볼프–레이에별

3. 분류

볼프–레이에 별은 스펙트럼에서 나타나는 강하고 넓은 방출선을 바탕으로 분류된다. 헬륨, 질소, 탄소, 규소, 산소의 방출선이 확인되지만, 수소선은 일반적으로 약하거나 나타나지 않는다. 처음의 볼프–레이에 분류 체계는 질소 이온(NIII, NIV, NV)의 방출선이 다른 스펙트럼을 압도하는지, 탄소 이온(CIII, CIV)과 이따금은 산소 이온(OIII~OVI)의 방출선이 다른 스펙트럼을 압도하는지를 두고 각각 WN형과 WC형으로 구분하였다.

최근 연구에서는 주 스펙트럼 분류에 접미사를 추가하여 더 자세한 스펙트럼 특징을 나타낸다.

• h : 수소 방출이 나타나는 경우
• ha: 수소 방출과 흡수가 동시에 나타나는 경우
• o : 수소 방출이 없는 경우
• w : 세기가 약한 선이 있는 경우
• s : 세기가 강한 선이 있는 경우
• b : 넓고 세기가 강한 선이 있는 경우
• d : 티끌이 있는 경우(이따금 가변성, 주기성, 간헐성에 따라 vd, pd, ed로 표현).

### WC형

WC형은 탄소 이온(CII, CIII, CIV)의 방출선이 두드러지게 나타나는 볼프–레이에 별의 유형이다. 이들은 WC4에서 WC11까지 세분화되며, 각 하위 유형은 특정 탄소 이온 방출선의 상대적 세기를 기준으로 정의된다. 과거에는 WC1에서 WC3까지의 유형도 사용되었다.

WC형의 하위 유형을 구분하는 주요 휘선은 CII^영어 (426.7 nm), CIII^영어 (569.6 nm), CIII/IV^영어 (465.0 nm), CIV^영어 (580.1-581.2 nm) 및 OV^영어 (및 OIII}}) 혼합체 (557.2-559.8 nm)이다. WC10과 WC11을 포함하는 형태로 계열이 확장되었으며, 하위 클래스는 주로 탄소와 산소의 존재량 변화와 관계없이 전리도에 따라 결정되는 탄소선의 상대적인 세기를 기반으로 정량화되었다.

WC형 스펙트럼은 일반적으로 OVI선이 나타나지 않지만, WO형 스펙트럼은 강한 O{{thinsp^영어VI선이 나타난다.

### WO형

WO형은 볼프–레이에 별 중에서도 산소 이온(OIV, OV, OVI, OVII, OVIII)의 방출선이 탄소 이온 방출선보다 강하게 나타나는 유형이다. 이 계열은 WO1에서 WO4까지 세분화되며, 각 하위 유형은 특정 산소 이온 방출선의 상대적 세기를 기준으로 정의된다.

WO형 별을 분류하는 데 쓰이는 주 방출선은 580.1nm의 CIV와 340.0nm의 OIV, 557.2~559.8nm의 OV(및 OIII) 혼합체, 381.1~383.4nm의 OVI, 567.0nm의 OVII, 606.8nm의 OVIII이다.

### 빗금표 항성 (Slash stars)

비슷한 온도의 볼프–레이에 항성과 O형 항성을 구분하는 법은 헬륨과 질소와 탄소와 산소의 강한 이온 방출선 유무를 확인하는 것이지만, 두 유형의 중간 성질을 가지거나 분류하기 어려운 사례가 다수 있다. 일례로, 고광도 O형 항성은 그 스펙트럼에서 헬륨과 질소 등의 방출선이 발달할 수 있으며, 일부 WR성은 수소선과 약한 방출선과 심지어는 흡수 요소까지 나타난다. 이러한 항성에는 O3If^*/WN6 같은 분광형이 주어지는데, 이를 빗금표 항성(iv/Slash Star}})이라고 한다.

O형 초거성은 헬륨과 질소 방출선이나 어떤 흡수선에 대한 방출 요소가 발달할 수 있다. 이것들은 그 항성의 유형에 분광학적 특수성을 나타내는 접미 보조기호로 알아볼 수 있다.

