울프-레이에별

Wolf–Rayet star
울프-레이에별 WR 124와 그 주위를 둘러싼 성운 M1-67의 제임스 웹 우주망원경 이미지. NIRCam 및 MRI 합성물.

울프-레이에 별(Wolf–Rayet stars)은 이온화된 헬륨과 고도로 이온화된 질소나 탄소의 뚜렷한 넓은 방출선을 보여주는 특이한 스펙트럼을 가진 희귀한 이질적인 별들의 집합입니다. 스펙트럼은 무거운 원소의 매우 높은 표면 강화, 수소의 고갈, 그리고 강한 항성풍을 나타냅니다. 알려진 울프-레이에 별의 표면 온도는 20,000 K에서 210,000 K 정도로 거의 모든 다른 별들보다 더 뜨겁습니다. 그들은 이전에 그들의 스펙트럼 분류를 언급하며 W형 항성이라고 불렸습니다.

전형적인 (또는 집단 I) 울프-레이에 별들은 진화하고 있으며, 외부 수소를 완전히 잃고 중심부에 헬륨이나 더 무거운 원소들을 융합하고 있는 거대한 별들입니다. IWR 집단 별의 하위 집합은 스펙트럼에서 수소선을 보여주며 WNh 별이라고 알려져 있습니다. 이 별들은 여전히 중심부에서 수소를 융합하고 있으며 헬륨과 질소는 강한 혼합과 방사선에 의한 질량 손실에 의해 표면에 노출되어 있습니다. WR 스펙트럼을 가진 별개의 별 그룹은 행성상성운(CSPNe)의 중심별로, 주계열에 있는 동안 태양과 비슷했지만 이제는 융합을 멈추고 대기를 벗어남으로써 맨 탄소-산소 핵을 드러냈습니다.

모든 울프-레이에별은 태양의 수천 배에 달하는 높은 온도로 인해 매우 밝은 물체입니다.L☉)는 CSPNe의 경우 수십만 개입니다. L☉ I WR 스타들의 인구수는 백만 명이 넘습니다. L☉ WNH 별의 경우, 복사 출력의 대부분이 자외선이기 때문에 시각적으로는 예외적으로 밝지는 않습니다.

맨눈의 별 γ 벨로룸 B와 θ 무스카에 Ab, 그리고 가장 질량이 큰 별들 중 하나인 R136a1은 모두 울프-레이에 별입니다.

관측이력

Crescent Nebula
WR 136, 적색 초거성 단계에서 방출된 대기가 뜨겁고 빠른 WR 바람에 충격을 받아 가시적인 거품 성운을 형성한 WN6 별

1867년, 천문학자 Charles Wolf와 Georges Rayet는[1] 파리 천문대의 40 cm 푸코 망원경을 사용하여 백조자리(HD 191765, HD 192103, HD 192641, 현재 WR 134, WR 135, WR 137로 지정됨)에서 연속 스펙트럼에서 넓은 방출 대역을 보이는 세 개의 별을 발견했습니다.[2] 대부분의 별들은 스펙트럼에 흡수선이나 띠만 표시하는데, 그 이유는 중첩된 원소들이 특정 주파수에서 빛 에너지를 흡수하기 때문이므로, 이들은 분명히 특이한 물체였습니다.

울프-레이에 별의 스펙트럼에서 방출 대역의 특성은 수십 년 동안 미스터리로 남아 있었습니다. E.C. 피커링은 선들이 비정상적인 수소 상태에 의해 발생한다고 이론을 세웠고, 이 "피커링 시리즈" 선들은 반정수 양자수가 치환되었을 때 발머 시리즈와 유사한 패턴을 따랐다는 것을 발견했습니다. 이 선들은 1868년에 막 발견된 화학 원소인 헬륨의 존재에서 비롯된 것임이 나중에 밝혀졌습니다.[3] 피커링은 울프-레이에 스펙트럼과 성운 스펙트럼 사이의 유사성에 주목했고, 이러한 유사성은 울프-레이에 별의 일부 또는 전부가 행성상성운의 중심별이라는 결론으로 이어졌습니다.[4]

1929년까지 방출 대역의 폭은 도플러의 폭이 넓어졌기 때문이며, 따라서 이 별들을 둘러싼 가스는 가시선을 따라 300-2400 km/s의 속도로 움직이고 있어야 합니다. 결론은 울프-레이에 별이 우주로 지속적으로 가스를 분출하여 팽창하는 성운 가스의 외피를 생성한다는 것이었습니다. 관측된 높은 속도에서 기체를 분출하는 힘은 복사압입니다.[5] 울프-레이에형 스펙트럼을 가진 많은 별들이 행성상성운의 중심별이라는 것은 잘 알려져 있지만, 많은 별들이 명백한 행성상성운이나 눈에 보이는 어떤 성운과도 전혀 관련이 없다는 것도 잘 알려져 있습니다.[6]

헬륨 외에도 칼라일 스미스 빌스는 울프-레이에 별의 스펙트럼에서 탄소, 산소, 질소의 방출선을 확인했습니다.[7][8] 1938년 국제천문연맹은 울프-레이에별의 스펙트럼을 각각 질소선과 탄소-산소선 중 어느 쪽이 지배하는지에 따라 WN형과 WC형으로 분류했습니다.[9]

1969년에는 OVI 방출선이 강한 여러 CSPNe가 새로운 "OVI 시퀀스", 즉 OVI 유형으로 그룹화되었습니다.[10] 행성상 성운과 관련이 없는 유사한 별들이 얼마 지나지 않아 기술되었고 이들에 대한 WO 분류가 채택되었습니다.[11][12] 이후 OVI 별들은 IWR 별 집단과 일치하는 [WO] 별들로 분류되었습니다.[13]

스펙트럼에 수소선이 있는 특정 후기 또는 때로는 그다지 늦은 편이 아닌 WR 별이 수소가 없는 WR 별과 다른 진화 단계에 있다는 이해로 인해 이러한 별을 일반적으로 다른 WN 별과 구별하기 위해 WNh라는 용어가 도입되었습니다. 이들은 이전에는 WNL 별이라고 불렸지만, 수소가 없는 후기형 WN 별과 일찍이 WN5에 수소가 있는 WR 별이 있습니다.[14]

분류

WR 137 spectrum
WC7 별이며[15], WR 137의 스펙트럼 세 개의 원래 WR 별 중 하나(가로축: Å 단위의 파장)

