산개성단

그림 1. 방패자리에 있는 산개성단 M11(NGC 6705)(출처: 성환경/천문학회)

산개성단은 하나의 성간구름에서 수백만 년 정도의 비교적 짧은 시간 내에 태어난 수십에서 수천 개 별들로 구성된 별의 집단(성단)이다. 성단에는 산개성단과 구상성단 두 종류가 있다. 산개는 느슨하게 흩어져 열려있다는 의미로서, 산개성단은 빽빽하게 뭉쳐진 공모양의 구상성단과 모습이 전혀 다르다. 성단은 하나의 성간구름에서 태어난 별들이므로, 같은 거리에 있으며 물리적, 화학적 특성도 거의 동일하다. 이러한 이유로 낱별(field stars)로부터는 얻기 어려운 거리와 나이와 같은 중요한 정보를 얻을 수 있다. 성단은 나이가 거의 같은 별들의 집단이므로, 관측으로 별의 진화를 검증할 수 있는 중요한 천체이다.

우리은하에는 1700개 이상의 산개성단이 알려져 있으며, 대부분 은하수(은하평면)를 따라 분포한다. 이는 우리은하의 전 공간에 골고루 분포하고 있는 구상성단과 대비된다. 이러한 이유로 산개성단은 은하성단(Galactic cluster)로 불리기도 하였다. 대표적인 산개성단은 우리나라에서는 좀생이별로 알려진 플레이아데스성단이다. 산개성단의 이름은 이처럼 역사적으로 사용하던 이름을 쓰는 경우가 있고, 별자리의 이름을 쓰는 경우도 있으며, 목록 이름과 번호를 사용하는 경우가 있다. 그림 1은 방패자리에 있는 산개성단 M11(NGC 6705, 일명 야생오리성단)의 사진이다.

산개성단은 나이에 따라 젊은 산개성단(나이가 천만년 이하), 중년 산개성단(천만년에서 10억년 사이), 늙은 산개성단(10억년 이상)으로 구분한다. 산개성단은 또 밀집도에 따라 구분하기도 한다. 산개성단은 크기가 대부분 1에서 6 파섹(pc) 사이에 있으며, 총질량이 작은 것은 태양질량의 20배 정도, 밀집도가 높은 것은 4-5천배 정도이다. 어떤 별이 어떤 산개성단의 구성원인지를 판정하기 위해서는 그 별의 천구상의 위치는 물론, 거리, 운동속도, 화학조성을 결정하여 그 산개성단과 일치하는지를 조사해야 한다. 구성원으로 판명된 별들의 측광학적 성질을 개별적으로 측정한 후, 항성진화 모형과 비교하면, 성단의 나이와 거리지수를 결정할 수 있다. 이렇게 결정된 산개성단의 거리는 우주론적 거리 측정의 초석이 된다.

목차

플레이아데스성단(좀생이별, Pleiades, M45)이나 프레세페성단(Praesepe, the Beehive, M44), 히아데스성단(Hyades, Mellote 25=Mel 25)이 별의 집합체임을 인식한 것은 매우 오래되었을 것으로 추정된다. 천동설을 완성한 프톨레마이오스(Ptolemy)는 서기 138년에 M7과 머리털자리성단(Coma Star Cluster, Mel 111)의 존재를 알았다. 고구려가 남긴 약수리 고분의 남벽에도 좀생이별(묘수)가 그려져 있다. 그러나 망원경이 발명되기 전까지는 플레이아데스성단, 히아데스성단, 머리털자리성단을 제외한 천체들은 별의 집단이 성단이 아니라 성운으로 인식하였던 것으로 생각이 된다. 동양의 경우에도 별로 인식된 성단들이 존재한다. 플레이아데스성단, 히아데스성단 및 머리털자리성단은 각각 묘수, 필수, 낭위이며, 별자리로 분류된 것들이다. 그리고 M7과 NGC 6231, 프레세페성단(M44)은 각각 어성, 신궁성, 적시기로, 별 또는 기로 구분하였다. 이 밖에도 별로 인식되었던 산개성단들(예 - @@NAMATH_INLINE@@h@@NAMATH_INLINE@@ Persei = NGC 869, @@NAMATH_INLINE@@\chi@@NAMATH_INLINE@@ Persei = NGC 884, @@NAMATH_INLINE@@\kappa@@NAMATH_INLINE@@ Crux = NGC 4755, @@NAMATH_INLINE@@\gamma@@NAMATH_INLINE@@ Vel = IC 2391 등)이 있다.

