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김대중도서관

|  김대중도서관  |
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김대중도서관 청사
국가: 대한민국
소재지: 서울특별시 마포구 신촌로4길 5-26 (동교동 178-9)
개관: 2003년 11월 3일
홈페이지: http://www.kdjlibrary.org/
ko 김대중도서관의 위치
김대중도서관(金大中圖書館, Kim Dae-Jung Presidential Library and Museum)은 대한민국 15대 대통령 김대중의 뜻을 기리기 위하여 설립된 연세대학교 소속의 기념도서관이다.
2003년 아태평화재단(전 아시아태평양평화재단)을 연세대학교에 기증하여 이를 모두 인수, 김대중도서관을 운영하기로 한 것이 시작이다. 같은 해 11월 3일 최초의 전직 대통령 도서관으로 공식 개관하였다. 개관 이후 학술적 이미지때문에 일반인 방문객이 하루 10명 안팎에 불과하여 2006년 1층과 2층을 시민친화시설로 변경하여 전시관 운영 및 전시회 개최를 하였으며, 각종 강연회와 기념사진전, 학술회의 등을 개최하고 있다. 관람시간은 오전 10시부터 오후 6시까지이며, 월요일과 공휴일은 휴관한다.
우주 거리 사다리

우주 거리 사다리에 사용되는 여러 거리 측정방법의 목록.
연두색 상자: 별이 형성되는 은하에서 적용할 수 있는 기술.
파랑색 상자: 종족 II 은하에 적용할 수 있는 기술.
보라색 상자: 기하학적인 기술.
빨간색 상자: 처녀자리 초은하단의 모든 종족에 적용할 수 있는 기술인 행성상성운 광도함수 기술.
제일 위의 노란색 상자: 허블-르메트르 법칙을 이용한 우주론적 거리 측정 기술.
검은색 실선: 사다리 난간 사이가 잘 이어져 있는 상태이다.
검은색 점선: 사다리 난간 사이 보정기술이 아직 불확실한 상태이다.
우주 거리 사다리(영어: Cosmic distance ladder)는 천체와의 거리를 측정하는 여러 가지 방법을 거리 척도에 따라 늘어 놓은 것이다. 천체와의 거리 측정 방법은 매우 다양하며 각 방법마다 적합한 거리 범위와 특유의 오차율이 있기 때문에 한 가지 방법으로 모든 천체의 거리를 측정할 수는 없다. 따라서 각각의 거리 척도에 따라 다양한 방법을 사용하게 되고, 가까운 천체에 대해서는 보다 정확하고 오차가 적은 방법을 아주 먼 천체에 대해서는 오차가 크더라도 대략적 거리를 측정할 수 있는 방법을 도입하게 된다. 이러한 방법들을 거리에 따라 적절히 사용하게 되므로 사다리라는 이름을 붙이게 되었다.
천체의 거리에 대하여 실제로 직접적인 거리 측정은 약 천 파섹 이내로 지구와 "충분히 가까운" 천체에 대해서만 가능하다. 더 먼 천체까지의 거리를 결정하는 기술은 모두, 가까운 거리에서 작동하는 방법과 이보다 더 먼 거리에서 작동하는 방법 사이에서 측정된 다양한 상관 관계를 기반으로 한다. 몇 가지 방법은 알려진 광도를 가진 천체인 표준촉광에 의존한다. 그보다 더 먼 초은하적 거리 측정에서는 통계적 방법을 이용해 밝혀진 툴리-피셔 관계와 같은 여러 경험법칙과 허블-르메트르 법칙을 이용한 적색편이 계산을 통해 거리를 구한다.
직접 측정

연주 시차  문서를 참고하십시오.
천체까지의 거리를 측정하는 가장 기본적인 방법은 광학적 관측을 통한 직접 측정이다. 이미 고대 그리스 시기부터 태양, 달과 같은 천체에 대한 거리 측정이 시도되었다. 헬레니즘 시기의 아리스타르코스는 지구와 태양, 달이 직각삼각형을 이루는 반달일 때 두 천체가 지구와 이루는 각도를 측정한 뒤 도형의 닮음을 이용하여 지구와 달 사이의 거리보다 태양이 19배 더 멀다고 계산하였다. 이는 실제 값과 큰 차이가 있지만, 기하학을 천체와의 거리 측정에 응용한 중요한 사례가 되었다.
태양이 지구를 돈다는 천동설과 지구가 태양을 돈다는 지동설은 고대 그리스 시대부터 첨예한 대립을 보이는 문제였고 앞의 아리스타르코스는 지동설을 주장하는 대표적 학자 가운데 한 명이었다. 그러나 이것을 증명하려면 연주 시차를 관측해야 하였지만 코페르니쿠스가 태양중심설을 다시 들고 나올 때까지도 해결되지 못하였다. 눈 앞에 치켜든 볼펜을 왼쪽 눈으로 볼 때와 오른쪽 눈으로 볼 때 볼펜의 상대적 위치가 서로 다르게 보이는 것처럼 만일 지구가 태양 주위를 돈다면 가까이 있는 별의 겉보기 위치는 봄에 볼 때와 가을에 볼 때 서로 달라져야 한다. 이를 연주 시차라고 하며 16세기 유럽 최고의 천문학자로 인정받고 있던 튀코 브라헤는 그 당시 알려진 모든 천체를 면밀히 관찰한 결과 연주 시차를 발견할 수 없었다고 발표하면서 천동설을 정당화하였다.
티코 브라헤가 이러한 결론을 내린 것은 당시 측정 도구가 모두 육안에 의존하였기 때문이지만 망원경이 표준적인 천문 관측 도구로 정착한 뒤로도 오랫동안 연주 시차는 확인되지 못하였다. 실제 연주 시차가 확인된 것은 1838년으로 이미 뉴턴 역학과 함께 지구가 태양 주위를 공전하는 것이 당연한 것으로 받아들여 진 뒤로도 한참이 지난 때였다. 1838년 프리드리히 베셀은 백조자리 61을 관측하여 연주 시차를 확인하였다. 베셀이 관측한 값은 약 0.31 초로 사람이 맨눈으로 분간하기에는 너무나 작은 값이었다.
연주 시차를 확인하면 고대의 아리스타르코스가 시도한 직각삼각형의 닮음에 따른 거리 계산을 그대로 사용할 수 있다. 연주시차 0.31초인 백조자리 61은 가장 작은 예각의 크기가 0.16초이고 밑변이 1 천문단위인 직각삼각형의 한 꼭지점에 해당한다. 천문단위는 지구와 태양 사이 거리의 평균값으로 1 천문단위는 149,597,870,700 미터에 해당한다. 이 길이를 천문학 기본 단위로 삼은 것은 연주 시차를 계산하는 것이 단순해지기 때문이다. 예를들어 백조자리 61까지의 거리는 약 100조 킬로미터, 즉 11.4 광년에 해당한다. 이 값은 당시로서는 상상하기 어려운 매우 먼 거리였지만, 오늘날 알려진 천체들을 고려하면 매우 가까운 거리에 해당한다. 오늘날 알려져 있는 천체들 중 가장 큰 연주 시차를 보이는 것은 약 0.754 초를 보이는 센타우루스자리 알파로 이로서 거리를 측정하면 4.37 광년이 된다.
표준촉광

