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<colbgcolor=#EDEDED,#000>
주계열
단계 |
초기 태양 질량에 따른 구분* | |||||||||||
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<rowcolor=#000><nopad> ≤
0.25 |
<nopad> ≤
0.4 |
<nopad> ≤ 2.25
≤ 7.5 |
<nopad> ≤
9.25 |
≤
20 |
<bgcolor=#97B8FF> ≤
45 |
≤
130 |
<nopad> ≤
250 |
≤
103 |
<nopad> 103
≤ |
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| 주계열성 |
초대질량 항성 (쿼시 별) |
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후주계열단계
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청색왜성 | 준거성 |
볼프-레이에별WL LBV |
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| 거성色* | 초점근거성가지 |
(LBV) 초거성· 극대거성色* |
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| 적색거성 |
헬륨 섬광* (O·B형 준왜성) |
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수평가지별 (적색덩어리거성) |
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점근거성가지 (OH/IR 별) |
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(OH/IR 초·극대거성) |
볼프-레이에별WL | |||||||||
| 행성상성운· PG 1159 별 | 초신성· 극초신성 |
쌍불안정성 초신성 |
극초신성 | |||||||
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밀집성
단계와 그 후 |
헬륨 백색왜성* | 백색왜성 |
중성자별 (킬로노바·마그네타) |
블랙홀 | 잔해 없음 | 블랙홀 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 흑색왜성*· Ia형 초신성· 헬륨 별* | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 철 별* | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 블랙홀 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 초대질량 블랙홀로 흡수 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 호킹 복사로 소멸 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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* 기울임: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체
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| M1-67 성운의 모습 |
1. 개요
Wolf-Rayet Star / WR볼프-레이에별은 아주 무거운 질량을 가진 항성의 최종 진화 단계로, 어마어마하게 불어난 외피층을 자신의 강력한 항성풍으로 날려보내어 내핵이 드러난 별이다.
2. 발견
1867년 프랑스의 천문학자 샤를 볼프[1]와 조르주 레이에가 함께 발견했으며, 분광형은 W로 대기가 헬륨으로 되어 있다.3. 특징
태양에 비해 수백만배는 밝으며 막대한 양의 가스를 주변으로 흩뿌린 상태라 성운이 형성된다. 성운의 형성 과정은 행성상 성운과 비슷하나 구조도 매우 복잡하고 성운 한 가운데에 아주 밝은 별이 존재하는 등 대단히 활동적이다. 이들이 항성풍으로 잃어버리는 질량은 태양이 항성풍으로 잃는 질량의 10억 배에 달한다.4. 태양계의 기원설과 볼프-레이에별
의
볼프-레이에별
부분을
참고하십시오.2010년대 이후 태양계의 생성이 이 볼프-레이에별의 항성풍 거품에서 생겨났다는 설이 제기되었다. 태양계의 생성기원에 대해서는 천체물리학계에서도 여러 설이 분분한데, 태양계는 다른 주계열성 항성계에 비해 비교적 무거운 중원소들이 풍부한 편이라 그동안은 주로 초신성의 폭발 잔해에서 생겼다는 설이 많았다. 그런데 초신성 폭발의 잔해에서 생긴 별 치고도 중원소 금속의 비율이 너무 높았고, 때문에 한번의 초신성 폭발로 생성된 것이 아니고 1차 초신성 폭발의 잔해가 뭉쳐서 거대 항성이 생겼다가 다시 2차 초신성 폭발을 일으키고 그 2세대 항성의 폭발 잔해가 뭉쳐서 태양계가 탄생해 중원소들이 누적되어 금속의 비율이 더욱 높아졌다는 식으로 설명하였다. 즉 태양은 원래 초거대 항성의 손자뻘인 3세대 항성이라는 것.