울프-레이에 별들은 헬륨, 질소, 탄소, 실리콘, 산소와 같은 스펙트럼의 강력한 넓은 방출선을 기반으로 이름 지어졌지만, 수소선은 대개 약하거나 없습니다. 처음에는 단순히 W형 또는 W형 항성으로 불렸지만,[16][17] 분류는 이온화된 질소(NIII, NIV, NV)가 우세한 항성과 이온화된 탄소(CIII, CIV)가 우세한 항성, 때로는 산소(OIII - OVI)가 우세한 항성으로 나뉘었습니다.[18] 두 그룹 WN과 WC는 541.1 nm He II 및 587.5 nm He I 라인의 상대적인 강도를 기반으로 온도 시퀀스 WN5-WN8 및 WC6-WC8로 추가로 분할되었습니다. 울프-레이에 방출선은 종종 주위 성상 물질을 암시하는 넓은 흡수 날개(P Cygni profile)를 가지고 있습니다. WO 시퀀스는 이온화된 산소의 방출이 이온화된 탄소의 방출을 지배하는 더 뜨거운 별에 대한 WC 시퀀스에서도 분리되었지만 별에서 이러한 원소의 실제 비율은 비슷할 가능성이 있습니다.[6] WC 및 WO 스펙트럼은 CIII 방출의 유무에 따라 공식적으로 구별됩니다.[19] WC 스펙트럼은 또한 일반적으로 WO 스펙트럼에 강한 OVI 라인이 부족합니다.[20]

WN 스펙트럼 시퀀스는 WN2–WN9를 포함하도록 확장되었으며, 463.4–464.1 nm 및 531.4 nm에서 NIII 라인, 347.9–348.4 nm 및 405.8 nm에서 NIV 라인, 460.3 nm, 461.9 nm 및 493.3–494.4 nm에서 NV 라인의 상대적인 강도를 기반으로 정의가 개선되었습니다.[21] 이 선들은 강하고 가변적인 He 방출 영역과 잘 분리되어 있으며 선 강도는 온도와 잘 상관되어 있습니다. WN과 Ofpe 사이의 중간 스펙트럼을 가진 별들은 WN10과 WN11로 분류되었지만, 이 명명법은 보편적으로 받아들여지고 있지 않습니다.[22]

WN1형은 NIV선도 NV선도 없는 항성에 대해 WN2와 WN2.5의 중간 정도로 보이는 Brey 1과 Brey 66을 수용하기 위해 제안되었습니다.[23] 각 WN 하위 클래스에 대한 상대적인 라인 강도와 폭은 나중에 정량화되었으며 541.1nm He II와 587.5nm 사이의 비율 He I 라인은 이온화 수준 및 따라서 스펙트럼 하위 클래스의 주요 지표로 도입되었습니다. WN1의 필요성은 사라졌고 Brey 1과 Brey 66은 모두 WN3b로 분류됩니다. 다소 모호한 WN2.5와 WN4.5 수업은 중단되었습니다.[24]

WN 스펙트럼 분류
스펙트럼 타입 원기준[19] 갱신기준[24] 기타특징
WN2 NV 약함 또는 없음 NV 및 NIV가 없음 강한 He II, 아니 He I
WN2.5 NV 있음, NIV 없음 오래된 클래스
WN3 NIV ≪ NV, NIII 약하거나 없음 He II/He I > 10, He II/CIV > 5 특이한 프로파일, 예측 불가능한 NV 강도
WN4 NIV ≈ NV, NIII 약하거나 없음 4 < He II/He I < 10, NV/N III > 2 CIV 현재
WN4.5 NIV > NV, NIII 약함 또는 부재 오래된 클래스
WN5 N III ≈ N IV ≈ N V 1.25 < He II/He I < 8, 0.5 < N V/N III < 2 NIV 또는 CIV > He I
WN6 NIII ≈ NIV, NV 약함 1.25 < He II/He I < 8, 0.2 < N V/N III < 0.5 C IV ≈ He I
WN7 NIII > NIV 0.65 < He II/He I < 1.25 약한 P-Cyg 프로필 He I, He II > N III, CIV > He I
WN8 N III ≫ N IV He II/He I < 0.65 강한 P-Cyg 프로필 He I, He II ≈ N III, CIV 약함
WN9 NIII > NII, NIV 부재 NIII > NII, NIV 부재 P-Cyg 프로필 He I
WN10 N III ≈ N II N III ≈ N II H 발머, P-Cyg 프로필 He I
WN11 NIII 약함 또는 부재, NII 존재 N III ≈ He II, N III 약함 또는 부재, H 발머, P-Cyg 프로필 He I, Fe III 참석

WC 스펙트럼 시퀀스는 WC4-WC11을 포함하도록 확장되었지만 일부 오래된 논문에서도 WC1-WC3을 사용했습니다. WC 하위 유형을 구별하는 데 사용되는 주요 방출선은 CII 426.7 nm, CIII 569.6 nm, CIII/IV 465.0 nm, CIV 580.1-581.2 nm, OV(및 OIII) 블렌드 557.2-559.8 nm입니다.[19] 서열은 WC10 및 WC11을 포함하도록 확장되었으며 하위 분류 기준은 탄소와 산소 사이에 존재비 변화가 있더라도 이온화 인자에 의존하기 위해 주로 탄소 계통의 상대적 강도를 기반으로 정량화되었습니다.[20]

WC 스펙트럼 분류
스펙트럼형 원기준[19] 정량기준[20] 기타특징
기본적인 이차적인
WC4 CIV 강함, CII 약함, OV 중등도 CIV/C III > 32 O V/C III > 2.5 OVI 약함 또는 부재
WC5 C III ≪ C IV, C III < O V 12.5 < CIV/C III < 32 0.4 < C III/O V < 3 OVI 약함 또는 부재
WC6 C III ≪ C IV, C III > O V 4 < C IV/C III < 12.5 1 < C III/O V < 5 OVI 약함 또는 부재
WC7 C III < C IV, C III ≫ O V 1.25 < C IV/C III < 4 C III/O V > 1.25 OVI 약함 또는 부재
WC8 CIII > CIV, CII 부재, OV 약함 또는 부재 0.5 < C IV/C III < 1.25 C IV/C II > 10 He II/He I > 1.25
WC9 CIII > CIV, CII 존재, OV 약함 또는 부재 0.2 < C IV/C III < 0.5 0.6 < C IV/C II < 10 0.15 < He II/He I < 1.25
WC10 0.06 < C IV/C III < 0.15 0.03 < C IV/C II < 0.6 He II/He I < 0.15
WC11 C IV/C III < 0.06 C IV/C II < 0.03 그는 결석했습니다.