천문학에서 물리적 거리를 측정할 때 기준이 되는 천체는 절대등급이 알려진 천체들이다. 이러한 천체를 표준촉광(standard candles)이라고 부른다. 표준촉광은 헨리에타 스완 레빗이 세페이드형 변광성의 변광주기와 광도 사이에 상관관계가 있다는 것을 발견하면서 시작되었다.
천체의 절대등급은 10파섹(약 32.6광년) 거리에서 본 광도의 로그값에서 파생된다. 겉보기등급은 관찰자가 본 별의 밝기 또는 볼로미터라는 측정도구로 잰다. 절대등급(M)과 겉보기등급(m)을 알아내면 물체의 거리 d를 아래와 같이 파섹 단위로 계산할 수 있다.
5\cdot \log _{10}d=m-M+5
또는
d=10^{(m-M+5)/5}
두 밝기 등급 모두 같은 주파수 대역에서 측정된 것이어야 하며, 시선방향에 방해물이 없어야 한다. 특히 천체가 성간먼지나 성간가스 지역에 있는 경우, 천체가 더 희미하고 붉게 보이는 소광 효과를 보정하는 방법이 필요하다
천체의 절대등급과 겉보기등급 사이의 차이를 거리 지수라고 하며 천문학적 거리 중 특히 은하간 거리를 이런 방식으로 표로 작성한다.
표준촉광 > 분광시차와 윌슨-바푸 효과

윌슨-바푸 효과  문서를 참고하십시오.
1956년 올린 윌슨과 바누 바푸가 발견한 윌슨-바푸 효과는 분광시차라고 알려진 효과를 사용한다. 천체분광학에서 사용하는 프라운호퍼선(칼슘 K-선)과 같은 스펙트럼선과 절대 등급 사이 상관관계가 존재한다. 여기서 구한 절대 등급과 관측으로 구한 겉보기등급 사이 관계를 위의 공식을 사용해 계산할 수 있다.
분광시차를 통해 천체의 거리를 구하는 방법에는 큰 한계가 존재한다. 스펙트럼선을 보정하는데에는 여러 기술적 한계가 존재하며, 관측한 스펙트럼 자체도 빛이 관측자까지 오는 과정에서 흡수되거나 산란되는 등의 소광 효과로 오차가 발생한다. 이 때문에 분광시차를 통한 거리의 평균 제곱근 편차는 최대 0.5-0.6까지 올라간다. 또한 측정 가능한 최대 거리 한계는 이론적으로 7Mpc이지만, 위의 기술적 한계로 실질적으로는 10kPc 이내의 거리 측정에서만 사용한다.
표준촉광 > 표준 세페이드 변광성

윌슨-바푸 효과를 이용할 수 없을 정도로 멀 경우, 그 다음으로는 표준 세페이드 변광성의 주기-광도 관계를 이용해 거리를 측정한다. 아래의 관계식을 이용하여 은하계 안팎의 표준 세페이드 변광성의 거리를 측정할 수 있다.
하지만 현대에는 세페이드 변광성을 표준촉광으로 사용하는 데 여러 문제점이 발견되어 이를 해결하기 위한 논의가 활발히 진행되고 있다. 이 문제점 중에서는 세페이드 변광성을 관측할 때 빛의 파장대별로 주기-광도 관계의 특성과 그 비례관계가 일정하지 않으며, 관측 과정에서의 데이터 오염(별이 흐릿하게 보이면서 발생하는 블러 효과), 거리가 먼 세페이드 변광성일수록 소광 효과의 영향으로 실제보다 더 어둡게 관측되는 현상 등등의 문제가 있다. 이런 여러 문제점 때문에 세페이드 변광성을 이용해 측정한 허블 상수는 60 km/s/Mpc에서 80 km/s/Mpc 사이의 넓은 오차범위로 표현된다. 이 오차를 좁히는 일이 천문학에서 가장 중요한 문제 중 하나이다.
표준촉광 > 표준촉광 측정의 난점

