너의 이름은 다시보기 vod 고화질

 

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비교적 새로 태어난 젊은 별이 많이 분포해 있는 산개성단과는 달리 구상성단은 오래 전에 이미 항성 탄생이 멈춘 상태이기 때문에 100억년 정도의 나이를 가지는 늙은 별들로 구성되어 있다. 우리은하에 150여 개가 존재하는데, 대부분의 산개성단이나 성운, 별들은 은하 원반에 분포하는 데 반해 이 구상성단은 원반과는 상관없이 고르게 분포하고 있다. 이 때문에 지구에 가장 가까운 구상성단도 수천 광년 정도 거리에 떨어져 있다.별들이 매우 빽빽하게 뭉쳐져 있어서 질량이나 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 규모 면에서 산개성단을 압도한다. 만일 태양계가 구상성단의 중심부에 있었다면 밤하늘을 수십만 개의 밝은 별들이 수놓는 장관을 연출했을 것이다. 어느 정도냐면, 현재 태양에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리까지의 반경 내에 1000개의 별들이 분포해 있다고 생각하면 된다. 이 때문에 다른 곳에서는 확률적으로 일어나는 것이 거의 불가능한 항성들 간의 충돌(혹은 병합)이 구상성단에서는 빈번하게 발생한다. 이렇게 만들어진 별들은 회춘하여 실제로는 이미 진화해서 죽어야 할 나이에 주계열성 자리에 남아있게 된다. 이들을 청색낙오성(Blue straggler)이라고 부르며 구상성단과 산개성단에서만 발견되는 특이한 별들이다.아마추어 망원경으로 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 구상성단을 보면 별과 거의 비슷하게 보이기 때문에 처음 보는 사람은 잘 찾지 못하는 것을 볼 수 있다. 구상성단을 이루는 개개의 별들이 어둡기 때문에 분해가 되지 않기 때문인데, 맨눈으로 구상성단의 별을 분해해서 보려면 적어도 10인치 이상 구경을 가진 망원경으로 보아야 한다. 지구에서 가장 밝게 보이는 구상성단은 오메가 센타우리(3.9등급)이며, 두 번째는 큰부리새자리 47(4.9등급)인데, 아쉽게도 두 성단 모두 남반구에 있어 한국에서는 관측이 힘들다.[2] 북반구에서는 헤라클레스자리의 M13(5.8등급)이 밝게 보이는 편이다.[3] 이 성단(들)은 모두 여름철 별자리에 몰려 있다. 어차피 5등급 이내로 들어가지 않는다면 깊은 외딴 곳까지 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 들어간 상태에서 시력까지 좋아야 간신히 보일까 말까다. 하늘은 더 맑을 수도 있다고 하더라도, 북극권에서 볼 수 있는건 겉보기 등급 5.8등급 M13밖에 없으므로 맨눈 관측이 거의 불가능하다.재미있는 점은 이렇게 별이 많이 모인 구상성단의 전체 밝기를 계산해 보면 생각보다 그렇게 밝지는 않다는 것이다. 구상성단은 적어도 100억 년 이상의 나이를 가지고 있고, 무거운 별들은 수명이 너무 짧아 대부분이 죽었기 때문이다. 구상성단 내의 별들을 조사해보면 백색왜성이 전체 질량의 상당수를 차지하는 것을 볼 수 있다. 이 때문에 태양의 수십만 배의 질량을 가진 구상성단이 50배 남짓한 단일 별보다 어두운(즉, 절대등급이 높은) 상황이 발생하게 된다. 

