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이명박 정부 평가
2010년 교수신문이 매년 전국의 대학교수 200여명을 대상으로 뽑는 '올해의 사자성어'에서 장두노미(藏頭露尾)가 선정되었다. 장두노미는 머리는 숨겼지만 꼬리는 숨기지 못하고 드러낸 모습을 뜻하는 말로 쫓기던 타조가 머리를 덤불 속에 처박고서 꼬리는 미처 숨기지 못한 채 쩔쩔매는 모습에서 생겨난 사자성어로써 4대강 사업 논란, 천안함 침몰, 국무총리실의 민간인 불법사찰, 영포회 논란, 한미 FTA(자유무역협정) 협상, 예산안 날치기 처리 등 많은 사건이 있었지만 그때마다 정부는 국민을 설득하고 의혹을 깨끗이 해소하려는 노력보다 오히려 진실을 감추려는 모습을 비유한 말이다. 또한 2010년 12월, 이명박 정부의 취임 3년을 맞이하여 정치권의 평가가 나왔으나 여야의 평가가 엇갈렸다. 한나라당은 공정사회’라는 화두를 던지고 이를 실현하기 위한 노력을 기울이고 있는데 대해 긍정적인 평가를 내렸다. 그러나 한나라당 정두언 의원은 "잃어버린 10년’이라고 공격해 정권을 되찾아 놓고는 더 잃어버렸다"라며 "1970년대 같은 분위기로 정치가 후퇴했다"라며 혹독한 평가를 내려 여당에서도 비판이 제기되기도 했다. 민주당 차영 대변인은 "현 정부는 민주주의와 한반도 평화 등 민주정부가 10년 동안 이뤄낸 성과를 모조리 탕진했다"라며 혹평했다. 자유선진당은 "이명박 대통령 당선 3년은 자화자찬의 3년이었고, 절차적 정당성과 의회 민주주의를 무시한 오만과 독선의 3년이었다"라고 평가했다.
이명박 정부 평가
2011년 8월 전문가들을 상대로 이명박정부의 공정사회 분야에 대한 여론조사를 실시했다. 그 결과 '공직자 부패고리 차단', '공정·투명한 금융시장 규율 확립', '서민 금융피해 방지·구제 강화' 부문에서는 D 학점을, '공정 경쟁질서 확립', '인사·심사의 공정성 제고', '대·중소기업 동반성장', '복지급여의 효율성 제고' 부문에서는 C학점을, '공정과세·납세', '학력차별 해소', '전관예우 관행개선', '공정한 병역의무', '균등한 교육기회 제공'은 B학점을 맞았고 A학점은 없었다.
2011년 1월 이명박 정부의 경제정책 평가를 내려달라는 여론조사 결과 A학점이 14.6%, B학점이 21.9%, C학점 22.1%, D학점 14.3%였다. F학점을 준 응답자가 27.1%로 가장 많았다.
쇠고기 재협상 문제, 한반도 대운하 추진 등의 논란으로 이명박 정부의 초기(출범 후 ~ 3개월) 지지율은 높지 않았다. 2008년 6월 4일 실시된 재보궐 선거에서는 여당인 한나라당이 참패하였고, 2008년 6월 초에 실시한 여론조사에서는 국정수행 지지도가 10%대를 기록하기도 하였다.
이명박 정부 평가
출범 후 6개월의 지지율은 베이징 올림픽 전·후로 2 ~ 30%대를 유지하다가 올림픽 이후 낮아지는 추세였으며, 같은 기간에 현직 기자를 대상으로 한 여론 조사에서의 국정수행능력 지지도는 2.7%로 낮은 지지율을 기록했다.
2009년 2월에 실시된 여론조사에서 국정수행능력 지지도는 36.7%였고, 2009년 11월에는 39.2%를 기록했다.
2010년 1월에 조사된 지지율은 51.1%를 기록하고 있는데, 이는 아랍에미리트에서의 원자력 발전소 수주 성공 등의 요인이 작용한 것으로 분석되고 있다.
2010년 실시된 역대 대통령 평가에서 이명박을 가장 뛰어난 대통령으로 꼽은 사람은 6.4%였다. 12월 4일 중앙일보에서 조사한 여론조사에 따르면 이명박 정부의 정치발전 긍정평가는 44.1%였으며, 경제발전은 47.1%의 긍정 평가를 받았다. 그러나, 남북화해 부분에서는 33.2%만이 긍정 평가를 내렸다
이명박 정부 평가
2010년 이후로 이명박 정부는 40%에 달하는 지지율을 기록하고 있다며 민심을 얻었다고 강조한바 있으나, 여론조사의 맹점이 민심을 반영하지 못한다는 지적도 제기됐다. 한나라당 홍준표 의원은 여론조사가 집전화 위주로 이루어지는 것을 지적하며 "우리가 지금 발표되는 여론조사는 보수층들이 한 80%이상 집 전화를 가지고 있고 좀 자유스러운 개방 마인드를 갖고 진보적인 측면의 젊은이들이나 40대들은 이미 집 전화가 없다"며 6.2 지방선거때도 지지율 우세였던 한나라당이 참패했던 과거를 지적했다.
2011년 8월 31일 서울신문이 국회의원들을 상대로 설문조사한 결과 전체 의원의 46%(56명)가 ‘이명박이 국정을 잘못 운영하고 있다’고 답했다. 이 중에서도 ‘아주 못한다’(41명)가 ‘못한다’(15명)는 의견을 앞섰다. ‘아주 못한다’고 평가한 의원 중 16명이 민주당 소속이었고, 한나라당 소속도 14명이나 됐다. ‘잘한다’(아주 잘한다 포함)는 의견은 39명(31.9%)이었다.