모든 종류의 표준촉광을 이용한 측정에는 두 가지 곤란한 점이 있다. 그 중 중요한 하나는 절대등급에 대한 보정이다. 즉, 천체의 절대등급이 얼마인지 결정하는 것이다. 여기에는 공통적인 특성을 가진 천체를 같은 유형으로 묶고, 이미 거리가 이미 잘 측정된 천체를 구성원으로 포함하여야 한다. 다른 하나는 해당 유형에 속하지 않는 천체를 표준촉광으로 실수로 사용하지 않는데 있다. 우주 거리 사다리를 가장 많이 사용하는 극단적으로 먼 거리의 천체에서 이 문제는 매우 심각해 질 수 있다.
표준촉광에 대한 중요하고 자중 나오는 문제제기는 '표준촉광이 얼마나 제대로 된 표준이냐'에 대한 것이다. 어떤 천체를 표준촉광으로 사용하려면 그 천체의 활동 특성이 우주 전체에서 동일한 형태로 반복되고, 충분히 예측 가능하며, 오차가 적어야 한다.
1950년대에 발터 바데는 거리 측정에 이용되는 세페이드 변광성이 두 종류로 구분되는 것을 발견했다. 가까운 거리에 있는 세페이드 변광성은 금속함량이 높은  I형 세페이드 변광성으로, 멀리 은하의 거리를 측정하는 세페이드 변광성은 금속함량이 적은 II형 세페이드 변광성으로 분류되었다. 그 결과 II형 세페이드 변광성은 추정했던 것보다 훨씬 밝은 것으로 밝혀졌으며, 이로 인해 구상성단, 우리은하의 직경, 가까운 은하의 거리를 두 배 이상으로 정정하였다.
세페이드 변광성보다 먼 거리를 측정할 때 사용되는 Ia형 초신성 중 거리가 밝혀진 것들은 (광도곡선에 대한 수정 후 ) 동일한 절대등급을 갖는 것으로 보인다. Ia 초신성은 거리 측정의 기준이 되어 우주 모델을  세우는데 영향을 미친다. 그러나 멀리 떨어진 Ia형 초신성은 다른 특성을 가질  가능성을 배제할 수 없다. 멀리 떨어진 Ia형 초신성의 특성이 다른 경우, 거리에 따른 보정의 외삽법이 유효하지 않으므로, 프리드만 방정식의 물질밀도 매개변수가 위험할 정도로 편향될 수 있다.
| 방법 | 단일은하에서 거리 오차 (mag) | 처녀자리 은하단의 측정거리 (Mpc) | 측정 한계 (Mpc) |
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| 표준 세페이드 변광성 | 0.16 | 15–25 | 29 |
| 신성 | 0.4 | 21.1 ± 3.9 | 20 |
| 행성상성운 광도함수 | 0.3 | 15.4 ± 1.1 | 50 |
| 구상성단 광도함수 | 0.4 | 18.8 ± 3.8 | 50 |
| 은하 표면밝기 요동 측정법 | 0.3 | 15.9 ± 0.9 | 50 |
| 시그마-D 관계 | 0.5 | 16.8 ± 2.4 | > 100 |
| Ia형 초신성 | 0.10 | 19.4 ± 5.0 | > 1000 |
초은하적 거리 측정

거리 측정 (우주론)  문서를 참고하십시오.
극소수의 예외를 제외하면, 직접 측정으로 구할 수 있는 거리는 우리 은하 내의 극히 일부인 약 천파섹 정도까지만 가능하다. 그 이상의 거리를 측정해야 할 경우에는 해당 천체의 물리적인 고유특성이 거리 측정에 사용할 수 있을 정도로 전 우주에서 동일하다는 가정을 바탕으로 세운 경험법칙을 통해 거리를 추론한다. 이 경험법칙적인 일부 거리 측정 기술에서는 구상성단, 성운, 은하의 고유 성질을 사용하지만, 그 너머의 우주론적 거리 측정에는 은하단이나 초은하단의 통계와 확률적 특성을 기반으로 사용한다.
초은하적 거리 측정 > 은하의 경험법칙

대표적인 은하 거리의 경험법칙으로 툴리-피셔 관계가 있다. 이 관계는 나선 은하의 질량, 고유광도와 점근회전속도 사이의 관계를 말한다. 가장 많이 사용되는 중입자 툴리-피셔 관계(BTFR)에 따르면 은하의 광도는 회전속도의 약 3.5-4승이다. 이를 통해 알아낸 절대광도를 위에서의 표준촉광처럼 사용할 수 있다. 은하의 절대광도와 겉보기 광도와의 차이를 계산하여 대략적인 은하의 거리를 추정할 수 있다. 이 관계를 이용하여 3-15 Mpc(메가파섹) 정도의 거리만큼 떨어진 은하의 거리를 측정할 수 있으며, 오차 범위는 대략 0.2-0.4 Mpc이다.
1962년 밝혀진 페이버-잭슨 관계에 따르면 타원은하의 광도는 중심항성의 속도분산의 대략 4승에 비례한다. 이 비례 관계는 은하 광도의 관계에 따라 달라지는데, 파울 L. 셰츠터가 연구한 매우 밝은 타원은하에서는 두 관계가 5승으로 올라가고, 로저 데이비스가 연구한 어두운 타원은하에서는 두 관계가 2승까지 내려간다.
타원은하에서 사용하는 또 다른 경험법칙으로는 시그마-D 관계(Σ-D 관계)가 있다. 이 관계에 따르면 은하의 각지름(D)와 속도분산이 아래의 식과 같다고 알려졌다.
\log(D)=1.333\log(\Sigma )+C
여기서 D란 은하가 표면밝기가 20.75 B-mag arcsec−2일 때 그 은하의 각지름을 의미하며, C는 은하단까지의 거리마다 달라지는 보정상수이다. 은하의 속도분산을 계산하여 시그마-D 관계를 통해 시직경, 즉 은하와의 대략적인 거리를 구할 수 있다.
초은하적 거리 측정 > 은하 표면밝기 요동 측정법

