괴가 일어나는 시간은 보통 은하의 나이보다는 적을 것이다.
허블우주망원경은 이러한 구상성단 내부의 질량에 따른 항성 정렬을 지지하는 관측적 증거를 제공하였다.
무거운 항성들은 속도가 느려지고 성단의 핵 주위에 모여 있지만, 가벼운 항성들은 속도가 빨라지고 성단의 주변부에서 더 많은 시간을 보내는 경향을 나타냈다.
구상성단 큰부리새자리 47은 항성 약 1백만 개로 이루어져 있는데, 남반구에서 가장 밀도가 높은 구상성단 중 하나이다.
이 성단이 철두철미한 사진 측광의 대상으로 선정되었고, 천문학자들은 성단의 항성들의 움직임을 추적했다.
이 성단에 속한 항성들 중 약 15,000 개의 정밀한 속도가 얻어져 있다.
2008년 John Fregeau는 우리은하의 구상성단 13개를 연구하여 이 중 3개가 이례적으로 많은 엑스선원 또는 엑스선 쌍성을 갖고 있음을 발견했다.
이는 성단의 나이가 장년기라는 것을 시사한다.
문제의 성단들은 그전까지는 중심에 항성들이 매우 빽빽하게 밀집되어 있어 노년기로 분류되었었다.
이는 Fregeau가 연구한 나머지 10개의 성단을 비롯하여 장년기로 생각되었던 다른 구상성단들은 사실 청년기일 수 있다는 함의를 내포하고 있다.
우리은하와 안드로메다 은하의 구상성단들의 광도는 가우스 곡선으로 모형화할 수 있다.
GCLF는 다른 은하까지의 거리를 재는 표준촉광으로도 사용된다.
이는 물론 다른 은하의 구상성단들도 우리은하의 구상성단들과 같은 광도분포를 갖는다는 가정하에 이루어진다.
구상성단 안의 별들 사이의 상호작용을 계산하기 위해서는 소위 다체 문제라는 겻을 해결해야 한다.
성단이 품고 있는 별의 총 개수가 "N"개일 때, 각각의 별들은 "N"－1개의 다른 별들과 계속적으로 상호작용한다.
동역학적 시뮬레이션을 하는 데 있어 필요한 단순 CPU 계산량은 "N"3에 비례하여 증가하므로, 구상성단의 내부운동을 정확하게 시뮬레이션하기 위해 필요한 전산 필요량은 어마어마할 것이다.
구상성단의 다체동역학을 수학적으로 시뮬레이션하기 위한 효과적인 방법은 구상성단을 작은 부피와 속도 범위로 나누고 항성들의 위치를 확률로써 나타내는 것이다.
그러면 운동은 포커-플랑크 방정식이라는 공식으로 기술된다.
방정식의 단순화된 형태를 풀거나, 몬테카를로 시뮬레이션을 돌려 무작위 값을 사용할 수도 있다.
그러나 쌍성계의 효과나 외부 중력원(우리은하라던지)의 간섭이 고려된다면 시뮬레이션은 훨씬 어려워진다.
다체 시뮬레이션의 결과는 구상성단 안의 항성들이 기묘한 궤적으로 움직일 수 있음을 보여준다.
중심의 한 질량의 주위를 공전하는 하나의 항성이 아닌, 만곡선을 그리거나 또는 중심을 향해 곧장 떨어지기도 한다.
게다가 다른 항성들과의 상호작용으로 속도가 증가하여 일부 항성은 성단을 탈출할 수 있는 충분한 에너지를 얻기도 한다.
그 결과 오랜 시간에 걸쳐 성단은 흩어질 것이며, 이 과정을 증발(evaporation)이라고 이름붙였다.
구상성단이 증발하는 데 걸리는 일반적 시간척도는 1010년 정도이다.
2010년에는 구상성단의 일생 전체에 걸쳐 다체 시뮬레이션을 항성 하나하나마다 직접 계산하는 것이 가능해졌다.
항성계들 중 쌍성계가 상당한 비율을 차지하며, 거의 절반 이상의 항성들이 쌍성계를 형성한다.
