{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:A cosmic couple.jpg|섬네일|upright=1.4|alt=A cosmic couple|[[허블 우주 망원경]]이 촬영한 볼프레이에 별 [[WR 124]]와 M1-67 성운.]]

'''볼프-레이에 별'''({{llang|fr|Étoile Wolf-Rayet}}, {{llang|en|Wolf-Rayet Star}} 약칭 '''WR성''')은 특이한 [[스펙트럼]]을 가진 희귀한 [[항성]] 유형이다. [[헬륨]] 이온과 고차 [[질소]] 이온이나 고차 [[탄소]] 이온에서 기원한 넓은 [[방출 스펙트럼#선 스펙트럼|방출선]]을 보이는 것이 특징이다. 이들의 스펙트럼은 항성 표면에서 [[수소]]가 결핍되어 있고 [[금속함량|중원소]]가 매우 부화되어 있으며 강한 [[항성풍]]이 방출되고 있음을 암시한다. 알려진 볼프레이에 별의 [[유효온도|표면온도]]는 약 20,000[[켈빈|K]]에서 210,000K에 이르는데, 이는 다른 거의 모든 종류의 항성보다도 뜨겁다. 과거에는 이들을 스펙트럼 분류로써 '''W형 항성'''({{llang|en|W-type Star}})으로 일컫기도 하였다.

고전적인 [[금속함량#항성종족 I 1|1족]] 볼프레이에 별은 [[항성진화|진화한]] 대질량성으로서 외피층의 수소를 완전히 상실하고 핵에서 헬륨이나 그보다 무거운 원소를 융합하고 있다. 스펙트럼에서 수소선이 나타나는 [[금속함량#항성종족 I 1|1족]] WR성의 일부는 WNh성으로 알려져 있다. 이들은 어린 극대질량성으로서 아직 핵에서 수소를 연소하고 있으며, 강한 혼합과 복사에서 비롯한 [[항성 질량 손실|질량 손실]]로 그 표면에 헬륨과 질소가 노출된 상태다. WR 스펙트럼을 가진 별도의 분류로는 [[행성상성운]] 중심성(CSPN)이 있는데, 이들은 [[주계열성]]일 적에 [[태양]]과 유사하였으나 지금은 [[점근거성열|점근거성]]을 지나 핵반응이 멎고 [[대기]]를 방출하여 탄소·산소 핵이 드러난 상태의 항성이다.

모든 볼프레이에 별은 높은 온도로 인해 극도로 밝다. CSPN의 경우 태양 [[복사광도]]([[태양 광도|''L''<sub>⊙</sub>]])의 수천 배, 1족 WR성은 수십만 ''L''<sub>⊙</sub>에 이르며, WNh성은 백만 ''L''<sub>⊙</sub>를 초과한다. 그러나 이들의 주복사대는 [[자외선]]이기 때문에 가시적으로 매우 밝지는 않다.

대표적인 볼프레이에 별로는 맨눈으로 보이는 항성인 [[돛자리 감마]]와 [[파리자리 세타]], 알려진 [[질량이 큰 항성 목록|가장 무거운 항성]] 중 하나인 [[황새치자리 30]]의 [[R136a1]]이 있다.

== 관측 역사 ==
[[파일:Crescenthunter.jpg|upright=1.0|섬네일|right|alt=Crescent Nebula|WN6형 항성 [[WR 136]]. 적색 초거성 단계에서 뜨겁고 빠른 WR 항성풍이 대기를 방출하여 형성한 [[초승달 성운|거품 구조의 성운]]을 끼고 있다.]]

1867년, 천문학자 [[샤를 볼프]]와 [[조르주 레이에]]<ref name="1번 각주"/>는 [[파리천문대]]의 40cm 푸코 망원경을 사용하여 [[백조자리]]에서 [[연속스펙트럼]] 위로 넓은 방출띠가 나타나는 항성 셋([[WR 134]], [[WR 135]], [[WR 137]])을 발견하였다.<ref name="2번 각주"/> 대부분의 항성은 표면 위의 [[원소]]가 특정 [[주파수]]의 빛에너지를 흡수하기 때문에 그 스펙트럼에서 [[흡수선]]이나 띠만이 나타난다. 따라서 이 세 항성은 명백히 특이한 [[천체]]였다.

볼프레이에 별의 스펙트럼에서 나타나는 방출띠의 본질은 발견 이후 수십 년간 수수께끼로 남아있었다. [[에드워드 찰스 피커링]]은 이 방출선이 특수 상태의 수소에서 기원하였으리라는 가설을 제안한 바 있다. 이 "[[피커링 계열]]"의 선은 반정수 양자수를 대입하였을 때 [[발머 계열]]과 유사한 규칙성을 보였는데, 나중에는 이러한 선이 헬륨에서 기원한 것으로 밝혀졌다.<ref name="3번 각주"/> 피커링은 볼프레이에 스펙트럼과 [[성운]]의 스펙트럼이 유사하다는 사실을 주목하기도 하였다. 이러한 유사성은 볼프레이에 항성 일부나 전부가 행성상성운 중심성일 것이라는 결론으로 귀결되었다.<ref name="4번 각주"/>

1929년 무렵, 방출띠의 폭이 넓은 것은 [[도플러 선폭증대]]가 원인일 것으로 여겨지고 있었다. 그러므로 볼프레이에 별의 주변 [[기체]]는 시선을 따라 300~2400km/s의 속력으로 움직이고 있어야 할 것이다. 이러한 추론 과정은 볼프레이에 별이 지속해서 기체를 우주 공간으로 방출함으로써 부풀어오르는 성운상의 기체 껍질을 형성하고 있다는 결론으로 이어졌다. 기체를 관측의 큰 속력으로 가속하는 힘은 [[복사압]]이다.<ref name="5번 각주"/> 볼프레이에 유형의 스펙트럼을 가진 항성 상당수는 행성상성운 중심성이라는 것이 잘 알려져 있었고, 다른 상당수가 뚜렷한 행성상성운이나 가시적인 성운상이 나타나지 않는다는 사실 역시 잘 알려져 있었다.<ref name="6번 각주"/>

헬륨에 이어서 [[칼라일 스미스 빌스]]는 볼프레이에 별의 스펙트럼에서 탄소와 산소와 질소의 방출선이 나타난다는 사실을 밝혀냈다.<ref name="7번 각주"/><ref name="8번 각주"/> 1938년, [[국제천문연맹]]은 볼프레이에 별의 스펙트럼을 질소선과 탄소·산소선의 지분에 따라서 WN형과 WC형으로 구분하기로 하였다.<ref name="9번 각주"/>

1969년, 강한 O<small>{{thinsp}}VI</small> 방출선을 가진 일부 CSPN이 "O<small>{{thinsp}}VI</small> 계열" 혹은 OVI형으로 분류되었다.<ref name="10번 각주"/> 나중에는 이 분류를 [WO]성으로 표기하였으며, 결국에는 이를 동시에 1족 WR성으로도 분류하였다.<ref name="11번 각주"/><ref name="12번 각주"/>

스펙트럼에서 수소선이 나타나는 만기형(이따금 그렇게 만기형은 아닌) WN성은 수소가 없는 WR성과는 다른 진화 단계에 있다. 이러한 항성을 다른 WN성과 구분하기 위해서 WNh형이라는 하위분류가 도입되었다. 과거에는 이 분류를 만기형이라는 의미에서 WNL성으로 표기하였지만, 수소가 없는 만기형 WN성과 WN5형 정도로 조기형이면서 수소를 가진 WR성이 존재하였기 때문에 새 표기를 창안하였다.<ref name="13번 각주"/>

== 분류 ==
[[파일:Wr137 spc.png|right|upright=1.2|섬네일|alt=WR 137 spectrum|WR성의 세 원형 중 하나이자 WC7형 항성 [[WR 137]]의 스펙트럼.<ref name="14번 각주"/> 가로축의 파장 단위는 [[옹스트롬|Å]]이다.]]

