구상성단

구상성단(globular clusters)은 적게는 수만개, 많게는 수백만개의 별이 매우 좁은 영역에 역학적으로 묶여 있는 별들의 집단이다. 그 이름이 의미하듯이, 구상성단은 모양이 공(구)과 같으며, 그 공의 반경은 수십광년 – 수백광년 정도이다(그림 1 참조). 구상성단은 우리은하에서 가장 오래된 천체이며, 별생성 및 항성진화이론, 현대우주론 등 현대 천문학의 다양한 이론을 검증하는데 요긴한 천체이다.

지금까지 우리은하에서 발견된 158개의 구상성단은 우리은하의 헤일로, 팽대부, 그리고 두꺼운 원반에 존재한다 [그림 2 참조]. 우리은하의 원반과 중심영역에는 밀도가 매우 높은 먼지구름들이 강한 성간흡수를 일으켜 관측이 매우 어렵기 때문에, 우리은하의 중심 너머 반대편에 아직 관측이 되지 않은 수 십개의 구상성단이 있을 가능성이 있다.

구상성단은 비슷한 나이와 화학조성을 갖는 별들로 구성되어 있기 때문에 초기 우주에서의 별생성 및 항성진화이론을 검증할 수 있는 매우 좋은 환경을 제공한다. 또한 구상성단의 중심부는 별의 밀도가 매우 높기 때문에 항성역학을 연구하기에 매우 적합하다. 그리고 구상성단은 우리은하뿐만 아니라 매우 다양한 형태의 은하에서 존재하기 때문에, 구상성단이 속한 모은하의 형성과 진화를 연구하는데 매우 중요한 실마리를 제공한다.

목차

질량

우리은하 구상성단은 매우 큰 범위의 총질량을 갖는다. 개별 구상성단의 역학적 총질량은 약 3800 @@NAMATH_INLINE@@M_{\odot}@@NAMATH_INLINE@@(팔로마 1,Palomar 1)부터 250만 @@NAMATH_INLINE@@M_{\odot}@@NAMATH_INLINE@@(센타우루스자리오메가)까지 범위가 매우 넓다.

크기

구상성단의 크기는 일반적으로 세 가지 반경을 사용하여 표시한다. 중심반경(core radius)은 성단 중심부 밝기의 절반이 되는 표면밝기를 갖는 반경이며, 유효반경(half-light radius)은 성단 전체 밝기의 절반을 방출하는 지역까지의 반경이다. 마지막으로 조석반경(tidal radius)은 성단 구성원 별의 밀도가 급격히 0으로 떨어지는 지역의 반경이다. 이 반경보다 바깥에 있는 별들은 우리은하의 조석력에 의해 구상성단을 탈출한다.

우리은하 구상성단의 중심반경은 0.03 파섹(약 0.1 광년, Palomar 1)으로부터 약 18 파섹(약 59광년, Palomar 14)의 범위에 있다. 조석반경은 약 9 파섹( ~ 29 광년, Koposov 2)부터 약 204 파섹( ~ 666 광년, NGC 2419)의 크기를 갖는다. 우리은하 중심으로부터 먼 거리에 위치한 구상성단은 우리은하에 의한 조석력의 영향이 작아지기 때문에, 은하중심거리가 가까운 거리에 놓인 구상성단보다 커다란 조석반경을 갖을 수 있다. 예를 들어, Palomar 14, NGC 2419, Palomar 3, Palomar 4 그리고 AM1 등의 구상성단들은 우리은하 중심으로부터 매우 멀리 떨어져 있어, 매우 큰 조석반경을 갖는다(약 105 ~ 204 파섹 또는 340 ~ 666 광년 크기의 조석반경). 은하중심거리가 40 킬로 파섹 미만의 구상성단만 고려하면, 우리은하 구상성단 조석반경의 상한값은 약 90 파섹( ~ 297 광년, Arp 2와 메시에 3)이 된다.

광도

우리은하 개별 구상성단의 총 광도(luminosity)는 약 120 @@NAMATH_INLINE@@L_{\odot}@@NAMATH_INLINE@@의 매우 작은 광도를 갖는 Koposov 2로부터 약 110만 @@NAMATH_INLINE@@L_{\odot}@@NAMATH_INLINE@@의 광도를 갖는 센타우루스자리오메가까지 매우 커다란 범위를 갖는다.

중원소함량

천문학에서 중원소는 헬륨보다 무거운 원소를 의미한다. 별의 중원소함량은 관측의 용이성 때문에 대개 철의 함량을 대푯값으로 사용한다.@@NAMATH_INLINE@@^{(1)}@@NAMATH_INLINE@@ 구상성단은 일반적으로 중원소함량이 적은 [항성종족 II]의 천체이다. 우리은하 구상성단의 중원소함량은 태양 대기 중원소함량의 1/1.25([Fe/H] = -0.10; Palomar 10, BH 176)로부터 1/234의([Fe/H] = -2.37; M15) 범위를 갖는데, 그림 3에 보인 것처럼 우리은하 구상성단의 중원소함량 분포는 [Fe/H] = -1.5 와 –0.6에서 두 개의 봉우리를 갖는다. 다른 외부은하들과 마찬가지로 우리은하에 존재하는 구상성단의 중원소함량분포는 헤일로 낱별의 중원소함량 분포와는 매우 다른 모습을 보이며, 이는 우리은하의 형성 및 진화와 관련된 것으로 생각된다.