1609년 갈릴레오는 망원경 관측으로 프레세페성단이 성운이 아니라 별의 집합체임을 알았으며, 1767년 미첼(John Michell)은 성단을 구성하는 별들은 우연히 같은 방향에 보이는 것이 아니라 물리적으로 연관된 별의 집단임을 계산으로 보였다. 혜성을 찾던 천문가인 메시에(Charles Messier)는 혜성과 혼동이 되기 쉬운 천체 110개의 목록을 만들었는데, 그 중에서 27개가 산개성단이다. 당시 가장 큰 망원경을 소유하고 있던 허셀(William Hershel)은 메시에 목록에 자극을 받아, 쌍성과 성운, 성단 및 은하를 발견하였다. 특히 허셀(John Hershel)은 망원경을 남아프리카로 옮겨 남반구 하늘에 있는 천체의 발견에 크게 기여하였다. 이들이 발견한 성운, 성단 및 은하들의 자료는 NGC(New General Catalogue)의 바탕이 되었다.

산개성단은 성단의 발견자 또는 발견기관, 목록의 번호, 역사적으로 사용되던 이름, 또는 대표적인 별의 이름, 별자리의 이름 등으로 불린다. 역사적으로 사용하던 이름을 사용하는 경우로는 플레이아데스성단, 히아데스성단, 프레세페성단 등이며, 별자리의 이름을 사용하는 경우가 머리털자리성단이며, 목록의 번호를 사용하는 경우로 M6(= NGC 6405), M7(= NGC 6475), M11(= NGC 6705), M16(=NGC 6611) 등과 NGC 또는 IC(Index Catalogue)의 번호를 사용하는 경우(예: IC 1805, IC 348, IC 1848 등) 등이 있다. 남반구에 있는 산개성단의 경우 20세기에 일부 천문학자들에 의해 체계적으로 조사되고, 또 새로 발견되었다. 이런 경우 발견을 한 사람의 이름과 그 목록에서의 번호로 표기한다. 예를 들면, 트럼플러(R. J. Trumpler)나 콜린더(P. Collinder), 루프레흐트(J. Ruprecht)가 발견한 성단의 경우, 이름의 약자인 Tr 또는 Cr, Ru와 목록의 번호를 붙인다. 또 1970년대 중반 남반구의 많은 산개성단의 탐사관측을 수행한 모팟(Moffat과 보흐트(Vogt)의 경우는 그들이 속해 있던 대학의 이름인 Bochum(약자 Bo)를 붙였으며, 이와 유사한 경우가 Berkeley(약자 Be/Ber), Harvard(약자 H)가 있다. 그리고 그 성단에서 가장 밝은 별의 이름을 사용하는 경우로 @@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ Persei(= Mel 20)가 있다.

산개성단은 나이에 따라 대체로 2개 또는 3개의 연령군으로 분류를 한다. 젊은 산개성단과 늙은 산개성단의 2개 연령군으로 구분하는 경우, 나이의 기준은 대체로 10억 년으로 히아데스성단보다 젊은 산개성단과 이보다 나이가 많은 성단을 늙은 산개성단으로 구분을 한다. 3개의 연령군으로 구분하는 경우에는 위의 젊은 산개성단을 젊은 산개성단과 중년 산개성단으로 나누며, 이들을 구분하는 나이의 기준은 연구자에 따라 다르지만 대체로 천만 년 정도를 기준으로 한다. 여기에서는 3개의 연령군으로 구분하는 경우를 기준으로 각 연령군의 특성을 설명하고자 한다.