하지만 이런 초신성 기원설로도 동위원소들의 구성비율의 이론적 예측치와 태양계의 실제 비율과 잘 맞지 않는 문제가 있다. 태양계의 중원소 중에서 특히 알루미늄-26은 풍부한데 철-60은 매우 부족한 문제가 있었다. 그런데 이 볼프-레이에 별의 엄청난 항성풍에는 이런 중원소 비율이 매우 높아서 알루미늄-26의 생성과 철-60의 부족을 설명할 수 있다는 설이 제기되어 이 볼프-레이에 별을 태양계의 기원으로 보는 설이 천문학계의 관심을 모으고 있다.
5. 수치
표면 온도는 25,000 K에서 210,000 K[2]에 달한다. 광도는 태양의 15만 배에서 현재까지 발견된 네번째로 밝은 별 R136a1의 경우 태양의 약 8백만배까지 다양하다. 질량 역시 태양의 9배에서 최대 태양의 215배 이상에 달한다. 아직 발견되지는 않았으나 일부 볼프-레이에 별은 이보다도 더 클 수 있다. 수명은 매우 짧은 편이며, 반지름은 중력 때문에 질량에 비해 작다.6. 감마선 폭발
볼프-레이에별들 중 많은 양의 질량을 잃어 탄소층까지 노출한 볼프-레이에별은 감마선 폭발을 일으킬 가능성이 있다. 감마선 폭발시 많은 양의 강력한 감마선이 나오기 때문에 주변의 생태계에 치명적인 영향을 끼칠 수 있다. 가까운 볼프-레이에별인 WR 104의 경우 8000광년 밖에 떨어져 있지 않고 회전축이 지구와 16도 경사만을 이루기 때문에 WR104가 감마선 폭발을 일으킬 경우 지구 오존층의 25%가 사라져 먹이사슬이 붕괴되며 많은 생명체가 멸종할 것이다.이전에도 감마선 폭발로 지구상의 많은 생명체가 멸종했을거라 추정하기에, 그후엔 곰벌레와 같이 방사능에 내성을 가진 유전자를 가진 생물군 밖에 살아남지 못할거라고 본다. 그러나 후속연구에 따르면 WR 104의 회전축이 지구와 30~40도 경사(최대 45도)로 더 많이 비껴나와 있을 가능성이 높다고 보기에 폭발 시에도 최악의 시나리오가 발생할 확률은 매우 낮다고 보고 있다. 또한 제트의 폭이 넓어지면 영향거리가 짧아져서 지구에 오기 전에 끝나버릴 가능성이 있고, 제트의 폭이 좁아지면 영향거리는 길어지지만 지구에서 한참 빗나간다.
발견하게 된 것이 매우 운이 좋은데, 미국이 매의 눈으로 핵실험을 관측하기 위해 쏘아올린[3] VELA 위성에 실린 감마선 관측기에서 잡으라던 핵실험은 안 잡고 이상한 걸 잡았고, LANL에서 이에 대해 연구하기 시작했다. 이후 하나의 VELA 위성이 아닌 여러 VELA 위성에 잡혔음을 깨달았으며, 계속된 연구로 우주에서 발생한 감마선임을 알았다.[4]
6.1. 관련 문서
7. 분류
크게는 WC, WN, WO, WN / C형으로 분류되는데 이는 탄소, 질소, 산소 방출 스펙트럼의 정도에 따른 분류이다. WN / C의 경우 WN형과 WC형의 중간이다. WC, WN은 뒤에 E와 L을 붙여 각각 초기형, 후기형으로 분류된다. 분광형은 11 ~ 2.5까지 존재한다.8. 관측
이들의 분광 스펙트럼은 평범한 항성에 보이는 수소선 대신에 헬륨, 탄소, 질소의 폭 넓은 방출선을 볼 수 있다. 이러한 방출선이 보이는 항성들의 숫자는 매우 적기 때문에, 우리 은하 뿐만 아니라 우리 은하 근처 은하에서도 찾기가 쉬운 편.[5][6]현재까지 확인된 볼프-레이에 별은 우리 은하에서 230개 정도이고, 대마젤란 은하에서는 100개, 소마젤란 은하에서는 12개 정도가 확인되었다.