이 부분의 본문은 표면밝기 요동입니다.
표면밝기 요동 측정법(SBF)이란 은하까지의 거리를 측정하는 데 사용하는 보조적인 거리 측정법이다. 은하가 유한한 수의 별로 구성되어 있다는 사실을 이용하는데, 은하의 표면밝기는 은하 내에서 각 부분마다 달라 가운데가 제일 밝고 외곽으로 갈수록 어두워진다. 그런데 은하가 멀리 있을수록 관측할 때 관측 해상도의 한계로 은하의 전체적인 안쪽과 바깥쪽 밝기 차이가 점점 줄어든다는 사실을 이용하여 대략적인 거리를 측정할 수 있다. 이 측정법은 최대 100 Mpc까지의 거리를 측정할 수 있다.
초은하적 거리 측정 > 허블-르메트르 법칙과 공변거리

이 부분의 본문은 허블-르메트르 법칙 및 공변거리입니다.
허블-르메트르 법칙이란 천체의 후퇴 속도가 천체의 거리와 비례한다는 법칙이다. 광원이 관측자로부터 점점 멀어지는 빛은 관측자가 보기에 파장이 점점 길어져 스펙트럼이 적색 쪽으로 쏠리는 적색편이가 발생하는데(z > 0) 이를 도플러 효과라고 하며 모든 전자기파에서 발생할 수 있는 현상이다. 광원의 후퇴속도가 빛의 속도보다 매우 작은 경우(v ≪ c) 적색 편이 속도는 아래와 같다.
후퇴속도가 빛의 속도와 비견될 정도로 빨라 특수상대론적 효과를 적용해야 할 경우, 그 공식은 아래로 변한다.
여기서 허블과 르메트르는 당시 관측되던 은하의 적색편이 정도와 그 은하와의 거리가 선형적인 비례관계를 가진다는 사실을 밝혀냈다. 이를 이용해 은하의 적색편이를 측정(보통 Ia형 초신성을 이용)하여 후퇴 속도를 구하고, 후퇴 속도를 가지고 허블의 법칙을 이용하면 매우 멀리 있는 천체의 거리를 우주론적으로 대략 측정할 수 있다. 하지만 실제로는 허블의 법칙에서 나오는 적색편이 정도를 분광학적으로 광도계를 사용해 측정하기에 측정 오차가 넓고, 광원의 분광학적인 여러 가정을 이용해서 적색편이값을 계산해야 하기에 이런 측정오차는 최대 δz = 0.5, 즉 적색편이값이 최대 0.5까지 차이가 날 수 있으며 이를 거리로 환산하면 측정거리의 0.2배만큼 오차가 발생한다는 의미이다. 즉 우주론적으로 거리가 너무 멀 경우에는 직접적인 거리값을 사용하기보다는 적색편이값 z를 이용해 우주론적 거리를 나타낸다.
적색편이가 측정된 가장 멀리서 관측된 대상은 우주 마이크로파 배경으로 그 적색편이값은 z = 1089 (z = 0가 현재 시각)으로 약 138억년 전이며 이는 빅뱅이 일어난 지 37만 9천년 후의 초기 우주에서 나온 대상이다. 관측된 가장 적색편이가 큰 천체는 JADES-GS-z13-0로 z = 13.60이고 이는 약 136억년 전, 빅뱅이 일어난 지 약 2억년 후 나타난 천체이다. 우주의 팽창을 반영하여 계산한, 현재 시점에서의 실제 천체까지의 거리인 공변거리로는 336억 광년 거리에 해당한다.
같이 보기

아라우카리아 프로젝트
우주론적 거리 측정
길이의 크기 정도
표준 잣대
연주 시차를 이용해 천체까지의 거리를 측정하는 모습.
나선은하와 렌즈형은하에서 나타나는 툴리-피셔 관계. 가로가 은하의 점근회전속도, 세로가 실제 광도의 관계이다.
여러 천체의 적색편이 정도를 허블-르메트르 법칙에 대입한 그래프이다. 가운데 모여 있는 여러 천체는 처녀자리 은하단의 여러 초신성이다.
윤채나

| 윤채나 尹採䛔 |
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출생: 2016년 4월 27일(2016-04-27)(8세) 대한민국 서울특별시
국적: 대한민국
직업: 배우, 모델
활동 기간: 2021년 ~ 현재
부모: 아버지 윤 아무개(비공개) 어머니 임지윤
형제자매: 언니 윤주원(2011년생)
수상: 2022년 KBS 연기대상 여자 청소년 연기상 (사랑의 꽈배기·내 눈에 콩깍지)
웹사이트: 윤채나 - 인스타그램
윤채나(尹採䛔, 2016년 4월 27일 ~ )는 대한민국의 배우, 모델이다.
출연 작품 > 드라마