과거 구상성단에 대한 이해도가 충분하지 않았을 시기 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 천문학자들은 구상성단이 빅뱅 이후 최초로 탄생한 별들이 모여 있는 것이라고 생각했다. 이는 이후에 틀린 것으로 밝혀졌는데, 우선 구상 성단 내에서 암흑물질이 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 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 들어와서는 외부 은하에서 젊은 별들로 이루어진 구상성단도 발견됨에 따라 구상 성단에는 늙은 별만 있을 것이라는 고정관념 또한 깨지게 되었다.현재 학계에서 정설로 받아들여지고 있는 구상성단의 생성 원인은 크게 두 가지로 나뉜다.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 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 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 마젤란 은하의 R136성단이 대표적이며, 질량이 최소 태양의 수십-수백 배 되는 초질량별들이 빽빽하게 뭉쳐져 있는 슈퍼 성단[4]이다. 현재까지 발견된 가장 밝고 무거운 별 R136a1도 이 성단에 속해 있으며 별들이 어찌나 밝은지 사방 1000광년의 영역을 이온화시킬 정도의 밝기를 가졌다. 사실 우리 은하에도 이러한 성단이 소수 존재하고 있는데, 용골자리의 HD 97950, 제단자리의 베스테르룬드 1 성단이 있다. 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 이들은 거대한 산개성단의 한 종류로 분류되기도 한다. 즉, 산개성단들 중에서도 질량이 크고 밀집도가 높은 것들만이 살아남아 구상성단으로 진화한다는 것.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 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 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 54가 있으며, 특히 메시에 54의 경우 한때 궁수자리 왜소은하의 중심핵이었을 것으로 추측되고 있다.

겉보기에는 성단으로 보이지 않지만 비슷한 방향의 운동을 공유하는 별들의 무리를 운동 성단이라고 부른다. 이들은 과거에 동일한 성협이나 산개 성단에 속해 있던 별들이 시간이 지나면서 흩어지면서 생겨났을 것으로 추정된다. 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 일반적으로 산개 성단의 범주에는 포함되지 않는다. 천구상에서 동일한 운동 성단에 속한 별들의 고유운동을 추적하면 하나의 집속점을 기준으로 멀어지거나 가까워지는 경향을 보인다. 이는 이 별들이 3차원 공간상에서는 서로 평행에 가까운 운동 방향을 공유하고 있지만 성단 자체가 관측자와 가까워지거나 멀어지고 있기 때문이다. 원근법에서 평행한 직선들이 소실점에서 교차하는 것과 동일한 원리. 이를 통해 별들의 3차원 공간상에서의 운동 방향과 속도를 추정할 수 있으며 성단까지의 거리를 비교적 정확하게 측정할 수 있다.