볼프레이에 별은 스펙트럼에서 나타나는 강하고 넓은 방출선을 바탕으로 그 이름이 주어졌다. 헬륨과 질소와 탄소와 [[규소]]와 산소의 방출선이 확인되지만, 수소선은 일반적으로 약하거나 나타나지 않는다. 처음의 볼프레이에 분류 체계는 질소 [[이온]](N<small>{{thinsp}}III</small>, N<small>{{thinsp}}IV</small>, N<small>{{thinsp}}V</small>)의 방출선이 다른 스펙트럼을 압도하는지, 탄소 이온(C<small>{{thinsp}}III</small>, C<small>{{thinsp}}IV</small>)과 이따금은 산소 이온(O<small>{{thinsp}}III</small>~O<small>{{thinsp}}VI</small>)의 방출선이 다른 스펙트럼을 압도하는지를 두고 각각 WN형과 WC형으로 구분하였다.<ref name="15번 각주"/> 그리고 WN형과 WC형은 541.1[[나노미터|nm]]의 He<small>{{thinsp}}II</small>선과 587.5nm의 He<small>{{thinsp}}I</small>선의 상대 세기를 근거로 WN5형에서 WN8형, WC6형에서 WC8형의 온도 계열로 세분되었다. 볼프레이에 방출선에는 별 주변 물질 때문에 폭이 넓어진 흡수 날개([[백조자리 P형 윤곽|백조자리 P형 선 윤곽]])가 흔하게 나타난다. 산소 이온 방출선이 탄소 이온 방출선을 압도하는 고온 항성에 대해서는 WC형과 WO형을 구분하기도 하였지만, 실제 두 원소의 조성은 이들을 달리 구분하여도 별 차이가 없을 것이다.<ref name="6번 각주"/> 공식적으로는 WC형과 WO형 스펙트럼을 C<small>{{thinsp}}III</small> 방출선의 유무로 구분한다.<ref name="16번 각주"/> 또한, WC형 스펙트럼은 일반적으로 O<small>{{thinsp}}VI</small>선이 나타나지 않지만, WO형 스펙트럼은 강한 O<small>{{thinsp}}VI</small>선이 나타난다.<ref name="17번 각주"/>

WN 스펙트럼 계열은 WN2형에서 WN9형까지 전개되었다. 그 정의는 463.4~464.1nm와 531.4nm에서 나타나는 N<small>{{thinsp}}III</small> 방출선과 347.9~348.4nm와 405.8nm에서 나타나는 N<small>{{thinsp}}IV</small> 방출선과 460.3nm와 461.9nm와 493.3~494.4nm에서 나타나는 N<small>{{thinsp}}V</small> 방출선의 상대 세기에 바탕을 둔 형태로 개정되었다.<ref name="18번 각주"/> 이러한 선은 강하고 가변적인 He 방출 영역과 구분이 쉬우며, 그 선의 세기는 온도와 잘 상관되어 있다. WN형과 Ofpe형 스펙트럼의 중간형을 가진 항성은 WN10형과 WN11형으로 분류되지만, 이 명명법이 널리 수용되진 않았다.<ref name="19번 각주"/>

WN1형은 N<small>{{thinsp}}IV</small>선과 N<small>{{thinsp}}V</small>선이 없는 항성에 주어지는 분류로 제안되었다. 이는 WN2형과 WN2.5형의 중간형처럼 보이는 [https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Brey+1&submit=submit+id 브레이 1]과 [https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Brey+66&submit=submit+id 브레이 66]를 따로 구분하기 위함이었다.<ref name="20번 각주"/> 각 WN형 하위분류 간의 상대 선 세기와 상대 폭의 정량화는 나중에 이온화 척도이자 스펙트럼 하위분류를 나타낼 주요 지표로서 541.1nm의 He<small>{{thinsp}}II</small>선과 587.5nm의 He<small>{{thinsp}}I</small>선 사이의 세기비가 도입되면서 이루어졌다. 지금은 브레이 1과 브레이 66가 WN3b형으로 분류되었기 때문에 WN1형을 분류할 필요가 없다. 다소 모호한 WN2.5형과 WN4.5형 역시 폐기되었다.<ref name="21번 각주"/>

{| class="wikitable"
|+WN형 스펙트럼의 분류
! 분광형 !! 처음 기준<ref name="16번 각주"/> !! 개정된 기준<ref name="21번 각주"/> !! 기타 특징
|-
| WN2 || N<small>{{thinsp}}V</small>가 약하거나 부재 || N<small>{{thinsp}}V</small>와 N<small>{{thinsp}}IV</small> 부재 || He<small>{{thinsp}}II</small>가 강하고 He<small>{{thinsp}}I</small>는 부재
|-
| WN2.5 || N<small>{{thinsp}}V</small>는 존재하나, N<small>{{thinsp}}IV</small>는 부재 || 폐기된 유형 ||
|-
| WN3 || N<small>{{thinsp}}IV</small> ≪ N<small>{{thinsp}}V</small>, N<small>{{thinsp}}III</small>는 약하거나 부재 || He<small>{{thinsp}}II</small>/He<small>{{thinsp}}I</small> > 10, He<small>{{thinsp}}II</small>/C<small>{{thinsp}}IV</small> > 5 || 선 윤곽이 특이하며, N<small>{{thinsp}}V</small> 세기가 예측 불허함
|-
| WN4 || N<small>{{thinsp}}IV</small> ≈ N<small>{{thinsp}}V</small>, N<small>{{thinsp}}III</small>는 약하거나 부재 || 4 < He<small>{{thinsp}}II</small>/He<small>{{thinsp}}I</small> < 10, N<small>{{thinsp}}V</small>/N<small>{{thinsp}}III</small> > 2 || C<small>{{thinsp}}IV</small> 존재
|-
| WN4.5 || N<small>{{thinsp}}IV</small> > N<small>{{thinsp}}V</small>, N<small>{{thinsp}}III</small>는 약하거나 부재 || 폐기된 유형 ||
|-
| WN5 || N<small>{{thinsp}}III</small> ≈ N<small>{{thinsp}}IV</small> ≈ N<small>{{thinsp}}V</small> || 1.25 < He<small>{{thinsp}}II</small>/He<small>{{thinsp}}I</small> < 8, 0.5 < N<small>{{thinsp}}V</small>/N<small>{{thinsp}}III</small> < 2 || N<small>{{thinsp}}IV</small> 혹은 C<small>{{thinsp}}IV</small> > He<small>{{thinsp}}I</small>
|-
| WN6 || N<small>{{thinsp}}III</small> ≈ N<small>{{thinsp}}IV</small>, N<small>{{thinsp}}V</small>는 약함 || 1.25 < He<small>{{thinsp}}II</small>/He<small>{{thinsp}}I</small> < 8, 0.2 < N<small>{{thinsp}}V</small>/N<small>{{thinsp}}III</small> < 0.5 || C<small>{{thinsp}}IV</small> ≈ He<small>{{thinsp}}I</small>
|-
| WN7 || N<small>{{thinsp}}III</small> > N<small>{{thinsp}}IV</small> || 0.65 < He<small>{{thinsp}}II</small>/He<small>{{thinsp}}I</small> < 1.25 || 백조자리 P형 윤곽의 He<small>{{thinsp}}I</small>이 약하게 나타나며, He<small>{{thinsp}}II</small> > N<small>{{thinsp}}III</small>, C<small>{{thinsp}}IV</small> > He<small>{{thinsp}}I</small>
|-
| WN8 || N<small>{{thinsp}}III</small> ≫ N<small>{{thinsp}}IV</small>|| He<small>{{thinsp}}II</small>/He<small>{{thinsp}}I</small> < 0.65 || 백조자리 P형 윤곽의 He<small>{{thinsp}}I</small>이 강하게 나타나며, He<small>{{thinsp}}II</small> ≈ N<small>{{thinsp}}III</small>, C<small>{{thinsp}}IV</small>는 약함
|-
| WN9 || N<small>{{thinsp}}III</small> > N<small>{{thinsp}}II</small>, N<small>{{thinsp}}IV</small>는 부재|| N<small>{{thinsp}}III</small> > N<small>{{thinsp}}II</small>, N<small>{{thinsp}}IV</small>는 부재 || 백조자리 P형 윤곽의 He<small>{{thinsp}}I</small>이 나타남
|-
| WN10 || N<small>{{thinsp}}III</small> ≈ N<small>{{thinsp}}II</small> || N<small>{{thinsp}}III</small> ≈ N<small>{{thinsp}}II</small> || H 발머와 백조자리 P형 윤곽의 He<small>{{thinsp}}I</small>이 나타남
|-
| WN11 || N<small>{{thinsp}}III</small>는 약하거나 부재, N<small>{{thinsp}}II</small>이 나타남|| N<small>{{thinsp}}III</small> ≈ He<small>{{thinsp}}II</small>, N<small>{{thinsp}}III</small>는 약하거나 부재 || H 발머와 백조자리 P형 윤곽의 He<small>{{thinsp}}I</small>과 Fe<small>{{thinsp}}III</small>가 나타남
|}

WC형 스펙트럼 계열은 WC4형에서 WC11형까지 전개되었지만, 일부 오래된 문헌에서는 WC1~WC3형을 사용하기도 한다. WC형의 하위유형을 구분하는 데 쓰이는 주요 방출선은 426.7nm의 C<small>{{thinsp}}II</small>와 569.6nm의 C<small>{{thinsp}}III</small>와 465.0nm의 C<small>{{thinsp}}III</small>/<small>IV</small>와 580.1~581.2nm의 C<small>{{thinsp}}IV</small>와 557.2~559.8nm의 O<small>{{thinsp}}V</small>(및 O<small>{{thinsp}}III</small>) 혼합체다.<ref name="16번 각주"/> 이 계열은 여타 [[분광형]]과 다르게 WC10형과 WC11형을 포함한다. 그 하위유형은 1차적으로 탄소와 산소의 함량 변화와 무관하게 이온화 인자에 따른 탄소선들의 상대 세기를 기반으로 기준을 정량화하였다.<ref name="17번 각주"/>