2021년 ~ 2022년 KBS2 저녁 일일연속극 《사랑의 꽈배기》 ... 박샛별 / 김샛별 역
2022년 ~ 2023년 KBS1 저녁 일일연속극 《내 눈에 콩깍지》 ... 김미리내 역
2023년 TBA 《전세역전》
2023년 ENA 월화드라마 《남남》 ... 김진희 역 (최수영 아역)
2023년 ~ 2024년 KBS2 저녁 일일연속극 《우아한 제국》 ... 장수아 역
2023년 TVING 《플레이, 플리》 ... 송한주 역 (김향기 아역)
2024년 KBS1 저녁 일일연속극 《수지맞은 우리》 ... 조아라 역
2024년 JTBC 토일드라마 《정숙한 세일즈》 ... 한정숙 역 (김소연 아역)
2024년 쿠팡플레이 오리지널 드라마 《가족계획》 ... 백지우 역 (이수현 아역)
출연 작품 > 영화

2024년 영화 《도그데이즈》 ... 지유 역
2024년 영화 《대가족》 ... 민선 역
수상 및 후보

| 연도 | 시상식 | 부문 | 작품 | 결과 |
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| 2022 | KBS 연기대상 | 여자 청소년 연기상 | 《사랑의 꽈배기》 《내 눈에 콩깍지》 | 수상 |
가족 관계

아버지 : 윤태호
어머니 : 임지윤
언니 : 윤주원 (2011년생)
바빌로프 의태

양구슬냉이는 아마와 흡사하게 생겨서 가짜 아마라고 불린다.
바빌로프 의태(Vavilovian mimicry)는 잡초가 농작물과 비슷한 생김새를 갖는 의태이다. 작물 의태라고도 한다. 러시아의 식물학자 니콜라이 바빌로프가 정의하였다. 농업이 시작된 신석기 시대이후 농기계를 사용하는 오늘날까지 이어지고 있다.
바빌로프 의태는 비록 품종개량과 같이 의도한대로 진행되는 것은 아니지만 인간의 손에 의해 일어나는 선택의 대표적 사례이다. 농업을 시작한 이래 인간은 농경지에서 원하는 작물만 남기고 잡초는 제거해 왔다. 그런데 작물과 비슷한 생김새를 가진 잡초를 작물로 착각하여 남기게 되면 해당 잡초의 유전자풀은 점점 더 작물과 비슷한 생김새를 갖도록 선택 압력을 받는다. 작물과 잡초가 비슷한 생태적 생활상을 보일수록 같은 시기에 햇볕과 양분을 놓고 경쟁하기 때문에, 잡초의 입장에서 사람의 눈에 띄어 뽑혀나갈 지 아니면 몸을 숨겨 살아남을 지는 매우 강한 선택 압력이 된다.
때로는 원래는 잡초였다가 이렇게 의태를 거치는 사이 작물화되어 그것도 작물로서 기르는 경우도 생겼다. 바빌로프는 이렇게 의태하여 작물 속에서 살아남았다가 그 자체가 작물이 된 잡초를 "두번째 작물"이라고 불렀다.
특성

바빌로프 의태는 기본적으로 농부의 입장에선 경작지의 자원을 놓고 경쟁하는 공격형 의태에 해당하지만 "두번째 작물"로 길러질 경우엔 공생형 의태가 될 수도 있다. 바빌로프 의태는 닮고자 하는 목적 작물과 닮아가는 잡초, 그리고 둘을 구분하는 구분점으로 이루어지는데, 그 구분점을 판단하는 것이 식물들이나 포식자가 아닌 농부라는 특징이 있다. 농부를 자연 생태계의 포식자로 바꾸면 벌을 흉내내 자신을 보호하는 꽃등에와 같은 베이츠 의태와 유사하다.
때로는 농부 자신이 바빌로프 의태를 유도하지 않았더라도 농기구가 그런 결과를 초래할 수도 있다. 예를 들어 낫에 의해 한꺼번에 베이고 탈곡되어 다음 해 함께 파종되는 밀과 호밀의 경우를 보면 선택 압을 행사하는 것은 낫이 된다. 호밀는 오랫동안 "두번째 작물"로 재배된 식물이다. 딜버트 와이언스는 이를 기계에 의해 이루어지는 선택이라고 정의하며 기존의 자연적 의태와는 다르다는 입장을 보였다. 한편 프랑스의 식물학자 조르주 파스퇴르는 바빌로프 의태가 보이는 "간접적 인공 선택" 역시 기본적으로 "자연선택"과 같은 방식으로 작동하기 때문에 구분점을 구분하는 주체가 누구인지를 따질 이유는 없다고 보았다.
바빌로프 의태는 아마도 농업이 시작된 신석기 혁명 이후 계속되어 왔을 것이다.
사례

