WR 102
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1. 개요
WR 102는 궁수자리에 위치한 WO2 분광형의 울프-레이예별로, 1971년 산소 스펙트럼으로 발견되었다. 약 210,000K의 매우 높은 표면 온도를 가지며, 태양보다 작지만 밀도와 표면 중력이 훨씬 크다. WR 102는 초당 5,000킬로미터의 속도로 강한 별풍을 내뿜으며, 주변 성간 물질을 이온화하여 울프-레이예별 성운을 형성한다. 이 별은 현재 1,500년 안에 초신성 폭발을 할 것으로 예상되며, 감마선 폭발 가능성도 있다.
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| WR 102 | |
|---|---|
| 명칭 | |
| 이름 | WR 102 |
| 다른 이름 | V3893 궁수자리, LS 4368, ALS 4368, Sand 4 |
| 관측 정보 | |
| 기점 | J2000.0 |
| 별자리 | 궁수자리 |
| 겉보기 등급 | 14.10 |
| 특징 | |
| 분광형 | 볼프-레이에별 |
| 분광형 세부 분류 | WO2 |
| B-V 색 지수 | +0.77 |
| 위치 및 운동 | |
| 고유 운동 (적경) | +0.672 |
| 고유 운동 (적위) | −0.059 |
| 연주 시차 | 0.3421 |
| 절대 등급 | −1.46 |
| 물리적 특성 | |
| 질량 | 태양 질량 |
| 광도 | 380,000 태양 광도 |
| 표면 온도 | 200,000 K |
| 반지름 | 0.52 태양 반지름 |
| 철 함량 | 0.0 |
| 식별 정보 | |
| Simbad | WR+102 |
2. 관측 역사
1971년 WR 102는 산소 스펙트럼으로 인해 발견되었다. 처음에는 WC형으로 분류되었으나, 스펙트럼에 특이한 OVI 선이 강하게 나타나 OvI 형으로 임시 분류되었다.[1] 이후 WR 102와 비슷한 스펙트럼을 가진 별들이 발견되면서 WO형으로 재분류되었다. 현재는 볼프-레이에별의 스펙트럼 분류가 세분화되어 WO2로 분류되었다.
WR 102는 표면온도가 210,000K으로 매우 높아 거의 보라색에 가까운 색을 띤다. 실제로, WR 102는 다른 어떤 별보다도 보라색에 가장 가깝게 관측된다. 절대등급은 -1.46으로 지구의 밤하늘에서 보이는 시리우스보다도 약간 더 어둡지만, 빛의 모든 파장을 고려한 절대등급은 -9.29로 매우 밝다.
WR 102는 바이어 명명법으로 궁수자리 V3893이라는 변광성 명칭을 부여받았으며, 현재는 LS 4368 또는 ALS 4368로도 불린다.
1981년 WR 102 주변에서 희미한 성운이 발견되었다.[2] 이 성운은 WR 102의 항성풍에 의해 생성된 것으로 밝혀졌다. 거품 성운과 유사하지만, WR 102의 성운은 항성진화 극후기에 자외선과 항성풍이 주변 성간 물질을 이온화하여 생성되었다는 차이점이 있다.
3. 특징
WR 102는 분광형 WO2로 분류되며, 우리 은하에 4개, 외부 은하에 9개만 알려진 희귀한 산소 계열 울프-레이에별 중 하나이다. 표면 온도가 약 210,000 K로 추정되는 가장 뜨거운 별 중 하나이다.
초당 5000km의 종단 속도를 가진 매우 강한 별풍으로 인해 1년에 의 질량을 잃고 있다. 이러한 항성풍과 강한 자외선 복사로 인해 주변 성간 물질이 압축, 이온화되어 울프-레이에별 성운을 형성한다.