{| class="wikitable"
|+WC형 스펙트럼의 분류
! rowspan=2|분광형 !! rowspan=2|처음 기준<ref name="16번 각주"/> !! colspan=2|정량화된 기준<ref name="17번 각주"/> !! rowspan=2|기타 특징
|-
! 1차 !! 2차
|-
| WC4 || C<small>{{thinsp}}IV</small>는 강하지만 C<small>{{thinsp}}II</small>는 약하며, O<small>{{thinsp}}V</small>는 중간 정도 || C<small>{{thinsp}}IV</small>/C<small>{{thinsp}}III</small> > 32 || O<small>{{thinsp}}V</small>/C<small>{{thinsp}}III</small> > 2.5 || O<small>{{thinsp}}VI</small>가 약하거나 부재
|-
| WC5 || C<small>{{thinsp}}III</small> ≪ C<small>{{thinsp}}IV</small>, C<small>{{thinsp}}III</small> < O<small>{{thinsp}}V</small> || 12.5 < C<small>{{thinsp}}IV</small>/C<small>{{thinsp}}III</small> < 32 || 0.4 < C<small>{{thinsp}}III</small>/O<small>{{thinsp}}V</small> < 3 || O<small>{{thinsp}}VI</small>가 약하거나 부재
|-
| WC6 || C<small>{{thinsp}}III</small> ≪ C<small>{{thinsp}}IV</small>, C<small>{{thinsp}}III</small> > O<small>{{thinsp}}V</small> || 4 < C<small>{{thinsp}}IV</small>/C<small>{{thinsp}}III</small> < 12.5 || 1 < C<small>{{thinsp}}III</small>/O<small>{{thinsp}}V</small> < 5 || O<small>{{thinsp}}VI</small>가 약하거나 부재
|-
| WC7 || C<small>{{thinsp}}III</small> < C<small>{{thinsp}}IV</small>, C<small>{{thinsp}}III</small> ≫ O<small>{{thinsp}}V</small> || 1.25 < C<small>{{thinsp}}IV</small>/C<small>{{thinsp}}III</small> < 4 || C<small>{{thinsp}}III</small>/O<small>{{thinsp}}V</small> > 1.25 || O<small>{{thinsp}}VI</small>가 약하거나 부재
|-
| WC8 || C<small>{{thinsp}}III</small> > C<small>{{thinsp}}IV</small>, C<small>{{thinsp}}II</small>가 나타나지 않으며, O<small>{{thinsp}}V</small>는 약하거나 부재 || 0.5 < C<small>{{thinsp}}IV</small>/C<small>{{thinsp}}III</small> < 1.25 || C<small>{{thinsp}}IV</small>/C<small>{{thinsp}}II</small> > 10 || He<small>{{thinsp}}II</small>/He<small>{{thinsp}}I</small> > 1.25
|-
| WC9 || C<small>{{thinsp}}III</small> > C<small>{{thinsp}}IV</small>, C<small>{{thinsp}}II</small>가 나타나며, O<small>{{thinsp}}V</small>는 약하거나 부재 || 0.2 < C<small>{{thinsp}}IV</small>/C<small>{{thinsp}}III</small> < 0.5 || 0.6 < C<small>{{thinsp}}IV</small>/C<small>{{thinsp}}II</small> < 10 || 0.15 < He<small>{{thinsp}}II</small>/He<small>{{thinsp}}I</small> < 1.25
|-
| WC10 || || 0.06 < C<small>{{thinsp}}IV</small>/C<small>{{thinsp}}III</small> < 0.15 || 0.03 < C<small>{{thinsp}}IV</small>/C<small>{{thinsp}}II</small> < 0.6 || He<small>{{thinsp}}II</small>/He<small>{{thinsp}}I</small> < 0.15
|-
| WC11 || || C<small>{{thinsp}}IV</small>/C<small>{{thinsp}}III</small> < 0.06 || C<small>{{thinsp}}IV</small>/C<small>{{thinsp}}II</small> < 0.03 || He<small>{{thinsp}}II</small> 부재
|}

WO형 항성을 분류하는 데 쓰이는 주 방출선은 580.1nm의 C<small>{{thinsp}}IV</small>와 340.0nm의 O<small>{{thinsp}}IV</small>, 557.2~559.8nm의 O<small>{{thinsp}}V</small>(및 O<small>{{thinsp}}III</small>) 혼합체, 381.1~383.4nm의 O<small>{{thinsp}}VI</small>, 567.0nm의 O<small>{{thinsp}}VII</small>, 606.8nm의 O<small>{{thinsp}}VIII</small>이다. WO5형까지 전개되었던 이 계열은 O<small>{{thinsp}}VI</small>/C<small>{{thinsp}}IV</small>와 O<small>{{thinsp}}VI</small>/O<small>{{thinsp}}V</small> 상대 세기비를 기반으로 정량화되었다.<ref name="22번 각주"/> 나중에는 고전의 WR성과 CSPN을 일관적으로 분류하기 위해서 WO1에서 WO4까지의 계열로 되돌아오며 각 분류를 알맞게 조정하였다.<ref name="17번 각주"/>

{| class="wikitable"
|+WO형 스펙트럼의 분류
! rowspan=2|분광형 !! rowspan=2|처음 기준<ref name="16번 각주"/> !! colspan=2|정량화된 기준<ref name="17번 각주"/> !! rowspan=2|기타 특징
|-
! 1차 !! 2차
|-
| WO1 || O<small>{{thinsp}}VII</small> ≥ O<small>{{thinsp}}V</small>, O<small>{{thinsp}}VIII</small> 존재 || O<small>{{thinsp}}VI</small>/O<small>{{thinsp}}V</small> > 12.5 || O<small>{{thinsp}}VI</small>/C<small>{{thinsp}}IV</small> > 1.5 || O<small>{{thinsp}}VII</small> ≥ O<small>{{thinsp}}V</small>
|-
| WO2 || O<small>{{thinsp}}VII</small> < O<small>{{thinsp}}V</small>, C<small>{{thinsp}}IV</small> < O<small>{{thinsp}}VI</small> || 4 < O<small>{{thinsp}}VI</small>/O<small>{{thinsp}}V</small> < 12.5 || O<small>{{thinsp}}VI</small>/C<small>{{thinsp}}IV</small> > 1.5 || O<small>{{thinsp}}VII</small> ≤ O<small>{{thinsp}}V</small>
|-
| WO3 || O<small>{{thinsp}}VII</small>이 약하거나 부재, C<small>{{thinsp}}IV</small> ≈ O<small>{{thinsp}}VI</small> || 1.8 < O<small>{{thinsp}}VI</small>/O<small>{{thinsp}}V</small> < 4 || 0.1 < O<small>{{thinsp}}VI</small>/C<small>{{thinsp}}IV</small> < 1.5 || O<small>{{thinsp}}VII</small> ≪ O<small>{{thinsp}}V</small>
|-
| WO4 || C<small>{{thinsp}}IV</small> ≫ O<small>{{thinsp}}VI</small> || 0.5 < O<small>{{thinsp}}VI</small>/O<small>{{thinsp}}V</small> < 1.8 || 0.03 < O<small>{{thinsp}}VI</small>/C<small>{{thinsp}}IV</small> < 0.1 || O<small>{{thinsp}}VII</small> ≪ O<small>{{thinsp}}V</small>
|}

최근에 볼프레이에 별을 상세히 다루는 연구에서는 주 스펙트럼 분류에 접미 보조기호를 붙이는 방식으로 부가적인 스펙트럼 특징을 알아볼 수 있도록 하였다.<ref name="21번 각주"/>
* h : 수소 방출이 나타나는 경우
* ha: 수소 방출과 흡수가 동시에 나타나는 경우
* o : 수소 방출이 없는 경우
* w : 세기가 약한 선이 있는 경우
* s : 세기가 강한 선이 있는 경우
* b : 넓고 세기가 강한 선이 있는 경우
* d : 티끌이 있는 경우(이따금 가변성, 주기성, 간헐성에 따라 vd, pd, ed로 표현).<ref name="23번 각주"/>

볼프레이에 스펙트럼 분류는 항성이 조밀한 성운과 먼지구름, 혹은 짝별을 자주 동반하면서 복잡한 양상을 보인다. 스펙트럼에서 흡수선이 나타나는 경우, 하나 이상의 평범한 짝별을 동반하고 있을 가능성이 높을 때는 보조기호 "+OB"가 쓰이며, 흡수선의 기원이 불분명할 때는 "+abs"가 쓰인다.<ref name="21번 각주"/>

여타 분광형과 마찬가지로 WR 스펙트럼 하위분류에서는 고온 유형을 조기형({{llang|en|Early-type}})으로 표현하고 저온 유형을 만기형({{llang|en|Late-type}})으로 일컫는다. WNE형과 WCE형은 그 유형의 조기형 스펙트럼을 나타내며, WNL형과 WCL형은 그 유형의 만기형 스펙트럼을 의미한다. 이들은 여섯 내지 일곱의 하위유형으로 세분된다. WNE형 항성은 수소선이 나타나지 않는 경향이 크고, WNL형은 많은 경우에서 수소선이 나타난다.<ref name="16번 각주"/><ref name="24번 각주"/>

행성상성운 중심성의 분광형을 분류할 때는 기호 끝에 [[꺾쇠괄호]]를 표기한다(예를 들어 [WC4]). 이들은 거의 모두 WC 계열이다. 알려진 [WO]성은 탄소 계열의 고온 확장판이다. 소수의 [WN]형과 [WC/WN]형이 존재하기도 하는데, 이들은 상당히 최근에야 발견이 이루어졌다.<ref name="25번 각주"/><ref name="26번 각주"/><ref name="27번 각주"/><ref name="28번 각주"/> 이것들의 형성 메커니즘은 아직 불분명하다.