대부분의 구상성단에서는 철에 대한 알파원소의@@NAMATH_INLINE@@^{(2)}@@NAMATH_INLINE@@ 함량이 태양에 비하여 2 – 3 배 정도 현저히 증가된 것으로 나타난다. 일반적으로 알파원소는 태양보다 매우 무거워 수명이 매우 짧은 별들의 최후 단계인 II형 초신성에서 형성되는 반면, 철족원소는 백색왜성을 포함하는 쌍성계에서 질량이동에 의해 백색왜성이 폭발하는 제Ia형초신성에서 만들어진다. 우리은하의 초기에 생성된 별들중에서 무거운 별들은 매우 빠르게 진화하여 II형 초신성이 되고, 성간공간에 알파원소를 흩뿌리게 되며, 이 성간물질로부터 생성된 다음 세대의 별들은 철에 비하여 알파원소가 매우 풍부하게 존재한다. 초기 별생성 후 약 10억년 이상의 시간이 경과하면 비교적 가벼운 별의 진화의 결과인 제Ia형초신성이 나타나며, 성간물질에 철족원소를 흩뿌리어 철에 대한 알파원소의 함량은 점점 감소하게 된다. 따라서 구상성단에서 철에 대한 알파원소의 함량이 매우 높게 나타난다는 사실은 구상성단이 제Ia형초신성의 방출물에 오염되지 않은 물질로부터 생성되었으며, 이는 또한 구상성단이 매우 오래전에 형성되었다는 사실을 반영한다.

나이

구상성단은 우리은하에서 가장 오래된 천체들이다. 구상성단의 절대 나이는 다음과 같은 몇 가지 방법으로 측정할 수 있다. 아래에 제시된 방법들로 얻은 우리은하 구상성단의 나이는 관측오차 범위 내에서 잘 일치하며, 우주론적인 우주의 나이와도 모순이 없는 것으로 생각된다.

1. 등연령곡선맞춤(isochrone fitting) : 동일한 화학조성을 가진 성간운에서 다양한 질량을 가진 별들이 탄생하면 질량이 무거운 별들일수록 중심부의 온도와 밀도가 높게 되고 더 빠르게 진화한다. 중심핵에서 핵융합반응의 원료인 수소를 연소하는 기간은 질량이 무거운 별일수록 짧아지기 때문에, 성단에서 주계열을 떠나는 주계열 이탈점(turn-off point)에 놓인 별의 광도는 그 성단의 나이에 반비례하게 되므로, 이론적으로 계산한 등연령곡선과 관측한 성단의 색-등급도를 서로 맞추면 나이를 추정할 수 있다. 이 방법으로 추정한 구상성단의 나이는 약 110 ~ 120억년이다. 이 방법은 개별 구상성단까지의 거리를 잘 모르기 때문에 약 10% 이상의 측정오차가 발생할 수 있다. 향후 우주측지위성인 가이아(Gaia)의 관측으로 구상성단까지의 거리 측정 정밀도가 획기적으로 향상되면, 구상성단의 나이를 더 정확하게 추정할 수 있을 것이다.

2. 백색왜성 냉각곡선(white dwarf cooling sequence) : 백색왜성은 초기 질량이 태양질량의 8배 미만 별의 진화의 최종 산물이다. 탄소 또는 산소로 이뤄져 있으며 전자의 축퇴압으로 자체 중력을 지탱한다. 내부에서는 더 이상 핵융합 반응이 진행되지 않으므로, 백색왜성은 복사로 열에너지를 잃게 되어 매우 천천히 식는다. 이 냉각 속도를 측정하여 백색왜성이 만들어진 시기를 추정할 수 있다. 한센(Hansen)은 구상성단 메시에 4(M4, NGC 6121)에 있는 백색왜성의 분포를 관측하여 이론적인 냉각곡선과 비교하였으며, 이로부터 이 성단의 나이를 127 ± 7 억년으로 추정하였다. 백색왜성은 주계열전향점 보다 약 10등급정도 더 어둡기 때문에 백색왜성 냉각곡선을 이용하여 구상성단의 나이를 추정하기 위해선 매우 많은 관측시간이 필요하다. 따라서 이 방법은 우리로부터 매우 가까운 거리의 구상성단에 대해서만 사용할 수 있다.

