볼프–레이에별 - 위키

출처 : https://ko.wikipedia.org/wiki/볼프–레이에별

볼프–레이에별

볼프-레이에별 WR 124와 그 주위의 M1-67 성운을 촬영한 허블우주망원경 사진.

볼프-레이에별(프랑스어: Étoile Wolf-Rayet, 영어: Wolf-Rayet Star 약칭 WR)은 주계열성이었을 때 질량이 약 20 M☉ 이상인 별들이 나이를 먹고 진화한 별으로, 초속 2천 킬로미터 이상의 강력한 항성풍을 통해 질량을 상실하고 있는 별이다. 1년에 10−5 태양질량을 상실하며, 이는 태양이 태양풍을 통해 상실하는 질량의 10억 배에 해당한다.[1] 볼프-레이에별은 매우 뜨거워 표면온도가 3만 ~ 20만 K에 달한다.[2] 광도 역시 매우 높아 복사광도가 태양의 수만 ~ 수백만 배이다. 다만 에너지의 대부분을 원자외선 및 연엑스선 대역에서 방출하기에 눈에는 그렇게 극단적으로 밝아 보이지는 않는다.

육안으로 볼 수 있는 볼프-레이에별로는 돛자리 감마, 파리자리 세타, 그리고 독거미 성운 속의 R136a1가 있다.

물리적 특징

태양이 매년 자신의 질량의 10−16배를 항성풍으로 날려 보내는 데 비해, 볼프-레이에별들은 10−5배를 잃는다. 질량이 큰 별이 중심부의 수소를 모두 태워 헬륨으로 변환시키고 나면, 수소껍질 연소 및 헬륨 연소 단계로 진입하면서 주계열성을 벗어나고, 외포층이 팽창하기 시작한다. 질량이 작은 별에서는 팽창하면서 표면 온도가 낮아져서 적색 거성이 되지만, 질량이 큰 별에서는 항성풍이 강하기 때문에 팽창 과정에서 외포층에 미치는 중력이 약해진다. 따라서 수소는 중력을 이기고 항성을 탈출하며, 이로 인해 별은 수소가 풍부한 외층을 잃어버리게 된다. 볼프-레이에별들은 매우 뜨거운데, 표면온도는 25,000 ~ 50,000켈빈에 이른다. 2008년 1월 9일 NGC 2770에서 초신성 폭발을 일으킨 별은 볼프-레이에별이었을 것으로 보고 있다.

관측 역사

볼프-레이에별은 1867년 프랑스 천문학자 샤를 볼프와 조르주 레이에가 공동으로 발견했으며, 자신들의 이름을 조합하여 볼프-레이에라는 이름을 붙였다.[3] 당시 이들은 파리 천문대에서 40센티미터 푸코 망원경을 사용하여 백조자리에 있는 세 개의 별을 발견했는데(이들의 이름은 지금 HD 191765, HD 192103, HD 192641로 각각 명명되어 있다), 이들은 폭이 넓은 방출선을 보여주고 있었다.[4] 볼프-레이에별의 스팩트럼에는 평범한 항성에 보이는 수소선이 없고 대신 헬륨, 탄소, 질소의 폭 넓은 방출선을 볼 수 있다. 방출선이 보이는 항성들의 숫자는 매우 적기 때문에 이들은 평범하지 않은 천체들이었음이 분명했다.

볼프-레이에별 스펙트럼에 나타나는 방출선의 본질은 수십 년 동안 수수께끼로 남아 있었다. 에드워드 C. 피커링은 이들 방출선은 수소의 비정상적인 상태에 기인한다는 이론을 제기했으며, 피커링이 주장한 방출선 패턴들은 반정수양자수를 대체했을 경우 발머선과 유사한 양상을 보였다. 이후 이들 선은 헬륨(1868년 발견된 기체) 때문에 생기는 것으로 결론이 났다.[5]

1929년에 이르러 방출선 폭은 도플러 효과 때문으로 밝혀졌고 그로 인해 이들 별 주위 가스 이동 속도는 시선방향 기준 초당 300 ~ 2400 킬로미터임을 알게 되었다. 여기서 울프-레이에별은 꾸준히 기체를 우주로 분출하여 성운 형태의 확장된 가스층을 형성하는 것을 알게 되었다. 빠른 속도로 가스를 방출하는 힘을 복사압이라고 한다.[6]

볼프-레이에별의 스펙트럼에서 헬륨 외에 탄소, 산소, 질소 방출선이 검출되었다.[7] 1938년 국제 천문 연맹은 볼프-레이에별을 스펙트럼 상에 질소 또는 탄소-산소 중 어떤 것이 더 많이 검출되느냐에 따라 WN, WC로 세분했다.[8]

볼프-레이에별은 분광형 상으로 W로 표시할 수 있는데, 여기서 질소 방출선의 강도가 강할 경우 WN형, 탄소 방출선의 강도가 강할 경우 WC형, WC형 내에서 산소 함유량이 많을 경우 WO로 세분할 수 있다. 이들의 방출선은 뚜렷하기 때문에 지구 근처 은하들에 있는 볼프-레이에별의 존재를 검출할 수 있다. 우리 은하에는 지금까지 230개의 볼프-레이에별이 확인되었으며[9], 대마젤란 은하에는 100개, 소마젤란 은하에는 12개가 발견되었다.