행성상성운 중심성의 온도는 1족 WR성과 비교하였을 때 극단성을 보이는 경향이 있다. 이 계열은 [WC2]형과 [WC3]형이 흔하지만 [WC12]형까지 전개된다. [WC11]형과 [WC12]형은 조기형과 달리 좁은 방출선이 나타나고 He<small>{{thinsp}}II</small>와 C<small>{{thinsp}}IV</small>선이 없다.<ref name="29번 각주"/><ref name="30번 각주"/>

[[파일:GKPersei-MiniSuperNova-20150316.jpg|right|upright=1.2|섬네일|alt=Nova GK Persei|스펙트럼에서 볼프레이에의 성질을 보이는 [[페르세우스자리 GK]] (1901년 페르세우스자리 신성).<ref name="5번 각주"/>]]

특정 [[초신성]]은 최대 밝기에 이르기 전에 WR 스펙트럼을 보인다.<ref name="31번 각주"/> 이는 그 시점에서 초신성의 물리적인 성질 때문인데, 헬륨이 풍부하면서 고속으로 팽창하는 초신성 분출물은 극단적인 볼프레이에 항성풍과 유사하다. WR 스펙트럼과 유사하게 보이는 모양새는 오래가지 않는다. 재래의 초신성 스펙트럼이 나타나기 전까지는 고차 이온에 의한 스펙트럼이 붕괴하면서 수소와 헬륨의 약한 중성 방출선만 잔존한다. 이러한 분광형에는 "X형"이라는 명칭이 도입되었다. 예를 들면 XWN5(h)식이다.<ref name="32번 각주"/> [[고전 신성|고전적인 신성]]의 스펙트럼 역시 볼프레이에 별처럼 넓은 방출띠를 포함하는 형태로 발달한다. 이 역시 메커니즘이 동일하며, 고밀도 기체가 극고온의 중심 광원 주변에서 고속으로 팽창하는 것이 원인이다.<ref name="6번 각주"/>

=== 빗금표 항성 ===

비슷한 온도의 볼프레이에 항성과 [[O형 항성]]을 구분하는 법은 헬륨과 질소와 탄소와 산소의 강한 이온 방출선 유무를 확인하는 것이지만, 두 유형의 중간 성질을 가지거나 분류하기 어려운 사례가 다수 있다. 일례로, 고광도 O형 항성은 그 스펙트럼에서 헬륨과 질소 등의 방출선이 발달할 수 있으며, 일부 WR성은 수소선과 약한 방출선과 심지어는 흡수 요소까지 나타난다. 이러한 항성에는 O3If<sup>*</sup>/WN6 같은 분광형이 주어지는데, 이를 빗금표 항성({{llang|en|Slash Star}})이라고 한다.<ref name="33번 각주"/>

O형 [[초거성]]은 헬륨과 질소 방출선이나 어떤 흡수선에 대한 방출 요소가 발달할 수 있다. 이것들은 그 항성의 유형에 분광학적 특수성을 나타내는 접미 보조기호로 알아볼 수 있다.

* f : N<small>{{thinsp}}III</small>와 He<small>{{thinsp}}II</small> 방출선이 나타나는 경우
* f<sup>*</sup>: N과 He 방출이 나타나며, N<small>{{thinsp}}IV</small>가 N<small>{{thinsp}}III</small>보다 강한 경우
* f<sup>+</sup>: N과 He와 함께 Si<small>{{thinsp}}IV</small> 방출이 나타나는 경우
* 괄호는 He<small>{{thinsp}}II</small> 방출선 대신 흡수선이 나타나는 경우, 이를테면 (f)
* 이중 괄호는 He<small>{{thinsp}}II</small> 흡수선이 강하고 N<small>{{thinsp}}III</small> 방출이 약한 경우, 이를테면 ((f<sup>+</sup>)).

이러한 보조기호는 p나 a처럼 보다 일반적인 분광형 분류 기호와도 병기할 수 있다. 흔한 병기 사례로는 OIafpe와 OIf<sup>*</sup>와 Ofpe가 있다. 1970년대에는 순수하게 흡수만으로 분류하는 O형에서 모호함이 없는 WR형까지 분광형이 연속적이라는 사실이 밝혀지면서 중간형의 항성을 이를테면 O8Iafpe와 WN8-a 중에서 어떤 분광형으로 분류해야 할지 불분명했다. 이러한 문제를 해결하기 위해서 항성 [https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=SK+-67+22&submit=submit+id Sk-67˚22]가 분광형 O3If<sup>*</sup>/WN6-A형으로 처음 분류되며 빗금표 표기법이 도입되었다.<ref name="34번 각주"/> OIf<sup>*</sup>형과 OIf<sup>*</sup>/WN형과 WN형 항성을 구분하는 기준은 일관성을 바탕으로 개정되었다. 빗금표 항성 분류법은 Hβ선에서 백조자리 P형 윤곽이 나타날 때 쓰이는데, 이 선은 O형 초거성에서는 흡수선으로 나타나며 WN성에서는 방출선으로 나타난다. 빗금표 분광형을 분류하는 부차적인 기준은 463.4~464.1nm와 405.8nm와 460.3~462.0nm에서 나타나는 질소 방출선의 세기와 각 유형 표준 항성의 스펙트럼을 비교하는 것이다.<ref name="33번 각주"/>

{| class="wikitable"
|+빗금표 항성의 분류
|-
! 분광형 !! 표준 항성 !! 기준
|-
| O2If<sup>*</sup>/WN5 || [https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Cl*+NGC+2070+MEL+35&submit=submit+id 멜닉 35] || N{{smallcaps|{{thinsp}}iv}} ≫ N{{smallcaps|{{thinsp}}iii}}, N{{smallcaps|{{thinsp}}v}} ≥ N{{smallcaps|{{thinsp}}iii}}
|-
| O2.5If<sup>*</sup>/WN6 || [[WR 25]] || N{{smallcaps|{{thinsp}}iv}} > N{{smallcaps|{{thinsp}}iii}}, N{{smallcaps|{{thinsp}}v}} < N{{smallcaps|{{thinsp}}iii}}
|-
| O3.5If<sup>*</sup>/WN7 || [https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Cl*+NGC+2070+MEL+51&submit=submit+id 멜닉 51] || N{{smallcaps|{{thinsp}}iv}} < N{{smallcaps|{{thinsp}}iii}}, N{{smallcaps|{{thinsp}}v}} ≪ N{{smallcaps|{{thinsp}}iii}}
|}

다른 종류의 빗금표 항성으로는 Ofpe/WN형 항성이 있다. 이러한 항성은 O형 초거성 스펙트럼에 질소와 헬륨 방출선과 백조자리 P형 윤곽이 나타난다. 대안으로는 Ofpe/WN성을 특이할 정도로 이온화 수준이 낮고 수소를 지닌 WN성으로 여길 수 있다.<ref name="35번 각주"/> 빗금표 표기법을 이러한 항성에도 적용해야 할지는 논란이 있었다. 그 대안은 WR 질소 계열을 WN10형과 WN11형으로 확장하는 것이었다.<ref name="36번 각주"/> 일각에서는 WNha 표기를 선호하기도 하였는데, 이를테면 [[WR 108]]은 WN9ha형으로 분류되었다.<ref name="37번 각주"/> 최근에 이르러서 권고되는 방법은 447.1nm의 He<small>{{thinsp}}I</small>이 흡수선으로 나타날 경우 O8Iaf처럼 분광형 O형으로 분류하고 그 선이 백조자리 P형 윤곽을 가질 경우에는 WN9h나 WN9ha처럼 WR 유형으로 분류하는 것이지만,<ref name="33번 각주"/> Ofpe/WN 빗금표 표기와 WN10 및 WN11 표기는 어느 것 하나 사장되지 않고 널리 쓰이고 있다.<ref name="38번 각주"/>

O형 항성과 WR성의 성질을 동시에 가진 별도의 그룹 역시 발견되었다. [[대마젤란 은하]]의 어떤 항성 아홉은 [[쌍성]]으로 보이지 않음에도 WN3형과 O3V형의 성질을 동시에 가지고 있다. [[소마젤란 은하]]에 있는 다수의 WR성 역시 극히 조기형의 WN 스펙트럼을 바탕으로 크게 [[들뜬 상태|여기된]] 흡수 성질이 나타난다. 이들이 고전적인 WN성으로 진화하는 과정의 미싱링크이거나 질량이 작은 동반성의 [[조석력]] 때문에 박리 작용을 겪은 결과일 수 있다는 가설이 제안된 바 있다.<ref name="39번 각주"/>

== 명칭 ==
[[파일:Carina Nebula around the Wolf–Rayet star WR 22.jpg|right|섬네일|alt=Carina Nebula around Wolf–Rayet star WR 22|[[용골자리 성운]] 속의 [[WR 22]].]]