WO형 항성의 경우 580.1 nm에서 CIV, 340.0 nm에서 OIV, 557.2–559.8 nm에서 OV(및 OIII) 혼합, 381.1–383.4 nm에서 OVI, 567.0 nm에서 OVIII, 606.8 nm에서 OVIII 혼합이 사용됩니다. 시퀀스는 WO5를 포함하도록 확장되었고 OVI/CIV 및 OVI/OV 라인의 상대적인 강도를 기반으로 정량화되었습니다.[25] 고전적인 WR 별과 CSPNe에 걸쳐 일관성을 위해 설계된 이후의 계획은 WO1에서 WO4 시퀀스로 돌아와 분할을 조정했습니다.[20]

WO 스펙트럼의 분류
스펙트럼형 원기준[19] 정량기준[20] 기타특징
기본적인 이차적인
WO1 OVII ≥ OV, OVIII 참석 O VI/O V > 12.5 O VI/C IV > 1.5 O VII ≥ O V
WO2 OVII < OV, CIV < OVI 4 < O VI/O V < 12.5 O VI/C IV > 1.5 O VII ≤ O V
WO3 OVII 약함 또는 부재, CIV ≈ OVI 1.8 < O VI/O V < 4 0.1 < O VI/C IV < 1.5 O VII ≪ O V
WO4 C IV ≫ O VI 0.5 < O VI/O V < 1.8 0.03 < O VI/C IV < 0.1 O VII ≪ O V

볼프-레이에 별에 대한 현대의 상세한 연구는 주 스펙트럼 분류에 접미사로 표시된 추가 스펙트럼 특징을 식별할 수 있습니다.[24]

  • 수소 배출을 위한 h;
  • 수소 배출 및 흡수를 위한 ha;
  • o 수소 배출이 없는 경우
  • w는 약한 선을 나타냅니다.
  • 강한 선의 경우.
  • b 넓은 강선의 경우
  • d 먼지(변수, 주기적 또는 일시적 먼지에 대해 occasion으로 vd, pd 또는 ed)에 대해 d.

울프-레이에 스펙트럼의 분류는 항성과 짙은 성운, 먼지 구름 또는 쌍성동행성이 자주 연관되어 복잡합니다. "+OB"의 접미사는 스펙트럼에서 더 정상적인 동반성과 연관될 가능성이 있는 흡수선의 존재를 나타내거나 출처를 알 수 없는 흡수선의 경우 "+abs"를 표시하는 데 사용됩니다.[24]

다른 스펙트럼 유형과 일치하는 더 뜨거운 WR 스펙트럼 하위 클래스는 초기 및 더 차가운 클래스로 설명됩니다. WNE 및 WCE는 초기 유형 스펙트럼을 의미하는 반면 WNL 및 WCL은 후기 유형 스펙트럼을 의미하며 분할선은 대략 하위 등급 6 또는 7입니다. 후기 WO형 스타는 없습니다. WNE 별들은 수소가 부족한 경향이 강하지만, WNL 별들의 스펙트럼은 종종 수소선을 포함합니다.[19][27]

행성상성운의 중심별에 대한 스펙트럼 유형은 사각형 괄호(예: [WC4])로 둘러싸서 자격을 부여합니다.[19][28] 이들은 거의 모든 WC 시퀀스이며 탄소 시퀀스의 뜨거운 확장을 나타내는 알려진 [WO] 별이 있습니다. 최근에야 발견된 [WN] 및 [WC/WN] 유형도 소수 존재합니다.[29][30][31][32] 그들의 형성 메커니즘은 아직 불분명합니다. 행성상 성운 중심 별의 온도는 모집단 IWR 별과 비교할 때 극단적인 경향이 있으므로 [WC2]와 [WC3]가 일반적이며 순서가 [WC12]로 확장되었습니다. [WC11] 및 [WC12] 유형은 방출선이 좁고 He II 및 CIV 선이 없는 독특한 스펙트럼을 가지고 있습니다.[33][28]

Nova GK Persei
GK[5] 페르세이(Nova Persei 1901), 스펙트럼에서 울프-레이에의 특징을 나타냈습니다.

최대 밝기 이전에 관측된 특정 초신성은 WR 스펙트럼을 보여줍니다.[34] 이것은 이 지점에서 초신성의 특성 때문입니다: 헬륨이 풍부한 분출물은 극단적인 울프-레이에 바람과 유사합니다. WR 스펙트럼 특징은 단 몇 시간 동안 지속되며, 높은 이온화 특징은 약한 중성 수소와 헬륨 방출만을 남기기 위해 최대로 희미해지고, 전통적인 초신성 스펙트럼으로 대체됩니다. 이러한 스펙트럼 유형에는 XWN5(h)와 같은 "X"로 레이블을 지정하는 것이 제안되었습니다.[35] 마찬가지로 고전적인 노바는 울프-레이에 별과 유사한 넓은 방출 대역으로 구성된 스펙트럼을 개발합니다. 이것은 같은 물리적 메커니즘에 의해 발생합니다: 극도로 뜨거운 중심 소스 주위에 밀도가 높은 가스가 빠르게 팽창합니다.[6]

슬래시 별

비슷한 온도의 분광형 O 별들로부터 울프-레이에 별들이 분리되는 것은 이온화된 헬륨, 질소, 탄소, 산소의 강한 방출선의 존재 여부에 달려 있지만, 분광형의 중간 또는 혼란스러운 특징을 가진 별들이 다수 존재합니다. 예를 들어, 높은 광도의 O 항성은 일부 방출선을 가지고 스펙트럼에서 헬륨과 질소를 발생시킬 수 있는 반면, 일부 WR 항성은 수소선, 약한 방출, 심지어 흡수 성분을 가지고 있습니다. 이 별들은 O3If∗/WN6와 같은 스펙트럼 유형을 부여받았으며 슬래시 별(slash star)이라고 합니다.[36]

클래스 O 초거성체는 헬륨과 질소의 방출선 또는 일부 흡수선으로의 방출 성분을 개발할 수 있습니다. 이들은 이 유형의 별에 특정한 스펙트럼 특이성 접미사 코드에 의해 표시됩니다.

  • N에 대하여 iii 및 Heii 방출
  • N iii보다 N iv가 강한 N과 He 방출의 경우*
  • N과 He 외에 Siiv에서의 방출을 위한+ f.
  • 방출 대신 Heii 흡수선을 나타내는 괄호(예: (f))
  • 강력한 Heii 흡수 및 Nii 방출 희석을 나타내는 이중 괄호(예: (f+))

이러한 코드는 p 또는 a와 같은 보다 일반적인 스펙트럼 유형 한정자와 결합될 수도 있습니다. 일반적인 조합으로는 OIafpe와 OIf*, Ofpe가 있습니다. 1970년대에는 순수 흡수 등급 O부터 명확한 WR형까지 스펙트럼의 연속체가 존재한다는 사실이 밝혀졌고, 일부 중간 항성에 O8Iafpe 또는 WN8-a와 같은 스펙트럼 유형이 부여되어야 하는지 여부가 불분명했습니다. 이러한 상황에 대처하기 위해 슬래시 표기법이 제안되었으며, Sk-67°22 별에는 스펙트럼 유형 O3If*/WN6-A가 할당되었습니다.[37] OIf*, OIf*/WN, WN 별을 구별하는 기준은 일관성을 위해 정제되었습니다. 슬래시 스타 분류는 H선이β P 시그니 프로필을 가질 때 사용됩니다. 이것은 O 초거성에서는 흡수선이고 WN 별에서는 방출선입니다. 463.4~464.1nm, 405.8nm, 460.3~462.0nm의 질소 방출선과 각 유형의 표준 별을 사용하여 다음과 같은 슬래시 별 스펙트럼 유형에 대한 기준이 제공됩니다.[36]