젊은 산개성단은 나이가 천만 년 이하인 산개성단으로, 젊기 때문에 질량이 큰 별들이 아직 성단에 존재하며, 상당수의 질량이 작은 구성원들은 아직 수소핵융합 반응을 하지 못하는 전주계열 단계에 존재한다. 그리고 성단을 만든 모성운과 성단별이 함께 존재한다. 젊은 산개성단의 연구로, 질량이 작은 별의 전주계열 진화과정, 매우 넓은 범위에 걸친 초기질량함수의 연구, 성단형성의 역사, 질량이 큰 별의 진화와 생성율 등에 대한 정보를 얻을 수 있다.

그림 2. 카시오페이아자리에 있는 젊은 산개성단 IC 1805(출처: 성환경/천문학회)

대표적인 젊은 산개성단으로는 오리온성운의 중심부에 있는 트라페지움(Trapezium) 성단(오리온 성운성단으로도 불린다), 외뿔소자리에 있는 NGC 2264, 카시오페이아자리에 있는 IC 1805와 IC 1848, 전갈자리에 있는 NGC 6231, 궁수자리에 있는 NGC 6530(M8, 석호성운, Lagoon Nebula), M20(삼열성운, Trifid Nebula), 뱀자리에 있는 NGC 6611(M16, 독수리 성운, Eagle Nebula), 용골자리 에타별(@@NAMATH_INLINE@@\eta@@NAMATH_INLINE@@ Carinae) 주변에 있는 Tr 14, Tr 15, Tr 16, Bo 10, Cr 228 및 Cr 232 등이 대표적인 젊은 산개성단들이다. 위 젊은 산개성단보다는 약간 나이가 많지만 페르세우스자리 이중성단(@@NAMATH_INLINE@@h@@NAMATH_INLINE@@ & @@NAMATH_INLINE@@\chi@@NAMATH_INLINE@@ Per = NGC 869 & 884), 보석상자(Jewel box)로 불리는 NGC 4755(=@@NAMATH_INLINE@@\kappa@@NAMATH_INLINE@@ Crux) 등도 젊은 산개성단으로 분류한다. 이들 성단에는 청색 초거성과 적색 초거성이 함께 존재하고 있다. 그림 2는 카시오페이아자리에 있는 젊은 산개성단 IC 1805로, 질량이 큰 별이 방출한 자외선 광자가 성단 주위에 남은 모성운의 수소를 전리시켜 성운을 만들었다.

중년 산개성단은 나이가 대체로 천만년에서 10억 년 사이인 성단으로 구분 기준이 어느 정도는 모호하다. 그러나 젊은 산개성단에서 볼 수 있는 전주계열성을 거의 볼 수 없으며, 성단에 있는 별이 성단을 수 차례 횡단을 하여 역학적으로 안정된 상태인 이완상태에 도달한 성단을 중년 산개성단으로 분류한다. 나이의 상한은 대체로 히아데스성단(약 6억 5천만년)를 기준으로 하지만, 이보다 약간 나이가 많은 NGC 752도 중년 산개성단으로 분류한다. 중년 산개성단은 중간 질량을 갖는 별들의 진화를 연구할 수 있는 중요한 대상이지만, 구성원의 수가 적은 우리은하 내 산개성단의 경우에는 통계적으로 의미가 있는 결론에 도달하기 어렵다. 예외적으로 구성원의 수가 매우 많은 M11(그림 1)의 경우에는 헬륨 핵융합반응 상태에 있는 밝은 거성의 수가 30여 개로, 중간 질량을 갖는 별의 주계열 이후의 진화를 검증할 수 있는 중요한 대상이다.