• f : NIII와 HeII 방출선이 나타나는 경우
• f^*: N과 He 방출이 나타나며, NIV가 NIII보다 강한 경우
• f⁺: N과 He와 함께 SiIV 방출이 나타나는 경우
• 괄호는 HeII 방출선 대신 흡수선이 나타나는 경우, 이를테면 (f)
• 이중 괄호는 HeII 흡수선이 강하고 NIII 방출이 약한 경우, 이를테면 ((f⁺)).

### WNh형

WNh형은 스펙트럼에 수소 방출선이 나타나는 WN 별을 지칭한다. 이들은 WN 별과 유사한 스펙트럼을 보이지만, 훨씬 더 무겁고 크며, R136a1이나 NGC 3603-A1과 같이 밝은 별들 중 일부가 이 유형에 속한다.

젊은 WN형 볼프–레이에 별은 전형적인 WN형과 구분하기 위해 WNh형이라는 분류가 사용되는데, 이는 이들 항성이 볼프–레이에 별로서의 성질을 가지면서도, 수소 외층이 존재하는 비교적 젊은 별임을 시사한다. WNha형의 볼프–레이에 별은 젊고 질량이 큰 성단에서 관측되며,"ha"라는 접미사는 수소가 흡수선과 휘선 모두에서 관찰된다는 것을 나타낸다. 표준적인 분광학적인 관점에서 보면 WN형의 중·만기의 특징을 가지고 있지만, 실제로는 헬륨 연소 단계에 있는 전형적인 WN별이 아니라, 비교적 빠른 진화 단계에 있어서 강한 항성풍을 내뿜고 있는 대질량의 O형별이라고 생각된다.

### 행성상성운 중심별

행성상성운 중심성의 분광형을 분류할 때는 기호 끝에 꺾쇠괄호를 표기한다(예를 들어 [WC4]). 이들은 거의 모두 WC 계열이다. 알려진 [WO]성은 탄소 계열의 고온 확장판이다. 소수의 [WN]형과 [WC/WN]형이 존재하기도 하는데, 이들은 상당히 최근에야 발견이 이루어졌다. 이것들의 형성 메커니즘은 아직 불분명하다.

행성상성운 중심성의 온도는 1족 WR성과 비교하였을 때 극단성을 보이는 경향이 있다. 이 계열은 [WC2]형과 [WC3]형이 흔하지만 [WC12]형까지 전개된다. [WC11]형과 [WC12]형은 조기형과 달리 좁은 방출선이 나타나고 HeII와 CIV선이 없다.

### 초신성

특정 초신성은 최대 밝기에 이르기 전에 WR 스펙트럼을 보인다. 이는 그 시점에서 초신성의 물리적인 성질 때문인데, 헬륨이 풍부하면서 고속으로 팽창하는 초신성 분출물은 극단적인 볼프레이에 항성풍과 유사하다. WR 스펙트럼과 유사하게 보이는 모양새는 오래가지 않는다. 재래의 초신성 스펙트럼이 나타나기 전까지는 고차 이온에 의한 스펙트럼이 붕괴하면서 수소와 헬륨의 약한 중성 방출선만 잔존한다. 이러한 분광형에는 "X형"이라는 명칭이 도입되었다. 예를 들면 XWN5(h)식이다.

### 고전 신성

고전적인 신성의 스펙트럼 역시 볼프레이에 별처럼 넓은 방출띠를 포함하는 형태로 발달한다. 이 역시 메커니즘이 동일하며, 고밀도 기체가 극고온의 중심 광원 주변에서 고속으로 팽창하는 것이 원인이다.

3. 1. WN형

3. 2. WC형

3. 3. WO형

3. 4. WNh형

4. 명칭

최초로 발견된 세 개의 볼프–레이에별은 모두 뜨거운 O형 짝별을 동반한 채로 확인되었고, 이미 《헨리 드레이퍼 목록》에 수록되어 있었다.^[38] 이 별들은 최초 발견자의 이름을 따서 볼프–레이에별로 불렸으나, 1962년 은하 내 볼프–레이에 항성을 수록한 네 번째 목록이 출판되기 전까지는 특별한 명명 규칙이 없었다.^[38] 처음 세 목록은 볼프–레이에별을 기존 명칭으로 수록하였고,^[39][40][41] 네 번째 목록부터 적경 순으로 색인 번호를 부여했다. 다섯 번째 목록에서는 네 번째 목록 저자의 이니셜을 따 MR을 접두어로 사용하고, 새롭게 발견된 천체에는 LS를 접두어로 하는 추가 번호 체계를 사용했다.^[18]