슬래시 별의 분류
스펙트럼형 표준별 기준
O2If*/WN5 멜닉 35 N iv ≫ N iii, N v ≥ N iii
O2.5If*/WN6 WR 25 Niv > Niii, Nv < Niii
O3.5If*/WN7 멜닉 51 N iv < N iii, N v ≪ N iii

Ofpe/WN 별에는 또 다른 슬래시 별 스펙트럼 유형이 사용되고 있습니다. 이 별들은 O개의 초거대 스펙트럼과 질소 및 헬륨 방출, P 시그니 프로필을 가지고 있습니다. 또는 이들은 이온화 수준과 수소가 비정상적으로 낮은 WN 항성으로 간주될 수 있습니다.[38] 이 별들에 대한 슬래시 표기법은 논란의 여지가 있었고 대안은 WR 질소 서열을 WN10과 WN11로[39] 확장하는 것이었습니다. 다른 저자들은 WR 108의 WN9ha와 같은 WNha 표기법을 사용하는 것을 선호했습니다.[40] 최근 권장 사항은 447.1nm Hei 라인이 흡수 중인 경우 O8Iaf와 같은 O 스펙트럼 유형을 사용하고 라인이 P Cygni 프로파일을 갖는 경우 WN9h 또는 WN9ha의 WR 클래스를 사용하는 것입니다.[36] 그러나 Ofpe/WN 슬래시 표기뿐만 아니라 WN10 및 WN11 분류도 계속해서 널리 사용되고 있습니다.[41]

O급 별과 WR 별의 특징을 모두 포함하는 스펙트럼을 가진 세 번째 별 그룹이 확인되었습니다. 큰 마젤란운에 있는 9개의 별들은 WN3와 O3V 특징을 모두 포함하는 스펙트럼을 가지고 있지만 쌍성은 아닌 것으로 보입니다. 작은 마젤란 구름에 있는 많은 WR 별들은 또한 매우 초기의 WN 스펙트럼과 높은 여기 흡수 기능을 가지고 있습니다. 이들은 고전적인 WN 별들로 이어지는 연결고리가 없거나 질량이 낮은 동반자에 의한 조석 제거의 결과일 수 있다고 제안되었습니다.[42]

명명법

Carina Nebula around Wolf–Rayet star WR 22
카리나 성운에 있는 WR 22

처음 확인된 울프-레이에 별 세 개는 공교롭게도 모두 뜨거운 O급 동반성으로 HD 목록에 이미 번호가 매겨져 있었습니다. 이 별들과 다른 별들은 처음 발견되었을 때부터 울프-레이에 별이라고 불렸지만, 은하 울프-레이에 별들의 "네 번째" 목록에서는 1962년까지 구체적인 명칭 표기법이 만들어지지 않았습니다.[43] 처음 세 개의 목록은 울프-레이에 별들의 구체적인 목록은 아니었고 기존의 명명법만 사용했습니다.[44][45][46] 네 번째 목록은 울프-레이에 별들에게 올바른 승천 순서로 번호를 매겼습니다. 다섯 번째 카탈로그는 네 번째 카탈로그의 저자 다음에 MR로 접두사가 붙은 동일한 숫자와 새로운 발견을 위해 LS로 접두사가 붙은 추가 숫자를 사용했습니다.[21] 이러한 번호 부여 체계는 모두 일반적으로 사용되지 않습니다.

은하늑대-레이에 별의 여섯 번째 카탈로그는 실제로 그 이름을 가진 최초의 것이었고, 그 이름으로 이전의 다섯 개의 카탈로그를 설명했습니다. 그 이후로 은하 WR 별에 널리 사용되는 WR 숫자도 소개했습니다. 이것들은 다시 WR 1부터 WR 158까지의 숫자 순서입니다.[47] 일곱 번째 카탈로그와 그 부속서는 동일한 번호 체계를 사용하고 은하 중심에서 발견된 수많은 WR 별 중 하나에 대해 WR 102ka와 같이 소문자 접미사를 사용하여 순서에 새로운 별을 삽입합니다.[19][48] 현대의 대용량 식별 조사는 많은 수의 새로운 발견에 대해 자체 번호 부여 체계를 사용합니다.[49] IAU 작업 그룹은 은하 울프-레이에 별 카탈로그에서 번호 부여 시스템을 확장하여 추가 발견에 가장 가까운 기존 WR 번호와 숫자 접미사를 발견 순서대로 부여하라는 권장 사항을 수락했습니다. 이는 2006년 부속서 이후의 모든 발견에 적용됩니다. 비록 이들 중 일부는 이전 명명법에 따라 이미 명명되었지만, WR 42e는 현재 WR 42-1로 번호가 붙여졌습니다.[50]

외부 은하에 있는 울프-레이에 별들은 다른 체계를 사용하여 번호가 매겨집니다. 대형 마젤란 구름에서 WR 별에 대한 가장 광범위하고 완전한 명명법은 BAT-99(예: BAT-99 105)가 접두어로 붙은 "대형 마젤란 구름의 인구 I 울프-레이에 별들에 대한 네 번째 목록"[51]에서 나온 것입니다. 이 별들 중 많은 것들은 또한 그들의 세 번째 목록 번호로 언급됩니다. 예를 들어, Brey 77.[52] 2018년 기준으로 154개의 WR 별이 LMC에 분류되어 있으며, 대부분 WN이지만 WC는 약 23개, WC는 매우 희귀한 WO 등급 중 3개를 포함하고 있습니다.[42][53] 이 별들 중 많은 것들은 RMC(Radcliff 천문대 마젤란운) 번호로 언급되며, R136a1과 같이 종종 R로만 축약됩니다.

Small Magellanic Cloud에서는 일반적으로 AB 번호(예: AB7)라고 하는 SMC WR 번호가 사용됩니다.[54] SMC에는 12개의 WR 항성만이 존재하는데, 그 수는 매우 적으며, 그 은하의[55][56][57] 금속성이 낮기 때문인 것으로 생각됩니다.

특성.

