이 좋습니다. 번역을 확장할 필요가 있는 다른 문서를 보고 싶으시다면 분류 : 번역 확장 필요 문서를 참고해주세요. 볼프 - 레이에별 WR 124와 그 주위의 M1 - 67 성운을 촬영한 허블우주망원경 사진. 볼프 - 레이에별 ( 프랑스어 : [UNK] Wolf - Rayet, 영어 : Wolf - Rayet Star 약칭 WR ) 은 주계열성이었을 때 질량이 약 20 [UNK] 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 K
물리적 특징 2 관측 역사 3 예 4 함께 보기 5 각주 물리적 특징 [ 편집 ] 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 - 레이에별들
들 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 ] 헤르츠스프룽 - 러셀도표 aka 색등급도 분광형 갈색왜성 백색왜성 적색왜성 준왜성 주계열성 ( 소위 " 왜성 " ) 준거성 거성
감마선 폭발 현상의 전조로 생각된다. 가장 잘 알려져 있으며 관측이 제일 쉬운 볼프 - 레이에별은 [UNK] 감마 2로, 북위 40도 이남 지역에서 관측할 수 있다. [UNK] 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 [ 편집 ] 다음 목록은 현재까지 관측된 볼프 - 레이에별의 목록이다. 이름 바이어 기호 분광형 질량 ( 태양 = 1 ) 거리 ( 광년 ) 비고 WR 102ka 없음 WN10 175 26000 [UNK] 감마A [UNK] 감마 WC8 840 가장 가까운 항성계 용골자리 AG 없음 W 50 200 WR 20a 없음 WN6ha 82. 7 200 W
의 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 [UNK] 감마 2로, 북위 40도 이남 지역에서 관측할 수 있다. [UNK] 감마 항
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
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 [ 편집 ] 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
다. [ 8 ] 헤르츠스프룽 - 러셀도표 aka 색등급도 분광형 갈색왜성 백색왜성 적색왜성 준왜성 주계열성 ( 소위 " 왜성 " ) 준거성 거성 밝은 거성 초거성 극대거성 절대 등급 ( MV ) 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
45 : 135 ↑ Conti, P. S. 1976, in Proc. 20th Colloq Int. Astrophys. Liege ↑ Crowther, P. A., 2007, Physical Properties of Wolf - Rayet Stars, Ann. Rev. A & A, 45 : 177 - 219. ↑ Hoffleit. " The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. ". vdeh항성진화 항성 형성 전주계열성 주계열성 수평거성 점근거성 끌어올림 불안정띠 레드클럼프 행성상성운 원시 행성계 원반 밝은 청색변광성 볼프 - 레이에별 신성 의사 초신성 초신성 극초신성 색등급도 원시별 분자운 보크구상체 젊은 항성체 허빅 - 아로천체 하야시
량 블랙홀 밀집성 쿼크별 특이성 좀비별 국부 거품 초거품 오리온 - 에리다누스 초거품 초신성의 발견 객성 초신성 관측의 역사 초신성 관련 연표 관련 목록 초신성 목록 초신성 후보 목록 질량이 큰 별 목록 거리순 초신성 목록 초신성잔해 목록 유명 초신성 바너드 루프 카시오페이아자리 A SN 1054 게 성운 SN 1572 SN 1604 SN 1987A SN 185 SN 1006 SN 2003fg SNR G1. 90. 3 SN 2007bi SN 2014J SN 레프스달 ASASSN - 15lh [UNK] 초신성잔해 분류 : 초신성 · 공용 미디어 원본 주소 " " 분류 : 볼프 - 레이에별항성의 형태항성 진화숨은 분류 : 인용 오류 - 날짜인용 오류 - 지원되지 않는 변수 무시됨번역 확장 필요 문서프랑스어 표기를
볼프-레이에 별(프랑스어: Étoile Wolf-Rayet, 영어: Wolf-Rayet Star 약칭 WR성)은 특이한 스펙트럼을 가진 희귀한 항성 유형이다. 헬륨 이온과 고차 질소 이온이나 고차 탄소 이온에서 기원한 넓은 방출선을 보이는 것이 특징이다. 이들의 스펙트럼은 항성 표면에서 수소가 결핍되어 있고 중원소가 매우 부화되어 있으며 강한 항성풍이 방출되고 있음을 암시한다. 알려진 볼프레이에 별의 표면온도는 약 20,000K에서 210,000K에 이르는데, 이는 다른 거의 모든 종류의 항성보다도 뜨겁다. 과거에는 이들을 스펙트럼 분류로써 W형 항성(영어: W-type Star)으로 일컫기도 하였다. 고전적인 1족 볼프레이에 별은 진화한 대질량성으로서 외피층의 수소를 완전히 상실하고 핵에서 헬륨이나 그보다 무거운 원소를 융합하고 있다. 스펙트럼에서 수소선이 나타나는 1족 WR성의 일부는 WNh성으로 알려져 있다. 이들은 어린 극대질량성으로서 아직 핵에서 수소를 연소하고 있으며, 강한 혼합과 복사에서 비롯한 질량 손실로 그 표면에 헬륨과 질소가 노출된 상태다. WR 스펙트럼을 가진 별도의 분류로는 행성상성운 중심성(CSPN)이 있는데, 이들은 주계열성일 적에 태양과 유사하였으나 지금은 점근거성을 지나 핵반응이 멎고 대기를 방출하여 탄소·산소 핵이 드러난 상태의 항성이다. 모든 볼프레이에 별은 높은 온도로 인해 극도로 밝다. CSPN의 경우 태양 복사광도(L⊙)의 수천 배, 1족 WR성은 수십만 L⊙에 이르며, WNh성은 백만 L⊙를 초과한다. 그러나 이들의 주복사대는 자외선이기 때문에 가시적으로 매우 밝지는 않다. 대표적인 볼프레이에 별로는 맨눈으로 보이는 항성인 돛자리 감마와 파리자리 세타, 알려진 가장 무거운 항성 중 하나인 황새치자리 30의 R136a1이 있다.