모두 뜨거운 O형 짝별을 동반한 채로 확인되었던 최초의 세 볼프레이에 별은 이미 《[[헨리드레이퍼목록]]》에 수록된 바 있었다. 이를 비롯한 동류의 항성은 최초 발견자의 이름을 따서 볼프레이에 별로 표기되었지만, 1962년에 은하 내 볼프레이에 항성을 수록한 네 번째 목록이 출판되기 전까지는 특별한 명명 규칙이 존재하지 않았다.<ref name="40번 각주"/> 처음의 세 목록은 볼프레이에 별을 기존에 있던 명칭으로 수록하였고<ref name="41번 각주"/><ref name="42번 각주"/><ref name="43번 각주"/> 네 번째 목록부터 볼프레이에 별에 [[적경]] 순으로 색인 번호를 부여하기 시작했다. 다섯 번째 목록에서는 네 번째 목록에 해당 목록 저자의 이니셜을 차용해서 색인 기호 MR을 부여하고 기존과 동일한 색인 번호를 사용하되, 새롭게 발견된 천체에 대해서는 본 목록 저자의 이니셜을 딴 색인 기호 LS와 새 번호를 부여하였다.<ref name="18번 각주"/> 두 색인 모두 오늘날에는 사용되지 않는다.

〈제6차 은하 내 볼프레이에 항성 목록〉은 사실상 처음으로 그 명맥을 유지하는 목록이었다. 이전 판본의 명칭을 함께 기술하면서도 WR 번호 체계를 도입하여 [[우리 은하]] 내의 WR성을 일컫는 데 널리 쓰였다. 색인 번호는 적경 순으로 [[WR 1]]에서 [[WR 158]]까지 부여되었다.<ref name="44번 각주"/> 〈제7차 목록〉과 그 부록은 동일한 색인 번호를 사용하면서도 소문자 접미 보조기호를 붙이는 방식으로 새로운 항성을 수록하였다. 이러한 예로는 [[WR 102]]와 [http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WR103 WR 103] 사이의 [[은하 중심]] 부근에서 발견된 여러 WR성 중에서 [[WR 102ka]]를 들 수 있다.<ref name="16번 각주"/><ref name="45번 각주"/>  오늘날에 이르러서 방대한 표본을 다루는 탐사에서는 새로 발견되는 항성에 대하여 큰 수의 색인 번호를 부여하는 자체적인 번호 체계를 사용한다.<ref name="46번 각주"/> [[IAU]]의 실무진 중 한 곳에서는 은하 내 볼프레이에 항성 목록의 번호 체계를 확장하기 위해서 추가 발견이 이루어질 경우 가장 가까운 WR 색인 번호에 발견 순의 숫자 보조기호를 덧붙이는 방식을 채택하였다. 이 방식은 2006년 부록 출판 이후에 이루어진 모든 발견에 적용되었다. 일부에 대해서는 여전히 과거의 명명법이 쓰이기도 하였는데, 이를테면 지금 WR 42-1로 표기되는 [[WR 42e]]가 있다.<ref name="47번 각주"/>

외부 [[은하]]의 볼프레이에 별은 별도의 체계를 통해 번호를 부여한다. [[대마젤란 은하]]에서 WR성에 관하여 가장 널리 쓰이는 명칭은 색인 기호로 BAT-99가 부여되는 〈제4차 대마젤란 은하 내 1족 볼프레이에 항성 목록〉의 색인 번호이다.<ref name="48번 각주"/> 예를 들자면 [[BAT-99 105]]가 있다. 이러한 항성 상당수는 제3차 목록의 색인 번호로 나타내기도 한다. 이를테면 [[멜닉 42|브레이 77]]이 있다.<ref name="49번 각주"/> 2018년 기준으로 [[대마젤란 은하|LMC]]에는 154개의 WR성이 수록되어 있다. 대부분이 WN성이며 WC성은 스물셋, WO성은 셋 뿐으로 극히 희귀하다.<ref name="39번 각주"/><ref name="50번 각주"/> 상당수의 항성은 종종 RMC([[래드클리프 천문대]] [[마젤란 성운]]) 번호로 표기하기도 하는데, [[R136a1]]처럼 축약형인 R을 빈번하게 쓴다.

[[소마젤란 은하]]에서는 SMC WR 번호가 쓰인다. 보통은 이를테면 [[AB7]]처럼 이를 AB 색인 번호로 나타낸다.<ref name="51번 각주"/> [[소마젤란 은하|SMC]]에서 발견된 WR성은 열두 개밖에 없다. 이처럼 수가 적은 것은 소마젤란 은하의 [[금속함량]]이 작기 때문으로 여겨진다.<ref name="52번 각주"/><ref name="53번 각주"/><ref name="54번 각주"/>

== 성질 ==

볼프레이에 별은 극히 무거운 항성이 진화 과정에서 일반적으로 밟는 절차로서, 헬륨과 질소(WN 계열)와 탄소(WC 계열)와 산소(WO 계열)에서 기원하는 강하고 폭이 넓은 방출선이 나타난다. 이들은 강한 방출선 때문에 인근의 은하에서도 쉽게 발견된다. 우리 은하에는 약 500개의 볼프레이에 항성이 발견되었는데,<ref name="16번 각주"/><ref name="45번 각주"/><ref name="46번 각주"/> 그 수는 최근에 이르러서 [[은하면]]에서 동류의 천체를 탐색하는 [[근적외선]] 측광·분광 탐사가 이루어지면서 급격히 늘어난 것이었다.<ref name="55번 각주"/> 이외의 [[국부 은하군]] 은하를 통틀어서 WR성은 1,000개 미만이 있을 것으로 예측되는데, 두 [[마젤란 은하]]에서 166개,<ref name="39번 각주"/> [[삼각형자리 은하|M33]]에서 206개,<ref name="56번 각주"/> [[안드로메다 은하|M31]]에서 154개가량이 알려져 있다.<ref name="57번 각주"/> 국부 은하군 바깥에서는 모든 외부 은하 탐사를 통틀어서 수천 개 이상의 WR성과 그 후보가 발견되었다. 이를테면, [[바람개비 은하|M101]]에서는 21[[겉보기등급|등급]]부터 25등급까지 WR성이 천 개 이상 발견되었다.<ref name="58번 각주"/> WR성은 [[폭발적 항성생성 은하]]나 [[#볼프레이에 은하|볼프레이에 은하]]에서 특히나 많을 것으로 여겨진다.<ref name="59번 각주"/>

볼프레이에 별을 특징짓는 방출선은 고온의 [[광구]]를 감싸는 크고 조밀한 고속 항성풍 영역에서 형성된다. 별의 표면에서 나오는 강렬한 [[자외선|UV]] 복사가 이 항성풍 영역을 들뜨게 하여 방출선을 유도하는 메커니즘이다.<ref name="14번 각주"/> 볼프레이에 단계에 있는 항성은 항성풍을 통해 수소 연소 과정에서 [[CNO 순환]]으로 질소가 부화된 껍질을 먼저 방출하고(WN성), 그다음 [[삼중 알파 과정|헬륨 연소]]로 탄소가 부화된 껍질을 방출한다(WC성 및 WO성).<ref name="12번 각주"/>