울프-레이에별은 헬륨과 질소(WN), 탄소(WC), 산소(WO)의 강력하고 광범위한 방출선이 보이는 매우 거대한 별의 진화 과정에서 정상적인 단계입니다. 강한 방출선으로 인해 근처 은하에서 식별할 수 있습니다. 우리 은하계에는 약 500개의 늑대-레이엇이 분류되어 있습니다.[19][48][49] 이 숫자는 은하면에서 이런 종류의 물체를 발견하는 데 전념하는 근적외선의 광도 측정 및 분광 조사의 결과로 지난 몇 년 동안 극적으로 변했습니다.[58] 나머지 Local Group 은하에는 WR 별이 1,000개 미만일 것으로 예상되며, 마젤란 구름에는 약 166개,[42] M33에는 206개,[59] M31에는 154개가 알려져 있습니다.[60] 은하계 전체를 조사한 결과, WR 별과 후보들이 수천 개 더 발견되었습니다. 예를 들어, M101에서 규모 21에서 25까지 천 개 이상의 WR 별이 검출되었습니다.[61] WR 별들은 특히 항성 폭발 은하, 특히 울프-레이에 은하에서 흔할 것으로 예상됩니다.[62]

특징적인 방출선은 매우 뜨거운 항성 광구를 감싸고 있는 확장되고 밀도가 높은 고속 바람 영역에서 형성되며, 이는 선 형성 바람 영역에서 형광을 일으키는 UV 복사의 홍수를 생성합니다.[15] 이 방출 과정은 처음에는 수소의 CNO 순환 연소의 질소가 풍부한 생성물(WN 별)을, 나중에는 He burning(WC 및 WO형 별)으로 인한 탄소가 풍부한 층을 차례로 밝혀냅니다.[12]

은하 집단 I WN 별의[27][63][64] 물리적 특성
스펙트럼
유형		 온도
(K)		 반지름
(R☉)		 덩어리
(M☉)		 광도
(L☉)		 절대적
규모의		 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 크루시스
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
WN8 45,000 6.6 11 160,000 −5.5 WR 123
WN8h 40,000 22 39 1,300,000 −7.2 WR 124
WN9h 35,000 23 33 940,000 −7.1 WR 102ea

WNh 별들은 수소가 없는 WN 별들과는 완전히 다른 물체임을 알 수 있습니다. 비슷한 스펙트럼에도 불구하고, 그것들은 훨씬 더 질량이 크고, 훨씬 더 크고, 알려진 가장 밝은 별들 중 일부입니다. 그들은 마젤란 구름에서 WN5h만큼 일찍 발견되었습니다. WNh 별의 스펙트럼에서 보이는 질소는 여전히 중심부의 CNO 순환 핵융합의 산물이지만 중심부 헬륨 핵융합 중 외피가 소실된 후가 아니라 중심부 수소 연소 단계에 있는 동안 회전 및 대류 혼합으로 인해 가장 무거운 별의 표면에 나타납니다.[14]

은하군 I WO/C 별의[65] 물리적 특성
스펙트럼
유형		 온도
(K)[65]		 반지름
(R☉)[65]		 덩어리
(M☉)[65]		 광도
(L☉)[65]		 절대적
규모의		 예
WO2 200,000 0.7 22 630,000 −1.7 WR 142
WC4 117,000 0.9 10 158,000 −3.28 WR 143
WC5 83,000 3.2 18 398,000 −4.87 Theta Muscae
WC6 78,000 3.6 18 501,000 −4.75 WR 45
WC7 71,000 4.0 17 398,000 −4.8 WR 86
WC8 60,000 6.3 18 398,000 −5.32 감마 벨로룸
WC9 44,000 8.7 13 251,000 −5.57 WR 104

탄소 서열("WC")의 일부 울프-레이에 별들, 특히 최신 유형에 속하는 별들은 먼지 생성으로 인해 눈에 띕니다. 일반적으로 이는 유명한 쌍성 WR 104의 [19]경우와 같이 쌍성을 형성하는 항성풍의 충돌의 결과로 쌍성계에 속하는 것들에서 발생하지만, 이 과정은 단일한 것에서도 발생합니다.[15]

행성상성운의 중심 항성 중 몇 개 - 대략 10% - 보통 ~0☉.6 M - 이들은 관찰상으로도 WR형입니다. 즉, 헬륨, 탄소 및 산소에서 나오는 넓은 선으로 방출선 스펙트럼을 보여줍니다. [WR]로 표시된 이들은 진화된 저질량 별의 후손으로, WR 등급의 대부분을 차지하는 매우 젊고 매우 거대한 집단 I 별보다는 백색 왜성과 밀접한 관련이 있는 훨씬 더 오래된 물체입니다.[66] 이들은 이제 일반적으로 울프-레이에별 또는 울프-레이에형별로 표시되는 등급에서 제외됩니다.[27]

금속성

울프-레이에 별의 수와 성질은 그들의 조상 별의 화학적 구성에 따라 다릅니다. 이러한 차이의 주요 동인은 다양한 수준의 금속성에서 질량 감소율입니다. 금속성이 높아지면 질량 감소가 심해져 질량이 큰 별의 진화와 울프-레이에 별의 특성에도 영향을 미칩니다. 더 높은 수준의 질량 감소는 철심이 발달하고 붕괴되기 전에 별들이 그들의 외층을 잃게 하고, 그래서 더 무거운 적색 초거성은 초신성으로 폭발하기 전에 다시 더 뜨거운 온도로 진화하며, 가장 무거운 별들은 결코 적색 초거성이 되지 않습니다. 울프-레이에 단계에서 질량 손실이 커지면 대류 코어 외부의 층이 더 강력하게 고갈되고 수소 표면의 존재비가 낮아지고 헬륨이 더 빠르게 제거되어 WC 스펙트럼이 생성됩니다.

이러한 경향은 은하계의 다양한 은하계에서 관찰할 수 있으며, 금속성은 은하계의 태양에 가까운 수준에서, M31에서는 다소 낮으며, 대마젤란운에서는 여전히 낮으며, 소마젤란운에서는 훨씬 낮습니다. 강한 금속성의 변화는 개별 은하에 걸쳐 보이며, M33과 은하수는 중심부에 더 가까운 금속성을, M31은 헤일로보다 원반에서 더 높은 금속성을 보여줍니다. 따라서 SMC는 항성 형성 속도에 비해 WR 별이 거의 없고 WC 별은 전혀 없는 것으로 보입니다(한 별은 WO 분광형을 가지고 있습니다), 은하수는 WN 별과 WC 별이 거의 같고 WR 별이 많이 있으며, 다른 주 은하들은 WC 별보다 WR 별이 다소 적고 WN이 더 많습니다. LMC, 특히 SMC, Wolf-Rayets는 배출이 더 약하고 대기 중 수소 분율이 더 높은 경향이 있습니다. SMC WR 별은 광구를 완전히 가리지 않는 약한 바람 때문에 초기 스펙트럼 유형에서도 일부 수소 및 흡수선을 거의 보편적으로 보여줍니다.[67]