이명박 정부 평가
이명박 정부의 중간평가 성격이 짙은 것으로 평가되는 지방선거에서 한나라당은 패배를 하였다. 그 이유는 천안함 사건으로 인한 북풍몰이에 대한 역풍, 세종시 수정안, 4대강 사업 등에 대한 반발 등 정권심판론의 영향이 가장 컸던 것으로 분석된다. 또한 검찰을 이용하여 정치적 대립자들을 기소하여 표현의 자유가 위축되었다는 점도 꼽힌다. 그동안의 여론조사와 정 반대의 결과가 나온 것에 대해서 중앙일보는 시론을 통해 "대통령이나 정부에 반대하는 목소리는 경찰·검찰·선관위 등 권력 기관에 의해 제압당하고, 최근 방송인 김제동씨의 경우에서 보듯이 집권층의 눈에 거슬리면 하던 일에서도 쫓겨날 수 있는 억압적 상황때문에 이명박 정부에 대한 비판론자들의 목소리가 위축되었기 때문"이라고 분석하였다. 한나라당의 참패로 인해 이명박 정부의 국정 쇄신과, 각종 핵심 정책들의 재검토는 불가피하게 됐다. 한나라당의 소장파 초선 의원들은 이명박 정부에 대해 전면적인 쇄신을 하라고 요구했지만 이명박은 쇄신에 반대하는 입장을 보여 당정간 갈등을 빚게 되었다. 이러한 이명박의 태도에 대해 한국일보도 사설을 통해 "이명박 대통령의 심중에서는 민심의 분노에 대한 절박감이 느껴지지 않는다. 6ㆍ2 지방선거 결과에 대한 이 대통령의 상황인식이 너무 안이한 것 아닌가 하는 의구심을 갖지 않을 수 없다."고 지적했다.
이명박 정부 평가
이코노미스트 인텔리전스 유닛(EIU)'이 전 세계 167개국을 대상으로 측정, 19일 공개한 '2010년 민주주의 지수'에 따르면 이명박 정부 이후 8단계 순위가 상승하여 20위를 기록했다. 2010년에는 한국은 2년 연속 평균 8점을 넘어 '완전한 민주주의(full democracy)' 국가군으로 계속 분류됐다. 아시아에서는 한국에 이어 일본이 8.08점으로 2위(세계 22위)를 차지했다. 참여정부 시절에는 31위를 기록했던것과 비교해 상승했다.
이명박 정부 평가
미국의 국제인권단체인 프리덤하우스는 2011년 5월 2일 발표한 언론자유 보고서에서 대한민국을 종래의 언론자유국에서 부분적 언론자유국으로 강등해 발표했다. 국제순위는 197개 국가들 중 2010년 67위에서 2011년에는 홍콩과 함께 70위를 기록했다. 프리덤하우스는 정부의 검열 강화, 언론 매체의 뉴스 및 정보 콘텐츠에 대한 정부 영향력의 확대 등을 순위강등의 이유로 들었다. 프리덤하우스는 또 "최근 몇 년간 온라인상에서 친북 또는 반정부 시각의 글이 삭제되는 일이 증가했다"며 "보수적 정부가 대형 방송사의 경영에 직접 개입, 이명박 대통령의 측근들이 언론인의 반대에도 불구하고 미디어 기업의 주요한 자리들을 차지했다"고 지적했다.
이명박 정부 평가
이명박 대통령과 한나라당은 지난 정권 10년을 잃어버린 10년이라고 주장했으며, 특히 이명박은 경제대통령을 자처하며 집권했다. 하지만 집권 4년 간의 경제적 업적을 전문가들이 평가한 결과는 오히려 김대중, 노무현 정부에 비해 이명박 정부의 경제적 업적이 한참 못 미친다는 것이었다. 매일경제 신문이 2012년 5월 1일, 정부별로 집권기간 중 `경제업적지수` 평균을 분석한 결과 이명박 정부는 4년 평균 44.1을 기록했는데, 이는 김대중 정부가 82, 노무현 정부가 68.9를 기록한 것에 비해 한참 못 미치는 성적이다. 경제업적지수는 과거 뉴욕증권거래소가 주요 선진국의 경제적 성과를 측정하기 위해 사용했던 지표로 알려져 있는데, 분모에 경제고통지수, 즉 실업률과 인플레이션율을, 분자에 경제성장률을 대입한 다음 100을 곱해서 산출한다. 따라서 경제성장률이 높거나 실업과 인플레이션율이 낮을수록 높은 점수가 나오게 된다. 이명박 정부의 경우 성장률은 낮은 반면 물가상승률은 높았기 때문에 저조한 성적을 받은 것으로 분석되었다.
뉴욕발 서브프라임 모기지 사태가 발생하였을 때에도 국내 금융권의 경우 한국투자, 신한은행이 리먼 브라더스가 발행한 채권을 보유하여 상당한 피해액이 발생되었으나 언론에서는 대단히 짧은 단신 기사로 간단히 보도하며 피해 사실과 관련한 언론 보도가 매우 억제되었다.