{| class="wikitable sortable"
|+은하 내 1족 WN성의 물리량<ref name="24번 각주"/><ref name="60번 각주"/><ref name="61번 각주"/>
|-
! 분광형 !! 온도<br/>(K) !! 반지름<br/>([[태양 반지름|''R''<sub>⊙</sub>]]) !! 질량<br/>([[태양 질량|''M''<sub>⊙</sub>]]) !! 광도<br/>([[태양 광도|''L''<sub>⊙</sub>]]) !! [[절대등급]] !! 예시
|-
| WN2 || style="text-align:right"|141,000 || style="text-align:right"|0.89 || style="text-align:right"|16 || style="text-align:right"|280,000 || style="text-align:right"|-2.6||[[WR 2]]
|-
| WN3 || style="text-align:right"|85,000 || style="text-align:right"|2.3 || style="text-align:right"|19 || style="text-align:right"|220,000 || style="text-align:right"|-3.2||[[WR 46]]
|-
| WN4 || style="text-align:right"|70,000 || style="text-align:right"|2.3 || style="text-align:right"|15 || style="text-align:right"|200,000 || style="text-align:right"|-3.8||[[WR 1]]
|-
| WN5 || style="text-align:right"|60,000 || style="text-align:right"|3.7 || style="text-align:right"|15 || style="text-align:right"|160,000 || style="text-align:right"|-4.4||[[WR 149]]
|-
| WN5h || style="text-align:right"|50,000 || style="text-align:right"|20 || style="text-align:right"|200 || style="text-align:right"|5,000,000 || style="text-align:right"|-8.0||[[R136a1]]
|-
| WN6 || style="text-align:right"|56,000 || style="text-align:right"|5.7 || style="text-align:right"|18 || style="text-align:right"|160,000 || style="text-align:right"|-5.1||[[남십자자리 CD]]
|-
| WN6h || style="text-align:right"|45,000 || style="text-align:right"|25 || style="text-align:right"|74 || style="text-align:right"|3,300,000 || style="text-align:right"|-7.5||[[NGC 3603-A1]]
|-
| WN7 || style="text-align:right"|50,000 || style="text-align:right"|6.0 || style="text-align:right"|21 || style="text-align:right"|350,000 || style="text-align:right"|-5.7||[[WR 120]]
|-
| WN7h || style="text-align:right"|45,000 || style="text-align:right"|23 || style="text-align:right"|52 || style="text-align:right"|2,000,000 || style="text-align:right"|-7.2||[[WR 22]]
|-
| WN8 || style="text-align:right"|45,000 || style="text-align:right"|6.6 || style="text-align:right"|11 || style="text-align:right"|160,000 || style="text-align:right"|-5.5||[[WR 123]]
|-
| WN8h || style="text-align:right"|40,000 || style="text-align:right"|22 || style="text-align:right"|39 || style="text-align:right"|1,300,000 || style="text-align:right"|-7.2||[[WR 124]]
|-
| WN9h || style="text-align:right"|35,000 || style="text-align:right"|23 || style="text-align:right"|33 || style="text-align:right"|940,000 || style="text-align:right"|-7.1||[[WR 102ea]]
|}

WNh성은 수소가 없는 WN성과는 완전히 다른 천체다. 이들은 WN성과 스펙트럼은 비슷하지만, 훨씬 무겁고 훨씬 크다. 알려진 [[밝은 별 목록|가장 밝은 항성]] 중 일부가 이러한 유형에 속해 있다. 대마젤란 은하에서는 WN5h의 조기형 항성도 발견된다. WNh성의 스펙트럼에서 나타나는 질소는 아직 핵에서 일어나고 있는 CNO 순환 연소의 산물이다. 질량이 매우 큰 항성의 표면에서 질소가 나타나는 것은 항성의 핵이 헬륨을 연소하는 과정에서 외피층을 소실하였기 때문이 아니다. 아직 끝마치지 않은 핵의 수소 연소 단계에서 일어나는 회전 혼합과 대류 혼합 때문이다.<ref name="13번 각주"/>

{| class="wikitable sortable"
|+은하 내 1족 WO/C성의 물리량
|-
! 분광형 !! 온도<br/>(K)<ref name="62번 각주"/> !! 반지름<br/>([[태양 반지름|''R''<sub>⊙</sub>]])<ref name="62번 각주"/> !! 질량<br/>([[태양 질량|''M''<sub>⊙</sub>]])<ref name="62번 각주"/> !! 광도<br/>([[태양 광도|''L''<sub>⊙</sub>]])<ref name="62번 각주"/> !! [[절대등급]] !! 예시
|-
| WO2 || style="text-align:right"|200,000 || style="text-align:right"|0.7 || style="text-align:right"|22 || style="text-align:right"|630,000 || style="text-align:right"|-1.7<ref name="62번 각주"/>||[[WR 142]]
|-
| WC4 || style="text-align:right"|117,000 || style="text-align:right"|0.9 || style="text-align:right"|10 || style="text-align:right"|158,000 || style="text-align:right"|-4.0<ref name="62번 각주"/>||[[WR 143]]
|-
| WC5 || style="text-align:right"|83,000 || style="text-align:right"|3.2 || style="text-align:right"|12 || style="text-align:right"|398,000 || style="text-align:right"|-4.1<ref name="14번 각주"/>||[[파리자리 세타]]
|-
| WC6 || style="text-align:right"|78,000 || style="text-align:right"|3.6 || style="text-align:right"|14 || style="text-align:right"|501,000 || style="text-align:right"|-4.3<ref name="62번 각주"/>||[[WR 45]]
|-
| WC7 || style="text-align:right"|71,000 || style="text-align:right"|4.0 || style="text-align:right"|11 || style="text-align:right"|398,000 || style="text-align:right"|-4.2<ref name="14번 각주"/>||[[WR 86]]
|-
| WC8 || style="text-align:right"|60,000 || style="text-align:right"|6.3 || style="text-align:right"|11 || style="text-align:right"|398,000 || style="text-align:right"|-4.5<ref name="14번 각주"/>||[[돛자리 감마]]
|-
| WC9 || style="text-align:right"|44,000 || style="text-align:right"|8.7 || style="text-align:right"|10 || style="text-align:right"|251,000 || style="text-align:right"|-6.1<ref name="62번 각주"/>||[[WR 104]]
|}

탄소 계열(WC)의 볼프레이에 별 중에서 가장 만기형 항성은 먼지를 방출한다는 점에서 주목받는다. 통상적으로 이러한 일은 쌍성을 이루는 볼프레이에 별의 항성풍과 짝별의 항성풍이 충돌하는 자리에서 일어난다.<ref name="16번 각주"/> 이에 관하여 잘 알려진 사례로는 [[WR 104]] 쌍성이 있지만, 이 과정은 홀별에서도 발생한다.<ref name="14번 각주"/>

소수(대략 10%)의 [[행성상성운]] 중심성은 다른 WR성보다 훨씬 가벼운 질량(보통 ~0.6''M''<sub>⊙</sub>)을 가지고 있지만, 관측상 WR형으로 분류된다. 즉, 이들 역시 헬륨과 탄소와 산소에서 기원한 넓은 방출선 스펙트럼이 나타난다. 다른 WR성이 어리고 무거운 1족 항성인 것과는 달리, [WR]형으로 표현되는 이러한 항성은 진화한 소질량성이 백색왜성으로 되기 직전의 황혼기에 있는 매우 늙은 천체다.<ref name="63번 각주"/> 지금은 이들을 볼프레이에 별이나 볼프레이에형 항성으로 표기하는 유형에서 배제하는 편이다.<ref name="24번 각주"/>

=== 금속함량 ===

볼프레이에 별의 수와 성질은 원형 항성의 화학 조성에 따라 다르다. 이러한 차이를 유발하는 주요 원인은 [[금속함량]]마다 천차만별인 질량 손실률이다. 금속함량이 클수록 질량 손실률이 크기 때문에 대질량성의 진화와 볼프레이에 별의 성질에도 그 영향이 미친다. 질량 손실률이 높으면 항성이 철핵을 형성하여 붕괴하기 전에 외피층을 상실한다. 따라서 무거운 [[적색 초거성]]일수록 [[초신성]] 폭발을 일으키기 전에 높은 표면온도로 되돌아오는 쪽으로 진화하며, 가장 무거운 축에 속하는 항성은 아예 적색 초거성으로 진화하지 않는다. 볼프레이에 단계에서는 질량 손실률이 높을수록 대류핵 외부의 표피층을 더 빠르게 소실하기 때문에 표면 수소 함량이 더 작고 헬륨이 더 빠르게 박리되면서 WC형 스펙트럼을 형성한다.

이러한 경향성은 국부 은하군의 여러 은하를 둘러보면 알 수 있다. 우리 은하는 금속함량이 태양과 비슷하지만, M31은 다소 작은 편이고 대마젤란 은하 역시 그러하며 소마젤란 은하는 훨씬 작다. 각 은하에서 부분적으로 금속함량이 크게 다른 것도 확인할 수 있다. 우리 은하와 M33은 은하 중심에 가까울수록 금속함량이 큰 편이고, M31의 금속함량은 [[은하 원반|원반]]이 [[은하 헤일로|헤일로]]보다 더 크다. 따라서 [[소마젤란 은하|SMC]]는 그 별 탄생률에 비해 WR성의 수가 부족한 것으로 보인다. WO형 스펙트럼을 가진 항성이 하나 있긴 하지만, WC형은 하나도 없다. 우리 은하는 많은 수의 WR성을 가지고 있으며, WN성과 WC성의 수가 거의 같다. 다른 주요 은하는 WR성의 수가 다소 부족하며, WN성이 WC성보다 많다. 두 마젤란 은하, 특히 SMC는 볼프레이에 별의 방출선이 약한 편이고 대기 중 수소 비율이 큰 경향성을 보인다. SMC의 WR성은 거의 일관되게 수소가 나타나며, 심지어는 가장 조기형의 분광형에서도 상대적으로 약한 항성풍이 광구 전체를 차폐하지 못한 탓에 흡수선이 관측된다.<ref name="64번 각주"/>

적색 초거성 단계에 진입한 후 WNL성으로 진화하는 주계열성의 상한 질량은 우리 은하에서 20''M''<sub>⊙</sub>, LMC에서 32''M''<sub>⊙</sub>, SMC에서는 50''M''<sub>⊙</sub>로 추정된다. 고도로 진화한 WNE성과 WC성 단계는 태양 정도의 금속함량에서 초기 질량이 25''M''<sub>⊙</sub>보다 큰 항성만이 도달할 수 있으며, LMC에서는 60''M''<sub>⊙</sub>을 초과하는 경우에만 가능하다. 일반적인 단일성의 진화는 SMC의 금속함량에서 WNE성이나 WC성이 나타날 것으로 예측하지 않는다.<ref name="65번 각주"/>

=== 자전 ===
[[파일:Hubble spies vast gas disk around unique massive star.tif|섬네일|alt=Hubble Spies Vast Gas Disk around Unique Massive Star|질량이 크고 수소가 풍부한 [[WR 122]]와 주변 원반을 나타낸 그림.]]