그림 3. 쌍둥이자리에 있는 중년 산개성단 M35(NGC 2168)(출처: 성환경/천문학회)

대표적인 성단으로는 플레이아데스성단, 하이야데스성단, 프레세페성단, M11, M35(그림 3) 등이 있다. 이들 성단들은 산개성단의 역학적 이완시간인 수천만 년보다 나이가 많지만, 성단의 구성원들이 성단을 완전히 이탈할 수 있는 시간보다는 적기 때문에 성단의 역학적 진화를 연구할 수 있는 중요한 대상이 될 수 있다. 그러나 우리은하에는 M11을 제외하면 다양한 질량의 별이 있는 성단의 역학적 진화모형과 관측을 비교할 수 있을 정도로 구성원이 많은 산개성단은 거의 없다.

늙은 산개성단은 나이가 10억년 이상을 갖는 산개성단을 지칭한다. 이 나이군에 속하는 산개성단의 색-등급도는 구상성단과 유사한, 잘 발달된 적색 거성열과 헬륨 핵융합과정에 있는 무더기별(clump star)을 볼 수 있다. 이들 성단은 우리은하의 원반이 형성되던 시기에 태어난 별들로, 원반의 형성과 원반의 초기진화 등에 대한 정보를 제공할 수 있는 대상들이다. 특히 원반형성 초기의 별의 탄생율과 관련된 화학적 진화에 중요한 정보를 제공할 수 있는 천체이기도 하다. 늙은 산개성단에 속하는 대표적인 천체로는 M67, NGC 188 및 NGC 6791 등이 있다.

성단을 구성하는 별의 수가 적고, 또 성단 전‧후에 존재하는 낱별들이 많이 존재하며, 성간물질이 불균일하게 존재하는 은하수에 주로 분포하는 산개성단을 외관상 보이는 밀집도로 분류하는 것은 매우 주관적인 기준이다. 그렇지만 산개성단을 연구하는 사람들이 연구에서 기대할 수 있는 구성원의 수를 미리 예측하는 데에는 매우 중요한 기준이 되며, 현재에도 많은 연구자들이 이 밀집도를 일차적 기준으로 산개성단의 탐사관측을 수행한다. 샤플리(H. Shapley, 1885-1972)는 대략적인 구성원의 수(richness)와 중심 집중도(concentration)에 따라 매우 느슨하고 불규칙적인 c형, 느슨하고 구성원의 수가 적은 d형, 중간정도의 구성원을 가진 e형, 구성원이 매우 많은 f형과 구성원이 매우 많고 중심 집중도가 높은 g형으로 분류하였다. 트럼플러(R. J. Trumpler)는 3가지의 기준을 사용하여 보다 체계적으로 산개성단을 분류하였다. 별의 밀집도에 따라, 매우 밀집도가 높은 I에서, 이보다 밀집도가 낮은 II, III, 그리고 가장 밀집도가 낮은 IV로 분류하였으며, 구성하고 있는 별의 밝기 범위가 좁은 1과 중간정도인 2, 그리고 밝기 범위가 넓은 3으로 분류하였다. 별의 수가 50개 이하인 p, 50 ~ 100개 정도인 m, 100개 이상으로 구성원 수가 많은 r로 분류하였다. 그리고 성운이 있는 경우 성운을 나타내는 n을 덧붙였다. 위의 그림 1에 있는 M11은 I2r로 분류되다. 우리은하에는 나이와 공간적 분포, 형태에서 매우 두드러진 차이를 보이는 산개성단과 구상성단 두 종류의 성단이 주로 존재하지만, 나이는 젊지만 별의 수도 많고 둥근 형태를 띤 폭발적별생성 성단(starburst cluster)도 있다.

산개성단은 대부분 은하평면에 존재하고 있으므로, 성단의 전면과 배경에 있는 별들의 섞임을 피할 수 없다. 산개성단의 연구로부터 별의 생성 및 항성진화에 대한 중요한 정보를 얻기 위해서는 낱별과 성단별을 효과적으로 구분하는 구성원 판정기준은 산개성단 연구의 기본이다. 성단의 특성을 설명하기에 앞서 산개성단 구성원의 판정에 사용되는 측성, 측광, 분광학적 방법 등을 설명한다.

