구상성단 M13

M13(메시에 13)은 허큘리스자리에 있는 대표적인 북반구 구상성단이다(그림 1 참조). NGC 6205와 같은 천체이다. 천구상 위치는 적경(α)이 16h 41m 41.24d, 적위(δ)가 +36°27′35.5″이다. 우리은하의 헤일로에 위치하고 있는데, 은하 중심으로부터는 8.4 킬로 파섹(8.4 kpc ≃ 27,400 광년), 은하 평면으로부터는 4.7 킬로 파섹(4.7 kpc ≃ 15,300 광년) 떨어져 있고, 태양으로부터 7.1 킬로 파섹(7.1 kpc ≃ 23,100 광년) 떨어져 있다. 은하 평면으로부터 많이 떨어진 위치(은위 ≃ 41°)에 있기 때문에, 색초과와 성간소광량이 매우 작다 [E(B-V) = 0.02]. 메시에 13은 태양을 향해 비교적 빠른 속도로 접근하고 있다(시선속도 = -244 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s^-1).

그림 1. 구상성단 M13의 합성사진. Red: Strömgren y, Green: Strömgren b, Blue: JWL38, KPNO WIYN 0.9 m telescope, North(아래), East(왼쪽),(출처: 이재우)

목차

1714년 핼리(Edmond Halley)가 우연히 허큘리스자리에서 성운과 같은 천체를 발견하였다.(핼리는 달이 없는 맑은날 맨눈으로 M13을 관측할 수 있다고 기록하였다.) 1764년 6월 1일 메시에(Charles Messier)가 관측하였는데, M13은 성운이며 별을 볼 수 없다고 기록하였다. 그 후 1784년 허셸(William Herschel)이 M13은 별로 이뤄진 성단이라는 것을 처음으로 기록하였다.

전체 질량은 태양 질량의 43만 배에 달하며,@@NAMATH_INLINE@@^{(1)}@@NAMATH_INLINE@@ 50만개 이상의 태양보다 질량이 적은 별들로 구성되어 있다. 조석반경은 약 59 파섹(59 pc ≃ 192 광년)이다. 이 성단의 중원소함량은 태양의 약 1/34에 해당한다([Fe/H] = -1.53).@@NAMATH_INLINE@@^{(2)}@@NAMATH_INLINE@@ 나이는 약 120.0 ± 3.8 억년으로 추산된다.

그림 2. 구상성단 M13의 색등급도. 스트룀그렌(Strömgren) 측광계를 사용하였으며, 색지수 b-y는 존슨(Johnson) 측광계에서 정의된 색지수인 B-V에 대응한다.(출처: 이재우)

그림 2에 구상성단 M13의 색등급도를 나타내었다. 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 M3과 거의 동일한 중원소함량을 갖음에도 불구하고, 구상성단 M13은 극한 청색 수평계열성(extreme blue horizontal branch stars)을 갖고 있으며, M13은 M3과 함께 매우 대표적인 제2인자 문제(the second parameter problem)@@NAMATH_INLINE@@^{(3)}@@NAMATH_INLINE@@의 대표적인 예를 이룬다.

현재까지 35 개의 변광성이 발견되었다. 이들 변광성 중 거문고자리RR형변광성은@@NAMATH_INLINE@@^{(4)}@@NAMATH_INLINE@@ 8개인데, 단 하나의 RRab형 변광성과(기본진동모드, fundamental mode, 주기는 0.75일) 7개의 RRc형 변광성이다(첫 번째 상음모드, first overtone). 그리고 3개의 처녀자리W형변광성, 4개의 봉황자리 SX형 변광성, 그리고 17개의 반규칙 변광성을 포함한다.

@@NAMATH_INLINE@@^{(1)}@@NAMATH_INLINE@@ 태양의 질량은 약 @@NAMATH_INLINE@@1.99\times10^{30}@@NAMATH_INLINE@@ kg이다.

@@NAMATH_INLINE@@^{(2)}@@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.

@@NAMATH_INLINE@@^{(3)}@@NAMATH_INLINE@@ 구상성단의 '제2인자 문제'참조

@@NAMATH_INLINE@@^{(4)}@@NAMATH_INLINE@@ 구상성단의 '거문고자리RR형변광성 참조'참조