구상성단에 대한 수치적 시뮬레이션 결과 쌍성계들이 구상성단의 중심붕괴 과정을 늦추거나 또는 아예 되돌릴 수 있음이 밝혀졌다.
성단의 한 항성이 쌍성계와 중력적으로 조우하면 쌍성계의 두 동반성은 서로 가까워지고 단독성의 운동에너지가 증가한다.
이러한 과정을 통해 성단 안의 질량이 큰 항성들이 빨라지면 중심을 향한 수축을 줄이고 중심붕괴를 저해할 것이다.
구상성단의 최후는 꾸준히 수축이 일어나 항성들이 중심에 강착되던가, 또는 바깥쪽의 항성들이 서서히 벗겨지던가 둘 중 하나일 것이다.
성단의 분류는 항상 딱 떨어지는 것이 아니라서, 범주 사이에 애매하게 존재하는 것들이 있다.
예컨대 은하수 남쪽에 위치한 BH 176은 산개성단과 구상성단의 특징을 모두 가지고 있다.
2005년, 천문학자들은 안드로메다 은하에서 완전히 새로운 형태의 성단을 발견했는데, 이 성단은 여러 모로 구상성단과 매우 유사했다.
새로이 발견된 성단들은 구상성단과 마찬가지로 수백에서 수천 개의 별들을 가지고 있었고, 항성종족이나 금속성 등 물리적인 면에서도 구성상단과 유사했다.
이 성단들을 구상성단과 구분해 주는 것은 바로 그것들의 크기였다.
이 성단들의 크기는 수백 광년에 이르렀고, 그에 따라 밀도는 구상성단보다 백배 떨어졌다.
새로운 성단 속에 포함된 별들이 서로 떨어진 거리는 매우 컸다.
이 성단들은 구상성단과 왜소구형은하 사이의 경계 어딘가에 있는 것이 아닌가 하는 추측이 있다.
이 성단들이 어떻게 형성된 것인지는 아직까지 밝혀지지 않았으나, 이것들의 형성 기작은 구상성단의 그것과 큰 연관이 있을 것이다.
왜 안드로메다 은하는 그런 성단을 갖고 있는데 우리은하는 없는지 역시 아직 밝혀지지 않았다.
또한 안드로메다 이외에 다른 은하들도 이런 성단들을 보유하고 있는지도 정확하지 않다. 하지만 안드로메다 은하가 이런 성단들을 가지고 있는 유일한 은하일 가능성은 매우 낮아 보인다.
구상성단이 커다란 질량 덩어리(예컨대 은하중심부 등)와 조우하게 되면, 성단은 조석작용을 받게 된다.
질량 덩어리에서 가장 가까운 성단 부분과 가장 먼 성단 부분 사이의 중력 차이로 인해 조석력이 발생한다.
구상성단의 궤도가 은하평면을 통과할 경우 "조석 충격"(tidal shock)이 일어난다.
조석 충격의 결과로 인해 성단을 구성하던 별들은 바깥으로 흩어져 흘러가 버리고, 성단의 중심 부분만 남게 될 것이다.
이러한 조석작용은 성단에서 수도(degrees of arg)에 달하는 별의 꼬리를 만들어낼 것이다.
이 꼬리는 성단 궤도를 앞서기도 하고 뒤서기도 한다.
이 꼬리는 성단의 원래 질량의 상당 부분을 차지할 수 있으며, 덩어리를 이룰 수도 있다.
예컨대 구상성단 팔로마 5는 은하수를 통과한 뒤 궤도의 원은하중심점 근처에 있다.
성단의 궤도 앞뒤 방향으로 한 쌍의 별의 흐름들이 뻗어나와 약 13,000 광년의 거리에 달한다.
조석작용은 팔로마 5의 질량 대부분을 벗겨내 버렸으며, 이후 이 성단이 은하핵 주위를 한 번 더 통과한다면 아예 은하헤일로 주위를 공전하는 길다란 별의 띠가 되어버릴 것이다.
조석작용은 구상성단에 운동에너지를 더해주고, 성단의 증발률을 극적으로 높여 성단의 크기가 쪼그라들게 만든다.
조석으로 인해 성단 바깥쪽의 별들이 벗겨져나갈 뿐 아니라 증발률을 높임으로써 중심 붕괴 과정을 가속화한다.