그림 4. 산개성단 α Per 근처에 있는 별들의 고유운동, 연주시차와 색-등급도(출처: 성환경/천문학회)

성단의 별은 동일한 거리에 있는 별들이므로 거리, 즉 연주시차가 오차 및 성단의 크기 범위에서 동일한 값을 가져야 한다. 또 하나의 성간구름에서 태어난 별들이므로, 모성운이 갖고 있던 운동학적 특성을 물려받았기 때문에 유사한 고유운동과 시선속도를 갖고 있다. 모성운의 화학적 구성성분을 물려받았기 때문에 거의 동일한 화학조성을 갖고 있을 것이다. 그리고 한 번의 별생성 활동으로 태어난 별들이므로 거의 동일한 나이를 가질 것이며, 따라서 색-등급도에서 항성진화에 부합하는 분포를 할 것이다. 이러한 특성들 모두가 산개성단의 구성원 선정에 사용된다. 그림 4는 산개성단 @@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ Per의 근처에 있는 별들의 고유운동과 연주시차 및 색-등급도에서 구성원(점으로 표시)과 낱별(x 표시)을 나타낸다. 고유운동, 연주시차, 색-등급도는 모두 독립된 정보로, 각각의 정보에서 모두 구성원으로 판정이 되어야 한다. 추가적인 독립정보인 시선속도, 중원소함량 등이 포함이 된다면 더욱 구성원을 정확하게 선정할 수 있을 것이다.

그림 5. 전주계열성의 Hα 선 근처의 스펙트럼(출처: 성환경/천문학회)

그러나 어두운 별의 경우 고유운동이나 연주시차 등의 정보를 얻을 수 없는 경우가 대부분이다. 이 경우 다른 정보를 이용하여 구성원을 선정하여야 한다. 젊은 산개성단에 있는 질량이 작은 별들은 전주계열 단계에 있으므로, 색-등급도에서 주계열성의 띠보다 밝은 위치에 존재하며, 전주계열성의 특성인 질량부착, H@@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ 방출, 자외선 및 적외선 초과, 강한 엑스선 방출, 큰 변광 등을 구성원 선정에 사용할 수 있다. 그림 5는 전주계열성인 T Tau형 변광성의 H@@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ 근처의 스펙트럼으로, 수소의 H@@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@선 및 헬륨, 산소 금지선의 방출선, 리튬의 흡수선 등을 볼 수 있다.

우리은하의 전 공간에 분포하고 있는 구상성단과는 달리 산개성단은 은하평면, 즉 은하수에 분포를 한다. 그림 6은 산개성단 데이터베이스 WEBDA에 수록된 산개성단들 중에서 거리와 나이가 알려진 산개성단들을 은하평면 상에 투영한 분포이다. 나이가 3천만 년보다 젊은 산개성단들의 분포는 구조를 갖고 분포하지만, 이보다 나이가 많은 산개성단들의 분포는 뚜렷한 구조를 보이지 않는다.

그림 6. 은하평면에 투영한 산개성단의 분포(출처: 성환경/천문학회)