3. 방사선 동위원소 연대추정(nucelocosmochronology) : 중원소함량이 매우 적은 별에서 관측되는 무거운 원소들과 악티늄족 원소들은 그 이전 세대 무거운 별들(약 태양보다 10배 이상 무거운 별)이 폭발하는 제2형초신성폭발에서 r-과정(rapid neutron capture process 또는 r-process)으로 생성된다. 이러한 초신성 분출물로 오염된 성간물질로부터 생성된 별들의 대기에는 다양한 방사선동위원소가 포함된다. 따라서 이 원소들의 함량을 비교하면 그 별들의 생성연대를 추정할 수 있다. 스네덴(Sneden) 은 구상성단 메시에 15(M15, NGC 7078) 적색거성에 존재하는 방사선동위원소 토륨과 안정된 빠른중성자포획과정 원소인 유로퓸의 원소함량을 측정하여 이 성단의 나이를 140 ± 30 억년으로 추정하였다. 방사선 동위원소 연대추정법은 다른 방법에 비해 상대적으로 큰 오차를 갖고 있다. 이는 별의 대기에서 악티늄족 원소의 함량을 측정하기가 매우 어렵기 때문이다. 그리고 이 방법으로부터 얻은 나이는 구상성단 또는 낱별의 나이가 아닌 그 이전세대 별에 의해 방사선 동위원소가 생성되었던 나이이다.

한편 구상성단의 상대적인 나이는 매우 작은 오차수준으로 측정할 수 있는 것으로 알려져 있다. 예를 들어, 최근에 발표된 구상성단의 주계열전향점과 준거성의 형태학적인 특징을 이용한 방법을 사용할 경우 구상성단 상대나이 측정오차는 2.5 억 년 미만이 될 것이라 예상되는데, 이는 구상성단 절대나이 측정오차 수준인 15 ~ 20 억년에 비하여 현저히 작은 크기이다.

색등급도(color-magnitude diagram)는 천체의 등급과 색지수를 사용하여 나타낸 평면으로 허르츠스푸렁-러셀도(Hertzsprung-Russell diagram, 천체의 광도와 온도에 대한 평면)와 비슷하여 대용해 사용할 수 있다. 천체의 광도와 온도보다는 등급과 색지수의 측정이 용이하기 때문에 색등급도는 관측적 측면에서 매우 유용하다.

그림 4에 구상성단 NGC 6723의 색등급도를 나타내었는데, 질량이 가벼운 별들의 항성진화 주요 단계들에 놓인 별들과 변광성들을 표시하였다. 가시광대역 겉보기등급 V와 청색등급에서 가시광대역등급을 뺀 B-V 색지수를 사용하였는데, 가시광대역 겉보기등급이 작아질수록 더 밝은 별이며 B-V 색지수가 작아질수록 더 뜨거운 별이 된다.

구상성단에 포함된 별들은 태양으로부터 거의 같은 거리에 놓인 별들의 집단이다. 예를 들어 태양으로부터 구상성단 NGC 6723까지의 거리는 약 8,700 파섹인 반면 이 성단의 조석반경은 30 파섹이기 때문에, 만일 NGC 6723에 속한 개별 별들의 중심으로부터의 거리를 고려하지 않았을 경우 거리측정에 미치는 상대오차는 0.3% 미만에 불과하며, 겉보기등급에 미치는 영향은 0.01% 미만으로 거의 무시할만한 수준이다.

구상성단의 수평가지별은(1) 성단의 물리적 특징(중원소함량, 나이, 헬륨함량 등)을 매우 잘 반영하며(아래의 '제2인자 문제' 참조),(2)성단의 다른 구성원 별들보다 상대적으로 매우 밝고(태양 고유밝기의 약 50배),(3)개수빈도 또한 충분하여 통계학적인 연구가 가능하기 때문에 구상성단에서 매우 중요한 진화단계의 별들이다. 특히 거문고자리RR형별은 질량이 작고 중원소함량이 낮은 수평가지별 단계에서 나타나는 항성종족 II의 맥동변광성이며 구상성단에 포함된 변광성들 중에서 가장 중요한 천체이다. 그림 5와 그림 6에 나타난 것처럼, 거문고자리RR형별은 맥동에 따른 고유한 광도변화로 안드로메다은하에 포함된 구상성단들 같이 멀리 떨어진 곳에서도 쉽게 검출이 가능하며 이들 변광성의 맥동현상은 모 구상성단의 물리적 특징을 잘 나타내주는 리트머스시험지와 같은 역할을 한다.

거문고자리RR형별을 포함한 맥동변광성의 맥동원리는 1926년 에딩턴이 처음 제시하였다. 거문고자리RR형별과 같은 맥동변광성을 열역학적 열기관으로 가정하면, 맥동주기는 별의 내부에서 음파가 별을 가로질러 갈 때 걸리는 시간에 대응한다고 생각하였으며 @@NAMATH_DISPLAY@@\begin{equation} P \propto \frac{1}{\sqrt{\rho}} \end{equation}@@NAMATH_DISPLAY@@ 의 관계식을 유도하였는데, 여기에서 @@NAMATH_INLINE@@P@@NAMATH_INLINE@@는 맥동주기이며 @@NAMATH_INLINE@@\rho@@NAMATH_INLINE@@는 별의 평균밀도이다. 맥동을 하지 않는 보통의 별들은 정유체평형 상태에서 벗어나더라도 감쇠진동을 하여 곧바로 정유체평형 상태로 복귀하는 반면, 맥동변광성의 맥동은 수소와 헬륨이 부분 전리 영역(partial inoinzation zone)에서의 불투명도(opacity) 및 이에따른 복사플럭스 방출률의 변화로 이 영역의 온도와 압력이 변화하여 별의 표면온도와 크기가 주기적으로 변화하기 때문 나타나는 현상이다. 그림 6에 보인 것처럼 대부분의 거문고자리RR형별은 기본진동모드 또는 첫 번째 상음모드로 나타난다.