바빌로프 의태의 잘 알려진 사례 가운데 하나는 양구슬냉이(Camelina sativa linicola)이다. 양구슬냉이는 생김새가 아마(Linum usitatissimum)와 매우 흡사하여 가짜 아마로 불린다. 둘다 장미군에 속하지만 양구슬냉이는 배추과의 식물이고 아마는 아마과의 식물이어서 생물학적 친연 관계는 먼 편이다. 개체의 생김새뿐만 아니라 씨 역시 크기와 무게가 매우 비슷하여 키와 같은 기구로 까불려도 같은 자리에 떨어져 구별하기 힘들다.
호밀(Secale cereale) 역시 밀(대개는 Triticum aestivum) 밭에서 섞여 살며 점점 밀과 닮아가는 의태를 거쳤다. 야생 호밀은 보다 보리와 비슷한 생김새를 가졌다. 게다가 밀은 한해살이 식물이고 야생 호밀은 여러해살이 식물이기 때문에 짚단채 수확하는 밀과 섞여 수확되면 야생 호밀은 다음 해에 같은 밭에 자손을 남기기 힘들다. 그런데 어느 순간 돌연변이가 일어나 재배종 호밀은 한해살이 식물이 되었다. 낫질에 의한 선택이 작용하여 식물의 한살이 기간이 바뀐 것이다. 지금은 호밀 역시 작물로서 재배되기 때문에 이런 선택압이 더 이상 작동하지는 않는다.
호밀은 밀에 비해 더 척박한 환경에서도 자라기 때문에 구황 작물로서 작물화되었다. 이 때문에 호밀은 애초에 밀밭에 섞인 잡초로서 의태과정을 겪다가 이후로는 작물로서 보다 결실이 많은 쪽으로 품종개량이 진행되는 굴절 적응의 사례이기도 하다. 이와 같은 굴절 적응은 귀리(Avena sativa)의 경우에도 일어났다. 야생종인 아베나 스테릴리스(Avena sterilis)의 경우 익으면 낱알이 떨어져 나가는 탈립화가 일어나는 경우가 많은데, 밀밭에 들어와 살게 된 귀리는 더 이상 탈립화가 일어나지 않는다.
가짜 새삼으로 불리는 Cuscuta epilinum은 작물인 새삼 사이에 함께 덩굴을 뻗어 자라는데 점차 종자가 커져서 새삼과 구분하기 힘들게 바뀌었다. 이 경우도 바빌로프 의태의 사례이다.
벼를 기르는 논에 들어간 피 역시 이러한 의태를 지니게 되었다. 이삭이 달리기 전에 벼와 피를 구분하는 것은 몹시 힘들다. 게다가 이삭이 달린 피는 보이는 족족 뽑혀나가기 때문에 또 다른 생존 전략이 만들어졌다. 벼보다 이른 시기에 이삭이 달리면서 피는 급격히 키를 키우고 높이 달린 피 열매가 익으면 탈립화가 일어나 수확기가 되려면 한 참 남은 논의 사방으로 퍼져 나간다. 이런 이중 전략으로 논농사와 함께 논에 살게 된 피는 사람들의 의도와는 거꾸로 여전히 살아남게 되었다.
같이 보기

순화
호밀은 밀을 재배하며 딸려온 "두번째 작물"이다.
이제는 중요 작물 가운데 하나가 된 귀리 역시 한때는 밀밭에 섞여 있는 "두번째 작물" 이었다.
삼일고등학교 (경기)

| 삼일고등학교 三一高等學校 Samil High School |
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교훈: 사랑과 봉사
개교: 1988년
설립형태: 사립
교장: 김재철
교감: 김기남
국가:  대한민국
위치: 경기도 수원시 팔달구 수원천로392번길 44-28 (매향동)
학생 수: 825 명 (2024년 5월 1일 기준)
교직원 수: 100 명 (2024년 5월 1일 기준)
상징: 교목: 메타세콰이어, 교화: 개나리
학교법인: 삼일학원
관할관청: 경기도교육청
웹사이트: http://samil-h.goesw.kr
ko
삼일고등학교(三一高等學校)는 대한민국 경기도 수원시 팔달구 매향동에 있는 사립 고등학교이다.
학교 연혁

1903년 5월 7일 : 	이하영 선생 '삼일학당(삼일학당)' 으로 명명
1931년 4월 1일 : 제1대 김병호 교장 취임
1946년 12월 12일 : 수원 삼일중학교로 승격 인가
1955년 3월 7일 : 수원 삼일상업고등학교 설치 인가
1957년 3월 18일 : 삼일상업고등학교 야간부 설치 인가
1966년 5월 4일 : 김광우 목사 학교법인 삼일학원 이사장에 취임
1973년 11월 20일 : 삼일실업고등학교로 교명 개칭
1978년 3월 15일 : 산업체 특별학급 상업과 설치 인가
1987년 5월 7일 : 실내 체육관 준공
1988년 1월 16일 : 삼일상업고등학교 · 삼일공업고등학교 분리 인가
1996년 6월 24일 : 에스더관 준공 (16교실, 523평)
1997년 7월 14일 : 교육정보관 준공 (274평)
1998년 12월 19일 : 승리관(농구부 숙소) 준공(60평)
2004년 2월 23일 : 필동관 준공 (교실 20개)
2008년 9월 1일 : ERP비즈니스 특성화전문계고 지정 ERP경영정보과(4학급), 비즈니스마케팅과(4학급), 웹비즈니스과(4학급) 설치 인가
2012년 4월 25일 : 강당 리모델링
2017년 3월 1일 : 제14대 김재철 교장 취임
2017년 12월 28일 : 고교학점제 선도학교 선정
2018년 12월 28일 : 고교학점제 연구학교 선정
2019년 7월 4일 : ERP스마트경영과(4학급), 플랫폼비즈니스경영과(4학급) 학과 개편 승인
2020년 7월 7일 : IT메이커스경영과(2학급) 학과 개편 승인
2022년 2월 20일 : 제10대 유철환 이사장 취임
2023년 3월 6일 : 삼일고등학교 교명선포식
2024년 1월 5일 : 제67회 졸업식(졸업생 269명, 누계 29,639명)
2024년 3월 4일 : 제70회 입학식
설치 학과