산개성단의 무작위운동속도(random velocity)는 크지 않기 때문에, 젊은 산개성단은 자신에 태어난 위치에서 크게 움직이지 않았으므로, 이들의 분포는 현재 우리은하에서 별들이 태어나는 위치를 나타낸다. 그러나 그림의 배경이 표시한 우리은하의 나선팔 구조와 잘 일치를 하지 않는 것은 현재 일반적으로 받아들여지고 있는 나선팔 구조는 늙은 원반항성종족의 분포로 얻은 것으로, 항성종족에 따른 분포의 차이가 존재하며, 또 성단의 자료를 찾을 수 있는 웹사이트인 WEBDA( )에 정리되어 있는 자료가 균질하지 않기 때문에 거리의 불확실성도 그 원인 중의 하나이다. 중년 또는 늙은 산개성단의 경우 은하를 회전을 하는 동안 산개성단의 특이속도와 거대분자구름 등과의 근접조우 및 충돌로 무작위운동속도가 증가되어, 자신이 태어났던 위치에서 멀리 이동함에 따라 젊은 산개성단의 분포에서 볼 수 있는 구조가 지워졌기 때문이다. 또 늙은 산개성단의 수가 적은 것은 성단의 중심에 있던 질량이 큰 별들이 진화를 마치고 초신성 폭발 등의 과정을 거쳐 성단에서 소멸하였고, 또 다른 천체들과의 근접조우 또는 충돌로 성단의 외곽에 있던 질량이 작은 별들이 성단에서 이탈하여, 많은 성단들은 이미 와해되어 은하원반을 구성하는 낱별로 변하였기 때문이다. 현재 남아 있는 늙은 산개성단들은 매우 밀집도가 높은 성단으로 태어났던 산개성단들이 성단파괴 기작에도 살아남은 천체들이다. 은하원반의 수직방향 분포를 보면 젊은 산개성단은 대부분 은하원반에서 @@NAMATH_INLINE@@\pm 50@@NAMATH_INLINE@@ 파섹(pc) 이내에 존재하지만, 중년 산개성단과 늙은 산개성단은 각각 @@NAMATH_INLINE@@\pm 60@@NAMATH_INLINE@@ 파섹, @@NAMATH_INLINE@@\pm 100@@NAMATH_INLINE@@ 파섹에 존재한다. 늙은 산개성단이 은하평면에서 멀리 떨어진 위치까지 갈 수 있는 것도 성단이 다른 천체들과 충돌 및 근접조우로 무작위운동속도이 증가되었기 때문으로 해석을 하거나, 또는 우리은하의 원반이 생성되었던 과거에는 은하원반의 두께가 지금보다 훨씬 두꺼웠고, 따라서 성단들이 넓은 수직방향 거리에 존재한다고 해석을 할 수 있다. 이들 두 가지 요인들 중에서 어느 것이 더 큰 역할을 하였는지는 명확하지 않다.

산개성단의 거리와 각크기를 바탕으로 성단의 실제 직경을 결정할 수 있다. 관측된 940개 산개성단의 직경분포를 조사하면 대부분 1 ~ 6 파섹 정도의 크기를 갖고 있지만, 일부 성단의 경우 10 파섹을 넘는다. 매우 젊은 산개성단에 비해 중년 산개성단의 직경이 큰 양상을 보인다. 이는 성단이 나이가 들어감에 따라 역학적 진화의 결과로 질량이 작은 별들이 성단의 외곽에 분포하게 되고, 이에 따라 성단의 크기도 증가한 것으로 해석할 수 있다. 그러나 늙은 산개성단의 경우 오히려 작아지는 것을 볼 수 있는데, 이는 늙은 성단의 경우, 초기에 느슨한 성단으로 태어난 경우에는 이미 흩어져 낱별이 되었고, 비교적 밀집도가 높은 성단만 존재하기 때문이라고 해석할 수 있다. 산개성단을 구성하는 별의 모든 물리량을 결정하는 것은 매우 어렵다. 뿐만 아니라 성단의 범위를 어떻게 설정하는가, 또 구성원을 얼마나 잘 선정하였는가 등이 함께 관계한다. 측광관측은 어두운 별까지 관측을 할 수 있지만 쌍성계 여부를 얻을 수 없고, 분광관측을 한다면 쌍성계 여부를 얻을 수 있으나 모든 별들을 분광할 수 없는 한계가 있다. 산개성단의 구성원을 보다 엄밀하게 적용하고, 분광관측에서 얻는 쌍성계의 빈도와 질량비 분포를 고려하였을 때, 별의 밀집도가 비교적 높은 젊은 산개성단의 질량은 태양질량의 4000 ~ 5000배 정도가 된다. 수십 개 정도의 구성원을 갖고 있는 작은 별생성 영역의 경우 질량은 겨우 태양질량의 20 ~ 25배 정도밖에 되지 않는 것들도 있다. 그러나 NGC 3603이나 Westerlund 2와 같이 질량이 큰 별이 폭발적으로 태어나는 성단은 태양 질량의 1만 배 정도를 갖고 있으며, 우리은하에서 가장 질량이 큰 젊은 성단인 Westerlund 1의 경우에는 최소 태양질량의 5만 배가 된다.