적색 초거성 단계를 거쳐 다시 WNL 별로 진화할 수 있는 주계열성의 최대 질량은 약 20으로 계산됩니다. M☉ 은하수에서, 32. M☉ LMC에서, 그리고 50명 이상. M☉ SMC에서. 더 진화된 WNE와 WC 단계는 초기 질량이 25 이상인 별들에 의해서만 도달됩니다. M solar에 가까운 금속성으로, 60 이상. M☉ LMC에서. 정상적인 단일 별 진화는 SMC 금속성에서 WNE 또는 WC 별을 생성하지 않을 것으로 예상됩니다.[68]

회전

Hubble Spies Vast Gas Disk around Unique Massive Star
거대한 수소가 풍부한 WR 122 주변의 가스 원반에 대한 예술가의 삽화

질량 감소는 특히 낮은 금속성에서 항성의 회전 속도에 영향을 받습니다. 빠른 회전은 항성의 나머지 부분을 통해 핵융합 생성물을 혼합하고, 무거운 원소의 표면 풍부도를 높이고, 질량 손실을 촉진하는 데 기여합니다. 회전은 항성이 회전하지 않는 항성보다 주계열에 더 오래 머물러 있거나 적색 초거성 단계에서 더 빠르게 진화하거나 주계열에서 더 뜨거운 온도로 직접 진화하여 매우 높은 질량, 높은 금속성 또는 매우 빠른 회전을 일으킵니다.

항성의 질량 감소는 각운동량의 손실을 발생시키고 이것은 거대한 항성의 회전을 빠르게 제동시킵니다. 태양에 가까운 금속성에 있는 매우 무거운 별들은 주계열에 있는 동안 거의 정지 상태로 제동되어야 하며, SMC 금속성에서는 관측된 가장 높은 질량에서도 계속해서 빠르게 회전할 수 있습니다. 질량이 큰 별의 빠른 회전은 SMC WR 별의 예상치 못한 특성과 개수, 예를 들어 상대적으로 높은 온도와 광도를 설명할 수 있습니다.[67]

이진법

쌍성계의 질량이 큰 항성은 항성풍에 의한 고유 질량 감소보다는 동반자에 의한 박리로 인해 울프-레이에 별로 발전할 수 있습니다. 이 과정은 개별 항성의 금속성이나 회전에 상대적으로 둔감하며 모든 국소 은하에 걸쳐 일관된 WR 항성 집합을 생성할 것으로 예상됩니다. 결과적으로 낮은 금속성 환경에서는 쌍성 채널을 통해 생성된 WR 별의 비율, 따라서 쌍성에 있는 것으로 관찰되는 WR 별의 수가 더 많아야 합니다. 계산에 따르면 SMC에서 관측된 WR 별의 이진수 비율은 98%까지 높아야 합니다. 하지만 실제로는 절반 미만이 거대한 동반성을 가지고 있는 것으로 관측됩니다. 이론적 계산에 따르면 은하수의 2진분율은 약 20%입니다.[69]

성운

LHA 115 - N76A
AB7은 마젤란운에서 가장 높은 흥분성 성운 중 하나를 생성합니다.
주 기사: 울프-레이에 성운

WR 별의 상당 부분은 별과 직접적으로 연관된 성운으로 둘러싸여 있으며, 어떤 거대한 별 형성 영역과 관련된 일반적인 배경 성운뿐만 아니라 AGB 이후의 별에 의해 형성된 행성 성운도 아닙니다. 성운은 다양한 형태를 보이며 분류가 어려웠습니다. 대부분은 원래 행성상 성운으로 분류되었으며 때로는 신중한 다파장 연구만이 AGB 이후의 낮은 질량을 가진 별 주위의 행성상 성운과 더 무거운 중심 헬륨 연소 별 주위의 비슷한 모양의 성운을 구별할 수 있습니다.[68][70]

울프-레이에 은하

주 기사: 울프-레이에 은하

울프-레이에 은하(Wolf-Rayet galaxy)는 충분한 수의 WR 별이 존재하여 은하의 전체 스펙트럼에서 특징적인 방출선 스펙트럼이 보이게 되는 스타버스트 은하의 한 유형입니다.[71] 구체적으로 볼프-레이에 은하의 정의적인 특징은 468.6nm Hei와 근처 스펙트럼 선으로 인한 광범위한 방출 특징입니다. WR 별의 수명이 상대적으로 짧다는 것은 그러한 은하에서 별 폭발이 지난 몇 백만 년 이내에 일어났고, 100만 년 미만 동안 지속되었을 것이며, 그렇지 않으면 WR 방출은 많은 다른 발광성들에 의해 휩쓸릴 것이라는 것을 의미합니다.[72]

진화

WR 별이 어떻게 형성되고, 발달하고, 죽어가는지에 대한 이론은 덜 극단적인 항성 진화에 대한 설명에 비해 형성이 느렸습니다. 그들은 드물고, 멀고, 종종 가려지기도 하며, 심지어 21세기까지도 그들의 삶의 많은 측면들이 불분명합니다.

역사

울프-레이에 별들은 19세기 이래로 특이하고 독특한 별들의 종류로 분명히 확인되었지만,[73] 이 별들의 성격은 20세기 말까지 불확실했습니다. 1960년대 이전에는 WR 별의 분류조차 매우 불확실했고, 본질적으로 그들의 본질과 진화는 알려지지 않았습니다. 행성상성운(CSPNe)의 중심 항성과 훨씬 더 밝은 고전 WR 항성의 매우 유사한 모습이 불확실성에 기여했습니다.[74]

1960년경, CSPNe와 거대한 빛을 내는 고전 WR 별의 구분은 더욱 명확해졌습니다. 연구에 따르면 그것들은 광범위한 환경의 항성 물질로 둘러싸여 있는 작고 밀도가 높은 항성이었지만, 그 물질이 항성에서 추방되었는지 또는 그 위에 수축했는지는 아직 명확하지 않습니다.[75][76] 질소, 탄소, 산소의 특이한 존재와 수소의 부족은 인식되었지만, 그 이유는 여전히 모호했습니다.[77] WR 별들이 매우 젊고 매우 드물다는 것은 인식되었지만, 그들이 주계열을 향해 진화하고 있는지 또는 멀어지고 있는지에 대해서는 여전히 논쟁의 여지가 있습니다.[78][79]

1980년대에 WR 별들은 주계열성과 다른 진화된 거대 별들과 관련하여 정확한 진화 상태가 아직 알려지지 않았지만 거대 OB 별들의 후손으로 받아들여졌습니다.[80] 거대 쌍성계에서 WR 별의 우세와 수소 부족이 중력 박리 때문일 수 있다는 이론은 대체로 무시되거나 버려졌습니다.[81] WR 별들은 초신성, 특히 수소가 부족하지만 분명히 젊은 질량의 별들과 관련이 있는 새로 발견된 Ib형 초신성의 가능한 시조로 제안되었습니다.[80]