IT메이커스경영과
외식경영과
ERP스마트경영과
플랫폼비즈니스경영과
학교 동문

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참고 자료

삼일고등학교 - 한국교육학술정보원 학교알리미
수원하이텍고등학교

| 수원하이텍고등학교 水源하이텍高等學校 Suwon Hi-tech High School |
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개교: 2000년
설립형태: 공립
교장: 장용규
교감: 박기철
국가:  대한민국
위치: 경기도 수원시 영통구 청명북로 56 (영통동)
학생 수: 427 명 (2024년 5월 1일 기준)
교직원 수: 83 명 (2024년 5월 1일 기준)
상징: 교목: 은행나무, 교화: 왕벚꽃
관할관청: 경기도교육청
웹사이트: http://sht-h.goesw.kr
ko
수원하이텍고등학교(水源하이텍高等學校)는 대한민국 경기도 수원시 영통구 영통동에 있는 공립 고등학교이다.
학교 연혁

2000년 1월 8일 : 교육기본법 제11조 경기도립학교 설치 조례 제2조의 규정에 의거 팔달공업고등학교로 설립인가(전자기계과 9학급, 전기과 9학급, 건축과 6학급, 토목과 6학급, 정보통신과 6학급 계 36학급)
2000년 3월 1일 : 초대 원태중 교장 취임
2000년 3월 6일 : 개교 및 제1회 515명 입학
2003년 2월 7일 : 제1회 411명 졸업
2003년 3월 2일 : 학년당 14개로 학급수 조정 (총 42학급)
2007년 3월 2일 : 특성화과 선정(자동화시스템, 미디어정보통신과)
2008년 3월 3일 : 특성화과 선정(메카트로닉스과, 디지털전기과)
2009년 2월 12일 : 교육과학기술부로부터 마이스터고등학교 선정
2009년 3월 1일 : 수원하이텍고등학교로 교명 변경
2010년 3월 2일 : 마이스터고등학교 개교식, 제11회 신입생 입학식(마이스터고 메카트로닉스계열 8학급 162명)
2022년 3월 1일 : 제8대(개방형 공모) 장용규 교장 취임
2024년 1월 5일 : 제22회(마이스터고 12기) 143명 졸업
2024년 3월 4일 : 제25회 (마이스터고 14기) 신입생 입학(메카트로닉스계열 8학급 144명)
설치 학과

메카트로닉스과
정밀기계과
전기전자제어과
자동화시스템과
학교 동문

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참고 자료

수원하이텍고등학교 - 한국교육학술정보원 학교알리미
토씨 (소셜 네트워크)

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사이트 종류: 소셜 네트워크 서비스, 마이크로블로그
사용 언어: 한국어
시작일: 2007년 11월
웹사이트: http://www.tossi.com
현재 상태: 운영 종료
토씨(tossi)는 한국의 통신사 SK텔레콤이 2007년 설립한 유무선 연동 소셜 네트워킹 서비스, 마이크로 블로그 서비스이다. 모든 이동전화 가입자를 대상으로 한다는 것 외에도 유선은 물론 이동중에 무선으로 바로바로 글을 올릴 수 있고, 올린 글을 친구들에게 동시에 바로 전송할 수 있다는 특징을 지녀 당시 언론의 관심을 끌었다. 친구들과 관계지수(RQ)를 확인해보고 연락이 뜸했던 친구들을 챙기는 등 인맥관리를 할 수도 있다. 서비스 업체인 SK텔레콤은 "토씨의 공유포스팅 기능을 이용하면 친구의 토씨사이트에 동시 포스팅이 가능하고, 친구의 친구까지 포스팅을 전파할 수 있다"면서 "약속을 잡거나 지인들에게 널리 알려주고 싶은 글은 문자메시지나 메신저를 통해 알려줄 수도 있다"고 설명했다. 휴대전화 폰주소록과 네이트온 등의 메신저에 등록된 지인들을 토시 서비스로 연동, 이용자의 모든 인맥을 통합 관리할 수 있다. 지인의 관심사, 연락빈도 등 다양한 지표를 통해 지인들과의 관계를 측정하는 것이 '관계지수'로 나타난다.
그러나 2012년 10월 1일 SK플래닛이 서비스를 종료시켰다.
같이 보기

트위터
페이스북
미투데이
체성감각

체성감각(體性感覺)은 척수신경 후근의 감각신경 가지들로 말미암아 일어나는 온몸의 감각을 가리킨다.  간단히 체감(體感)이라고도 한다. 촉각, 온도, 고유감각 (관절의 움직임을 느끼고 아는 것=관절의 자세 감각), 통각 (아픔)과 같은 감각 양상을 만든다.
이 감각계는 다음과 같은 서로 다른 수용기를 이용하여 다양한 자극에 반응한다.: 온도수용기, 위해탐지기, 기계수용기, 화학수용기. 그리고 수용기로부터 정보를 전달받는 것은 척수와 뇌의 신경 다발을 통하여 감각신경을 거쳐 일어난다.
참조

Emile L. Boulpaep; Walter F. Boron (2003). 《Medical Physiology》. Saunders. 352–358쪽. ISBN 0-7216-3256-4.  더 이상 지원되지 않는 변수를 사용함 (도움말)
Flanagan, J.R., Lederman, S.J. Neurobiology: Feeling bumps and holes, News and Views, Nature, 2001 Jul. 26;412(6845):389-91.
Hayward V, Astley OR, Cruz-Hernandez M, Grant D, Robles-De-La-Torre G. Haptic interfaces and devices. Sensor Review 24(1), pp. 16–29 (2004).
Robles-De-La-Torre G., Hayward V. Force Can Overcome Object Geometry In the perception of Shape Through Active Touch. Nature 412 (6845):445-8 (2001).
Robles-De-La-Torre G. The Importance of the Sense of Touch in Virtual and Real Environments. IEEE Multimedia 13(3), Special issue on Haptic NO User Interfaces for Multimedia Systems, pp. 24–30 (2006).
| v t e감각계 / 감각 |
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오감:  시각 시각계  눈  청각 청각계  귀  후각 후각계  코  미각 미각계  혀  촉각 몸감각계  압각  온각  냉각  통각  고유감각 
기타:  감각 수용기  감각신경
네트워크 소켓

