오메가 센타우리는 센타우루스자리에 있는 구상성단으로, 별들이 서로의 중력으로 묶여 있는 거대한 공 모양의 집단이다. 2026년 현재 우리 은하에서 알려진 가장 질량이 큰 구상성단이며, 별이 약 1000만 개 있다. 지구에서 약 17,700광년 떨어져 있으며, 광년은 빛이 1년 동안 이동하는 거리이다. 밝은 본체는 지름이 약 150~187광년이다.

크기

구상성단에는 뚜렷한 가장자리가 없다. 별들은 중심에 빽빽하게 모여 있고 멀어질수록 서서히 드물어지므로, 크기는 가장자리를 어디에 긋느냐에 따라 달라진다. 위에 표시된 크기 1.6엑사미터는 1.6 × 10¹⁸미터이며, 10¹⁸은 1 뒤에 0이 18개 붙은 수이다. 이는 약 170광년이다.

유럽남방천문대(ESO)는 오메가 센타우리의 지름이 약 150광년이라고 설명한다. 성운과 성단의 신일반목록(New General Catalogue)은 이 성단의 너비를 36각분으로 기재하고 있으며, 각분은 1도의 60분의 1이다. 이 성단까지의 거리에서 이는 약 187광년이므로, 표시된 크기는 두 값 사이에 놓인다.

성단 빛의 절반은 중심에서 약 25광년 이내에서 나온다. 가장 어두운 바깥쪽 별들은 훨씬 더 멀리까지 퍼져 있다. 이 성단의 표준 수학적 모형은 바깥 가장자리를 중심에서 약 48각분 떨어진 곳으로 보며, 이에 따르면 성단 전체는 지름이 약 500광년이다. NASA는 지름을 약 450광년으로 제시한다.

크기 비교

지구에서 보면 이 성단은 달 전체와 너비가 거의 같다.
지름이 130~170광년인 빛나는 가스 구름 장미 성운은 이 성단의 밝은 본체와 너비가 거의 같다.
밝은 본체의 지름은 태양에서 프록시마 센타우리까지의 거리의 약 35~44배이며, 프록시마 센타우리는 태양에서 가장 가까운 별이다.
해왕성의 태양 공전 궤도를 미국 페니 동전 너비(19밀리미터)로 줄인다면, 밝은 본체는 지름이 약 3~3.7킬로미터일 것이다.

여느 성단과 다른 성단

대부분의 구상성단에는 거의 같은 시기에 만들어진 별들이 모여 있다. 오메가 센타우리에는 나이가 서로 다른 별들이 있다. 이는 일부 천문학자가 이 성단을, 우리 은하와 마주치면서 바깥쪽 별을 잃은 작은 은하의 중심핵일 수 있다고 보는 이유 중 하나이다.

2024년에 천문학자들은 성단 중심 근처의 별 7개가 성단 자체의 중력으로는 붙잡아 둘 수 없을 만큼 빠르게 움직인다고 보고했다. 이 별들을 제자리에 붙잡아 둘 수 있는 것은 질량이 태양의 최소 8,200배인 블랙홀뿐이다. 별 하나가 남기는 블랙홀과 은하 중심의 거대한 블랙홀 사이에 해당하는 이런 중간 크기의 블랙홀은 알려진 것이 드물다.

별에서 성단으로

오메가 센타우리는 남반구와 북반구의 저위도 지역에서 망원경 없이 볼 수 있을 만큼 밝다. 2,000년 가까이 전에 프톨레마이오스는 이 천체를 별 하나로 기록했다. 1677년에 에드먼드 핼리는 성운으로 기술했고, 1830년대에 존 허셜이 처음으로 구상성단임을 알아보았다. 이 성단의 나이는 약 120억 년으로 여겨진다.

출처

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