2012년 5월 22일 한국미래발전연구원이 여론조사전문기관 리서치뷰에 의뢰해 이승만·박정희·전두환·노태우·김영삼·김대중·노무현·이명박 등 역대 전·현직 대통령 8명의 호감도를 조사한 결과에 따르면, 이명박 대통령은 호감도에서 8.0%의 지지율로 4위를 기록했다. 1위는 35.3%를 차지한 노무현 전 대통령이었다. 이명박 대통령이 대통령 선거에 재출마할 경우 지지 의향을 묻는 질문에 대해서는, '지지하지 않는다'는 응답자가 76.4%로 '지지한다'(17.0%)는 쪽보다 훨씬 높게 나타났다. 이명박 대통령의 직무 평가에 대해서는 '잘못한다'는 응답자가 64.6%로 '잘한다'(32.4%)를 32.2%p나 앞섰다.
산수유
산수유(학명: Cornus Officinalis, Cornelian cherry, 문화어: 산수유나무)는 층층나무과의 나무이다.
산수유 생태
겨울에 잎이 지는 작은키나무다. 키는 5~10m쯤 되며 주로 심어 기른다. 광릉에 자생하며 한국 전역에서 자란다. 이른 봄 잎도 나기 전에 노랗고 향기로운 꽃을 피운다. 가을이면 가지마다 새빨간 열매가 주렁주렁 열린다. 지리산 기슭에 있는 구례 산동면과 산내면이 산수유 산지로 유명하다.
산수유 쓰임새
열매는 날로 먹지 않고 말렸다가 약으로 쓰거나 차로 끓여 마시고 술로 담가도 먹는다.
마쓰마에 나가히로
마쓰마에 나가히로(일본어: 松前修広, 1865년 11월 2일 ~ 1905년 3월 25일)는 마쓰마에번의 14대 마지막 번주이다. 초명은 가네히로(兼広)이다.
13대 번주 마쓰마에 노리히로(松前徳広)의 맏아들로, 에도 혼조 요코즈나 정(本所横網町)의 별저에서 태어났다. 1868년 음력 10월, 에노모토 다케아키의 구막부군의 침입으로 인해 아버지 노리히로와 함께 쓰가루까지 패주하다가 노리히로가 사망하면서 1869년, 14대 번주의 자리에 올랐다. 4월, 신정부군에 협력하여 번의 군사를 파견하고 후쿠야마 성을 탈환했다. 6월 24일, 판적봉환으로 번 지사가 되었고, 이때 번의 이름을 마쓰마에 번에서 다테 번(館藩)으로 바꾸었다. 8월 24일, 종5위에 서위되었다. 신정부로부터 보신 전쟁에서의 공을 인정받아 질록 2만 석을 받고, 3만 석의 번 지사가 되었다. 1871년 7월 8일, 가네히로에서 나가히로(修広)로 개명하였다. 그 해 7월 14일, 폐번치현으로 번 지사에서 면직되었으나, 화족으로서의 지위는 인정받아 자작이 되었다. 1905년, 41세의 나이로 사망하였다.
대한민국의 사적 및 명승
2009년 12월 31일 기준 사적 및 명승 목록 - 없음
마쓰마에성
마쓰마에성(일본어: 松前城, まつまえじょう)은 홋카이도 오시마 종합진흥국 마쓰마에정에 있는 평산성으로, 후쿠야마 성으로도 불린다.
마쓰마에성 개요
이시다 성과 나란히 가장 마지막에 지어진 성곽이다. 보신 전쟁의 막바지 에조치에서 독립을 갈망하는 구 막부 군과의 공방전이 유명하다. 성 일대는 국가 지정 사적이며, 성이 축성될 때 만들어진 혼마루 어문은 중요 문화재이다. 2001년 홋카이도 유산으로 선정되었다.
마쓰마에성 역사 및 연혁
후쿠야마다테
가키자키 가문 (후에 마쓰마에 가문)의 거처였던 오다테(大館)로부터 후쿠야마(현재 마쓰마에 성)로 옮긴다. 1600년 ~ 1611년 동안 진야를 구축한다. 후에 러시아 함대 등이 빈번히 출현하자 1849년 막부는 어쩔 수 없이 후쿠야마다테(福山館)의 개축을 허가한다.
축성
1849년 막부는 북방 경비를 목적으로 마쓰마에 다카히로에게 축성을 명한다. 당초 축성 계획을 세울 때 후쿠야마가 아니라 지형적으로 요충지인 하코다테의 가규산에 축성해야 한다는 의견이 있었지만, 성하 마을 상인들의 저항에 부딪혀 당시 마쓰마에 가문의 거처였던 후쿠야마다테를 증축하게 된다.
마쓰마에성 역사 및 연혁
나가누마 학파 군사학자 이치카와 이치가쿠의 조언에 따라 후쿠야마다테를 증축하였으며, 비로소 처음으로 3층 천수를 세울 수 있었다. 1854년 준공하였으며, 이 시기 마쓰마에성이라고 불렸다고 한다. 해안으로부터 함포 사격에 대비하기 위해 포대를 만들었으며, 성벽안에는 철판을 집어 넣었다. 만약 적이 혼마루로 침입하더라도 길이 복잡하여 여의치 못하게 만들었으며, 총 등으로 사격하기 쉽게 설계되었다. 또, 석벽에 있어서도 돌과 돌 사이 틈이 없도록 촘촘히 쌓았다. 안타깝게도 성이 해안에 가깝기 때문에 대규모로 성을 축조할 수 없었다.