질량 손실은 별의 자전속도에도 영향을 받는다. 특히 금속함량이 작을 경우 더욱더 그렇다. 빠르게 자전할수록 중심핵의 반응물이 별의 나머지 부분과 섞이기 쉬우므로 표면의 중원소 부화 정도가 커서 막대한 질량 손실을 유발한다. 회전하는 별은 회전하지 않는 별보다 주계열에 더 오래 머물기 때문에 적색 초거성 단계에서 보내는 시간이 짧다. 질량이 매우 크다든지 큰 금속함량을 가지고 있거나 자전속도가 매우 빠른 경우에는 주계열에서 곧바로 고온의 후주계열로 진화하기도 한다.

항성의 질량 손실은 각운동량 손실을 유발하는데, 이로써 질량이 큰 항성일수록 자전에 더 큰 제동이 걸린다. 태양과 비슷한 금속함량의 극대질량성은 주계열에 있을 때 자전이 거의 멈추게 되지만, SMC의 금속함량에서는 관측으로 확인된 가장 무거운 별이라 할지라도 빠르게 자전을 유지할 수 있다. 대질량성이 빠르게 자전하는 것으로 SMC의 WR성에 관하여 이를테면 상대적으로 높은 온도와 광도처럼 예기치 못한 성질이나 그 수를 설명할 수 있을 것이다.<ref name="64번 각주"/>

=== 쌍성 ===

[[쌍성계]]에서 질량이 큰 별은 항성풍에 의한 자체적 질량 손실보다 짝별의 박리 작용에 의해 볼프레이에 별로 진화할 가능성이 높다. 이 과정은 금속함량이라든지 각 항성의 자전에는 비교적 둔감하며, 국부 은하군의 은하 전체에 걸쳐서 이러한 부류가 일정 비율을 차지할 것으로 여겨진다. 결과적으로 쌍성 과정을 통해 형성된 WR성의 비율, 따라서 쌍성에서 관측된 WR성의 수는 금속함량이 작은 환경일수록 다른 경로보다 커야 한다. 계산에 의하면 SMC에서 관측된 WR성의 쌍성 비율은 98%에 달하지만, 실제로는 절반 미만이 무거운 동반성을 가진 것으로 관측된다. 우리 은하에서 그 쌍성 비율은 이론적인 계산에 의하면 약 20%이다.<ref name="66번 각주"/>

== 성운 ==
[[파일:LHA 115 - N 76A - Eso0310a.jpg|upright=1.0|섬네일|alt=LHA 115 - N76A|[[AB7]]은 두 [[마젤란 은하]]에서 들뜸도가 손꼽힐 정도로 큰 성운을 형성한다.]]

{{본문|볼프레이에 성운}}

상당수의 WR성은 별 주변에 물리적으로 연관한 성운을 동반하고 있다. 이는 무거운 별 탄생 영역처럼 배경을 이루는 성운도 아니며, [[점근거성열|점근거성]]을 지난 항성이 형성한 [[행성상성운]]도 아니다. 성운은 형태가 다양하며 분류하기가 어렵다. 상당수는 처음에 행성상성운으로 기록되었고, 이따금 여러 [[파장]]에서의 신중한 관측을 통해서만 질량이 작은 후점근거성 주변 행성상성운과 그것과 비슷한 형태의 핵 헬륨 연소 과정에 있는 대질량성의 주변 성운을 구분할 수 있었다.<ref name="65번 각주"/><ref name="67번 각주"/>

== 볼프레이에 은하 ==

{{본문|볼프레이에 은하}}

볼프레이에 은하는 [[폭발적 항성생성 은하]]의 한 유형으로서 상당한 수의 WR성이 특유의 방출선 스펙트럼을 내보임으로써 은하의 전체 스펙트럼에서 그것이 나타난다.<ref name="68번 각주"/> 특히 468.6nm의 He<small>{{thinsp}}II</small>와 인접한 선스펙트럼에서 비롯한 넓은 방출띠는 볼프레이에 은하를 분류하는 기준이 된다. WR성의 수명이 상대적으로 짧기 때문에 이러한 은하에서 [[폭발적 항성생성|폭발적 별 탄생]]은 수백만 년 전에 발생해서 백만 년보다 짧은 시간이 지나면 종료될 것이다. 그렇지 않을 경우에는 WR 방출이 다른 다수의 밝은 항성에 압도될 것이다.<ref name="69번 각주"/>

== 진화 ==

WR성의 생로병사를 다루는 이론은 다른 항성의 진화를 설명하는 이론보다 구축이 늦은 편이었다. WR성은 희귀하고 멀리 있는 데다 종종 [[성간물질]]에 차폐된 채로 관측되므로, 이들의 생몰에 관해서는 21세기에 이르러서도 여러 부분이 불확실하다.

=== 역사 ===

볼프레이에 별은 19세기 이후로 특이한 항성 유형이라는 것이 명확하게 밝혀지긴 했지만,<ref name="70번 각주"/> 그 본질에 관해서는 20세기 말까지도 불분명하였다. 1960년대 이전에는 WR성의 분류 자체가 크게 불확실하였고, 이들의 본질이나 진화를 전혀 알지 못했다. 이러한 불확실성은 행성상성운 중심성(CSPN)과 매우 유사한 외양을 가지되 광도가 훨씬 큰 고전적인 WR성이 존재하는 데서 비롯되었다.<ref name="71번 각주"/>

1960년 무렵, CSPN과 질량이 크고 밝은 고전 WR성 사이의 구분이 보다 명확해졌다. 이들에 관한 연구는 작고 조밀한 항성이 커다란 별 주변 물질로 둘러싸여 있다는 것을 밝혀내었다. 하지만 그러한 물질이 별에서 방출된 것인지 수축하여 별에 모이는 것인지는 밝혀지지 않았다.<ref name="72번 각주"/><ref name="73번 각주"/> 항성이 특이하게 질소와 탄소와 산소가 풍부하며 수소가 없다는 사실은 알았지만, 그 이유는 불분명했다.<ref name="74번 각주"/> WR성이 매우 어리고 희귀하다는 사실도 알려져 있었으나, 이들이 진화 과정에서 주계열을 향하는 것인지 주계열에서 이탈한 것인지는 아직 논의 과정에 있었다.<ref name="75번 각주"/><ref name="76번 각주"/>

1980년대에는 무거운 [[OB성]]이 WR성의 전신이라는 설이 수용되었다. 하지만 WR성이 주계열과 다른 진화한 대질량성에 대하여 정확히 어떤 진화 단계에 위치하는지는 아직 밝혀지지 않았었다.<ref name="77번 각주"/> 질량이 큰 쌍성에서 WR성이 많이 나타나고 이들이 수소를 가지지 않는 이유가 중력에 의한 박리 작용 때문일 수도 있다는 이론은 상당한 배척을 받았다.<ref name="78번 각주"/> WR성이 초신성의 원형 후보로 제안되기도 하였는데, 특히 당시로서는 새롭게 확인된 유형이자 수소가 없되 어린 대질량성과 관계되어 보이는 [[Ib형 초신성]]의 후보로 꼽혔다.<ref name="77번 각주"/>

21세기 초에는 중심핵의 수소를 소진하면서 주계열을 이탈한 대질량성이 대기의 상당 부분을 방출하면서 남긴, 헬륨 이상의 핵반응 산물로 된 작고 뜨거운 핵이 WR성이라는 설이 널리 받아들여졌다.<ref name="79번 각주"/><ref name="80번 각주"/>

=== 현재 모형 ===
[[파일:WR 31a.jpg|섬네일|right|upright=1.2|alt=Blue bubble in Carina|[[WR 31a]]는 강렬한 [[항성풍]]이 이른 시기에 항성에서 방출된 물질과 충돌하여 만들어낸 푸른 거품 구조의 성운에 둘러싸여 있다.]]