부분 전리 영역의 별 내부에서의 위치와 조성은 맥동의 특성을 결정하는데, 특히 전리된 헬륨(HeII)이 두번 전리된 헬륨(HeIII)으로 전리되는 부분 전리 영역이 중요하다. 표면 온도가 낮은 별은 부분 전리영역이 별의 깊은 곳에 형성되고 기본진동모드로 맥동하며(RRab), 별의 표면 온도가 높은 별은 부분 전리영역이 별의 표면에서 얕은 곳에 형성되며(첫 번째) 상음모드로 맥동한다(RRc). 별의 표면온도가 너무 낮으면 부분 전리영역이 너무 깊은 층에서 형성되며 또한 대류가 효율적으로 에너지를 이동시키므로 맥동이 일어나지 않는다. 반대로 표면 온도가 너무 높으면 부분 전리영역이 너무 얕은 지역에서 형성되어 맥동을 유지할 만한 충분한 질량을 확보하지 못하여 정유체역학적 평형상태에 놓이게 된다. 따라서 맥동이 유지될 수 있는 거문고자리RR형별의 표면온도는 약 6000 K에서 7500 K 범위의 값을 갖는다. 거문고자리RR형별을 비롯하여 세페이드 변광성 등 맥동이 나타날 수 있는 색등급도에서의 좁은 영역을 '불안정대(the instability strip)'라고 부른다.

지금까지 구상성단까지의 거리는 아래와 같은 방법들을 사용하여 측정하였다. 이미 기술한 것처럼 우리은하에 존재하는 대부분의 구상성단들은 우리로부터 매우 멀리 떨어져 있기 때문에, 지금까지 구상성단까지의 정확한 거리측정은 매우 힘든 작업이다. 또한 부정확한 구상성단까지의 거리측정은 구상성단의 절대 나이를 추정하는데 가장 큰 오차를 유발하는 요인이었다. 하지만 지난 2013년 12월 발사에 성공한 가이아(Gaia) 위성은 우리은하 구상성단의 거리를 약 1% 오차수준으로 측정할 것으로 예상되며, 거리측정 이외에 구상성단의 절대나이 추정에도 매우 중요한 역할을 할 것이다.

주계열맞추기

관측으로부터 얻은 색등급도는 개별 구상성단이 겪고 있는 성간적색화의 영향을 포함한다.(예를 들어 구상성단 NGC 6723의 경우 색초과는 0.05등급이며 가시광대역 안시등급은 성간흡수를 겪지 않을 경우보다 약 0.16등급 더 어두워진다.) 관측으로부터 얻은 성단의 겉보기등급과 색지수에 대한 성간적색화를 보정한 후 삼각시차방법 등으로 정확한 거리가 알려진 구상성단과 중원소함량이 비슷한 헤일로의 주계열별과 구상성단의 주계열별을 비교하여 거리를 추정할 수 있다.

구상성단 주계열 맞추기는 삼각시차로 정확한 거리측정이 가능한 항성종족 II 주계열성 낱별이 많지 않다는 것과 구상성단에 포함된 쌍성 및 다중종족의 별들로 인하여 구상성단의 주계열별의 밝기분포가 넓게 퍼져 나타날 수 있는 문제점들을 갖고 있다.

거문고자리RR형별

거문고자리RR형별은 항성종족II의 맥동변광성으로 질량이 작고 중원소함량이 낮은 수평가지별 단계에서 나타나며, 표준광원으로 매우 중요한 역할을 한다. 1920년대 섀플리(Harlow Shapley)는 구상성단에 속한 거문고자리RR형별을 이용하여 구상성단까지의 거리를 측정하여 우리은하의 크기를 추정하였으며, 태양이 우리은하의 주변부에 있다는 사실을 처음으로 인지하였다.@@NAMATH_INLINE@@^{(3)}@@NAMATH_INLINE@@

거문고자리RR형별은 구상성단의 주계열에 비하여 매우 밝기 때문에 태양으로부터 멀리 떨어진 구상성단의 거리를 측정하기에 유리하며, 특히 비대칭적인 광도곡선을 갖는 RRab형 변광성은 다른 형태의 변광성들과 매우 쉽게 식별이 가능하다 [그림 6 참조]. 거문고자리RR형별의 밝기는 중원소함량에 따라 아래와 같이 변하는 것으로 알려져 있다. @@NAMATH_DISPLAY@@\begin{equation} M_V(\mathrm{RR}) = \alpha \mathrm{[Fe/H]} + \beta \end{equation}@@NAMATH_DISPLAY@@