1976년 콘티[10] 는 볼프-레이에별들은 원래 O형 분광형을 갖는 별이었는데, 이들이 진화 과정을 겪으면서 수소가 풍부한 외층을 날려 보낸 뒤 높은 온도를 갖는 내부가 드러난 것이라고 주장했다. 이들의 방출선상 특질은 매우 뜨거운 광구에서 항성풍이 방출되면서 생겨나는 것이다. 이러한 방출 과정은 순차적으로 일어나는데, 처음에는 수소의 CNO 순환 연소로 인해 질소가 풍부한 WN형 상태를 보이다가, 이후 헬륨이 타면서 WC, WO형 등 탄소가 풍부한 외포층으로 바뀐다. 결국 이들이 폭발할 때의 초신성 형태는 스펙트럼에 수소 흡수선이 없는 Ib형이나 Ic형일 것으로 생각된다. 행성상 성운 중심부에 남은 별들 중 일부(약 10퍼센트)는 볼프-레이에별보다 훨씬 더 작은 질량(대략 태양의 60퍼센트 정도)만 가지고 있음에도 불구하고 WR형의 특질을 보여주는데, 예를 들어 이들은 헬륨, 탄소, 산소 영역에서 넓은 방출선을 보여준다. 이들에게는 [WR]이라는 기호를 붙여 주는데, 이는 질량이 크고 매우 젊은 WR별들과는 달리 질량이 작고 나이가 많은 별이 백색 왜성에 근접한 상태로 진화했음을 뜻하는 표시이다.[11]

볼프-레이에별이 '콜랩사'단계로 진화할 가능성도 있다. 이는 항성의 중심부가 붕괴하여 블랙홀이 되어, 주변에 있는 물질을 빨아들일 때를 일컫는 말이다. 콜랩사는 긴 감마선 폭발 현상의 전조로 생각된다.

가장 잘 알려져 있으며 관측이 제일 쉬운 볼프-레이에별은 돛자리 감마 2로, 북위 40도 이남 지역에서 관측할 수 있다. 돛자리 감마 항성계는 적어도 여섯 개의 별로 이루어졌는데 감마 2는 이들 중의 한 구성원이다. 스펙트럼이 특이하기 때문에 감마 2는 '남반구 하늘의 스펙트럼 보석'이라는 명칭을 갖고 있다.[12]

예

다음 목록은 현재까지 관측된 볼프-레이에별의 목록이다.

이름	바이어 기호	분광형	질량(태양=1)	거리(광년)	접기비고
WR 102ka	없음	WN10	175	26000
돛자리 감마A	돛자리 감마	WC8		840	가장 가까운 항성계
용골자리 AG	없음	W	50	20000
WR 20a	없음	WN6ha	82.7	20000
WR 104	없음	WC	25	8000
QPM-241	없음	WN9		25000	은하 중심 다섯 쌍둥이의 일원;성단 내에서 두 번째로 밝다
R136a1	없음	WN5h	265	150000	현재까지 발견된 항성 중 가장 질량이 크다
큰개자리 EZ	없음	WN4-s	19	4900

각주

1. Shara, M. M.; Faherty, J. K.; Zurek, D.; Moffat, A. F. J.; Gerke, J.; Doyon, R.; Artigau, E.; Drissen, L. (2012). “A Near-Infrared Survey of the Inner Galactic Plane for Wolf-Rayet Stars. Ii. Going Fainter: 71 More New W-R Stars”. 《The Astronomical Journal》 143 (6): 149. arXiv:1106.2196. Bibcode:2012AJ....143..149S. doi:10.1088/0004-6256/143/6/149.

2. Sander, A.; Hamann, W. -R.; Todt, H. (2012). “The Galactic WC stars”. 《Astronomy & Astrophysics》 540: A144. arXiv:1201.6354. Bibcode:2012A&A...540A.144S. doi:10.1051/0004-6361/201117830.

3. P., Murdin (2001). 《Wolf, Charles J E (1827-1918)》. 《Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics》 (Bristol: Institute of Physics Publishing). doi:10.1888/0333750888/4101.

4. Huggins, William (1890년 1월). “On Wolf and Rayet's Bright-Line Stars in Cygnus”. 《Proceedings of the Royal Society of London》 49: 33–46. doi:10.1098/rspl.1890.0063.

5. Fowler, A. (1912). “Hydrogen, Spectrum of, Observations of the principal and other series of lines in the”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 73: 62–105.

6. Beals, C. S. (1929). “On the nature of Wolf-Rayet emission” 90: 202–212.

7. Beals, C. S. (1933). “Classification and temperatures of Wolf-Rayet stars”. 《The Observatory》 56: 196–197.

8. Swings, P. (1942). “The Spectra of Wolf-Rayet Stars and Related Objects”. 《Astrophysical Journal》 95: 112–133. doi:10.1086/144379.

9. van der Hucht, K.A. 2001, New Astron. Rev., 45:135

10. Conti, P.S. 1976, in Proc. 20th Colloq Int. Astrophys. Liege

11. Crowther, P.A., 2007, Physical Properties of Wolf-Rayet Stars, Ann. Rev. A&A, 45:177-219.

12. Hoffleit. “The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed.”.