마쓰마에성 역사 및 연혁
막부 말기 축성이 되었지만, 마쓰마에 성은 전쟁의 화마를 경험한 성이다. 1868년 (메이지 원년) 가을, 에조치에 독립정권 수립을 원하는 구 막부 군이 오시마반도 각지를 제압하였고, 11월 5일에는 전 신센구미의 부장이었던 히지카타 도시조가 이끄는 700명이 마쓰마에 성을 공격한다. 격렬한 공방전이 있었지만, 불과 몇 시간 만에 성이 함락된다. 이렇게 된 것은 구 막부 군의 함대가 하코다테 만에서 함포사격을 가해 성의 방어력을 약화시켰기 때문이다. 또, 성을 설계할 때 성의 전면은 통로가 복잡하게 만들어져 방어가 쉬웠으나, 뒤에서 공격해 오는 적에게는 무용지물이었다. 히지카타 도시조는 이 점을 간파했다. 현재에도 석벽에는 당시의 탄흔이 남아있다.
그러나 다음해인 1869년 (메이지 2년) 구 막부 정권은 항복하였고, 다시 마쓰마에 성은 마쓰마에 가문 소유가 되었다. 1871년 (메이지 4년) 폐번치현이 시행됨에 따라 성은 메이지 정권의 소유가 되었다. 1875년 (메이지 8년) 천수등 혼마루의 시설을 제외한 대부분의 건물이 파괴되었다.
그 후, 1941년 (쇼와 16년) 천수, 혼마루 어문, 혼마루 어문 동쪽 담이 당시 국보 지정되었지만, 1949년 (쇼와 24년) 6월 5일 성터에 있던 마쓰마에 정 사무소로부터 화재가 발생하여 천수와 혼마루 어문 동쪽 담이 소실되었다. 1959년 ~ 1961년에 걸쳐 천수가 철근 콘크리트 구조로 복원되어 현재까지 마쓰마에 성 자료관으로 사용되고 있다. 성이 축조될 당시부터 현존하는 건물로는 혼마루 어문과 혼마루 오모테 어전현관 및 구 데라마치 어문, 그리고 중요 문화재인 혼마루 어문이 있다. 또, 석벽 등이 잘 보존되어 성 전체가 국가 사적으로 지정되었다. 2006년 (헤세 18년) 4월 6일 일본 100대 명성으로 지정되었다. 덧붙여 성 주위는 마쓰마에 공원(松前公園)으로 일본 벚꽃 100선중 하나이다.
다테성
다테성(일본어: 館城)은 일본 홋카이도 히야마 지청 앗사부정에 있었던 성이다.
이 성은 1868년 마쓰마에번 번주 노리히로가 창건하였다. 마쓰마에번의 시모노쿠니 도시치로가 메이지 신정부의 허가를 얻어 1868년 9월 기공하였는데, 원래는 삼중 성곽에 포대를 갖춘 본격적인 성채로 설계되었으나, 주변 정세의 불안함으로 인해 일단 토루를 쌓고 판재로 건축물을 세워놓는 식으로 지어져 55일 만에 완공되었다. 그 해 10월, 구 막부군이 상륙하여 고료카쿠를 점령하고 마쓰마에성을 향해 진격해오자, 마쓰마에 번은 번주와 가신들을 다테 성으로 보내고, 마쓰마에 성에 400명의 군사를 두어 방어하게 했다. 그러나 11월 5일, 마쓰마에 성을 함락시킨 구 막부군이 이어서 다테 성을 노리자, 번주 노리히로는 10일 만에 성을 떠났다. 두 배나 되는 구 막부군에 맞서 미카미 조준의 지휘 하에 마쓰마에 번의 군사들은 항전했으나, 결국 다테 성은 함락되었고 이때 소실되었다.
1966년, 홋카이도 지정 사적으로 지정되었다.
미야모토 미츠루
미야모토 미츠루(宮本 充 미야모토 미쓰루[*], 1958년 9월 8일 ~ )는 일본의 남자 성우이다.
미야모토 미츠루 출연작
나만이없는거리 - 야시로 가쿠
문호스트레이드독스 - 모리 오가이
산개 성단
산개 성단(散開 星團, 영어: open cluster 오픈 클러스터[*], 문화어: 널린별떼)은 같은 분자구름에서 태어났으며 나이가 거의 같은 수 천개의 항성이 모인 집단이다. 우리 은하에만 1,100개가 넘는 산개 성단이 발견되었으며 그보다 훨씬 많은 산개 성단이 있을 것으로 추측된다. 성단의 별들은 서로 중력적으로 느슨하게 묶여 있으며 은하 중심을 돌면서 다른 성단이나 가스 구름과 만나면 해당 천체의 중력 때문에 종전의 궤도가 망가지거나 성단에 있던 일부 항성이 이탈하기도 한다. 산개 성단이 형태를 유지하는 기간은 보통 몇억 년 정도이다. 대조적으로, 구상 성단은 훨씬 강하게 중력적으로 묶여 있어 수십억 년은 유지된다. 산개 성단은 나선은하와 불규칙 은하에서만 발견되는데, 둘 다 활발하게 항성이 태어나는 곳이다.
젊은 산개 성단들은 자신이 형성된 분자 구름 속에 포함되어 있는데, 이것이 H II 영역을 형성하는 것으로 밝혀졌다. 시간이 지남에 따라 성단에서 방출되는 방사압이 분자 구름을 흩어놓는다. 방사압이 구름을 흩어 놓기 전에 약 10%의 가스 구름만이 항성의 일부로 합쳐지게 된다.
산개 성단
산개 성단은 항성 진화를 연구하는데 있어서 아주 중요한 요소이다. 항성들은 매우 유사한 시기에 형성되었으며, 비슷한 화학적 조성을 가지고 있다. 그래서 항성들이 독립적으로 존재할 때 보다 여러 가지 미묘한 특징적인 차이점들을 관측할 수 있다. 플레이아데스 성단이나 히아데스 성단, 페르세우스자리 알파 성단 등 많은 수의 성단들은 육안으로도 관측할 수 있다. 하지만 반면에 쌍둥이 성단 같은 것들은 기구 없이는 거의 관측할 수 없으며, 쌍안경이나 망원경을 이용해야 볼 수 있다.
