울프-레이에별
[ Wolf-Rayet star ]
| 약어 | WR |
|---|
울프-레이에별(Wolf-Rayet star, WR)은 질량이 태양질량의 약 20배 정도 된 별이 강력한 항성풍(stellar wind)으로 외곽층을 잃고 내부가 노출된 별이다. 울프-레이에별의 표면온도는 3만 K 에서 20만 K정도이고 광도는 태양의 수만에서 수백만배에 달한다. 전리된 헬륨과 질소, 탄소, 산소의 방출선이 보이는 특이한 스펙트럼을 갖고 있다. 전통적인 울프-레이에별은 질량이 매우 큰 진화한 별이지만, 행성상성운과 관련된 중간정도 질량의 별도 있다. 전통적인 울프-레이에별은 중심핵에서 핵융합반응이 일어나는 동안 강력한 항성풍으로 외곽층 수소를 모두 잃어버린 것으로 여겨진다.
상당한 에너지를 방출하는 별임에도 가시광선 영역에서 강한 빛을 내지 않기 때문에 눈으로 잘 보이지 않는다. 육안으로 관측이 가능한 몇몇 울프-레이에별 중 가장 유명한 별은 황새치자리에 위치한 독거미성운(Tarantula Nebula)의 산개성단 R136에 속한 R136a1이라는 별이다(그림 1 참조). 이 별의 광도는 태양 광도의 870만배이고 질량은 태양질량의 265배로 알려져 있다.
그림 1. 독거미성운(Tarantula Nebula)에서 발견된 R136a1. 이 별은 WN5h에 해당한다. (출처: )
목차
발견
1867년 파리천문대에서 연구하던 울프(Charles Wolf)와 레이에(Georges Rayet)는 공동으로 스펙트럼에 폭이 넓은 방출선이 나타나는 별 3개를 백조자리에서 발견하였다. 이 별들의 스펙트럼에서는 일반적인 별에서 공통적으로 흔하게 관측되는 수소선이 보이지 않는 대신 헬륨, 탄소, 질소의 넓은 방출선이 관측되었다(그림 2 참조). 방출선의 폭이 넓게 나타나는 것은 도플러효과 때문으로 약 2000 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s-1 속도의 항성풍이 분출되어 별 주변에 가스층을 형성하는 것으로 해석되었다. 1938년 국제천문연맹(International Astronomical Union, IAU)은 스펙트럼에서 질소와 탄소 중 비중이 큰 원소에 따라 울프-레이에별을 각각 WN과 WC로 분류하고 나타내기로 하였다. 1969년에는 행성상성운(planetary nebulae)의 중심별(central stars of planetary nebulae, CSPNe) 중 강력한 산소 방출선(OVI)을 내는 별들이 울프-레이에별의 새로운 부류로 정의되었다. 이 별들은 꺽은 괄호를 이용해 [WO]로 표시된다. 이와 유사한 특징을 갖지만 행성상성운과 연계되지 않은 울프-레이에별은 꺽은 괄호 없이 단순히 WO로 표시한다. 나중에 WN 울프-레이에별 가운데 수소선이 있는 별들은 수소선이 없는 별들과 진화 단계가 다른 별이라고 밝혀졌고 WNh로 표시하게 되었다.
그림 2. 전리된 탄소와 헬륨 방출선을 나타내는 WR 137의 스펙트럼. WR 137은 지구에서 6000 광년 떨어진 별로서 울프와 레이에가 처음으로 발견한 별 3개 중 하나이다. ()
종류
울프-레이에별 중 WN, WC, WO는 스펙트럼 선의 특징과 온도에 따라 WN2-WN11, WC4-WC11, WO1-WO4로 세분된다. 이후에 발견된 분광 특성에 따라 다음과 같이 추가적인 분류가 가능하다. 수소 방출선이 있는 경우는 h, 수소 방출선과 흡수선이 있는 경우는 ha, 분광선이 약하거나 강한 경우 각각 w와 s, 분광선이 넓고 강한 경우는 b, 먼지가 있는 경우는 d를 뒤에 붙여 표시한다. 울프-레이에별의 분광형이 조기형인 경우 WNE와 WCE로, 만기형인 경우 WNL과 WCL로 표시한다. 조기형인 경우 수소가 없는 경향이 있고 만기형인 경우 수소선이 종종 포함되는 경향이 있다. 표 1, 2는 분광형에 따른 전통적인 울프-레이에별의 물리적 특징을 정리한 것이다.
