청색 낙오성: 두 판 사이의 차이

[[File파일:Blue Straggler HRD globular cluster.svg|thumb|한 구상성단에 대한 헤르츠스프룽-러셀 도표, 청색낙오성이 보인다.]]

[[Image파일:Ngc6397 hst blue straggler.jpg|thumb|right|200px|[[허블 우주 망원경]]이 촬영한 NGC 6397, 밝은 청색낙오성이 많이 보인다.<ref>{{cite웹 web인용

''청색낙오성''({{llang|en|Blue straggler}}), '''BSS''는 [[산개성단]] 또는 [[구상성단]]에 있는 [[주계열성]]으로, 해당 성단의 전환점에 있는 주계열성보다 더 뜨겁고 밝은 별이다. 청색낙오성은 1953년 [[앨런 샌디지]]가 구상성단 [[메시에 3|M3]]의 별들을 측광하는 과정에서 처음으로 발견된 별이다.<ref name="discovery">{{cite journal저널 인용| author = 앨런 샌디지 | title = 구상성단 M3에 관한 색등급도 | journal = 어스트로노미컬 저널 | volume = 58 | pages = 61–75 | year = 1953 | bibcode = 1953AJ.....58...61S | doi = 10.1086/106822}}</ref><ref>{{cite news뉴스 인용| url = http://www.nytimes.com/1991/08/27/science/cannibal-stars-find-a-fountain-of-youth.html | title = 청춘의 샘처럼 발견된 동족포식 별들 | date = 1991-08-27 | accessdate = 2010-01-18 | author = 존 노블 윌포드 | work=뉴욕 타임즈}}</ref> 항성 진화에 관한 표준 이론은 [[헤르츠스프룽-러셀 도표]]에서 별의 위치는 크게 별의 초기질량과 나이에 의해 측정되는 것으로 간주한다. 성단의 별들은 모두 거의 같은 시기에 형성되며, 따라서 성단에 대한 H-R 도표에서 모든 별들은 오로지 초기 질량으로부터 결정되는 각 별들의 위치와 성단의 나이에 따라 결정되는 뚜렷한 곡선을 따라 위치해 있어야 한다. 그래서 보통 성단 주계열성의 질량의 두 배에서 세 배 정도의 질량을 가진 청색낙오성은 이 규칙에 대해 이례적인 것처럼 보인다.<ref name="apod">{{cite web웹 인용| url=http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000622.html | title = 오늘의 천문 사진 – NGC 6397의 청색낙오성 | date = 2000-06-22 | accessdate = 2010-01-18}}</ref> 이 문제에 대한 해결안은 청색낙오성이 발견되는 성단의 밀한 공간에서 둘 이상의 별 사이의 [[항성 충돌|상호작용]]과 상관되어 있다.

청색낙오성의 존재에 대한 설명으로는 몇가지가 제기되어 왔다. 가장 간단한 설명은 청색낙오성이 성단의 나머지 별들보다 더 늦게 형성되었다는 것이지만, 이에 대한 증거는 제한되어 있다.<ref name = "hst">{{cite news뉴스 인용| title= 구상성단의 핵에서 "청색 낙오성" 발견한 NASA의 허블 우주 망원경 | publisher=Hubble News Desk | date=1991-07-24 | url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1991/12/text/ | accessdate=2006-05-24 }}</ref> 또다른 간단한 설명은 청색낙오성이 성단에 포함되어 있는 것처럼 보이지만 실제로 성단의 구성원이 아니거나, 성단에 의해 포획된 외톨이 별이라는 것이다. 다른 이론으로는 청색낙오성이 또다른 별 혹은 비슷한 질량의 천체와 너무 가까워져 충돌하여 만들어진 별이라는 것이 있다.<ref name=pjtl>{{cite journal저널 인용| author = 레너드, 피터 J. T. | title = 구상성단에서의 항성 충돌 및 청색낙오성 문제 | journal = 어스트로노미컬 저널 | volume = 98 | pages = 217–226 | bibcode = 1989AJ.....98..217L | year = 1989 | doi = 10.1086/115138}}</ref>