최초로 플레이아데스 성단을 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 발견한 사람은 알 수 없으나 고대부터 많은 문명권에 알려진 천체이다. 무려 기원전 130세기의 유적인 괴베클리 테페에 황소자리와 플레이아데스 성단을 묘사한 듯한 돌기둥이 있다.플레이아데스 성단을 묘사한 가장 오래된 물건은 B.C 1600년 전 청동기 시대에 만들어진 네브라 스카이 디스크[1]다.최초로 플레이아데스 성단을 언급한 것은 B.C 750년 고대 그리스의 서사시인 호메로스가 쓴 '일리아드'이다. B.C 720년 호메로스가 쓴 '오디세이'에도 언급된다. B.C 700년 고대 그리스의 서사시인 헤시오도스(헤시오드)도 자신의 작품에서 플레이아데스 성단을 언급한다. 이들 고대 그리스의 시인들은 플레이아데스 성단을 그 당시 농사의 관계된 중요한 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 천체로 인식하였다.플레이아데스 성단의 다른 이름인 '일곱 자매들'이란 어원은 그리스 신화에 나오는 아틀라스와 플레이오네의 일곱 딸 플레이아데스에서 나왔다. 플레이아데스 성단의 어원은 고대 그리스어로 '항해'를 뜻하는 'pleiades' 단어나 '전체, 다수'를 뜻하는 'pleios'에서 온 것이라 추측한다. 또는 '일곱 자매들'의 어원인 그리스 신화에 나오는 일곱 딸들의 어머니인 플레이오네(pleione)에서 왔을 수도 있다.고대 유럽에서는 '암탉과 병아리'로 비유했으며, 일본에서는 8세기의 기록에 '무츠라보시(6개의 별)' 또는 '스바루'라고 언급되었다.성경에도 세 군데에서 플레이아데스 성단에 대한 언급이 나온다. 욥기 9:9[2], 욥기 38:31[3], 아모스 5:8[4]에 나온다.1767년 목사 존 미첼은 온 하늘에 별들이 정렬될 확률 계산을 위해 플레이아데스 성단을 이용하였고 그 값은 1/496,000이였다. 따라서 그는 비슷한 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 성단이 더 있으므로 성단들은 물리적 그룹이라는 확신을 내렸다.1769년 3월 4일 프랑스의 천문학자 샤를 메시에가 관측한 뒤 메시에 천체 목록에 올렸고 M45까지의 천체 목록이 1769년 초에 첫 번째 버전의 목록을 발표하였고, 1771년 2월 16일 Catalog of Nebulae and Clusters of Stars라는 이름으로 파리 과학 학회에서 발표하였다.1846년 독일의 천문학자 매들러(Mädler, 1794-1874)는 플레이아데스 성단의 별들이 서로 측정 가능한 고유 운동이 없는 것으로 생각했다. 그래서 그는 중앙의 별 알키오네가 이 커다란 성계의 움직임의 중심이 되었다고 결론내렸다. 하지만 그의 이론은 프리드리히 게오르크 빌헬름 폰 슈트루베같은 다른 천문학자들에게 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 금방 털리고 만다. 그렇지만 플레이아데스 성단의 공통 고유 운동은 그룹으로 공간을 이동할 수 있음을 증명하고, 그것들이 물리적 성단을 만드는 힌트가 되었다.1859년 10월 19일에 에른스트 빌헬름 레베레히트 템펠이 베네치아 수도원에서 4인치 굴절망원경으로 메로페를 둘러싼 성운을 발견하였다.1885년 11월 16일에 파리 근교에서 플레이아데스 성단을 찍은 폴과 헨리 형제는 마이아까지 뻗쳐있는 성운을 발견한다.1890년에는 E.E.버나드가 별로 보일정도로 뭉쳐져 있는 성운끼를 메로페 근처에서 발견하였고, 이 성운끼는 IC 349로 등록되었다.1912년 Vesto.M.Slipher가 분광법을 이용해 성단을 둘러싼 성운이 플레이아데스 성단의 빛을 반사시켜 빛나는 반사성운임을 입증하였다.