〈제6차 은하 내 볼프–레이에 항성 목록〉은 이전 목록의 명칭을 함께 기술하면서 WR 번호 체계를 도입하여 우리 은하 내의 WR성을 일컫는 데 널리 쓰였다. 번호는 적경 순으로 WR 1에서 WR 158까지 부여되었다.^[42] 〈제7차 목록〉과 그 부록은 동일한 색인 번호를 사용하면서 소문자 접미 보조기호를 붙여 새로운 항성을 수록했다. (예: WR 102ka)^[16][43] 오늘날에는 대규모 탐사에서 자체적인 번호 체계를 사용하기도 한다.^[44] IAU 실무진은 은하 내 볼프–레이에 항성 목록의 번호 체계를 확장하기 위해 추가 발견 시 가장 가까운 WR 색인 번호에 발견 순서대로 숫자 보조기호를 붙이는 방식을 채택했다. (예: WR 42e는 WR 42-1)^[54]

5. 성질

볼프–레이에별은 극히 무거운 항성이 진화 과정에서 겪는 단계로, 헬륨, 질소(WN 계열), 탄소(WC 계열), 산소(WO 계열) 등 무거운 원소들의 강하고 넓은 방출선이 나타난다.^{[16][43][44][45]} 이러한 강한 방출선 덕분에 인근 은하에서도 쉽게 발견된다.^[61] 우리 은하에는 약 600개의 볼프–레이에별이 목록화되어 있으며,^{[16][43][44][45]} 국부 은하군에는 1,000개 미만의 볼프–레이에별이 있을 것으로 추정된다.^[48][56][57]

볼프–레이에별의 방출선은 고온의 광구를 감싸는 크고 조밀한 고속 항성풍 영역에서 형성되며, 별 표면에서 나오는 강렬한 자외선 복사가 항성풍 영역을 들뜨게 하여 방출선을 유도한다.^[61] 볼프–레이에별은 항성풍을 통해 수소 연소 과정에서 CNO 순환으로 질소가 풍부해진 껍질(WN 별)을 방출하고, 이후 헬륨 연소로 탄소가 풍부해진 껍질(WC 및 WO 별)을 방출한다.^[62]

WNh 별은 수소가 없는 WN 별과는 완전히 다른 천체로, 스펙트럼은 비슷하지만 훨씬 무겁고 크며, 가장 밝은 항성 중 일부가 이 유형에 속한다.^[66]

탄소 계열(WC)의 볼프–레이에별 중 가장 만기형 항성은 먼지를 방출하는 특징이 있다. 이는 쌍성에서 짝별의 항성풍과 충돌하여 일어나는 경우가 많지만,^[16] 홀별에서도 발생한다.^[61]

6. 성운

상당수의 WR성은 별 주변에 물리적으로 연관된 성운을 동반하고 있다. 이는 무거운 별 탄생 영역처럼 배경을 이루는 성운도 아니며, 점근거성을 지난 항성이 형성한 행성상성운도 아니다.^[71] 성운은 형태가 다양하며 분류하기가 어렵다. 상당수는 처음에 행성상성운으로 기록되었고, 이따금 여러 파장에서의 신중한 관측을 통해서만 질량이 작은 후점근거성 주변 행성상성운과 그것과 비슷한 형태의 핵 헬륨 연소 과정에 있는 대질량성의 주변 성운을 구분할 수 있었다.^[71][72]

7. 볼프-레이에 은하

볼프-레이에 은하는 폭발적 항성생성 은하의 한 유형으로, 은하 전체 스펙트럼에서 볼프-레이에 별의 특징적인 방출선이 나타난다.^[73] 특히 468.6nm의 HeII와 인접한 선스펙트럼에서 비롯된 넓은 방출띠는 볼프-레이에 은하를 분류하는 기준이 된다. 볼프-레이에 별의 수명이 상대적으로 짧기 때문에 이러한 은하에서 폭발적 별 탄생은 수백만 년 전에 발생해서 백만 년보다 짧은 시간이 지나면 종료되며, 그렇지 않을 경우 볼프-레이에 방출이 다른 다수의 밝은 항성에 압도된다.^[74]