산개 성단 역사적 관측들
가장 유명한 산개 성단 중 플레이아데스 성단은 고대부터 항성들의 집단이라고 알려져 왔다. 망원경이 발명되어 항성들로 구성되어 있다는 것이 밝혀지기 전엔 플레이아데스를 제외한 다른 성단들은 희미하게 빛나는 하늘의 한 부분일 뿐이라고 생각되었다. 사람들은 망원경을 이용한 관측을 통해 두 종류의 특징적인 성단을 밝혀내었다. 하나는 은하수의 중심을 향하는 방향에서 발견되는 수천 개의 항성이 모인 구형의 집단이고, 하나는 전 하늘에서 발견되는 불규칙한 모양을 띤 듬성듬성한 항성들의 집단이었다. 천문학자들은 전자를 구상 성단으로, 후자를 산개 성단이라고 칭하였다. 산개 성단들은 아래에 언급되듯이 대부분 은하수 면에 있어서 은하 성단이라고도 불린다.
산개 성단 역사적 관측들
산개 성단 내의 항성들은 물리적으로 연관되어 있다는 것이 일찍이 밝혀졌다. Reverend John Michell은 1767년 플레이아데스 같은 한개의 항성 집단이 지구에서 관측될 수 있는 우연한 위치에 있게 된 일이 단지 1/496000의 확률이라는 사실을 계산했다. 천문학이 더 발전하여 정확해지면서 스펙트럼 분석을 통하여 성단의 항성들은 우주공간에서 비슷한 운동을 하고 공통의 방사상의 속도를 가지는 것이 밝혀졌다. 이는 성단의 항성들이 같은 시기에 탄생하고 집단 속에 있는 서로에게 영향을 미친다는 것을 보여주는 증거이다.
산개 성단과 구상 성단이 꽤 다른 두 집단이긴 하지만, 항성들이 듬성듬성 존재하는 산개 성단과 항성들이 빽빽이 모여 있는 구상 성단사이의 모양 차는 거의 없다. 몇몇 과학자들은 두 종류의 성단이 유사한 기본 방식에 의해 형성되었다고 한다. 구상 성단의 경우 우리 은하에서 더 이상 지배적인 역할을 하지 못하는 수천 수백 개의 항성들이 빽빽이 모여 있는 상태라는 것이 차이점이다.
산개 성단 산개 성단의 형성
대부분의 항성들은 보통 다중계에서 형성된다. 가스 구름은 자체 중력으로 붕괴될 수 있을 정도로 태양의 몇 배가 되는 질량을 가지고 있지만, 그러한 무거운 구름은 하나의 항성으로는 붕괴될 수는 없기 때문이다.
거대 분자 구름(태양의 수천 배의 질량의 가스를 가지고 있는 차갑고 빽빽한 구름)의 붕괴로 산개 성단의 군락이 생성되었다. 많은 요인들이 거대 분자 구름(혹은 그의 일부)의 붕괴를 촉진 하고, 또한 항성 집단의 폭발이 산개 성단 탄생의 원인이 되었을 것이다. 근처의 초신성과 중력 섭동에 의해서 발생한 충격파 또한 이에 영향을 미친다. 일단 거대 분자 구름이 붕괴되면, 구름의 부분들이 점차 점차 작은 무리가 되면서 몇 천개의 항성이 모인 군락이 형성된다. 우리 은하의 경우 몇천년에 한번 정도의 비율로 산개 성단이 형성된다.
산개 성단 산개 성단의 형성
일단 항성의 형성이 시작되면, 가장 뜨겁고 큰 질량을 가진 항성들이 방대한 양의 자외선을 방출할 것이다. 이 방사성은 재빨리 거대 분자 구름의 가스를 이온화하여 H II 영역을 형성하고, 거대한 항성들과 방사압이 만들어낸 형성된 항성풍이 가스를 흩어지게 한다. 몇 백 만년 후에 성단은 역시 가스를 방출하는 첫 번째 초신성의 단계가 된다. 수천만년 후에 성단을 둘러싼 가스는 없어지고, 항성의 형성 또한 더 이상 일어나지 않게 된다. 일반적인 경우 성단에 원래부터 존재했던 10% 이하의 가스는 사라지기 전에 항성을 형성한다.
산개 성단 산개 성단의 형성
성단의 형성에 대한 다른 견해도 있다. 분자 구름 핵이 빠른 속도로 수축하고, 일단 큰 질량을 가진 항성들이 빛나기 시작하면 그들은 뜨겁게 이온화된 잔여 가스를 바른 속도로 배출한다. 구름핵 수축이 시작되면서 가스 분출이 일어나는 순간은 백에서 삼백만년을 넘지 않는다. 구름핵에 있는 오직 30-40 퍼센트의 가스만이 항성들을 형성하며, 남은 가스 분출과정은 성운이 대부분의 혹은 모든 항성을 유실할 정도로 큰 영향을 미친다. 모든 성단은 생성된 지 얼마 되지 않아 많은 부분이 붕괴될 정도의 큰 손실을 겪는다. 성단에서 방출된 젊은 항성들은 우주 공간의 일부가 된다. 모든 항성들이 성단을 구성하는 것은 아니기 때문에 성단들은 은하를 구성하는 기본적인 토대 역할을 하는 것처럼 여겨진다. 탄생시의 많은 성단들을 구성하기도 하고 파괴하기도 하는 격렬한 가스 분출은 또한 은하의 구조에 형태학적, 운동학적인 영향을 미친다.