산개성단은 종족 I(항성종족을 참조하기 바람)을 대표하는 천체로서 암묵적으로 산개성단의 중원소함량은 태양과 유사하다고 생각하였으며, 중원소함량을 결정한 연구는 그리 많지 않다. WEBDA에 중원소함량이 기입된 110개 산개성단의 중원소함량은 태양의 절반 정도에서 1.5배 범위에 존재한다. 산개성단 전체의 분포가 중원소함량이 결정된 6.5% 산개성단의 분포와 동일한 분포를 가지는 지는 체계적인 연구가 필요하다. CCD와 같이 매우 효율적인 광 검출장치와 다천체 분광기가 일반화되고 있으므로, 머지 않은 장래에 성단 별들의 중원소함량 연구가 급격히 증가할 것이다. 여러 산개성단들의 중원소함량에 대한 자료가 확보되고, 가이아 측성위성의 관측으로 정밀한 시차와 고유운동이 출판된다면, 우리은하의 원반 각 지역에서 과거 수십억 년 동안의 별생성의 역사를 연구할 수 있을 것이다.

별의 일생은 인간의 일생 또는 인류의 역사에 비해 너무도 길기 때문에 어떤 한 별이 태어나 일생을 살아가는 항성진화의 전과정을 관측할 수가 없다. 따라서 관측되는 별의 여러 물리량과 그 분포를 바탕으로 항성진화를 이해해야 한다. 산개성단이나 구상성단은 하나의 구름에서 한 번의 별생성 사건으로 태어난 다양한 질량을 갖는 별의 집단이다. 거의 동일한 나이를 갖는 구상성단과는 달리 산개성단은 다양한 나이를 갖고 있기 때문에, 다양한 질량의 별이 어떻게 진화하는 지를 관측으로 조사할 수 있다. 주계열성들 중에서 질량이 큰 별이 온도가 높고, 밝으며, 또 수명이 짧다는 사실을 알고 있다면, 여러 산개성단의 색-등급도를 비교하여 성단의 상대적 나이를 얻을 수 있다. 또 주계열 띠를 벗어나는 별, 청색 및 적색 초거성, 또는 적색 거성 등으로 별의 진화양상을 알 수 있다. 그러나 산개성단에는 별의 수가 많지 않기 때문에 진화속도가 빠른 질량이 큰 별의 진화를 제대로 이해하기 어렵다. 이러한 약점을 보완하기 위해서는 나이가 유사한 산개성단의 자료를 합친 색-등급도를 이용하거나, 이론적 항성진화모형의 도움을 받아야 한다.

그림 7. 모형항성계의 H-R도 진화양상. 동영상의 첫 화면(출처: 김슬기, 성환경/천문학회)

