문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 성단 (문단 편집) === 생성 원인 === 과거 구상성단에 대한 이해도가 충분하지 않았을 시기 천문학자들은 구상성단이 [[빅뱅 우주론|빅뱅]] 이후 최초로 탄생한 별들이 모여 있는 것이라고 생각했다. 이는 이후에 틀린 것으로 밝혀졌는데, 우선 구상성단 내에서 [[암흑물질]]이 거의 발견되지 않는다는 점이 설명되지 않았다. 만일 우주 탄생 초기에 자연스럽게 물질이 중력에 의해 응축된 것이 구상 성단이라면 왜소 은하와 비슷하게 암흑물질 헤일로를 가지고 있어야 설명이 된다. 게다가 구상 성단을 구성하는 별들 또한 약간의 금속 함량을 가지고 있었기에 원시 가스가 한 번의 재활용을 거친 뒤 만들어졌다는 것이 추가로 밝혀졌고, 최종적으로 구상 성단보다 더 오래된 것으로 보이는 별들이 은하 헤일로에서 발견됨으로써 이 주장은 신빙성을 잃게 되었다. 현대에 들어와서는 외부 은하에서 젊은 별들로 이루어진 구상성단도 발견됨에 따라 구상 성단에는 늙은 별만 있을 것이라는 고정관념 또한 깨지게 되었다. 구상성단의 생성 기작은 여기 기술된 두 가지와 그 밖에 여러 가지가 있다. 전체 우주에서 거의 비슷한 성질의 구성성단이 발견된다는 것을 완벽하게 설명한다고 받아들여지는 이론은 아직 없다. 첫 번째는 은하 간의 병합이나 가스 유입에 의한 폭발적 항성 탄생(스타버스트)의 결과물이다. 이 경우 평소 우리 은하에서 이루어지는 것과는 다른 양상의 항성 탄생이 이루어지게 되는데, 태양 질량의 수십~수백만 배에 달하는 거대 가스 구름이 수축하여 항성 탄생이 이루어지게 된다. 이 경우 가스 자체의 점성이 큰 역할을 하며 암흑물질 헤일로가 만들어질 가능성은 거의 없으므로 현재 관측되는 구상성단의 특징과 잘 부합한다. 우리 은하 내에 존재하는 대다수의 구상성단이 이런 방식으로 만들어졌을 것으로 추측되고 있다. 우리 은하는 우주 탄생 초기를 제외하면 이렇다 할 큰 은하 병합을 겪지 않은 모범적인 나선 은하이므로 나이가 젊은 구상성단이 거의 발견되지 않는 것 또한 설명이 가능하다. 다만 현재도 이런 방식으로 탄생 중인 구상 성단이 드물게 존재한다. 이웃인 [[대마젤란은하]]의 [[R136]]성단이 대표적이며, 질량이 최소 태양의 수십-수백 배 되는 초질량별들이 빽빽하게 뭉쳐져 있는 슈퍼 성단[* 영문 명칭도 Super star cluster이다. 굳이 번역하자면 '초성단' 정도 될 것이다.]이다. 현재까지 발견된 가장 밝고 무거운 별 [[R136a1]]도 이 성단에 속해 있으며 별들이 어찌나 밝은지 사방 1000광년의 영역을 이온화시킬 정도의 밝기를 가졌다. 사실 우리 은하에도 이러한 성단이 소수 존재하고 있는데, [[용골자리]]의 HD 97950, [[제단자리]]의 웨스터룬드 1 성단이 있다. 이들은 거대한 산개성단의 한 종류로 분류되기도 한다. 즉, 산개성단들 중에서도 질량이 크고 밀집도가 높은 것들만이 살아남아 구상성단으로 진화한다는 것. 이후 [[JWST]]의 심우주 은하 [[GN-z11]]관측을 통해 이 가설을 뒷받침하는 실마리를 찾아냈다. GN-z11에서는 다른 은하들과는 다른 고농도의 질소가 확인되었는데 이는 초질량별의 탄생과 죽음으로 인해 발생할 수 있다. 이런 초기 우주의 은하에는 현대 우주와는 다르게 가스 구름의 농도, 규모가 매우 크기 때문에 현대 우주에는 보이지 않는 극단적인 질량의 별이 탄생할 수 있다. 대략 태양 질량의 1,000배 ~ 10,000배에 달하는 별이 탄생할 수 있으며 작은 은하에서 이런 고농도의 질소가 발견된다는 것은 이런 별들이 무수히 많이 빽빽하게 밀집되어있다는 것을 의미한다. 즉, 초기 우주의 폭발적 항성 생성으로 인한 구상성단 형성 매커니즘의 실마리를 간접적으로 확인한 것이다. 두 번째는 우리 은하가 잡아먹은 왜소 은하의 잔해이다. 왜소 은하가 우리 은하에 합병될 때 발생하는 조석 작용은 은하의 가장자리부터 이루어진다. 왜소 은하는 우리 은하를 여러 번 공전하면서 완전히 와해되는데, 이때 가장 밀도가 높은 중심핵 부분은 조석력을 버틸 정도로 단단히 결속되어 있으므로 잔여물로 남게 되며 나머지 부분은 우리 은하 헤일로의 일부가 된다. 이 중심핵 부분이 우리 은하 주변에 계속 남아 구상성단으로 관측이 된다는 것. 은하의 핵 부분은 주로 나이가 많은 별들이 위치해 있는 경우가 많다는 것 또한 구상 성단의 특징과 부합한다. 이들 구상성단에서도 암흑물질은 발견되지 않는데, 그 이유는 은하에서 암흑물질 헤일로가 별들의 분포보다 훨씬 더 넓고 얕게 분포되어 있어 조석 작용으로 완전히 사라졌기 때문이다. 이렇게 탄생했을 것으로 추측되는 구상성단으로 [[오메가 센타우리]], [[메시에 54]]가 있으며, 특히 메시에 54의 경우 한때 궁수자리 왜소은하의 중심핵이었을 것으로 추측되고 있다.저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기