플레이아데스성단

그림 1. 플레이아데스성단(출처: )

플레이아데스성단(그림 1)은 일곱 개의 밝은 별을 볼 수 있는 황소자리의 산개성단이다. 이 별들은 그리스신화에서는 사냥꾼 오리온을 피해 도망가다 별이 되었다는 "일곱 자매의 별"로 알려져 있다. 맨눈으로 7개 정도의 별을 볼 수 있고, 6.5등급보다 밝은 별이 14개나 있는 매우 밝은 산개성단이다. 메시에목록에서는 45번째 천체로 수록이 되어 있다. 이 성단에는 푸른색을 띠는 반사성운을 볼 수 있으며, 황도 근처에 있어 달이 주기적으로 이 성단을 가리고 지나가는 엄폐현상을 일으킨다. 플레이아데스성단은 태양과 매우 유사한 중원소함량을 갖고 있어 중원소함량이 태양보다 높은 히아데스성단보다도 더 중요한 산개성단이다.

목차

플레이아데스라는 말이 "항해하다"는 그리스어의 Plein에서 유래하였다는 설이 있다. 이는 플레이아데스성단을 초저녁에 볼 수 있는 시기인 2 ~ 3월은 지중해에서 이집트로 항해를 시작하는 시기이었기 때문이다. 한편 그리스 신화에서 나왔다는 설도 있다. 그리스 신화는 신들에게 반기를 들었던 아틀라스(Atlas)와 플레오네(Pleione)의 일곱 딸과 사냥군 오리온과 관련한 내용을 담고 있다.

동양에서는 28수 중의 하나인 묘수(昴宿)로 알려졌으며, 우리나라에서는 좀생이별, 일본에서는 쑤바루로 불렀다. 좀생이는 "작다"는 의미의 "좀"에 별 성(星)과 주격조사 "이"가 붙여져 만들어진 말이다. 세시풍속에서는 음력 2월 6일 좀생이와 달의 거리를 보고 그 해의 흉풍을 점쳤다고 한다.

그림 2. 독일 네브라에서 출토된 청동기 시대의 유물인 네브라 동판(Nebra sky disk)(출처: (독일 Halle의 주립 선사박물관 Landesmuseum für Vorgeschichte))

문명이 일어났던 거의 모든 지역에서 플레이아데스성단에 대한 기록이 있다. 바빌론의 별 목록에는 별들이라는 의미로 표현이 되어 있으며, 황도의 첫 번째로 수록이 되어 있다. 이는 춘분점이 황소자리에 있었던 기원전 23세기경의 기록으로 추정을 한다. 독일에서 발견된 청동기 유물인 네브라 동판(Nebra sky disk, 그림 2)에는 초승달과 함께 표시되어 있는 데, 이를 근거로 초승달이 플레이아데스성단의 위치에 올 때 음력 윤달을 넣었을 것으로 추정한다. 고구려가 남긴 약수리 고분의 남벽에도 좀생이가 그려져 있다. 좀생이는 가을과 겨울에 보이기 때문에 서쪽벽에 그려져야 하나 남쪽벽에 그려져 있다.

산개성단은 주계열 맞추기로 거리를 결정할 수 있는 천체로서, 천문학적 거리 결정 사다리의 첫 칸을 차지한다. 과거 지상에서 관측한 사진을 바탕으로 어느 정도 믿을 수 있는 연주시차를 얻을 수 있었던 산개성단은 히아데스성단이 유일하였다. 이와 달리 플레이아데스성단 및 머리털자리 성단 등은 구성원들의 고유운동과 시선속도로 수렴점을 찾고 이로써 산개성단의 거리를 운동성단 방법으로 결정할 수 있었다. 또한 히아데스성단에 있는 주계열성 및 거리를 결정할 수 있었던 태양인근의 별들의 색지수 및 절대등급 자료를 바탕으로 얻은 주계열성의 절대등급-색지수의 관계를 이용하여 결정된 플레이아데스성단의 거리는 약 135파섹이었다.