위의 중원소함량-광도관계(metallicity-luminosity relation)에서 기울기 @@NAMATH_INLINE@@ \alpha @@NAMATH_INLINE@@와 영점 @@NAMATH_INLINE@@ \beta @@NAMATH_INLINE@@의 값은 오랫동안 논란의 중심에 있었다. 금속-광도 관계식의 기울기와 영점은 개별 거문고자리RR형별에 대한 삼각시차 측정 또는 통계적시차 측정으로 구할 수 있다. 현재 @@NAMATH_INLINE@@ \alpha @@NAMATH_INLINE@@ = 0.21와 중원소함량이 [Fe/H] = -1.5에서 @@NAMATH_INLINE@@ \beta \approx @@NAMATH_INLINE@@ 0.5 등급이 받아들여지고 있다.

거문고자리RR형별의 밝기를 사용하는 방법의 적용에는 몇 가지 어려움이 따른다. 영년 수평가지(zero-age horizontal branch)에서 많이 진화한 거문고자리RR형별은 영년 수평가지보다 밝아진다. 특히 위의 중원소함량-광도 관계식을 정립하기 위하여는 낱별로 존재하는 거문고자리RR형별의 절대밝기를 측정하여야 하는데, 관측한 변광성이 많이 진화했을 경우 문제를 야기할 수 있다. 또한 위의 관계식은 오스터호프 I형과 II형 구상성단 무리의 경계인 [Fe/H] ~ -1.6에서 관계식이 불연속이 되는 문제점을 갖고 있다. 거문고자리RR형별은 시간에 따라 밝기가 변하는 맥동변광성이며 일정한 밝기를 유지하는 정적인 별이 아니므로 어떻게 정적인 별에서 관측되는 등급으로 환산하느냐에 따라 등급의 값이 달라질 수 있다. 마지막으로 구상성단의 중심부는 별의 밀도가 매우 높기 때문에 주변별의 영향으로 변광성의 밝기가 실제 밝기보다 더 밝게 관측될 수 있다.

이중흡수선을 갖는 분리형 쌍성

이중 흡수선을 갖는 분리형 쌍성은(double-lined detached eclipsing binary) 별의 질량과 반경을 직접적으로 측정할 수 있는 천체이다. 삼각시차를 이용한 거리, 색-유효온도 관계(color-effective temperature relation), 또는 스펙트럼의 에너지분포 맞추기를 통하여 쌍성 구성별들의 광도를 측정할 수 있으며, 이 결과는 이론적인 항성진화모형을 검증하는데 매우 중요한 역할을 한다. 따라서 주계열별로 구성된 구상성단의 이중 흡수선을 갖는 분리형 쌍성의 관측은 구성별들의 질량은 물론 절대 광도를 제공한다. 위에서 설명한 주계열맞추기 방법을 사용하면 구상성단까지의 거리를 측정할 수 있으며, 항성진화이론과 비교하면 성단의 나이도 추정할 수 있다.

구상성단에서 주계열별로 이뤄진 이중 흡수선을 갖는 분리형 쌍성의 빈도는 매우 낮기 때문에 검출에 어려움이 따른다. 그리고 어두운 주계열별로 이뤄진 쌍성에 대한 시선속도곡선을 측정해야 하기 때문에 대형망원경을 사용한 많은 관측시간을 필요로 한다.

질량이 작은 별들이 주계열을 떠나 적색거성으로 진화한 후 중심에서 안정적인 헬륨연소가 시작되면 수평가지단계에 접어든다. 수평가지별의 중심에서는 삼중알파과정으로 헬륨을 연소하는 핵이 있고, 핵 주위의 구각에서는 수소의 연소가 발생한다. 가벼운 별의 경우 헬륨연소핵의 질량은 대략 0.5 태양질량이 되는데, 별의 총 질량이 커질수록 외층부에 더 많은 물질을 갖게 되며 불투명도가 높아져 표면온도가 낮아진다. 따라서 질량이 무거운 수평가지별은 표면온도가 낮기 때문에 거문고자리RR형별보다 색지수가 큰 영역(즉, 거문고자리RR형별 보다 적색)에 놓이며, 이들을 적색 수평가지별이라 부른다. 이와 대조적으로 질량이 작은 별들은 헬륨연소핵 바깥에 작은 양의 물질만 가지며 불투명도가 낮아져 표면온도가 높아지며 거문고자리RR형별보다 색지수가 작은 영역(즉, 거문고자리RR형별 보다 푸른색)에 놓이기 때문에 청색수평가지별이라고 부른다.