21세기 초에 WR 별들은 주로 중심부 수소를 소진하고 주계열을 떠나 헬륨과 더 무거운 핵융합 생성물의 작은 뜨거운 중심부를 남기고 대부분의 대기를 추방한 거대한 별들로 받아들여졌습니다.[82][83]

현재모델

Blue bubble in Carina
WR 31a는 항성의 생애 초기 단계에서 추방된 강력한 항성풍 충격 물질에 의해 생성된 푸른 거품으로 둘러싸여 있습니다(ESA/Hubble & NASA Acknowledgement: 주디 슈미트)

대부분의 WR 별들은 현재 적색 초거성, 청색 초거성, 또는 직접적으로 가장 질량이 큰 주계열성에서 진화하는 자연스러운 단계로 이해되고 있습니다. 그 단계에서는 더 낮은 질량의 적색 초거성만 초신성으로 폭발할 것으로 예상되는 반면, 더 큰 질량의 적색 초거성은 대기를 배출하면서 다시 뜨거운 온도로 진행됩니다. 일부는 노란색 초거성이나 LBV 단계에서 폭발하지만, 많은 별들은 울프-레이에 별이 됩니다.[84] 그들은 거의 모든 수소를 잃거나 태웠으며 지금은 그들의 삶의 마지막에 아주 짧은 기간 동안 중심핵에 헬륨, 즉 더 무거운 원소를 융합하고 있습니다.[84]

거대한 주계열성은 매우 뜨거운 중심핵을 만들어내는데, 이 중심핵은 CNO 과정을 통해 매우 빠르게 수소를 융합하여 별 전체에 걸쳐 강한 대류를 일으킵니다. 이로 인해 표면에 헬륨이 섞이게 되는데, 이 과정은 회전에 의해 강화되며, 아마도 코어가 표면보다 더 빠른 회전으로 회전하는 차동 회전에 의해 강화될 수 있습니다. 이러한 별들은 또한 매우 어린 나이에 표면에서 질소 강화를 보여주는데, 이는 CNO 순환에 의한 탄소와 질소의 비율 변화로 인해 발생합니다. 대기 중의 무거운 원소들의 증가와 광도의 증가는 방출선 스펙트럼의 근원인 강한 항성풍을 만듭니다. 이 별들은 충분히 뜨거울 경우 Of 스펙트럼, Of*를 발생시키며, 이 스펙트럼은 항성풍이 더욱 증가함에 따라 WNH 스펙트럼으로 발전합니다. 이것은 중심부에서 여전히 수소를 태우고 있고 초기 질량을 거의 잃지 않은 WNH 별들의 높은 질량과 광도를 설명합니다. 중심부의 수소가 고갈됨에 따라 이들은 결국 청색 초거성(LBVs?)으로 팽창하거나, 혼합이 충분히 효율적이라면(예: 빠른 회전을 통해) 수소 없이 직접 WN 별로 진행할 수 있습니다.

WR 별들은 백색 왜성으로 사라지기보다는 격렬하게 생을 마감할 가능성이 높습니다. 따라서 태양의 약 9배 이상의 초기 질량을 가진 모든 별은 필연적으로 초신성 폭발(직접 붕괴[85] 제외)을 일으킬 것이며, 그 중 많은 별들은 WR 단계에서 발생합니다.[27][84][86]

WR 별이 낮은 온도에서 뜨거운 온도로 단순하게 진행되어 마침내 WO형 별이 생성된다는 것은 관측에 의해 뒷받침되지 않습니다. WO형 항성은 극히 드물고 알려진 모든 예들은 상대적으로 흔한 WC형 항성보다 더 빛나고 더 거대합니다. 대체 이론에 따르면 WO형 별은 가장 질량이 큰 주계열 별들로만 형성되며,[15] 또는 폭발하기 전에 단 몇천 년의 매우 짧은 수명의 종말 단계를 형성하며 WC 단계는 중심 헬륨 연소 단계에 해당하고 WO 단계는 그 이후 핵 연소 단계에 해당합니다. WO 스펙트럼이 순수하게 매우 높은 온도에서의 이온화 효과의 결과인지, 실제 화학적 존재비 차이를 반영하는지, 또는 두 효과가 모두 다른 정도로 발생하는지는 여전히 불분명합니다.[84][87][88][89]

초기 질량(태양 금속성에서)[citation needed]에 의한 항성의 도식적 진화
초기 질량()M☉) 진화 순서 초신성형
~250+ 없음[85]
~140– ~250 WNH-WNE-WO Ic/Pair-불안정성
120– ~140 WNh → WN → WC → WO 아이씨
60–120 O → Of → WNh ↔ LBV →[WNL] 인[citation needed]
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

키:

  • O: O형 주계열성
  • Of: N과 He 방출을 보여주는 진화된 O-type
  • BSG: 블루 초거성
  • RSG: 적색 초거성
  • YHG: 노란색 초거성
  • LBV: 야광 청색 변수
  • WNH: WN 플러스 수소선
  • WNL: "늦은" WN급 울프-레이에 별 (약 WN6 ~ WN11)
  • WNE: "초기" WN급 울프-레이에 별 (약 WN2 ~ WN6)
  • WN/WC: 트랜지션(WN에서 WC로 전환) 울프-레이에 별(WN#/WCE 또는 WC#/WN일 수 있음)
  • WC: WC급 울프-레이에별
  • WO: WO급 울프-레이엣별

울프-레이에 별들은 거대한 별들로부터 형성되지만 진화된 개체군 I 별들은 WR의 모습을 보일 때까지 초기 질량의 절반 이상을 잃습니다. 예를 들어, γ 벨로룸 A는 현재 태양의 약 9배 정도의 질량을 가지고 있지만, 적어도 태양의 40배 정도의 질량으로 시작했습니다. 질량이 큰 별들은 매우 희귀한데, 그 이유는 그들이 덜 자주 형성되기 때문이기도 하고 수명도 짧기 때문이기도 합니다. 이는 울프-레이에 별 자체가 매우 희귀하다는 것을 의미하는데, 그 이유는 그들이 단지 가장 질량이 큰 주계열성들로부터 형성될 뿐이며, 그들이 그 별들의 수명에서 비교적 짧은 단계이기 때문입니다. 이것은 또한 Ib/c형 초신성이 더 높은 질량의 별에서 비롯되기 때문에 II형 초신성보다 덜 일반적인 이유를 설명합니다.