두개 혹은 그 이상의 흩어져 있는 산개 성단들이 같은 분자 구름에서 형성되는 것은 흔한 일이다. 거대 마젤란 구름에서 Hodge 301과 R136은 둘 다 독거미 성운에서 형성되었다. 또한 우리 은하에서 잘 알려진 두 성단인 히아데스와 프레세페 성단의 움직임을 추적해 보면 둘 모두 6억 년 전에 동일한 구름에서 생성된 것을 알 수 있다.
때때로 동시에 형성된 두 성단은 쌍둥이 성단을 이루기도 한다. 가장 잘 알려진 예로, 은하수에 있는 쌍둥이 성단인 NGC 869와 NGC 884가 존재하며 적어도 10개 이상의 쌍둥이 성단이 더 존재한다고 알려져 있다. 많은 것들은 대마젤란, 소마젤란 은하에 있다고 알려져 있다. 이 성단들은 외부 관측이 우리 은하 내에서의 관측보다 쉬운데 그 이유는 은하수 내에 있을 경우 관측 과정에서 무관한 성단처럼 보이기 때문이다.
산개 성단 형태적 분류
산개 성단은 구성하는 항성의 수가 적고 흩어진 형태의 성단에서부터 수천 개의 항성으로 구성된 매우 거대한 항성의 집합체 형태의 성단까지 그 형태가 다양하다. 그들은 보통 꽤나 다른 밀집된 핵을 가지고 있는데, 이 성단은 구성하는 항성으로부터 방출된 ‘코로나’에 의해 둘러 싸여져 있다. 핵은 보통 3-4 광년 정도의 크기이며 코로나는 성단의 중심으로부터 무려 20 광년 정도 씩이나 펼쳐져 있다. 성단의 중심부에 있는 항성들의 밀집도는 1세제곱 광년에 1.5개 정도 씩 분포되어 있는 정도이다. (태양 근처 항성의 밀집도는 1 세제곱 광년에 0.003개 정도이다.)
산개 성단 형태적 분류
산개 성단들은 1930년 로버트 트럼플러(Robert Trumpler)에 의해 개발된 방법에 의해서 분류된다. 트럼플러 방법은 성단을 세 부분으로 분류하였고, I-IV까지의 로마 숫자로 강하게 연관된 것부터 약하게 연관된 것까지 주위 항성들과의 밀집도와 분산정도를 나타내었다. 그리고 아라비아 숫자 1~3을 성단 구성원인 항성들의 밝기를 표시하는 척도로 사용했다. 그리고 p, m, r은 성단을 구성하는 항성이 적은지, 보통인지 혹은 많은 지를 표시했다. 덧붙여 ‘n’은 성단이 성운에 있는지 아닌지를 나타내었다.
트럼플러 방법에 의해 플레이아데스 성단은 I3rn(성운 내에 위치하며 강하게 밀집되어 있고 항성의 수가 많음)으로 분류되고, 히아데스 성단은 II3m(약간 분산되어 있고 항성들의 수가 썩 많지는 않은 편)으로 분류된다.
산개 성단 산개 성단의 수와 분포
우리 은하에는 1000개 이상의 산개 성단이 알려져 있지만 실제로 모든 산개 성단의 수를 계산한다면 사실 10,000개 보다 많을 것이라고 추정할 수 있다. 나선 은하에서, 산개 성단들은 주로 가스가 가장 많이 밀집되어 있어 항성들이 가장 많이 생성되는 나선팔에서 주로 발견된다. 또한 대부분의 경우 성단들은 나선팔을 벗어나기 전에 분산되어 버린다. 산개 성단은 은하면에 강한 영향을 받고 있다.(우리 은하의 스케일 높이는 180광년 정도이고 은하의 반지름은 대략 100,000광년 정도이다)
불규칙 은하의 경우 산개 성단은 은하 전체에서 발견되며, 그 중에서도 가스는 농도가 가장 높은 곳에 많이 밀집되어 있다. 산개 성단은 타원 은하에서는 발견되지 않는데, 타원은하의 경우에는 항성의 생성이 몇 백만 년 전에 이미 중단되었기 때문이다. 그래서 이미 존재해 있던 산개 성단은 이미 오래전에 흩어져 버렸을 것이다.
산개 성단 산개 성단의 수와 분포
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.
산개 성단 천문학적 구성
산개 성단들은 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. 늙은 산개성단들의 경우 노란 빛을 띠는 항성들이 더 포함되어 있다.
어떤 산개 성단들은 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 산개 성단은 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.
산개 성단 천문학적 구성
질량이 크지 않은 항성들은 일단 핵융합에 의해 수소를 방출하면, 그들의 바깥 쪽 층으로 행성상 성운을 만들어 백색왜성으로 진화한다. 반면에 대부분의 성단들은 구성 성분인 항성들이 대부분 백색왜성의 단계가 되기 전에 흩어진다. 그래서 구상 성단의 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.
산개 성단 최후의 운명
산개 성단 내의 항성들은 충분히 질량이 작아서 탈출 속도가 일반적으로 구성하는 항성들의 속도의 평균보다 훨씬 느리기 때문에 많은 산개 성단들은 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.
산개 성단 최후의 운명
또한 대략 5억년 정도마다 한번 씩 산개 성단은 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 산개 성단의 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.
산개 성단 항성 진화 연구
산개 성단을 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.
