구상성단 M3

구상성단 M3(메시에 3, NGC 5272, 적경 α = 13: 42:11.62, 적위 δ = +28: 22:38.2)은 사냥개자리에 있는 대표적인 북반구 구상성단이다. 우리은하의 헤일로에 위치하고 있는데, 은하 중심으로부터는 12.0 킬로파아섹(kpc ≃ 39,000 광년), 은하 평면으로부터는 10.0 킬로파아섹(10.0 kpc ≃ 32,600 광년) 의 위치에 존재한다. 그리고 태양으로부터 10.2 킬로파아섹(10.2 kpc ≃ 33,300 광년) 떨어져 있다. 은하 평면으로부터 높은 위치(은위 ≃ 79@@NAMATH_INLINE@@^\circ@@NAMATH_INLINE@@)에 존재하기 때문에 이 성단에 대한 색초과 또는 성간소광량은 매우 작다 [E(B-V) = 0.01].

그림 1. 구상성단 M3의 합성사진. Red: Strömgren y, Green: Strömgren b, Blue: JWL38, KPNO WIYN 0.9 m telescope, North(아래), East(왼쪽),(출처: 이재우)

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1764년 5월 3일 메시에(Charles Messier)가 발견하였는데, 처음 M3를 발견하였을 때 그는 별들의 집단인 성단이 아닌 성운으로 인식하였다. 그 후 M3이 성단이라는 사실은 허셸(William Herschel)에 의해 밝혀졌다.

전체질량은 태양질량의 42만 배에 달하며, 50만개 이상의 태양보다 질량이 적은 별들로 구성되어 있다. 조석반경은 약 135 파아섹(135 pc ≃ 440 광년)이다. 이 성단의 중원소함량은 태양의 약 1/32에 해당한다([Fe/H] = -1.50)@@NAMATH_INLINE@@^{1}@@NAMATH_INLINE@@. 나이는 약 117.5 ± 2.5 억년으로 추산된다.

그림 2. 구상성단 M3의 색등급도. 스트룀그렌(Strömgren) 측광계를 사용하였으며 색지수 b-y는 존슨(Johnson) 측광계의 색지수인 B-V에 대응한다.(출처: 이재우)

색등급도는(color-magnitude diagram) 천체의 등급과 색지수를 사용하여 나타낸 평면으로 H-R도(Hertzsprung-Russell diagram, 천체의 광도와 온도에 대한 평면)에 대응한다. 천체의 광도와 온도의 측정보다는 등급과 색지수의 측정이 용이하기 때문에 관측적 측면에서 매우 유용하다.

그림 2에 구상성단 M3의 색등급도를 나타내었는데, 이 그림에서는 중대역 측광계인 스트룀그렌(Strömgren) 측광계를 사용한 관측결과를 나타내었다. 스트룀그렌 측광계에서 사용하는 필터는 천문학자들이 일반적으로 사용하는 존슨(Johnson) 측광계에 비하여 작은 반치폭(full-width at half-maximum)을 가지며, 좀 더 정밀한 별의 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 M2 또는 구상성단 M13과 거의 동일한 중원소함량을 갖음에도 불구하고, 구상성단 M3은 비슷한 개수의 청색수평계열성과 적색수평계열성을 갖고 있다. M3은 M2 또는 M13과 함께 매우 대표적인 제2인자 문제(the second parameter problem)의 대표적인 예를 이룬다.

1953년 샌디지(Alan Sandage)는 구상성단 M3에서 처음 청색낙오성(blue straggler)을 발견하였다. 청색낙오성은 구상성단 주계열 전향점의 별들보다 더 무거운 주계열 단계에 놓이는 별들인데, 이들이 구상성단에 포함된 정상적인 별들일 경우 이미 주계열단계를 떠나 더 진화된 단계에 있어야 한다. 청생낙오성을 설명하기 위하여 이들은 밀도가 높은 구상성단의 중심부에서 별의 병합으로 생성되었거나 또는 쌍성계에서의 질량이동으로 생성되었다는 가설이 제시되었다.

1889년 피커링(Edward C. Pickering)이 M3에서 변광성을 처음 발견하였으며, 현재까지 약 300여 개의 변광성이 발견되었다. 이들 변광성 중 거문고자리RR형변광성은 240여개에 달하며, 우리은하 구상성단들 중에서 거문고자리RR형변광성의 빈도가 매우 높은 구상성단들 중의 하나이다. 현재까지 177개의 RRab형 변광성(기본진동모드, fundamental mode), 50개의 RRc형 변광성(첫 번째 상음모드, first overtone), 그리고 10개의 RRd형 변광성이(2중진동모드, double mode) 발견되었다. 특히 RRab형 변광성의 평균주기는 0.56일이며, RRc의 빈도는 RRc/(RRab + RRc) = 0.22로 대표적인 오스터호프 I형 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.