구상성단과 같은 별의 집단의 경우 중원소함량에 따라 수평가지별의 형태가 달라지는 것은 잘 알려져 있었다. 그림 8에 보인 것과 같이, 중원소함량이 낮은 구상성단인 M92는 푸른 수평가지별을 갖고 있는 반면, 중원소함량이 높은 구상성단인 47 Tuc은 붉은 수평가지별들을 갖고 있다. 중원소함량이 수평가지별의 형태학적인 차이를 결정하기 때문에 중원소함량을 제1인자(the first parameter)라고 부르며, 이는 다음과 같은 현상에 기인한다.(1) 중원소함량이 증가함에 따라 진화 속도가 느려지며, 특정한 나이에서의 적색거성 끝단 질량은 중원소함량이 높은 성단에서 크다.(2) 높은 중원소함량은 껍질의 불투명도를 증가시킨다.(3) 헬륨연소가 시작될 때의 헬륨핵 질량은 중원소함량이 증가함에 따라 약간 감소하며, 결과적으로 중원소함량이 증가할수록 껍질의 질량이 커지며, 이들은 적색 수평가지별이 된다.

그림 9는 비슷한 중원소함량을 갖는 구상성단 M3([Fe/H] = -1.50)과 구상성단 M13([Fe/H] = -1.53)의 색등급도를 보여준다. 이 그림에서 재미있는 사실은, M3과 M13은 거의 동일한 중원소함량을 갖음에도 불구하고, M3은 붉은 수평가지별과 푸른 수평가지별을 비슷한 빈도로 갖는 반면, M13의 수평가지별은 거의 모두 푸른 수평가지별에 해당한다. M3과 M13의 쌍에서 볼 수 있듯이, 비슷한 중원소함량을 갖지만 매우 다른 수평가지별 형태를 결정하는 인자가 무엇인지에 대한 오랜 논란이 있었으며, 이를 제2인자 문제(the second parameter problem)라고 부른다. 지금까지 다음에 주어진 제2인자 후보를 포함하여 여러 제2인자가 제안되었다:(1) 나이,(2) 헬륨함량,(3) 질량손실,(4) 별의 회전,(5) 성단의 중심밀도,(6) 성단의 질량. 이러한 후보들 중에서 나이가 '전역 제2인자(the global second parameter)'이며 헬륨함량이 '제3인자(the third parameter)'라는 설명이 가장 타당하다.

1939년 네델란드의 오스터호프(Pieter Oosterhoff)는 우리은하 구상성단 RRab형 변광성의 평균주기가 두 개의 무리로 나눠지는 것을 발견하였다. 1959년 판 악트와 오스터호프는 19개의 성단을 이용하여 구상성단 M3과 M5등으로 구성된 한 무리는 RRab와 RRc형 변광성의 평균주기가 = 0.55일, = 0.32, RRc형의 빈도 n(RRc)/n(RRab+RRc) = 0.17를 가지며, 구상성단 M15와 M68 등으로 구성된 다른 무리는 = 0.65일, = 0.37, n(RRc)/n(RRab+RRc) = 0.47이 됨을 발표하였다. 전자의 구상성단들을 오스터호프 무리 I(Oosterhoff group I, Oo I), 후자를 오스터호프 무리 II(Oosterhoff group II, Oo II)라고 부른다. 변광성의 주기분포 및 빈도분포의 차이 이외에 두 무리의 구상성단들은 서로 다른 운동학적 특성을 보인다. 오스터호프 무리 I 성단들은 우리은하에 대해 역회전을 하며 역학적으로 뜨거운 반면, 오스터호프 II 성단들은 우리은하 회전방향으로 회전하며 역학적으로는 차갑다.@@NAMATH_INLINE@@^{(4)}@@NAMATH_INLINE@@

지금까지 우리은하 주변의 외부은하들에서는 오스터호프이분법의 존재에 대한 명확한 증거가 발견되지 않았으며, 우리은하만이 이러한 이분법을 보이는 유일한 은하로 알려져 있다. 오스터호프 이분법은 우리은하 구상성단의 형성, 더 나아가 우리은하의 형성에 대한 중요한 실마리를 제공할 것이며, 지난 수 십 년간 매우 중요한 주제 중 하나였다.

오스터호프이분법을 이해하기 위한 가장 중요한 이론적 배경은 이력효과(hysteresis effect)이다. 이는 수평가지별에서의 위치와 진화방향에 따른 효과인데, 수평가지별 진화 단계에서 색등급도상에서의 불안정대에 대한 개별 수평개열성의 진화방향에 따라 RRab형과 RRc형의 맥동모드 변환이 지연되어, 구상성단 변광성의 평균주기인 , 와 RRc변광성의 빈도 n(RRc)/n(RRab+RRc)를 설명할 수 있다는 이론이다. 구상성단의 다중종족을 반영한 최신의 모의실험 결과는 구상성단의 중원소함량에 따른 평균주기의 변화를 잘 설명하고 있으며, 우리은하 헤일로는 두 개의 기원으로 생성되었다는 이전의 결과를 강하게 뒷받침한다.