유사한 작용이 왜소구형은하에서도 일어나는 것으로 생각되는데, 예컨대 궁수자리 왜소은하는 우리은하에 가까이 붙어 있어서 그로 인해 조석적 붕괴가 진행중인 것으로 보인다.
우리은하의 주위를 역행운동하는 구상성단이 많이 발견되어 있다.
한편 2014년에는 메시에 87 주위에서 메시에 87의 중력 속박을 뿌리칠 수 있는 탈출 속도 이상으로 운동하는 구상성단이 발견되었다.
2000년, 구상성단 큰부리새자리 47에서 거대가스행성을 찾으려던 탐색 시도의 결과가 발표되었다.
성공적인 발견은 하나도 없었고, 이에 따라 행성을 만들기 위해 필요한 원소(수소와 헬륨을 제외한)의 성분비가 구상성단은 태양의 최소 40%에 불과하지 않은가 하는 추측이 제기되었다.
지구형 행성들은 규소, 철, 마그네슘 같은 보다 무거운 원소들로 이루어져 있다.
구상성단은 이러한 중원소 함량이 매우 낮기 때문에, 구상성단의 구성원인 별이 지구형 행성을 보유하고 있을 확률은 태양 주위의 별들이 그러할 확률과 비교해 극히 희박하다.
마찬가지로 구상성단을 비롯한 은하헤일로 영역은 인류가 거주 가능한 지구형 행성이 없을 것으로 생각된다.
구상성단에서는 거대가스행성도 형성되기 어려워 보이지만, 구상성단 메시에 4에서 행성이 발견된 바 있다.
이 행성은 궤도 이심률과 궤도 경사가 매우 컸는데, 이로 인해 성단의 다른 별 주위에서 형성된 뒤 나중에 현재의 위치로 오게 된 것이 아닌가 생각된다.
구상성단 안에서는 별들끼리의 근접 조우가 빈번하게 일어날 것이고, 그로 인해 행성계가 교란되어 행성 일부는 모항성에서 떨어져 나와 떠돌이 행성이 될 것이다.
모항성에 가까운 행성도 궤도가 교란될 수 있으며, 그 결과 궤도 감쇠, 이심률 증가, 조석 효과 등의 현상이 발생할 것이다.
2007년 한국선수권 주니어 챔피언이자 2008년, 2009년 한국선수권 챔피언이다.
김나영은 6살 때 처음 피겨 스케이팅을 시작했다.
초등학교 2학년 때인 1998 전국 남녀 피겨스케이팅 종별선수권대회에서 여자 초등부 B조에서 1위에 올랐다.
2002년 12월, 크로아티아 골든베어대회에 출전하여 노비스 부문 4위를 차지했다.
그러나 중학교 1학년이던 2003년에 무릎부상을 당하면서 기량향상이 늦어졌고, 2005년에 처음으로 국가대표에 발탁되었지만 2006년에 교통사고를 당하면서 선수생활에 큰 위기를 맞기도 하였다.
2006년 10월, 주니어 그랑프리 7차대회에서 동메달을 획득면서 국제대회 첫 입상을 하게 되었다.
2007년 1월에는 전국 남녀 피겨스케이팅 종합선수권대회(한국선수권)에 출전하여 주니어 부문 1위를 차지했다.
7월, 아시안 트로피 시니어 부문에서 은메달을 획득했으며 9월에 열린 주니어 그랑프리 5차대회에서 동메달을 차지했다.
11월에 열린 2007 회장배 랭킹대회에서는 종합 1위에 올랐다.
2008년 1월, 김연아가 출전하지 않았던 KB국민은행 피겨스케이팅 챔피언십(한국선수권)에서 처음으로 우승을 차지하여 2008 4대륙선수권대회와 2008 세계선수권대회 출전자격을 획득하였다.
2월, 경기도 고양시에서 개최된 2008 4대륙 피겨스케이팅 선수권대회에 출전한 김나영은 기존의 개인 총점 최고기록이었던 128.37점을 30.12점이나 끌어 올리며 종합 4위를 차지하였다.
또한 이틀 후에 열린 제89회 전국동계체육대회에도 참가하여 고등부 A조에서 금메달을 차지하였다.