[[File파일:The globular cluster NGC 6388, observed by Hubble.jpg|thumb|[[허블 우주 망원경]]에 의해 촬영된 [[구상성단]] NGC 6388.<ref>{{cite뉴스 news인용|title=허블에 의해 관측된 구상성단 NGC 6388|url=http://www.spacetelescope.org/images/heic1221a/|accessdate=2013년 2월 13일|newspaper=ESA/Hubble Press Release}}</ref>]]

[[File파일:NGC 6752 HST.jpg|thumb|left|[[NGC 6752]]은 많은 청색낙오성을 포함하고 있는 [[구상성단]]이다.<ref>{{cite뉴스 news인용|title=오래된 성단에 있는 어린 별들|url=http://www.spacetelescope.org/images/potw1205a/|accessdate=2012년 1월 30일|newspaper=ESA/Hubble Picture of the Week}}</ref> ]]

이 가설을 검증할 수 있는 한가지 방법은 [[변광성|변광]] 청색낙오성의 맥동에 대해 연구하는 것이다. 합병된 별의 [[항성지진학|항성지진학적]] 특징은 유사한 질량과 광도를 가진 일반적인 맥동 변광성의 특징과는 정량적인 차이를 가질 것이다. 그러나, 맥동의 측정은 변광 청색낙오성의 부족과 이들의 맥동에 따른 [[측광]] 진폭의 작음, 그러한 별들이 보통 발견되는 곳에서 가득 존재하는 떠돌이 별들로 인해 매우 어렵다. 일부 청색낙오성들은 빠르게 회전하는 것으로 관측되어 왔다. 일례로 충돌로 인한 형성과 일치하는, [[큰부리새자리 47]]에서 [[태양]]보다 75 배 빨리 회전하는 것으로 관측된 별이 있다.<ref>{{cite news뉴스 인용| title = 청색낙오성을 잡은 허블 | publisher = Hubble News Desk | date = 1997-10-29 | accessdate = 2010-01-18 | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/35/text/}}</ref>

청색낙오성의 존재를 설명하는 다른 하나는 쌍성계에서 형성된 두 별 사이의 질량 이동과 상관 있다. 쌍성계의 두 별 중 더 무거운 것은 먼저 진화하여 팽창하고, 쌍성의 [[로슈엽]]을 넘어서게 된다. 처음 더 무거운 짝별의 질량은 가벼운 짝별으로 빠르게 움직이며, 충돌 가설과 같이 왜 주계열성이 이미 주계열에서 벗어난 성단의 다른 별들보다 더 무거운지 설명할 수 있게 된다.<ref name=shu>{{cite book서적 인용| author = 슈, 프랭크 | title = 피지컬 유니버스 | url = http://books.google.com/?id=v_6PbAfapSAC | year = 1982 | publisher = 유니버서티 사이언스 북스 | isbn = 978-0-935702-05-7}}</ref> 청색낙오성의 관측은 일부 별이 일반적인 별들보다 광구에서 상당히 적은 [[탄소]] 및 [[산소]]를 보유하고 있음을 발견하였는데, 이는 별 외부의 물질이 동반성의 내부에서부터 준설되어 오고 있다는 증거이다.<ref name = "Space.com2006">{{cite news뉴스 인용| title = 이상한 청색낙오성 발견에 대한 기원 | url = http://www.space.com/2967-origin-strange-blue-straggler-stars-pinned.html | publisher = 스페이스닷컴 | date = 2006-10-05 | accessdate = 2014-03-23}}</ref><ref name="Ferraro2006">{{Cite journal저널 인용| doi = 10.1086/507327| title = 큰부리새자리 47에서의 탄소/산소 결핍 청색낙오성의 발견: 질량 이동 형성 과정의 화학적 특징| journal = 천체물리학 저널| volume = 647| issue = 1| pages = L53-L56| date = 2006-08-10| last1 = 페라로 | first1 = F. R.| last2 = 사비 | first2 = E.| last3 = 그래튼 | first3 = R.| last4 = 피오토 | first4 = G.| last5 = 란조니 | first5 = B.| last6 = 카레타 | first6 = E.| last7 = 루드 | first7 = R. T.| last8 = 실즈 | first8 = A. | last9 = 후시 페치 | first9 = F.| last10 = 묄러 | first10 = S.| last11 = 베카리 | first11 = G.| last12 = 루카텔로 | first12 = S.| last13 = Compagni | first13 = N.|arxiv = astro-ph/0610081 |bibcode = 2006ApJ...647L..53F }}</ref>