산개 성단내의 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 산개 성단은 항성진화를 연구하기에 매우 유용하다.
산개 성단 항성 진화 연구
산개 성단 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. 산개 성단 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.
산개 성단 산개 성단과 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 산개 성단은 둘 중 하나의 방법으로 거리가 직접적으로 측정되었다. 첫째로 가까운 산개 성단 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.
산개 성단 산개 성단과 천문학적 거리 스케일
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)
산개 성단 산개 성단과 천문학적 거리 스케일
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 산개 성단은 히아데스이다. 반면에 북두칠성에 있는 항성들을 포함한 성협까지의 거리는 히아데스까지의 절반정도이지만 성협의 항성들은 산개 성단내의 항성처럼 중력적으로 결합되어 있지 않다. 우리 은하에서 가장 먼 산개 성단으로 알려진 것은 Berkeley 29이고, 약 15,000파섹 떨어져있다. 산개 성단은 또한 국부 은하군에 있는 은하들에서도 쉽게 관측된다.
산개 성단의 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.
구상 성단
구상 성단(球狀 星團, globular cluster, 문화어: 둥근별떼) 은 구형의 항성의 모임(성단)으로, 은하 중심의 주위를 마치 위성처럼 돈다. 구상 성단은 중력에 의해 단단히 유지되고 있으며, 이에 따라 구형의 모양을 유지하고, 중심으로 들어갈수록 별의 밀도가 높아진다.
은하 헤일로에서 발견되는 구상 성단은 은하 원반에서 발견되는 산개 성단과 비교하여 별이 상당히 많고 또 훨씬 늙은 별들로 이루어져 있다. 구상 성단은 제법 흔한 천체로서, 현재까지 약 150~158개이상의 구상 성단이 우리 은하에서 발견되었다. 또한 10~20개 정도가 아직 발견되지 않았을 가능성이 있다. 큰 은하일수록 구상 성단도 많을 것으로, 안드로메다 은하는 500개 정도의 구상 성단을 가지고 있을 것으로 생각된다. 은하단의 중심에 자리잡은 타원 은하, 예컨대 메시에 87 같은 것은, 13,000여개의 구상 성단을 거느리고 있다. 이 구상 성단들은 반지름 약 40 킬로 파섹(약 131,000 광년) 또는 그 이상에 달하는 궤도로 은하 주위를 공전한다.
구상 성단
국부 은하군의 질량이 충분한 은하는 모두 한 무리의 구상 성단을 거느리고 있으며, 지금까지 전천조사를 통해 발견된 거의 모든 큰 은하들은 구상 성단 계를 가지고 있다. 궁수자리 왜소타원은하와 큰개자리 왜소은하는 우리 은하에게 구상 성단(팔로마 12 등)을 빼앗기고 있는 과정 중인 것으로 보인다.
은하의 별들 중 가장 먼저 만들어진 별들이 구상 성단 안에 포함되어 있는 것으로 보이나, 은하 진화에 있어 구상 성단의 기원과 역할은 아직 불확실하다. 구상 성단이 왜소 타원 은하와는 명확히 다른 존재이며, 구상 성단의 형성은 모은하의 항성 형성의 일부라는 것은 확실해 보인다. 그러나 최근 천문학자들은 구상 성단과 왜소구형은하가 서로 명확히 구분될 수 있는 천체가 아닐 수도 있다는 추측을 제기하고 있다.
구상 성단 구상 성단 관측의 역사
최초로 발견된 구상 성단은 메시에 22로, 1665년 독일의 아마추어 천문가 요한 아브라함 일레가 발견했다. 하지만 초기 망원경은 구경이 작았기 때문에 구상 성단의 별 각각을 구분할 수 있는 분해능은 샤를 메시에가 메시에 4를 관측할 때까지 확보되지 못했다. 최초로 발견된 구상 성단 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, NGC는 존 루이스 에밀 드레이어의 신판일반목록에 올라간 천체에 붙는 것이다.
윌리엄 허셜은 1782년 커다란 망원경들을 사용한
구상 성단 구상 성단의 형성
구상 성단의 형성에 대한 이해는 현재로서 저조한 편이다. 구상 성단을 이루는 별들이 한 세대만에 만들어진 것인지, 아니면 수십억 년 동안 여러 세대에 걸쳐 만들어진 것인지도 아직 불확실하다. 많은 구상 성단에서, 대부분의 별들은 항성 진화의 대략적으로 같은 단계에 있으며, 이는 구상 성단의 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 구상 성단의 나이와 비교해 상대적으로 짧았을 것이다.
구상 성단 구상 성단의 형성
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.
구상 성단을 관측하면 이러한 항성 형성이 항성 형성이 효율적인 영역에서 주로, 성간매질이 일반적인 항성 형성 영역보다 밀도가 높은 곳에서 발생함을 알 수 있다. 구상 성단의 형성은 폭발적 항성생성 영역과 상호작용 은하에서 흔하다. 연구 결과, 타원은하와 렌즈형은하에서 은하중심의 초대질량 블랙홀(SMBH)의 질량과 구상 성단이 분포하는 범위 사이에 상관관계가 있음이 밝혀졌다. 이러한 은하들의 SMBH의 질량은 은하에 딸린 구상 성단들의 질량을 모두 합친 것에 가까운 경우가 많다.
현재까지 발견된 구상 성단들은 모두 활동적인 항성 형성을 나타내지 않는다. 이는 구상 성단이 은하 안의 천체들 중 가장 오래된 천체에 속하며, 최초로 만들어진 별들과 함께 존재한 적이 있다는 점과 부합한다. 우리 은하의 웨스터룬드 1과 같은 초성단(매우 큰 항성형성 영역)이 구상 성단의 전구체일 가능성이 있다.