그림 7은 항성계의 측광학적 진화양상을 보여주는 동영상 그림 8의 첫 화면이다. 동영상은 별의 초기질량함수와 최신의 항성진화모형을 바탕으로 제작한 산개성단 색-등급도의 진화 동영상이다. 초기질량함수를 바탕으로 질량에 따른 주성의 개수분포를 구현하고, 질량에 따른 쌍성계의 비율, 주성의 질량에 따른 쌍성계의 질량비 분포를 고려하였고, 전주계열성의 진화도 함께 고려하였다. 가로축은 별의 온도를, 세로축은 별이 매초 방출하는 에너지인 광도를 나타낸다. 흰색 실선은 주계열을 처음 시작하는 위치인 영년주계열선이다. 별의 온도에 따라 색을 표시하였고, 별의 반지름에 따라 크기도 다르게 그렸고, 주어진 질량을 갖는 별의 이론적인 마지막 위치를 흰색 별표로 표시하였다. 모형성단의 나이(@@NAMATH_INLINE@@\tau@@NAMATH_INLINE@@)는 백만 년(Myr) 단위를 사용하였다. 질량이 매우 큰 별의 전주계열 기간이 매우 짧기 때문에 매우 젊은 산개성단에서도 이들 별들은 주계열 단계에 존재하는 것을 볼 수 있지만, 질량이 작은 별의 전주계열 수명이 상당히 길기 때문에 질량이 큰 별이 주계열을 떠나는 단계에도 이들 질량이 작은 별들은 여전히 전주계열 단계에 있음을 볼 수 있다. 시간이 지남에 따라 질량이 큰 별은 주계열을 떠나 청색 초거성을 거치고 종말을 맞으며, 좀 더 시간이 지나면 적색 초거성을 거치고 종말을 맞으며, 다음에는 밝은 적색거성, 그리고 일반 적색거성 단계를 거친 후 종말을 맞는 것을 볼 수 있다. 질량이 작은 별은 점차 주계열에 가까워지고, 질량이 큰 별부터 주계열에 도달을 한다. 현재의 항성진화이론의 한계로 중심부 헬륨연소 단계를 지난 이후의 진화는 매우 불확실하여, 15억 년 이상 나이를 갖는 모형성단을 만들 수 없었다.

그림 9. 영년주계열 관계와 @@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ Per 성단의 H-R도. 성간소광에 의해 B-V 색지수가 증가한 0.09등급, V 등급이 증가한 0.28등급을 보정하였다. @@NAMATH_INLINE@@(B-V)_0@@NAMATH_INLINE@@의 아래첨자 0은 관측한 B-V 색지수에 미친 성간소광 효과를 보정하였다는 의미이다.(출처: 성환경/천문학회)

산개성단은 측광관측으로 거리를 결정할 수 있는 매우 중요한 천체이다. 산개성단의 주계열성을 동정하고 주계열성의 색지수-절대등급 관계를 적용하여 성단의 거리를 결정할 수 있다. 이와 같은 방법을 주계열 맞추기라 한다. 그림 8은 @@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ Per 성단의 H-R도에 주계열 단계에 진입한 별의 색지수와 절대등급의 관계(이를 '영년주계열 관계'라 한다.) 및 나이가 6300만 년인 항성계의 이론적 등연령곡선을 겹친 것이다. 그림 4에서 선정한 @@NAMATH_INLINE@@\alpha@@NAMATH_INLINE@@ Per 성단의 구성원들의 색-등급도에서 이 성단의 주계열 띠를 확인하고, 성간소광의 효과를 보정한 색-등급도에 그림 8의 굵은 실선으로 표시한 영년주계열 관계를 위 아래로 이동시켜 주계열 띠의 하단을 맞추면(영년주계열 관계는 별의 진화효과가 없는 홑별의 색지수와 절대등급의 관계이다.), 그 이동한 등급차이가 거리지수이다. 많은 산개성단의 거리를 결정하여, 항성의 특성들을 조사하고 이를 바탕으로 가까운 외부은하의 거리를 결정한다.

대소마젤란은하와 같이 매우 가까운 거리에 있는 외부은하의 산개성단도 동일한 방법으로 거리를 결정할 수 있으므로, 우주론적 거리 결정의 초석이 된다. 우리은하에는 13개 이상의 산개성단에 세페이드 변광성이 있다. 산개성단의 거리를 결정할 수 있으므로, 성단에 있는 세페이드 변광성의 절대등급을 얻을 수 있으며, 이를 바탕으로 세페이드 변광성의 주기-광도 관계를 준다. 이렇게 얻은 세페이드 변광성의 주기-광도 관계는 우주론적 거리결정의 제1 표준등불이다.