이미 기술한 것처럼 구상성단에 대한 고전적 정의는 "10@@NAMATH_INLINE@@^4@@NAMATH_INLINE@@ ~ 10@@NAMATH_INLINE@@^6@@NAMATH_INLINE@@개 정도의 동일한 나이와 화학조성(=단일항성종족)을 지닌 별들이 매우 높은 밀도로 밀집해 있는 구형의 천체"로 요약될 수 있다. 하지만, 현대 천문학 태동기에 형성되었던 구상성단은 단일항성종족으로 구성되어 있다는 믿음과는 어긋나게, 약 반세기 이전부터 구상성단 구성원 별들사이에서 화학조성이 균질하지 않다는 증거들이 나타나기 시작하였다. 일반적인 항성의 대기는 매우 많은 양의 질소와 탄소를 포함하는데, 이 원소들은 온도가 비교적 낮은 구상성단의 적색거성 등의 스펙트럼에서 매우 강한 분자 흡수대(molecular absorption bands)를 형성한다. 저분산 분광관측 또는 DDO 측광관측 등의 방법을 사용하면 근자외선과 가시광선 영역에서 나타나는 NH, CN, CH, C@@NAMATH_INLINE@@_2@@NAMATH_INLINE@@ 분자 흡수대의 세기를 쉽게 관측할 수 있다. 주어진 항성대기의 물리적 환경 아래에서 흡수선의 세기는 흡수와 관련된 원소의 함량에 비례하기 때문에 분광과 측광 관측으로 별의 대기에 포함된 탄소와 질소의 함량을 추정할 수 있다. 대부분의 구상성단들은 구성 별들의 탄소와 질소의 함량이 균질하지 않고 매우 넓은 범위의 분포를 갖는다. 이와 더불어, 고분산 분광관측을 통하여 산소, 소듐, 마그네슘, 그리고 알루미늄 등 가벼운 원소와 중성자포획과정으로 생성되는 무거운 중원소들의 함량도 매우 넓은 범위의 분포를 갖는다. 반면 특정 구상성단 구성별들의 α-원소 및 철족 원소 함량은 매우 균질한 분포를 보인다.

가벼운 원소들의 경우 매우 특색 있는 역 상관관계를(질소와 탄소, 산소와 소듐, 그리고 마그네슘과 알루미늄 함량의 역상관 관계) 갖는데, 이는 매우 높은 온도에서 발생하는 양성자 포획과정의 결과라로 생각된다. 구상성단에서 나타나는 가벼운 원소함량의 비균질성 및 역 상관관계를 설명하기 위하여 크게 2가지의 기원이 제시 되었으며, 지난 수 십년 동안 논의가 활발히 이뤄졌다:(1) 항성진화의 결과 또는(2) 구상성단 생성당시의 비균질성.

구상성단 연구 초기에 수행된 관측들은 관측기기의 한계로 인하여 구상성단의 밝은 별들, 특히 적색거성들에 국한되었다. 구상성단의 밝은 적색거성의 중심핵에서는(이론적인 문제 또는 어려움이 있었지만) 매우 높은 온도의 양성자 포획과정으로 가벼운 원소가 생성되거나 파괴될 수 있으며, 별의 내부 깊숙이 침투할 수 있는 대류층을 통하여 별의 대기까지 전달될 수 있다는 항성진화론적인 설명이 큰 힘을 받기도 하였다.

하지만 VLT, KECK 등 지상 대형망원경 시대의 도래와 함께 관측기기(특히 분광기)의 발전으로 이전까지는 매우 어두워 관측이 불가능하였던 구상성단 주계열성에 대한 고분산 분광관측이 수행되어, 적색거성에서 보이는 동일한 원소들간의 역 상관관계를 검출하였다. 질량이 작은 우리은하 구상성단의 주계열성의 중심핵은 온도가 낮아 역 상관관계를 보이는 가벼운 원소들의 생성하거나 파괴할 수 없으며, 대류층이 발달하지 않아 중심핵에서 생성된 원소들을 별의 표면까지 전달할 수 없다. 따라서 항성진화의 관점에서 제시된 설명은 더 이상 큰 지지를 받지 못한다.

현재 큰 지지를 받고 있는 구상성단의 기원은 아래와 같다. 초기 성간운에서 구상성단의 1세대의 별들이 탄생한다. 질량이 무거운 1세대 별들에서 양성자포획과정이 발생하여 초기 화학조성과는 매우 다른 화학성분비를 조성하며 이들을 성간공간에 방출하여 성간물질을 오염시킨다. 이 오염된 물질에서 2세대 별들이 탄생하고 진화하여 현재 우리가 관측하는 구상성단을 형성한다. 따라서 일반적인 구상성단은 다양한 화학조성을 지닌 여러 세대의 별들이 모인 다중항성종족으로 구성된 천체이다.