3월, 처음으로 세계 피겨스케이팅 선수권대회에 참가한 김나영은 쇼트프로그램에서 47.96점, 프리스케이팅에서 79.36점을 획득하여 총점 127.32로 종합 19위를 차지하였다.
김나영은 시즌 첫 대회로 9월 25일 독일 오버스트도르프에서 개막한 2008 네벨혼 트로피에 참가하여 종합 7위를 차지하였다.
10월에는 2008 회장배 랭킹대회에 출전, 작년대회에 이어 대회 2연패를 달성함과 동시에 중국 하얼빈에서 열리는 2009 동계유니버시아드 출전권도 획득하였다.
특히 프리스케이팅에서는 국내 공식대회에서 자신의 첫 트리플 살코 점프를 성공시키는 성과를 올렸다.
김나영은 2008-2009 그랑프리 시리즈에서 6차대회(NHK 트로피)에만 초청을 받았었으나, 5차대회(컵 오브 러시아)에 결원이 발생하였고, 이 사실을 알게 된 김나영 팬카페 운영자인 15세의 남자 중학생과 20대 여대생 팬의 노력으로 5차대회에 초청을 받게 되었다. 하지만 11월, 컵 오브 러시아에 출전한 김나영은 종합 9위에 머물렀다.
그러나 이 대회에서 김나영은 국제 공식대회에서는 처음으로 트리플 토룹 점프를 성공하는 성과를 올렸다.
2주 후에는 6차대회인 NHK 트로피에 출전하여 종합 9위에 올랐다.
NHK 트로피 이후 김나영은 새로운 코치인 이창주 코치와 함께 했다.
곧이어 참가한 2008 아시안 피겨스케이팅 트로피에서는 은메달을 차지하였다.
2009년 1월, 김연아가 출전하지 않은 2009 한국선수권에서는 2008년에 이어 한국선수권 2연패를 달성하였고, 2009 4대륙선수권대회와 2009 세계선수권대회에 참가할 수 있는 자격도 획득하였다.
2009년 2월, 4대륙선수권대회에 출전한 김나영은 총점 120.28을 얻어 종합 16위로 대회를 마쳤다.
2월 12일에는 전국 동계체육대회에 출전하였으나 쇼트프로그램 웜업 중 허리통증으로 인하여 대회를 기권하였다.
2월 18일부터 중국 하얼빈에서 개막한 2009 동계유니버시아드대회에 참가한 김나영은 총점 132.43으로 종합 7위를 차지하였다.
그리고 3월, 미국 로스앤젤레스에서 열린 2009 세계선수권대회에 출전하여 쇼트프로그램 51.50점, 프리스케이팅 80.00점을 얻어 총점 131.50으로 종합 17위를 차지하였다.
세계선수권대회가 끝난 직후 4월 2일부터 슬로베니아에서 열리는 2009 트리글라브 트로피 시니어 부문에 출전, 종합 2위를 차지하였다.
김나영은 2009년 8월 시즌 첫 대회로 뉴질랜드 더니딘에서 열린 제1회 환태평양국 초청 동계대회(Winter Games NZ 2009)에 출전하여 쇼트프로그램에서 46.93점, 프리스케이팅에서 72.91점을 얻어 총점 119.84로 시니어 부문 동메달을 획득하였다.
캐나다에서 장기 전지훈련을 시작하면서 외국인 코치인 미셀 레이와 함께하게 된 김나영은 11월 7일, 8일 양일간 열린 2009 회장배 랭킹 대회에 참가하여 1위에게 주어지는 2010년 동계 올림픽 출전권 획득에 도전하였으나 점프의 난조로 종합 6위에 랭크되며 올림픽 출전에 실패하고, 대신 2010년 4대륙 선수권 대회 출전권을 얻었다.
4대륙 선수권 대회에서 15위를 하였다.
오사카 메트로 미도스지선()은 일본의 오사카시 고속 전기궤도가 운영하는 지하철 노선이다.
일본 오사카부 스이타시에 있는 에사카 역과 사카이시 기타구에 있는 나카모즈 역을 잇는다.