지구에서 444광년 떨어져있다. 성단의 총 질량은 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 태양질량의 약 800배 정도다. 지구와의 거리는 380광년 부터 408광년까지 오차가 있었지만 허블 우주 망원경과 윌슨산 천문대, 팔로마 천문대, 히파르코스 위성으로 측정한 결과 444광년이라는 평균값을 얻었다.2등급부터 14등급까지 100여 개의 별들이 있으며 육안으로 확인할 수 있을만큼 밝은 별이 여섯 개라 육련성(六連星)이라고도 한다. 서양에서 아틀라스의 일곱자매(플레이아데스)라 불린게 영어 학명의 근원. 별이 자잘하게 모여 있어 옛부터 조상님들은 "좀생이별" 이라 이름지으시는 네이밍 센스를 발휘하였으며, 음력 2월이면 "좀생이보기"라 하여 한 해 농사를 점치며 한민족 또한 점성술에 조예가 있음을 보여주었다.동양 천문학의 이십팔수 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 가운데 하나인 묘수 (昴宿). 묘성(昴星)이다.천문학도들의 바이블, 기본천문학에서는 이 성단을 좀생이 성단이라 부른다... 뭐 큰거인별이나 난쟁이별이나 검은구멍, 그리고 빨강치우침등을 생각해보면 노말할지도 모르지만 직접 쳐다보면 꽤 충격과 공포.플레이아데스 성단은 청백색의 성운으로 휩싸인 모습을 하고 있다. 이 성운의 가장 밝은 부분은 메로페 근처인데, 1859년 10월 19일에 에른스트 빌헬름 레베레히트가 베네치아 수도원에서 4인치 굴절망원경으로 발견하였다. 이 성운은 메로페 성운이라는 이름으로 NGC 1435에 올라가 있다. 1885년 11월 16일에 파리 근교에서 플레이아데스 성단을 찍은 폴과 헨리 형제는 마이아에 뻗쳐있는 성운을 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 발견한다. 이 성운은 마이아 성운이라는 이름과 NGC 1432라는 부호를 받았다.나머지 별들 주변에서 빛나는 성운들은 1880년대 이후에 사진으로 발견된다. 1890년에는 E.E.버나드가 별로 보일정도로 뭉쳐져 있는 성운끼를 메로페 근처에서 발견하였고, 이 성운끼는 IC 349로 등록되었다. 1912년 Vesto.M.Slipher가 분광법을 이용해 성단을 둘러싼 성운이 플레이아데스 성단의 빛을 반사시켜 빛나는 반사성운임을 입증하였다.이 성운은 처음에는 플레이아데스 성단을 이루고 남은 물질인 줄 알았으나 연구를 통해 성단과는 관련이 없고 단순히 성단이 움직이는 길목에 겹친 성운이라는 것이 밝혀졌다. 성단과 성운은 서로를 11km/s의 상대속도로 교차하고 있다.너의 이름은 다시보기 vod 고화질 플레이아데스 성단은 약 1억년 전에 형성된 것으로 추측된다. 앞으로 성단으로서는 약 2억 5천만년 정도 유지할 수 있으며 그 이후에는 여느 산개성단들 처럼 뿔뿔히 흩어질 것이다. 이건 플레이아데스 뿐만이 아닌 같은 요람에서 태어나는 대부분의 항성들도 그렇다. 결국 우주공간으로 흩어져 각자의 삶을 살아가게 된다.성단의 일부 별들의 자전속도는 별 표면에서 150~300km/s 정도로 빠르며 분광형은 A나 B형이다.[5]. 이 빠른 자전속도 때문에 별들은 원형이 아닌 타원체 모양을 유지한다. 별의 표면의 일부가 우리를 향하고 있는 곳은 분산되어 있는 넓은 스펙트럼 흡수선으로, 한쪽은 그 반대의 성질을 보이므로 이 스펙트럼 흡수선의 차이를 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 비교하여 별의 회전속도를 계산할 수 있다.성단에는 몇개의 백색왜성이 포함되어 있다. 지나가다 성단에 붙잡혔느니 별이 폭발해서 그렇느니[6] 하는 여러 추측이 있지만 가장 그럴듯한 이론은 다른 별들보다 빨리 진화한 별이 여러 이유(강한 항성풍, 강한 별의 접근으로 인한 손실, 고속 회전 등)로 자신의 질량 대부분을 잃어버리게 되어 백색왜성이 되었다고 추측한다.성단을 구성하는 대부분의 별들은 갈색왜성이다. 대략 목성 질량의 60배 정도 된다. 