3. 1. 태양과의 비교
WR 102는 태양보다 크기는 작지만, 다른 물리량은 훨씬 커서 '작은 고추가 맵다'는 속담이 잘 들어맞는 항성이다. WR 102는 태양 질량의 16.1배이지만, 크기는 태양의 54%에서 최대 80% 정도이다. 이는 WR 102의 밀도가 매우 높다는 것을 의미한다. 실제로 계산해보면, WR 102의 밀도는 194g/cm³으로, 액체 상태 물의 밀도(1g/cm³)이나 태양의 밀도(1.408g/cm³)과 비교가 안 될 정도로 높다. 이러한 높은 밀도 때문에 표면 중력 역시 매우 강하며 태양의 70배에 달한다.
WR 102의 표면 온도는 태양보다 약 36배 더 높다. 단순 계산으로도 WR 102의 표면 온도는 태양보다 200,000K 이상 더 뜨겁다.
질량 방출 또한 태양과 비교할 수 없을 정도로 많이 일어나는데, 대략 태양의 2억 3천만 배에 달하는 속도이다. 태양이 태양풍 등으로 1억 년 동안 잃어버리는 총질량을 WR 102는 고작 1년 조금 넘는 시간에 모두 방출하는 양이다.
하지만 태양과 중원소함량이 거의 같다는 공통점도 있다. 이 때문에 WR 102는 태양에 비해 수명이 매우 짧지만, 진화 단계에서 주계열성에 머무는 비율은 태양과 거의 같다.
3. 2. WO형 스펙트럼
WR 102는 1971년 산소 연소로 나타나는 산소 스펙트럼 때문에 발견되었다. 처음에는 볼프-레이에별의 한 종류인 WC형으로 분류되었다. 그러나 WR 102 주변의 성운은 태양과 비슷한 질량을 가진 별의 항성진화 마지막 단계에서 생기는 행성상성운이 아니라, 스스로 질량 방출로 만들어낸 성운이라는 사실이 밝혀졌다. 게다가 스펙트럼에 OVI 선이 매우 강하게 나타나 WC형으로 분류하기 어렵다고 판단되어, 당시 존재하지 않던 분광형 OvI형을 임시로 만들어 WR 102를 OvI형으로 분류하였다.[1]
이후 WR 102와 비슷한 스펙트럼선을 보이는 별들이 발견되면서, 이들은 새로운 볼프-레이에별 스펙트럼인 WO형으로 분류되었다. 현재는 볼프-레이에별의 스펙트럼 분류가 더욱 세분화되어 최종적으로 WO2로 분류되었다.
WO형 항성을 분류하는 데 사용되는 주요 방출선은 CIV (580.1nm), OIV (340.0nm), OV (557.2~559.8nm, OIII와 혼합), OVI (381.1~383.4nm), OVII (567.0nm), OVIII (606.8nm)이다. WO형 스펙트럼은 OVI/CIV와 OVI/OV의 상대적 세기 비율을 기준으로 세분화되었으며, 이후 WO1에서 WO4까지의 계열로 조정되었다.
| 분광형 | 처음 기준 | 정량화된 기준 | 기타 특징 | |
|---|---|---|---|---|
| WO1 | OVII ≥ OV, OVIII 존재 | OVI/OV > 12.5 | OVI/CIV > 1.5 | OVII ≥ OV |
| WO2 | OVII < OV, CIV < OVI | 4 < OVI/OV < 12.5 | OVI/CIV > 1.5 | OVII ≤ OV |
| WO3 | OVII이 약하거나 부재, CIV ≈ OVI | 1.8 < OVI/OV < 4 | 0.1 < OVI/CIV < 1.5 | OVII ≪ OV |
| WO4 | CIV ≫ OVI | 0.5 < OVI/OV < 1.8 | 0.03 < OVI/CIV < 0.1 | OVII ≪ OV |
WO형은 탄소 볼프-레이에별보다 온도가 더 높고, 중원소함량이 낮음에도 불구하고 질량 방출이 활발한 특이한 스펙트럼 분류이다.
