구상성단 M2

구상성단 M2는 물병자리에 있는 대표적인 북반구 구상성단이다(그림 1). M2는 메시에 목록 2번 천체라는 뜻이다. 또 다른 천체 목록인 NGC 목록의 7089번 천체, 즉 NGC 7089과 같은 천체이다. 천구상 위치는 적경(α)이 21h: 3m3:27.02s, 적위(δ)가 -00° 49′ 23.7″이다. 우리은하의 헤일로에 위치하고 있으며, 은하 중심으로부터는 10.4 킬로파섹(10.4 kpc ≃ 33,900 광년), 은하 평면으로부터는 –6.7 킬로파섹(6.7 kpc ≃ 21,800 광년)만큼 떨어진 위치에 있다. 그리고 태양으로부터 11.5 킬로파섹(11.5 kpc ≃ 37,500 광년)의 거리에 있다. 은하 평면으로부터 비교적 멀리 떨어져(은위 ~ -36@@NAMATH_INLINE@@^\circ@@NAMATH_INLINE@@) 있기 때문에 이 성단의 색초과와 성간소광량은 비교적 작다 [E(B-V) = 0.06].

그림 1. 구상성단 M2의 합성사진. Red: Strömgren y, Green: Strömgren b, Blue: Strömgren u, CTIO SMARTS 1.0-m telescope, North(위) East(오른쪽),(출처:이재우)

목차

1746년 9월 11일 프랑스 천문학자 마랄디(Jean-Dominique Maraldi)이 같은 해 스위스 천문학자 셰조(Jean-Philippe de Chéseau)가 발견한 혜성을 찾다가 발견하였는데, 그는 이 천체를 성운이라고 생각하였다. 14년 후인 1760년, 메시에(Charles Messier)가 1759년의 혜성을 관측하다가 독립적으로 재발견하였다. 하지만 후에 마랄디의 발견이 먼저 이뤄졌음을 밝혔다. M2가 별들의 집단인 성단이라는 사실은 1779년 허셸(William Herschel)이 밝혔다.

M2의 전체질량은 태양질량의 약 70만 배에 달하며, 85만개 이상의 태양보다 질량이 적은 별들로 구성되어 있다. 조석반경은 약 80 파아섹(80 pc ≃260 광년)이다. 이 성단은 중간단계의 중원소함량을 가지며 태양 중원소함량의 약 1/45에 해당한다([Fe/H] = -1.65).@@NAMATH_INLINE@@^{(1)}@@NAMATH_INLINE@@ 나이는 약 117.5 ± 2.5 억년으로 중원소함량에 비해 상대적으로 적은 나이를 갖는다.

그림 2. 구상성단 M2의 색등급도.(출처:이재우)

그림 2에 구상성단 M2의 색등급도를 나타내었는데, 이 그림에서는 중대역 측광계인 스트룀그렌(Strömgren) 측광계를 사용한 관측결과를 나타내었다. 스트룀그렌 측광계에서 사용하는 필터는 천문학자들이 일반적으로 사용하는 존슨(Johnson) 측광계에 비하여 작은 대폭(full-width at half-maximum)을 가지며, 별의 정밀한 물리량 측정에 유리하다. 스트룀그렌 색지수 b-y는 존슨 측광계의 B-V에 대응하며, 별의 표면 유효온도를 잘 반영하는데, 색지수 값이 작아질수록 별의 표면 온도가 높아진다. 그리고 가시광대역 겉보기등급 V가 작아질수록 더 밝은 별이다.

그림 2의 색등급도에서 볼 수 있는 가장 중요한 특징은, 구상성단 M3과 거의 동일한 중원소함량을 갖음에도 불구하고, 구상성단 M2는 극한 청색 수평계열성(extreme blue horizontal branch stars)을 갖고 있으며, M2는 M3과 함께 매우 대표적인 제2인자 문제(the second parameter problem)의 대표적인 예를 이룬다.

1895년 베일리(Bailey)가 M2에서 거문고자리 RR형 변광성을 처음 발견하였으며, 그 후 1897년 프랑스 아마튜어 천문학자인 셰브르몽(Chevremont)이 황소자리 RV형 변광성을 발견하였다. 현재까지 약 42 개의 변광성이 발견되었다. 이들 변광성 중 주기가 알려진 거문고자리RR형변광성은 38개이다. M2는 23개의 RRab형 변광성과(기본진동모드, fundamental mode) 15개의 RRc형 변광성을(첫 번째 상음모드, first overtone) 갖고 있는데, RRab형 변광성의 평균주기는 0.68일이며, RRc의 빈도 RRc/(RRab + RRc) = 0.39로 대표적인 오스터호프 II 형 구상성단의 특징을 갖는다.

@@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 중원소의 대표로 사용한다. 천체 분광학을 통한 관측에서는 원소의 개수를 측정하는 반면, 이론적인 계산에서는 개수비가 아닌 질량비를 사용한다. 태양 광구에 존재하는 수소, 헬륨 그리고 중원소의(수소와 헬륨보다 무거운 모든 원소) 질량비는 각각 0.7381, 0.2485 그리고 0.0134이다.