과거에는 베가의 겉보기 밝기를 0등급으로 하고 이를 기준으로 별의 밝기 등급을 매겼다. 그러나 베가를 관측하기 어려운 지역에서는 이 방법이 불편하며, 베가의 밝기가 변할 수 있다는[2] 등의 문제가 있어 현재는 특정 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 수치의 플럭스를 0등급으로 하고 이를 기준으로 별의 밝기 등급을 매긴다.베가 주변에서는 적외선 초과 복사현상이 관측되며 이를 통해 베가 주위에 먼지원반이 있음을 확인했고 이후 실제로 먼지원반이 관측되었다. 천문학자들은 이 먼지원반 주위에 행성이 있을 가능성이 높다고 추측하고 있지만 베가의 자전축이 지구를 향하고 있는 등의 문제로 아직까지 행성을 발견하지는 못했다.[3][4]1만 2천년쯤 뒤에는 지구의 세차운동 때문에 베가가 북극성이 되며 북극성 후보 중에서 가장 밝은 별이기도 하다. 밤 하늘에서 4~5번째 정도로 밝은 별이지만 북쪽 하늘에 위치해있기 때문에 북반구에서 사계절 모두 볼 수 있는[5] 아주 밝은 별로 입지가 높다. 때문에 여러모로 천문학에서 중요하게 다루어진 별. 태양을 제외한 항성 가운데 가장 먼저 촬영되었으며 빛의 스펙트럼을 통한 별들의 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 생태에 대한 분석이나 항성의 시차와 이를 기반으로 한 지구와 별 사이의 거리 등의 연구에 가장 먼저 활용되었다.직녀성이라고 불리기도 하는데 그 반대인 견우성의 정체에 대해서는 논란의 여지가 있으니 견우성 항목 참조. 또한 이 별과 알타이르, 데네브는 여름의 대삼각형을 이루는 별이다.글리제의 근접 항성 목록에 글리제 721이라는 이름으로 등재되어있다. 칼 세이건 원작의 영화 '콘택트'에서 엘리가 외계의 신호를 받은 별이 바로 베가성이다.

독일의 천문학자 요한 바이어가 개발한 바이어 명명법에서, 특정 별자리 영역에서 가장 밝은 별에 붙이는 이름이다. 국내에선 으뜸별이라고 표기하기도 하나 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 좀처럼 쓰이지 않는다. 별 이름은 별자리 이름의 라틴어 소유격 앞에 밝기 순서에 따라 그리스 문자가 붙는 형식인데, 알파(α)는 그리스 문자의 가장 처음이므로 알파성(알파별)은 가장 밝은 별을 의미하게 된다. [1]단, 모든 알파성이 가장 밝은 별은 아니다. 바이어가 살았던 시기에는 별의 밝기를 정확히 잴 수 없었고 별의 밝기 등급을 소수점 아래까지 나타내지도 않아[2] 같은 등급으로 취급되었던 별은 임의로 순서를 정했기 때문에[3] 밝기가 비슷한 별의 부호를 서로 뒤바꿔 붙인 경우가 있다. 대표적인 예가 오리온자리. 본문에 소개된대로 오리온자리의 알파성은 베텔게우스이지만 겉보기 등급으로 가장 밝게 "보이는" 별은 베타(β)성 리겔이다. 바이어의 시대에는 두 별 다 1등성으로 취급되었기 때문에 같은 밝기의 별로 여기고 머리에 가까운 베텔게우스를 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 알파성으로 정한 것이다. 쌍둥이자리의 경우는 플룩스가 더 밝음에도 그리스 신화에서 형의 별에 해당하는 카스토르가 알파성이 되었고, 용자리의 알파성 투반은 같은 별자리 내에 확연히 더 밝은 별이 있음에도 인지도 때문에 알파성으로 인정받은 케이스.[4]일부 별자리들은 알파성이 아예 존재하지 않는 경우도 있다. 기존 아르고호자리에서 쪼개져 나온 네 별자리의 경우, 알파성을 가지지 못한채 쪼개진 3개의 별자리 중 나침반자리는 새로운 바이어 부호를 부여받아 알파성을 가지게 되었지만, 돛자리와 고물자리는 알파성을 가지지 못한채 기존 아르고호자리의 바이어 부호를 그대로 이어받게 되었다. 돛자리의 바이어 부호는 감마부터, 고물자리의 바이어 부호는 제타부터 이어진다.또한 바이어의 시대에는 별자리의 경계가 분명하지 않아서 경계 부근의 별들은 바이어 부호가 너의 이름은 다시보기 vod 고화질 중복으로 붙기도 했는데[5] 나중에 별자리의 경계를 분명히 정하면서 중복으로 붙은 명칭 중 하나만을 남기고 다른 하나는 버렸기 때문에 이 과정에서 알파성이 없게 되거나 부호 몇 개가 누락되기도 했다.