에사카 역에서 기타오사카 급행 전철 난보쿠 선과 직통 운행하여 센리추오 역까지 운행한다.
신오사카 역~우메다 역~난바 역~덴노지 역을 직선적으로 연결하는 미도스지선은 오사카 최초의 지하철이자, 일본 최초의 공영 지하철으로서, 도시계획학자의 세키 하지메(關一) 제7대 오사카시장에 의해 계획되고, 1933년에 우메다 역(가)-신사이바시 역 간이 개통한 이래, 오사카시의 주요 도시 교통 기관이 되고 있다.
또 1990년대 때부터, 우메다 역-요도야바시 역 구간은 일본의 지하철에서 가장 이용자가 많다(국토 교통성 역간 단면교통량 조사에서).
미도스지선 개업 이전, 우메다로부터 난바까지 시가지가 바둑판 모양으로 형성되고 있는 오사카에서는, 비교적 조기에 터미널을 갖춘 "사철왕국"이라고 불리는 간사이 대기업 사철과 시가지의 터미널역을 직접 연결하는 노선이 있는 오사카 시영 전차의 노선망이 지지를 받고 있었다.
이러한 배경을 가진 오사카 시가지에서 남북의 터미널인 우메다역·난바역·덴노지역 외에 오사카시청이 있는 요도야바시나 일대번화가인 신사이바시등을 직선적으로 연결하는 미도스지 선은 개업 이래 오사카 도심부의 대동맥으로서 부동의 지위를 쌓았던 오사카 시영전차를 대신해 지하를 고속으로 관통하는 새로운 대동맥으로서 만들어졌다.
개업 당시부터 선진성(先進性)이 높은 노선에서, 천장은 높은 가마보코형의 궁전형 천장, 10량 편성도 충분히 정차가능한 긴 승강장, 엘리베이터 등을 갖추고 있었다.
그러나, 당시의 오사카 시영전차와 비교하면 요금이 높았던 것과, 지하에 한 번 내리지 않으면 이용할 수 없는 것 등에서, 전차와 비교하면 친숙해지지 않았던 것으로 보인다.
전중, 지하로 대피할 수 있으면 소이탄을 면할 수 있는 등의 이유로 서서히 존재감이 증가해 시민에게 친밀한 존재로서 받아 들여져 갔다.
전후, 모터리제이션의 영향으로 오사카 시영전차가 순차적으로 폐지되고, 1964년에 도카이도·산요 신칸센과의 환승역인 신오사카 역이 더해지면서, 미도스지선의 중요도는 더욱 커졌으며, 미도스지 선과 접속하지 않은 사철 노선도, 우선 게이한 본선이 1963년 4월에, 이어 옛 대궤의 긴테쓰 나라 선(난바 선)이 1970년 3월 미도스지선의 역까지 연장됐다.
무엇보다, 게이한의 요도야바시 연장, 긴테쓰의 난바 연장은 시영 먼로주의를 표방하면서도 재정난으로 지하철의 정비가 늦어지고 있던 오사카시를 문제 삼은 도시교통 심의회의 개입에 의한 것이며, 반드시 시가 바라는 결과는 아니었다.
2018년 기준으로, 미도스지선은 오사카 시내에 있는 간사이 5대 사철의 본선·간선 시종착역(한큐·한신의 우메다 역, 게이한의 요도야바시 역, 난카이의 난바 역, 긴테쓰 오사카난바 역·오사카아베노바시 역) 모두를 통하며, 니시나카지마미나미가타 역에서 한큐 교토 본선(미나미카타 역)에, 우메다 역에서 한큐 및 한신 노선(한신 본선)에, 요도야바시 역에서 게이한 노선(게이한 본선 및 나카노시마 선 오에바시 역)에, 난바 역에서 난카이 및 긴테쓰·한신 노선(긴테쓰 난바 선·한신 난바 선 오사카난바 역)에, 다이코쿠초 역에서 난카이 고야 선(이마미야에비스 역)에, 도부쓰엔마에 역에서 난카이 선(신이마미야 역)·한카이 전기 궤도 한카이 선(신이마미야에키마에 정류장)에, 덴노지 역에서 긴테츠 선(미나미오사카 선 오사카아베노바시)·한카이 전기 궤도 우에마치 선(덴노지에키마에 역)에, 나카모즈 역에서 난카이 고야 선·센보쿠 고속선에 연결된다.