| 분광형 |
온도
(K) |
반지름
(태양=1) |
질량
(태양=1) |
광도
(태양=1) |
절대
등급 |
예 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| WN2 | 141,000 | 0.89 | 16 | 280,000 | -2.6 | WR 2 |
| WN3 | 85,000 | 2.3 | 19 | 220,000 | -3.2 | WR 46 |
| WN4 | 70,000 | 2.3 | 15 | 200,000 | -3.8 | WR 1 |
| WN5 | 60,000 | 3.7 | 15 | 160,000 | -4.4 | WR 149 |
| WN5h | 50,000 | 20 | 200 | 5,000,000 | -8.0 | R136a1 |
| WN6 | 56,000 | 5.7 | 18 | 160,000 | -5.1 | CD Crucis |
| WN6h | 45,000 | 25 | 74 | 3,300,000 | -7.5 | NGC 3603-A1 |
| WN7 | 50,000 | 6.0 | 21 | 350,000 | -5.7 | WR 120 |
| WN7h | 45,000 | 23 | 52 | 2,000,000 | -7.2 | WR 22 |
| WN8h | 40,000 | 22 | 39 | 1,300,000 | -7.2 | WR 124 |
| WN9h | 35,000 | 23 | 33 | 940,000 | -7.1 | WR 102ea |
| 분광형 |
온도
(K) |
반지름
(태양=1) |
질량
(태양=1) |
광도
(태양=1) |
절대
등급 |
예 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| WO2 | 200,000 | 0.7 | 19 | 630,000 | -2 | WR 142 |
| WC4 | 117,000 | 0.9 | 10 | 158,000 | -3.34 | WR 143 |
| WC5 | 83,000 | 3.2 | 12 | 398,000 | -4.12 | Theta Muscae |
| WC6 | 78,000 | 3.6 | 14 | 501,000 | -4.42 | WR 45 |
| WC7 | 71,000 | 4.0 | 11 | 398,000 | -4.18 | WR 86 |
| WC8 | 60,000 | 6.3 | 11 | 398,000 | -4.48 | Gamma Velorum |
| WC9 | 44,000 | 8.7 | 10 | 251,000 | -5.13 | WR 104 |
모형
울프-레이에별은 기본적으로 밝은 항성종족 I의 WN과 WC 그리고 어둡고 행성상성운과 관련있는 CSPNe의 두 부류로 나뉜다. 전자는 강력한 항성풍으로 수소가 풍부한 외곽층이 손실되어 내부가 드러난 질량이 크고 뜨거운 O형별이고, 후자는 질량이 중간 정도이고 진화의 마지막 단계에 있는 별이다. 종족 I 울프-레이에별은 질량이 매우 큰 별이 적색초거성 단계나 청색초거성 단계 후(아니면 주계열성에서 직접) 겪게되는 진화 단계로 이해할 수 있다. 정확한 진화 경로는 중원소함량에 따라 달라지지만 태양 정도의 중원소함량을 갖는 별이 어떤 경로로 적색초거성 혹은 청색초거성을 거쳐 울프-레이에별이 되는 지가 표 3에 정리되었다(그림 3 참조).
| 초기 질량(태양=1) | 진화 경로 | 초신성 |
|---|---|---|
| 60+ | O → Of → WNh ↔ LBV →[WNL] | IIn |
| 45–60 | O → WNh → LBV/WNE? → WO | Ib/c |
| 20–45 | O → RSG → WNE → WC | Ib |
| 15–20 | O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (blue loops) | II-L(or IIb) |
| 8–15 | B → RSG | II-P |
주:
- O: O형 주계열성
- Of: 진화한 O형 별(질소와 헬륨 방출선을 보임)
- BSG: 청색초거성
- RSG: 적색초거성
- YHG: 황색극대거성
- LBV: 밝은청색변광성
- WNh: 수소선이 보이는 WN
- WNL: 만기형 WN(WN6에서 WN9)
- WNE: 조기형 WN(WN2에서 WN6)
그림 3. 주계열성의 질량에 따른 진화 경로. 질량이 태양 질량의 10-15배 정도되는 별은 팽창하여 적색초거성으로 진화하는데 이보다 초기 질량이 약간 큰 별은 적색초거성에서 다시 청색초거성으로 진화하기도 한다. 질량이 더 커서 태양의 30배 이상 되는 별은 밝은청색변광성 상태로 지내다가 내부가 드러난 울프-레이에별 단계를 거치기도 한다. ()