3. 2. 1. WO형 스펙트럼의 특징
WR 102는 분광형 WO2로 분류되며, 몇 안 되는 산소 계열 볼프-레이에별 중 하나이다. 은하수에 4개, 외부 은하에 9개만 알려져 있다. 표면 온도가 약 210,000K로 추정되는 가장 뜨거운 별 중 하나이다. 대기 모델링에 따르면 광도는 이며, 밝기와 거리를 계산하면 광도는 (약 200,000K의 온도를 가정)이고 거리는 이다. WR 102는 OB 연관성 궁수자리 OB5에서 태어났을 가능성이 높다. 반지름이 이고 질량은 인 매우 작고 밀도가 높은 별이다.초당 5000km의 종단 속도를 가진 매우 강한 별풍으로 인해 WR 102는 1년에 의 질량을 잃고 있다. 비교를 위해 태양은 태양풍으로 인해 1년에 (2-3) x 10−14 태양 질량을 잃는데, 이는 WR 102보다 수억 배 적다. 이 바람과 뜨거운 별에서 나오는 강한 자외선 복사로 인해 주변의 성간 물질이 압축되고 이온화되어 복잡한 일련의 호를 이루며, 이를 울프-레이예별 성운의 버블 유형으로 묘사한다.
4. 진화 및 초신성
WR 102는 궁수자리 성협 OB5에서 태어났다. 초기 질량은 태양의 최대 66배로 추정되나 계속된 진화를 거쳐서 질량의 4분의 3 정도를 잃었고 태양의 약 16배 정도 질량을 가지게 되었으며 죽어가는 단계에 들어서고 있다. 1,500년 뒤 초신성 폭발을 할 것으로 계산되었다. 즉, 초신성으로 폭발할 가능성이 있는 별들 중 가장 일찍 폭발하는 축에 든다.
WR 102는 항성진화 단계에서 가장 막바지에 있는 것으로 보인다. 현재 WR 102는 수소가 아예 바닥난 상태라고 봐도 무방하고, 삼중 알파 과정도 진행된 지 오래여서 헬륨 역시 거의 고갈되었으며, 중심핵부터 표면까지 차례대로 산소부터 헬륨 핵융합을 하고 있다. 즉 WR 102의 표면은 헬륨 핵융합을 하는데, 헬륨이 완전히 바닥날 때쯤 최후의 핵융합인 규소 핵융합이 시작될 것이다. 그리고 초신성 폭발 직전까지 태양 질량 0.15배 정도 되는 질량을 추가로 더 방출할 것이다. 그러나, 베텔게우스 같은 적색초거성과는 달리 크기가 작아서 중심에 철로 이루어진 핵을 많이 축적시키지 못하며, 양파 껍질 구조를 가지지 않을 것으로 보인다.
현재 WR 102의 밀도와 질량으로 봐서는 충분히 감마선 폭발을 일으킬 수 있으며, 우리 지구도 그 영향을 받을 수 있다. 하지만 자전 속도가 감마선 폭발을 일으키기에는 약간 모자라다. 발견 당시 WR 102의 자전 속도는 초속 1,000km인 것으로 알려졌지만 최근 관측 결과 이전에 알려진 것보다 자전 속도가 훨씬 느릴 가능성이 있으며, 이에 따라 자전 속도가 다시 불확실해졌다. 즉 원래 감마선 폭발을 할 것으로 알려졌던 별이지만, 지금은 감마선 폭발을 할지 초신성으로 폭발할지 불확실하다. 따라서 WR 102는 감마선 폭발 또는 Ib, Ic 형 초신성 3개 중 하나의 최후를 맞을 것이다.
5. 이름이 비슷한 별
WR 102ka, WR 102ea 등 이름이 비슷한 별들이 있다. 이들은 모두 궁수자리에 있는 별들로, WR 102ka는 용골자리 에타와 견줄 만한 볼프–레이에별이지만 밝은 청색변광성(LBV)으로 분류되지는 않는다. WR 102ea는 피스톨별급의 볼프–레이에별이다. 반면 WR 102는 태양보다 작기 때문에, 이 세 별을 구분할 때는 크기로 구분하면 헷갈리지 않는다.
참조
[1]
저널
On Stars Having Strong O VI Emission
http://adsabs.harvar[...]
1971-03
[2]
저널
Massive stars on the verge of exploding: the properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars
https://ui.adsabs.ha[...]
2015-09-01
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