노선의 연장에 수반해, 다니마치선과 같이, 기점과 종점의 양쪽 모두 오사카 시외가 되고 있다.
자동 방송 설비에 관해서, 미도스지 선의 접근 멜로디는 상하행의 거의 모든 역에서 멜로디가 5번 울리나, 일부 역에서는 잘려 나오기도 한다.
2016년도 이후 도입을 목표로 스크린도어의 도입이 검토되어, 2009년도부터 조사가 시작되면서, 그 뒤 덴노지 역과 신사이바시 역에는 2015년 3월 1일까지 설치가 완료되었다..
또 스크린도어는 다른 노선과 달리 차장이 개폐하는 방식(차량 출입문을 닫은 후 스크린도어를 닫는다) 때문에 차량 문을 닫고 출발까지의 시간이 다소 늘어나게 됐다.
스크린도어 설치역에서는 차장은 출발 신호 후에 승무원실의 작은 창에서 얼굴을 내밀지 않고 마지막 차량이 승강장 끝을 지날 때까지 차내에서 후방을 감시한다.
말피기아목은 16,000여 종의 속씨식물을 포함하고 있는 큰 목(目)으로, 최근의 APG II 분류 체계에 따르면 진정장미군 I로 분류된다.
카지노()는 도박을 하는 시설의 하나이다.
룰렛이나 슬롯머신 등의 기기를 사용하고, 돈을 걸고 게임을 하는 장소(도박장)이다.
어원은 별궁 혹은 저택을 가리키는 "Casa"에 축소의 어미 "-ino"가 붙은 것이다.
공인 카지노가 있는 나라 또는 지역.
그 외 수많은 나라는 카지노가 공인되고 있다.
네덜란드에서는 암스테르담 국제 공항내에 카지노가 있다.
상기가 카지노에 의한 세수입이 현저한 카지노 도시이다.
1990년대 이후 각주 정부가 카지노 합법화 법안을 연달아 가결해, 이 외 미시시피강 유역이나 코네티컷주, 미시간주 등에도 카지노가 설립되고 있다.
또, 미네소타주등 미국 선주민에게만 거류지 내에서의 카지노 경영을 인정하고 있는 주도 있다.
장기 항해를 실시하는 대형 크루즈 여객선에 카지노가 설치되어 있는 경우가 많다.
최근 인터넷이 발달함에 따라 모나코를 비롯한 도박이 허가된 나라의 카지노 플로어에 실시간 방송기재들을 설치하여 온라인으로 생방송되어 온라인으로도 도박을 할 수 있는등 많은 변화가 생겼다.
면적이 넓은 카지노는 세계적으로 보고 미국에 많아, 세계 제일의 면적을 자랑하는 카지노도 미국에 있다.
아래와 같이를 참조. 모두 미국에 소재해있다.
카지노는 도박 문제 때문에 법적으로 철저한 통제와 관리가 이루어진다.
그러나 사업적으로 막대한 이익을 주며 지역 경제 활성화에 큰 도움이 되기도 하는 양날의 칼과 같은 사업이기 때문에 이견이 많다.
대한민국에서는 강원랜드를 제외한 모든 카지노는 외국인 전용이고, 강원랜드 역시 지역주민들은 1개월에 한 번만 입장할 수 있다.
카를로스 테베스(, 1984년 2월 5일 ~ )는 아르헨티나의 은퇴한 축구 선수로, 이전에는 보카 주니어스, 코린치앙스, 웨스트햄 유나이티드, 맨체스터 유나이티드 그리고 맨체스터 시티, 유벤투스, 상하이 선화에서 뛰었다.
그는 뛰어난 활동량과 골 냄새를 맡는 천부적인 능력으로 늘 팀에서 없어서는 안 될 선수로 자리매김해왔다.
2001년에 프로 데뷔를 보카 주니어스에서 하며 4년 동안 클럽에서 많은 트로피를 얻었고, 2003년과 2004년에는 남아메리카 올해의 축구 선수 상을 연속으로 거머쥐었다.