지금까지 2세대 별을 만드는 성간운을 오염시킬 수 있는 다음과 같은 여러 가지 종류의 오염원이 제시되었다:(1) 점근거성가지별,(2) 매우 빠르게 회전하는 무거운 별,(3) 상호작용하는 쌍성, 그리고(4) 10@@NAMATH_INLINE@@^4@@NAMATH_INLINE@@ @@NAMATH_INLINE@@M_{\odot}@@NAMATH_INLINE@@정도의 매우 무거운 별. 하지만 아직까지 구상성단의 관측자료를 모두 설명할 수 있는 이론은 확립되지 못하였다. 또한 2세대 별에서 관측되는 오염된 원소의 함량을 설명하기 위해선 지금 관측되고 있는 것보다 매우 많은 수의 1세대 별들을 필요로 하며, 대부분의 구상성단 1세대 별들은 형성과정중에 손실되었을 것이라는 가정이 필요하다.

최신 연구결과에 의하면, 화학조성 차이 뿐 만 아니라 구상성단 다중종족간의 역학적 및 구조적 분리가 나타남이 발견되었다. 지금까지 매우 단순한 천체라고 생각되었던 구상성단은 향후 집중적인 연구가 필요한 천체이며 항성진화 및 항성역학 분야 이외에도, 우주론적 은하형성 과정등을 이해하는 데 매우 중요한 역할을 할 것이다.

@@NAMATH_INLINE@@^{(1)}@@NAMATH_INLINE@@ 천체분광학에서 원소의 함량을 표시하는 방법. [Fe/H]는 별의 대기에 존재하는 수소에 대한 철원소 개수의 비율을 태양과 비교한 값이며 아래와 같이 정의된다. @@NAMATH_DISPLAY@@\begin{equation} \mathrm{[Fe/H]} = \frac{\log n(\mathrm{Fe})}{\log n(\mathrm{H})}\mid_{별} - \frac{\log n(\mathrm{Fe})}{\log n(\mathrm{H})}\mid_{태양} \end{equation}@@NAMATH_DISPLAY@@ 위에서 @@NAMATH_INLINE@@n(\mathrm{H})@@NAMATH_INLINE@@와 @@NAMATH_INLINE@@n(\mathrm{Fe})@@NAMATH_INLINE@@는 태양이나 별의 대기에 존재하는 수소와 철의 개수이다. 따라서 [Fe/H] = -1인 별은 태양의 1/10에 해당하는 철함량을(또는 중원소함량) 갖는 천체이며, -2인 별은 태양의 1/100에 해당하는 철함량을 갖는 별이다. 태양의 광구에서 철은 8번째로 풍부한 원소이지만 관측의 편의성 때문에 항성분광학에서는 철을 금속의 대표로 사용한다. 천체 분광학을 통한 관측에서는 원소의 개수를 측정하는 반면, 이론적인 계산에서는 개수비가 아닌 질량비를 사용한다. 태양 광구에 존재하는 수소, 헬륨 그리고 금속의(수소와 헬륨보다 무거운 모든 원소) 질량비는 각각 0.7381, 0.2485 그리고 0.0134이다.

@@NAMATH_INLINE@@^{(2)}@@NAMATH_INLINE@@ 알파원소(α-elements)는 탄소, 산소, 네온, 마그네슘, 규소, 황, 아르곤, 그리고 칼슘 등 원자번호가 2, 질량수가 4씩 증가하여 원자핵이 알파입자, α-particle, 즉 헬륨 핵의 집합으로 이뤄졌다고 생각되는 원소를 일컫는다. 우리은하 대부분의 구상성단은 태양의 함량과 비교하여 알파원소가 2 ~ 3배 증가된 것으로 나타난다 ([α/Fe] = +0.3 ~ +0.5).

@@NAMATH_INLINE@@^{(3)}@@NAMATH_INLINE@@ 섀플리는 중원소함량이 큰 항성종족I의 맥동변광성인 세페이드형 변광성으로부터 얻은 주기-광도 관계를(period-luminosity relation) 중원소함량이 적은 항성종족 II의 거문고자리RR형별에 적용하여 구상성단까지의 거리를 추정하였기 때문에 현재 우리가 알고 있는 태양-은하중심 거리보다 약 2배 더 큰 값을 얻었다. 그리고 그 당시에는 성간흡수도 알려지지 않았기 때문에 성간흡수의 영향이 큰 성단의 경우 겉보기 밝기가 성간흡수가 없는 경우에 비해 더 어둡게 관측되며, 따라서 실제보다 우리로부터 더 멀리 있는 것으로 보인다.

@@NAMATH_INLINE@@^{(4)}@@NAMATH_INLINE@@ 오스터호프 무리 II에 속한 성단들은 우리은하와 함께 형성된 성단들인 반면, 오스터호프 무리 I에 속한 성단들은 우리은하 외부에서 형성되고 후에 우리은하에 병합된 성단들일 가능성이 높다. 구상성단에 속한 거문고자리RR형별 이외에도 우리은하에 낱별로 존재하는 거문고자리RR형별도 우리은하에서의 위치에 따라 오스터호프 이분법을 보이는 것으로 알려져 있다. 은하평면으로부터 약 3 킬로 파아섹이내에 있는 변광성들은 오스터호프 무리 II의 특징을 보이는 반면, 은하평면으로부터 약 5 킬로 파아섹보다 먼 거리에 있는 변광성들은 오스터호프 무리 II의 특징을 보인다.