8. 진화

WR성은 여러 Ib형 초신성과 Ic형 초신성의 원형으로 널리 추측되지만, 아직 결정적인 증거는 없다.^[95] Ib형 초신성은 스펙트럼에 수소선이 없고, Ic형 초신성은 수소선과 헬륨선이 모두 없다. 볼프-레이에별은 이러한 조건을 만족시키는 천체이다. 모든 볼프-레이에별은 수소가 결핍되어 있으며, 일부(특히 WO형)는 헬륨이 크게 결여되어 있다.^[95] 볼프-레이에별은 철핵이 형성된 후 핵붕괴를 겪을 것으로 여겨지며, 그 결과로 일어나는 초신성 폭발은 Ib형 내지 Ic형일 것이다. 일부 경우에서는 중심핵이 가시적인 폭발 없이 블랙홀로 곧장 붕괴할 수도 있다.^[95]

볼프-레이에별은 특유의 고온으로 인해 매우 밝지만, 가시적으로 밝지는 않다. 특히 초신성 원형일 것으로 예상되는 가장 뜨거운 별들은 더욱 그렇다.^[95] 이론에 따르면 지금껏 관측된 Ibc형 초신성은 그 원형이 관측할 수 있을 정도로 밝지 않다. 하지만 이들은 그 원형의 성질을 추론하는 데 제약을 둘 수 있다.^[90] 원형 항성 후보로서 초신성 iPTF13bvn의 발생 장소에서 사라진 항성은 단일 WR성일 것으로 추정되지만,^[96] 다른 분석에 따르면 헬륨 거성이라는 박리된 항성을 지닌 비교적 가벼운 쌍성계일 수도 있다.^[97][98] 기타 유일한 WR 초신성 원형 후보로는 SN 2017ein에 대한 사례가 있지만, 역시나 이 원형이 하나의 무거운 WR성인지 쌍성계인지는 불분명하다.^[99]

2022년 그란 테레스코피오 카나리아스(Gran Telescopio Canarias)의 천문학자들은 울프-레이에별의 첫 번째 초신성 폭발을 보고했다. SN 2019hgp는 Icn형 초신성이었으며, 네온 원소가 처음으로 감지된 초신성이기도 하다.^{[100][101][102]}

8. 1. 초신성과의 관계

9. 한국의 연구

10. 대표적인 볼프-레이에 별

돛자리 감마2 (WR 11)는 돛자리 γ²로 표기되며, 북위 40˚보다 남쪽에서 맨눈으로 볼 수 있는 밝은 볼프-레이에 별이다. 하지만 이 별빛의 대부분은 동반성인 O7.5형 거성에서 온다. 흡수선이 없고 밝은 방출선이 나타나는 특유의 스펙트럼 성질 때문에 "남천의 분광학적 보석"이라는 별명이 붙여지기도 하였다. 파리자리 세타 (WR 48)는 두 개의 O형 항성을 거느린 삼중성계로, WC형 볼프-레이에 별이다. WR 79a는 과거 WR형으로 분류되었으나, 현재는 강한 방출선이 나타나는 특이한 O8형 초거성으로 여겨진다. WR 22는 WN7h형 주성을 지닌 무거운 쌍성이다.

R136a1은 현재 알려진 가장 무거운 항성이자 가장 밝은 항성으로, WNh형 볼프-레이에 별이다. 이 유형의 별은 매우 어리며, 통상적으로 매우 조밀한 성단의 중심에서만 발견된다. 때로는 성단 외곽에서 VFTS 682 같은 WNh형 폭주성이 관측되는데, 이는 다중성계에서 기원하였거나 다른 항성과의 상호작용으로 방출된 항성일 것이다.

아펩 (항성계)는 극렬한 항성풍을 통해 대량의 탄소 먼지를 방출하는 삼중성계이다. 두 항성이 서로 공전하기 때문에 먼지는 휘감기고 거무튀튀한 꼬리 형태를 하고 있다.

WR 102는 표면 온도가 210,000K에 달하는 것으로 알려진 매우 뜨거운 볼프-레이에 별이다. WR 142는 약 200,000K로 그 뒤를 잇는다. 대마젤란 은하에 위치한 LMC195-1 역시 그와 비슷한 온도일 것으로 추정되지만, 온도에 관한 분석은 이루어진 바 없다.

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