##하면서 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 [ 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 192103, HD 192641로 각각 명명되어 있다 ), 이들은 폭이 넓은 방출선을 보여주고 있었다. [ 4 ] 볼프 - 레이에별의
##en, 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. Bibcode : 2012AJ.... 143.. 149S. arXiv : 1106. 2196. doi : 10. 1088 / 0004 - 6256 / 143 / 6 / 149. ↑ Sander, A. ; Hamann, W. - R. ; Todt, H. ( 2012 ). " The Galactic WC stars ". 《 Astronomy & Astrophysics 》 540 : A144. Bibcode : 2012A & A... 540A. 144S. arXiv : 1201. 6354. doi : 10. 1051 / 0004 - 6361 / 201117830. ↑ P., Murdin ( 2001 ). 《 Wolf, Charles J E ( 1827 - 1918 ) 》. 《 Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics 》 ( Bristol : Institute of Physics Publ
핵 대류층 복사층 광구 흑점 채층 코로나 태양풍 ( 거품 ) 성진학 에딩턴 한계 핵합성 알파 반응 삼중 알파 과정 양성자 - 양성자 연쇄 반응 헬륨섬광 CNO 순환 탄소 연소 과정 네온 연소 과정 산소 연소 과정 규소 연소 과정 S - 과정 R - 과정 특성 항성 분류 항성 명칭 항성 역학 유효온도 항성운동학 ( 고유운동 시선속도 ) 항성 자기장 등급 ( 절대등급 겉보기등급 사진등급 ) 질량 반지름 광도 금속함량 미소난류 행성계 항성 자전 항성계 ( 쌍성 다중성 접촉쌍성 ) UBV 측광계 항성 목록 별자리별 질량이 큰 별 질량이 작은 별 반지름이 큰 별 밝게 보이는 별 광도가 큰 별 가까운 별 갈색왜성 항성 천문학 연대표 항성목록 헨리 드레이퍼 목록 히파르코스 목록 고전역학 뉴턴의 블랙홀 vdeh변광성맥동변광성세페이드 고전적 세페이드 변광성 II형 세페이드 허큘리스자리 BL형 변광성 처녀자리 W형 변광성 거문고자리 RR형 변광성 방패자리 델타형 변광성 고속진동 Ap성 봉황자리 SX형 변광성 청백변광성 백조자리 알파형 변광성 세페우스자리 베타형 변광성 저속맥동 B형
##형 변광성 청백변광성 백조자리 알파형 변광성 세페우스자리 베타형 변광성 저속맥동 B형 항성 망원경자리 PV형 변광성 장주기 변광성 및반규칙 변광성 미라형 변광성 반규칙 변광성 저속 반규칙 변광성 그 외 황새치자리 감마형 변광성 황소자리 RV형 변광성 태양형 진동 맥동백색왜성 분출변광성전주계열성 오리온자리 FU형 변광성 허빅 Ae / Be 별 오리온 변광성 거성 및 초거성 밝은 청색변광성 북쪽왕관자리 R형 변광성 페르세우스자리 DY형 변광성 황색극대거성 분출쌍성 이중주기 변광성 큰개자리 FS형 변광성 사냥개자리 RS형 변광성 그 외 섬광성 카시오페이아자리 감마형 변광성 에리다누스자리 람다형 변광성 볼프 - 레이에별 격변변광성 사냥개자리 AM형 변광성 왜신성 신성 초신성 공생성 안드로메다자리 Z형 변광성 자전변광성비구형 회전타원체 변광성 흑점 용자리 BY형 변광성 머리털자리 FK형 변광성 자기장 사냥개자리 알파2형 변광성 맥동전파
##띠 레드클럼프 행성상성운 원시 행성계 원반 밝은 청색변광성 볼프 - 레이에별 신성 의사 초신성 초신성 극초신성 색등급도 원시별 분자운 보크구상체 젊은 항성체 허빅 - 아로천체 하야시 경로 하야시 한계 헤니에이 경로 황소자리 T형 항성 허빅 Ae / Be 별 종류 준왜성 ( B형 ) 왜성 ( 청색 주황색 적색 황색 ) 준거성 거성 ( 청색 적색 ) 밝은 거성 초거성 ( 청색 적색 황색 ) 극대거성 ( 황색 ) 청색 낙오성 껍질별 특이별 ( Ap / Bp 별 바륨별 탄소별 CH 별 수은 - 망가니즈 별 Am 별 S형 별 ) 테크네튬 별 변광성 ( 불규칙 반규칙 오리온 ) 잔해 백색왜성 ( 흑색왜성 ) 중성자별 ( 펄서 마그네타 ) 항성질량 블랙홀 밀집성 쿼크별 프레온 별 Q별 퍼즈볼 보손 별 그라바스타 암흑 에너지 별 검은 별 약전자기별 자기권 연속적 붕괴 천체 암흑물질성 이론적인 별 암흑물질성 쿼시 별 손 - 지트코프 천체 아이언 스타 중간 단계 갈색왜성 준갈색왜성 떠돌이 행성 구조 핵 대류층 복사층 광구 흑점 채층 코로나 태양풍 ( 거품 ) 성진학 에딩턴 한계 핵합성 알파 반응 삼중
) ↑ Beals, C. S. ( 1933 ). " Classification and temperatures of Wolf - Rayet stars ". 《 The Observatory 》 56 : 196 - 197. ↑ Swings, P. ( 1942 ). " The Spectra of Wolf - Rayet Stars and Related Objects ". 《 Astrophysical Journal 》 95 : 112 - 133. doi : 10. 1086 / 144379. ↑ van der Hucht, K. A. 2001, New Astron. Rev., 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
, 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 감마, 파리자리 세타, 그리고 독거미 성운 속의 R136a1가 있다. 목차 1 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
( 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 감마 2로, 북위 40도 이남 지역에서 관측할 수 있다. 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 분광
볼프 - 레이에별 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 볼프 - 레이에별 위키백과, 우리 모두의 백과사전. ( 볼프 - 레이에별에서 넘어옴 ) 둘러보기로 가기 검색하러 가기 이 문서는 영어 위키백과의 Wolf - Rayet Star 문서를 번역하여 문서의 내용을 확장할 필요가 있습니다. 신뢰성 있고 확인할 수 있는 출처가 제시되도록 번역하여 주십시오. 번역을 완료한 후에는 { { 번역된 문서 } } 틀을 토론창에 표기하여 저작자를 표시하여 주십시오. 문맥상 이해를 돕기 위해 관련 문서를 같이 번역해주시는 것이 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 : Wolf - Rayet, 영어 : Wolf - Rayet Star 약칭 WR ) 은 주계열성이었을 때 질량이 약 20 이상인 별들이 나이를 먹고 진화한 별으로, 초속 2천 킬로미터 이상의 강력한 항성풍을 통해 질량을 상실하고 있는 별이다. 1년에 10 - 5 태양
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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.