[[File파일:Evolution of globular clusters.ogv|thumb|300px|시간에 따른 구상성단에서의 청색낙오성의 운동을 보여주는 영상.]]

[[File파일:New VISTA snap of star cluster 47 Tucanae.jpg|thumb|left|핵 주변에 적어도 21개의 청색낙오성을 가지고 있는 [[큰부리새자리 47]].<ref name="hst"/>]]

전반적으로, 쌍성 사이의 충돌과 질량 이동 모두 뒷받침하는 증거가 있다.<ref>{{cite news뉴스 인용| title = 청색낙오성은 흡혈귀거나 악동 | author = 낸시 앳킨슨 | publisher = 유니버스 투데이 | url = http://www.universetoday.com/2009/12/23/blue-stragglers-can-be-either-vampires-or-stellar-bad-boys/ | date = 2009-12-23 | accessdate = 2010-01-18}}</ref> [[메시에 3|M3]], [[큰부리새자리 47]], [[NGC 6752]]에서, 성단의 핵에서 설명 가능한 충돌 청색낙오성과 성단 외곽에서 설명 가능한 질량 이동 청색낙오성의 존재로 두 메커니즘 모두 유효한 것으로 보인다.<ref>{{cite journal저널 인용| author = Mapelli, M. | title = 청색낙오성 및 원형별의 반경 분포 | journal = [[왕립 천문학회 월간보고]] | volume = 373 | issue = 1 | pages = 361–368 | year = 2006 | bibcode = 2006MNRAS.373..361M | doi = 10.1111/j.1365-2966.2006.11038.x|arxiv = astro-ph/0609220 |display-authors=etal}}</ref> [[케플러 미션|케플러 영역]]에서 두 청색낙오성을 둘러싼 저질량 [[백색왜성]] 짝별의 발견은 이들 두 청색낙오성이 안정적인 질량 이동을 통해 질량을 흡수했음을 암시한다.<ref>{{cite journal저널 인용| title = 케플러 영역에서의 밀집 천체에 의한 통과 및 중력렌즈: 청색낙오성을 공전하는 파괴된 별 | author = 디 스테파노, 로자네 | journal = ArXiv | year = 2010 | bibcode = 2011AJ....141..142D | doi=10.1088/0004-6256/141/5/142 | arxiv=1002.3009}}</ref>

"황색낙오성" 또는 "적색낙오성"은 주계열성의 전환점과 [[적색거성|적색거성가지]] 사이의 색을 가진 별이지만 [[준거성|준거성가지]]보다는 밝다. 이러한 별들은 산개성단과 구상성단에서 발견되어 왔고, 청색낙오성이 현재 거성가지로 진화하고 있는 것으로 보인다.<ref name=ss>{{cite journal저널 인용| author = 클라크, L. 리 | title = 저질량 구상성단 팔로마 13의 청색낙오성 및 주계열 쌍성 개체 | journal = 어스트로노미컬 저널 | volume = 128 | issue = 6 | pages = 3019–3033 | year = 2004 | bibcode = 2004AJ....128.3019C | doi = 10.1086/425886|arxiv = astro-ph/0409269 |display-authors=etal}}</ref>

{{reflist각주|2}}