구상 성단 구상 성단의 조성
구상 성단들은 일반적으로 금속이 적은 늙은 별들이 수십만 개 모여 있다.  구상 성단에서 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.
구상 성단들은 매우 높은 밀도의 별들을 포함하고 있다. 평균적으로 1 입방파섹당 0.4개의 별이 들어있으며, 성단의 중심으로 들어가면 개수밀도가 1 입방파섹당 100에서 1000 개까지 치솟는다.
구상 성단의 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.
구상 성단 구상 성단의 조성
하지만 구상 성단은 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 구상 성단에 포함된 별의 주위를 반지름 1 AU 거리에서 공전하는 행성은 불과 108년 정도만 살아남을 수 있을 것이다. 구상 성단 메시에 4에서 펄사(PSR B1620−26) 주위를 도는 행성계가 발견된 적이 있기는 한데, 이 행성들은 펄사가 형성된 뒤에 만들어진 것으로 생각된다.
우리 은하 주위의 센타우루스자리 오메가라던가 안드로메다 은하 주위의 메이올 2 같은 구상 성단들은 유별나게 질량이 커서 수백만 태양질량에 달하며, 항성종족도 다양하다. 이 두 성단은 질량이 큰 구상 성단이 사실 더 큰 은하에게 잡아먹히는 왜소은하의 핵이라는 증거로 거론된다. 우리 은하의 구상 성단들 중 4분의 1 가량은 원래 왜소은하에 딸린 것이었다가 왜소은하가 우리 은하에게 먹힐 때 함께 딸려왔을 것으로 생각된다.
구상 성단 구상 성단의 조성
메시에 15를 비롯한 많은 구상 성단들의 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.
구상 성단은 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.
구상 성단 구상 성단의 조성
네덜란드 천문학자 피터르 오스터호프가 구상 성단을 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. 이에 따라 1형을 "금속 풍부"(metal-rich)라고도 하고(1형 구상 성단의 예로는 테르잔 7이 있다), 2형을 "금속 부족"(metal-poor)이라고도 한다(2형 구상 성단의 예로는 ESO 280-SC06이 있다).
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. 우리 은하의 경우 금속 부족 성단들은 헤일로에, 금속 풍부 성단들은 팽대부와 관련이 있다.
구상 성단 구상 성단의 조성
우리 은하의 저금속 성단들의 대다수는 은하헤일로의 바깥쪽 면을 따라 분포한다. 이러한 결과는 2형 구상 성단들이 우리 은하의 가장 오래된 천체들이라기보다는 위성은하에서 포획된 것이라는 관점에 유리한 증거이다. 이 관점에 의하면 두 성단 종족 사이의 차이점은 우리 은하에서 구상 성단들(1형)이 형성된 시기와 포획된 위성은하에서 구상 성단들(2형)이 형성된 시기 사이에 시간 간격이 존재하는 것으로 설명할 수 있다.
구상 성단은 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 구상 성단에는 훨씬 흔하다. 청색 낙오성은 아마 별 두 개가 충돌해서 하나로 합쳐진 결과 형성된 것으로 생각된다. 충돌 결과 형성된 별은 구상 성단의 다른 별들보다 온도가 높고, 때문에 성단이 만들어질 때 함께 만들어진 주계열성들과 구분된다.
구상 성단 구상 성단의 조성
1970년대 이후 천문학자들은 구상 성단 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 구상 성단 메시에 15는 4,000 태양질량, 안드로메다 은하에 딸린 구상 성단 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 구상 성단의 질량에 비례하며, 이는 은하중심 초대질량 블랙홀과 은하 사이의 질량 관계에서 먼저 밝혀진 패턴과 유사하다.
그러나 구상 성단 속의 중간질량 블랙홀이라는 생각에 대한 회의론도 존재한다. 구상 성단 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.
구상 성단 구상 성단의 색등급도
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.
구상 성단 구상 성단의 색등급도
구상 성단 안에 포함된 별들은 지구로부터 대략적으로 같은 거리에 떨어져 있다고 가정할 수 있으므로(지구에서 구상 성단까지의 거리에 비해 구상 성단 내부의 별끼리의 거리는 매우 작다), 서로 실시등급이 차이나는 만큼 절대등급이 차이날 것이다. 구상 성단 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 구상 성단 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.
구상 성단 구상 성단의 색등급도
특정 구상 성단의 별들을 HR도표상에 뿌리면, 대부분의 경우 거의 모든 별들이 명확한 곡선을 그린다. 도표의 전체적 모양은 태양 근처 별들의 HR도표와 생긴 본새가 다르다. 구상 성단의 HR도표는 별들의 나이와 기원에 따라 각 부분을 묶을 수 있다. 구상 성단의 곡선 모양이 특징적인 것은, 구상 성단을 이루는 별들이 거의 동시에 거의 같은 물질로 생성되었고, 질량만 다르기 때문에 만들어진다. HR도표상에서 각 별의 위치는 별의 나이에 따라 달라지기에, 구상 성단의 전체 곡선 모양을 살펴보면 그 구상 성단이 얼마나 오래된 것인지 알 수 있다.
구상 성단 구상 성단의 색등급도
그러나 상술한 구상 성단의 나이와 거리를 알아내는 방법은 처음에는 그다지 견고하지 못했다. 구상 성단의 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.  구상 성단을 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, 구상 성단의 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.