1989년 유럽 우주기구가 발사한 측성위성인 히파르코스(Hipparcos)에서 측정한 값은 118파섹으로 이 값과 크게 달라 많은 논란을 일으켰다. 이후 히파르코스의 결과가 틀렸음을 확인하기 위한 시도가 이루어졌다. 2004년에는 허블 우주망원경의 FGS(Fine Guidance Sensor)를 사용한 관측에서 135 ~ 140파섹의 거리를 얻었으며, 2014년에는 초장기선 전파망원경 배열(Very Large Baseline Array, VLBA)를 사용하여 플레이아데스성단 구성원 중에서 전파를 강하게 방출하는 별의 시차를 측정하여 136.2@@NAMATH_INLINE@@ \pm @@NAMATH_INLINE@@1.2파섹의 결과를, 그리고 2016년 9월에 처음으로 발표된 가이아 측성위성의 관측결과(Gaia DR1의 Tycho-Gaia Astrometric Solution 자료)에서도 134@@NAMATH_INLINE@@ \pm @@NAMATH_INLINE@@6파섹의 값을 얻었다.

그림 3. 플레이아데스성단의 구성원과 주계열성의 절대등급-색지수의 관계(출처: 성환경/천문학회)

이 성단에 맨눈으로 볼 수 있는 별(6.5등급보다 밝은 별)은 14개가 있으며, 질량이 @@NAMATH_INLINE@@0.5 M_⊙@@NAMATH_INLINE@@ 이상인 구성원은 약 400개(@@NAMATH_INLINE@@M_⊙@@NAMATH_INLINE@@은 태양의 질량을 의미함), 통계적으로 추정하는 총 구성원 별의 수는 약 1000개이다. 지금까지 알려진, 성단중심에서 가장 먼 구성원은 약 5도(136파섹 거리에서 약 12파섹) 정도 떨어져 있다. 따라서 성단의 앞•뒤 방향으로도 이 정도로 퍼져있을 것으로 추정할 수 있다.

그림 3은 질량이 @@NAMATH_INLINE@@0.5 M_⊙@@NAMATH_INLINE@@ 이상인 구성원들의 관측적 H-R도이다. 질량이 큰 별은 이미 모든 핵융합반응을 종료하고 초신성폭발로 사라졌거나 백색왜성의 단계에 진입을 하였다. 플레이아데스성단은 백색왜성이 존재하는 성단 중에서 가장 젊은 산개성단이다. EG 25(=LB 1497)라는 백색왜성 1개가 알려져 있다. 플레이아데스성단의 나이는 적용하는 항성진화모형에 따라 약간의 차이가 있으며, 7500만 년에서 1억 5천만 년의 범위에 있다. 그림 3은 거리 134파섹, 성간소광 0.04등급을 적용한 관측적 H-R도에 1억 년 나이를 갖는 최신의 등년령곡선을 겹쳐 그린 것이다. 주계열을 떠나는 별의 질량은 태양질량의 5.3배 정도이다.

그림 4. 가이아 측성위성의 고유운동 및 연주시차 자료와 여러 연구자들이 얻은 시선속도 자료를 바탕으로 만든 플레이아데스성단 구성원들의 3차원 공간운동(출처: 성환경/천문학회)

그림 4는 가이아 측성위성으로 얻은 구성원들의 거리와 고유운동 자료, 시선속도 자료로 얻은 플레이아데스성단의 운동방향을 나타낸 3차원 그림이다. 플레이아데스성단은 동쪽으로 12.6 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s^-1의 속도로, 남쪽으로 28.8 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s^-1의 속도로 움직이며, 지구에서부터는 약 3 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s^-1의 속도로 멀어진다. 플레이아데스성단의 운동방향은 오리온자리 향하고 있다.

플레이아데스성단의 밝은 별 주변에는 푸른색으로 빛이 나는 반사성운을 볼 수 있다. 많은 관측자료가 축적되기 전에는 이 반사성운이 플레이아데스성단과 물리적으로 연관이 되어 있다고 생각하였다. 산개성단을 만든 모성운은 대체로 천만 년 정도가 지나면 사라진다고 알려져 있으므로, 이 반사성운이 플레이아데스성단을 만든 모성운은 아니다. 이 반사성운은 플레이아데스성단이 다니다가 만난 성간구름과 먼지가 많은 지역이다. 온도가 높은 B형 별이 방출하는 청색 및 자외선 빛을 반사하여 푸르게 보이는 것이다.

표는 6.5등급보다 밝은 플레이아데스성단의 구성원을 수록한 것이다.