네트워크 소켓(network socket)은 컴퓨터 네트워크를 경유하는 프로세스 간 통신의 종착점이다. 오늘날 컴퓨터 간 통신의 대부분은 인터넷 프로토콜을 기반으로 하고 있으므로, 대부분의 네트워크 소켓은 인터넷 소켓이다. 네트워크 통신을 위한 프로그램들은 소켓을 생성하고, 이 소켓을 통해서 서로 데이터를 교환한다.
인터넷 소켓은 다음과 같은 요소들로 구성되어 있다.
인터넷 프로토콜 (TCP, UDP, raw IP)
로컬 IP 주소
로컬 포트
원격 IP 주소
원격 포트
인터넷 소켓은 크게 두 개의 타입으로 분류할 수 있다.
UDP 프로토콜을 사용하는 경우
TCP 프로토콜을 사용하는 경우
같이 보기

인터넷 프로토콜
피터 쇼어

| 피터 쇼어 Peter W>  Shor |
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로마자 표기: Peter W. Shor
출생: 1959년 8월 14일
성별: 남성
국적: 미국
경력: MIT 수학과 교수
직업: 이론 컴퓨터 과학자
피터 쇼어(Peter W. Shor, 1959년 8월 14일 ~ )는 미국의 이론 컴퓨터 과학자이다. 양자 컴퓨터에 대한 연구로 유명하며, 특히 기존의 컴퓨터에서는 불가능했던 소인수분해를 빠르게 하는 양자 알고리즘(쇼어 알고리즘)을 제안했다. 현재 MIT 수학과 교수이다.
산개성단

쌍둥이 성단
산개성단(散開星團, 영어: open cluster 오픈 클러스터[*], 문화어: 널린별떼)은 같은 분자구름에서 태어났으며 나이가 거의 같은 수천개의 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. 산개성단이 형태를 유지하는 기간은 보통 몇억 년 정도이다. 대조적으로, 구상 성단은 훨씬 강하게 중력적으로 묶여 있어 수십억 년은 유지된다. 산개성단은 나선은하와 불규칙 은하에서만 발견되는데, 둘 다 활발하게 항성이 태어나는 곳이다.
젊은 산개성단들은 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.
산개성단은 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.
역사적 관측들

가장 유명한 산개성단 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 산개성단이라고 칭하였다. 산개성단들은 아래에 언급되듯이 대부분 은하수 면에 있어서 은하 성단이라고도 불린다.
산개성단 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.
산개성단과 구상성단이 꽤 다른 두 집단이긴 하지만, 항성들이 듬성듬성 존재하는 산개성단과 항성들이 빽빽이 모여 있는 구상성단사이의 모양 차는 거의 없다. 몇몇 과학자들은 두 종류의 성단이 유사한 기본 방식에 의해 형성되었다고 한다. 구상성단의 경우 우리 은하에서 더 이상 지배적인 역할을 하지 못하는 수천 수백 개의 항성들이 빽빽이 모여 있는 상태라는 것이 차이점이다.
산개성단의 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 산개성단의 군락이 생성되었다. 많은 요인들이 거대 분자 구름(혹은 그의 일부)의 붕괴를 촉진 하고, 또한 항성 집단의 폭발이 산개성단 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 산개성단이 형성된다.
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.
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 산개성단들이 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.
형태적 분류

산개성단은 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 둘러싸여져 있다. 핵은 보통 3-4광년 정도의 크기이며 코로나는 성단의 중심으로부터 무려 20광년 정도씩이나 펼쳐져 있다. 성단의 중심부에 있는 항성들의 밀집도는 1세제곱광년에 1.5개 정도씩 분포되어 있는 정도이다. (태양 근처 항성의 밀집도는 1세제곱광년에 0.003개 정도이다.)
산개성단들은 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 많은지를 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.
산개성단의 수와 분포

우리 은하에는 1000개 이상의 산개성단이 알려져 있지만 실제로 모든 산개성단의 수를 계산한다면 사실 10000개보다 많을 것이라고 추정할 수 있다. 나선 은하에서, 산개성단들은 주로 가스가 가장 많이 밀집되어 있어 항성들이 가장 많이 생성되는 나선팔에서 주로 발견된다. 또한 대부분의 경우 성단들은 나선팔을 벗어나기 전에 분산되어 버린다. 산개성단은 은하면에 강한 영향을 받고 있다.(우리 은하의 스케일 높이는 180광년 정도이고 은하의 반지름은 대략 100,000광년 정도이다)
불규칙 은하의 경우 산개성단은 은하 전체에서 발견되며, 그 중에서도 가스는 농도가 가장 높은 곳에 많이 밀집되어 있다. 산개성단은 타원은하에서는 발견되지 않는데, 타원은하의 경우에는 항성의 생성이 몇 백만 년 전에 이미 중단되었기 때문이다. 그래서 이미 존재해 있던 산개성단은 이미 오래전에 흩어져버렸을 것이다.
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.
천문학적 구성

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. 늙은 산개성단들의 경우 노란 빛을 띠는 항성들이 더 포함되어 있다.[출처 필요]
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.
최후의 운명

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.