분광학적으로는 비슷하지만 실제로는 훨씬 덜 진화된 별로 대기권을 이제 막 쫓아내기 시작한 별은 예외이며 여전히 초기 질량의 상당 부분을 유지하고 있습니다. 현재 알려진 가장 질량이 큰 별들은 O형 주계열성이 아닌 모두 WNH형 별들인데, 이러한 별들은 형성된 지 몇천 년 후에야 표면에 헬륨과 질소가 나타나므로, 아마도 주변 가스 구름을 통해 보일 수 있을 것이기 때문에 예상되는 상황입니다. 다른 설명은 이 별들이 너무 커서 정상적인 주계열성으로 형성될 수 없었고, 대신 덜 극단적인 별들이 합쳐진 결과라는 것입니다.[91]

울프-레이에 별의 단일 진화를 통해 관측된 수와 유형을 모델링하는 어려움은 이들이 쌍성 상호작용을 통해 형성된다는 이론으로 이어졌으며, 이는 질량 교환을 통해 별의 외층 손실을 가속화할 수 있습니다. WR 122는 폭이 거의 2조 마일인 항성을 둘러싸고 있는 평평한 가스 원반을 가지고 있는 잠재적인 예이며, 그 외피를 벗겨낸 동반성을 가지고 있을지도 모릅니다.[92]

초신성

주 기사: 초신성

Ib형과 Ic형 초신성의 많은 조상들이 WR형 항성이라는 것은 널리 의심받고 있지만, 그러한 조상에 대한 확실한 확인은 이루어지지 않았습니다.

Ib형 초신성은 스펙트럼에 수소선이 없습니다. 더 일반적인 Ic형 초신성은 스펙트럼에 수소선과 헬륨선이 모두 없습니다. 이러한 초신성의 예상되는 시조는 각각 외층에 수소가 부족하거나 수소와 헬륨이 모두 부족한 질량이 큰 별들입니다. WR 별은 그저 그런 물체일 뿐입니다. 모든 WR 별들은 수소가 부족하고, 일부 WR 별들, 특히 WO 그룹에서는 헬륨 또한 강하게 고갈됩니다. WR 항성은 철심을 생성했을 때 중심부 붕괴를 경험할 것으로 예상되며, 이로 인한 초신성 폭발은 Ib 또는 Ic형일 것입니다. 어떤 경우에는 블랙홀로 중심핵이 직접 붕괴하면 눈에 보이는 폭발이 일어나지 않을 수도 있습니다.[93]

WR 별은 높은 온도 때문에 매우 밝지만 시각적으로는 밝지 않으며, 특히 대부분의 초신성 전구를 구성할 것으로 예상되는 가장 뜨거운 예입니다. 이론에 따르면 현재까지 관측된 Ibc형 초신성의 조상은 발견될 만큼 밝지 않을 것이지만, 그 조상의 특성에 제약을 가합니다.[88] 초신성 iPTF13bvn의 위치에서 사라진 가능한 조상 별은 하나의 WR 별일 수도 있지만,[94] 다른 분석에서는 벗겨진 별 또는 헬륨 거성이 있는 덜 무거운 쌍성계를 선호합니다.[95][96] 유일하게 가능한 WR 초신성 전구는 SN 2017ein에 대한 것이며, 이 전구가 단일 거대 WR 항성인지 쌍성계인지는 다시 불확실합니다.[97]

2022년 그란 망원경 카나리아스의 천문학자들은 울프-레이에 별의 첫 초신성 폭발을 보고했습니다. SN 2019hgp는 Icn형 초신성으로 네온 원소가 검출된 최초의 사례이기도 합니다.[98][99][100]

예

울프-레이에 별의 가장 눈에 띄는 예는 γ 벨로룸(WR 11)으로, 대부분의 빛이 O7.5 거대 동반성에서 나오지만 북위 40도 남쪽에 위치한 사람들에게는 밝은 맨눈의 별입니다. 스펙트럼의 이국적인 특성(어두운 흡수선 대신 밝은 방출선) 때문에 "남쪽 하늘의 스펙트럼 보석"이라고 불립니다. 진도 6보다 밝은 유일한 다른 울프-레이에 별은 θ 무스카에(WR 48)로 두 개의 O급 동반성을 가지고 있습니다. 둘 다 WC 스타입니다. "ex" WR 별 WR 79a (HR 6272)는 진도 6보다 밝지만 현재는 강력한 방출을 가진 특이한 O8 초거성으로 여겨지고 있습니다. 규모 6.4로 그 다음으로 밝은 것은 WR 22로 WN7h 프라이머리를 가진 거대한 쌍성입니다.[19]

현재 알려진 가장 질량이 크고 가장 밝은 별인 R136a1 역시 중심핵에 여전히 수소를 융합하고 있는 WNh형의 울프-레이에별입니다. 가장 빛나고 무거운 별들을 많이 포함하는 이 유형의 별은 매우 젊고, 보통 가장 밀도가 높은 성단의 중심에서만 발견됩니다. 때때로 이러한 성단 밖에서 VFTS 682와 같은 폭주하는 WNh 별이 발견되는데, 이는 다중계나 다른 별들과의 상호작용에 의해 분출되었을 가능성이 있습니다.

울프-레이에 쌍성계를 포함하는 삼중성계의 예로는 에이펩이 있습니다. 그것은 극심한 항성풍에 의해 움직이는 엄청난 양의 탄소 먼지를 방출합니다. 두 별이 서로의 궤도를 돌면서, 먼지는 빛나는 자줏빛 꼬리로 둘러싸입니다.

가장 뜨거운 비퇴화성(가장 뜨거운 몇 개)은 모두 울프-레이에 별이며, 그 중 가장 뜨거운 별은 WR 102로 21만 K만큼 뜨거운 것으로 보이며, 그 다음은 WR 142로 온도가 약 20만 K입니다. 대형 마젤란운에 위치한 LMC195-1의 온도는 비슷해야 하지만 현재로서는 이 온도를 알 수 없습니다.

a giant smouldering star
HD 184738, 캠벨의 별로도 알려져 있습니다. 이것은 사실 행성상 성운이며 중심 항성은 거대한 울프-레이에 별들의 주요 등급과는 달리 오래된 낮은 질량의 항성입니다.[101]

HD 45166은 가장 자성이 강한 항성으로 알려져 있으며, 최초로 알려진 울프-레이에 항성으로 알려져 있습니다.[102]

극소수의 행성상성운들만이 WR형 중심별을 가지고 있지만, 상당한 수의 잘 알려진 행성상성운들이 중심별을 가지고 있습니다.

WR형 중심별을[103] 가진 행성상성운
행성상 성운 중심성형
NGC 2452 [WO1]
NGC 2867 [WO2]
NGC 5189 (나선형 행성상 성운) [WO1]
NGC 2371-2 [WO1]
NGC 5315 [WO4]
NGC 40 [WC8]
NGC 7026 [WO3]
NGC 1501 [WO4]
NGC 6751 [WO4]
NGC 6369 (작은 유령 성운) [WO3]
MyCn18 (모래시계 성운) [WC]–PG1159

참고 항목

참고문헌

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