지금은 고전적인 1족 WR성이 무거운 항성의 진화 과정을 구성하는 자연스러운 단계로 여겨진다. 항성이 적색 초거성이나 [[청색 초거성]]을 지나서 진입할 수도 있고, 극히 무거운 경우는 주계열에서 곧바로 진입할 수도 있다. 가벼운 적색 초거성은 이 단계에 이르기 전에 초신성으로 폭발할 것으로 예측되지만, 무거운 적색 초거성은 대기를 방출하여 고온으로 진화하면서 그 단계에 이른다. 일부는 [[황색 초거성]]이나 [[밝은 청색 변광성|LBV]] 단계에서 폭발하기도 하지만, 대부분은 볼프레이에 별로 진화한다.<ref name="81번 각주"/> 이들은 수소를 모두 거의 전부 상실하거나 태운 상태로서 지금은 핵에서 헬륨 이상의 원소를 연소하며 일생의 끝에서 극히 짧은 시기를 보내고 있다.<ref name="81번 각주"/>

질량이 큰 주계열성은 핵이 매우 뜨겁기 때문에 CNO 과정으로 수소를 매우 빠르게 연소한다. 그 결과 항성의 전반에 걸쳐서 강한 [[대류]]가 발생하여 표면에 헬륨이 섞여든다. 이 과정은 자전 때문에 더 쉽게 일어날 수 있는데, 아마 핵이 표면보다 더 빠르게 회전하게 되어 [[차등회전|차등 자전]]이 일어날 때 그러할 것이다. 또한, 이러한 항성은 매우 어린 나이임에도 표면에 질소가 부화되어 있다. 이는 CNO 순환으로 탄소와 질소의 조성이 변화했기 때문이다. 대기 내 중원소의 함량 증가와 광도 상승은 방출선 스펙트럼의 원천인 강한 항성풍을 유발한다. 이러한 항성은 Of<sup>*</sup>형 스펙트럼이 발달하지만, 매우 뜨거운 경우는 항성풍이 한층 더 거센 WNh형 스펙트럼이 발달한다. 이는 WNh성이 아직 핵에서 수소를 태우고 있고 초기 질량에 비해 큰 질량 손실이 없었음에도 질량과 광도가 큰 이유를 설명한다. 이들은 종국에 핵의 수소를 모두 소진하여 청색 초거성(LBV?)이 되거나 (빠른 자전으로) 충분한 혼합이 이루어진 경우에는 곧장 수소가 없는 WN성으로 진화할 것이다.

WR성은 일생의 종착점에서 [[백색왜성]]이 되기보다 격변적인 사건을 맞이할 가능성이 크다. WR 단계에 있는 항성 대부분이 그렇듯, 초기 질량이 태양보다 약 9배 이상 무거운 항성은 필연적으로 초신성 폭발을 맞이한다.<ref name="24번 각주"/><ref name="81번 각주"/><ref name="82번 각주"/>

WR성이 저온에서 고온으로 진화하여 최종적으로 WO형 항성이 되는 간단한 진화 과정은 관측이 뒷받침하지 않는다. WO형 항성이 극히 희귀하기 때문이다. 알려진 사례 모두 상대적으로 흔한 WC성보다도 밝고 무겁다. 대안 이론에서는 WO형 항성이 극히 무거운 주계열성에서만 형성될 수 있거나<ref name="14번 각주"/> WC 단계에서 핵이 헬륨 연소 과정에 있다가 WO 단계에서 차후 연소 과정이 이어지는 식으로 항성이 폭발 직전에 수천 년만 머무르는 극히 짧은 종말 단계라고 주장한다. WO형 스펙트럼이 순수하게 극고온에 의한 [[이온화]] 효과로만 나타나는 것인지, 아니면 실제로 화학 조성의 차이를 반영하는 것인지, 두 효과가 다양한 수준으로 배합된 결과인지는 불분명하다.<ref name="81번 각주"/><ref name="83번 각주"/><ref name="84번 각주"/><ref name="85번 각주"/>

{| class="wikitable"
|+태양의 금속함량에서 초기 질량에 따른 항성의 체계적 진화
|-
! 초기 질량 (''M''<sub>⊙</sub>) !! 진화 절차 !! [[초신성]] 유형
|-
| 120+ || WNh&nbsp;→&nbsp;WN&nbsp;→&nbsp;WC&nbsp;→&nbsp;WO || Ic / 쌍불안정
|-
| 60-120 || O&nbsp;→&nbsp;Of&nbsp;→&nbsp;WNh&nbsp;↔&nbsp;LBV&nbsp;→[WNL] || IIn
|-
| 45–60 || O&nbsp;→&nbsp;WNh&nbsp;→&nbsp;LBV/WNE?&nbsp;→&nbsp;WO || Ib/c
|-
| 20–45 || O&nbsp;→&nbsp;RSG&nbsp;→&nbsp;WNE&nbsp;→&nbsp;WC || Ib
|-
| 15–20 || O&nbsp;→&nbsp;RSG&nbsp;↔&nbsp;(YHG)&nbsp;↔&nbsp;BSG&nbsp;([[블루 루프]]) || II-L (or IIb)
|-
| 8–15 || B&nbsp;→&nbsp;RSG || II-P
|}

상기한 표의 기호가 의미하는 바는 다음과 같다.
*O: [[O형 주계열성]]
*Of: N 및 He 방출이 나타나는 진화한 O형 항성
*BSG: [[청색 초거성]]
*RSG: [[적색 초거성]]
*YHG: [[황색 극대거성]]
*LBV: [[밝은 청색 변광성]]
*WNh: 수소선이 나타나는 WN성
*WNL: 만기형 WN 계열 볼프레이에 별(대략 WN6에서 WN11)
*WNE: 조기형 WN 계열 볼프레이에 별(대략 WN2에서 WN6)
*WN/WC: WN에서 WC로 전이 과정에 있는 볼프레이에 별(아마 WN#/WCE형이거나 WC#/WN형)
*WC: WC 계열 볼프레이에 별
*WO: WO 계열 볼프레이에 별.

볼프레이에 별은 질량이 큰 항성에서 형성되지만, 진화한 1족 항성은 WR 성질이 나타나는 시기에 초기 질량의 절반 이상을 상실한다. 예를 들어서 [[돛자리 감마|돛자리의 γ<sup>2</sup> A]]는 지금 태양보다 약 9배 무겁지만, 처음에는 최소한 태양의 40배에 달하는 질량을 가지고 있었다.<ref name="86번 각주"/> 질량이 큰 항성은 매우 희귀하다. 이는 항성이 드물게 생성되는 탓도 있고, 수명이 짧은 탓도 있다. 이러한 사실은 볼프레이에 별 자체가 극히 희귀하다는 사실로 귀결된다. 이들이 가장 무거운 부류의 주계열성에서만 형성되며 별의 일생에서 비교적 짧게 머무르는 과정을 나타내기 때문이다. 또한, 이는 Ibc형 초신성이 [[II형 초신성]]보다 희귀한 이유를 설명하기도 한다. 이러한 초신성이 더 무거운 항성에서 발생하기 때문이다.

WNh성은 예외이다. 이들은 진화한 소질량성과 분광학적으로 유사하지만, 막 대기를 방출하기 시작하여 아직 초기 질량의 상당 부분을 간직하고 있다. 현재 알려진 [[질량이 큰 항성 목록|가장 무거운 항성]]은 모두 WNh성으로서 O형 주계열성이 아니다. 이러한 항성은 형성된 지 수천 년 만에 표면에 헬륨과 수소가 드러난다. 이 무렵은 아직 주변 기체 구름이 걷히지 않아서 보이지 않을 때이므로, O형 주계열성보다 WNh성이 잘 관측되는 것은 예측된 상황이다. 대안으로는 이러한 항성이 너무 무거워서 일반적인 주계열성으로는 탄생할 수 없고 덜 무거운 항성이 병합하여 형성될 수 있다는 설도 있다.<ref name="87번 각주"/>

단일 항성의 진화로는 관측된 볼프레이에 별의 수와 유형을 모델링하기가 어렵기 때문에 이들이 쌍성의 상호작용을 통한 질량 교환으로 외피층을 더 빠르게 상실하여 형성된다는 이론이 도입되기도 하였다. 그러한 후보인 [[WR 122]]는 폭이 약 20000[[천문단위|au]]에 달하는 평평한 기체 원반이 항성 주변을 에워싸고 있는데, 외피층을 박피한 원인으로 짝별을 동반하고 있을 것이다.<ref name="88번 각주"/>

=== 초신성 ===
{{본문|초신성}}

여러 Ib형 초신성과 Ic형 초신성의 원형이 WR성일 것으로 널리 추측되고 있지만, 초신성이 그러한 항성에서 발생한다는 결정적인 입증은 이루어진 바가 없다.

Ib형 초신성은 스펙트럼에서 수소선이 나타나지 않는다. 이보다 흔한 유형의 Ic형 초신성은 스펙트럼에서 수소선과 헬륨선이 없다. 두 유형의 초신성에 대하여 기대되는 원형은 각각 외피층에서 수소가 없거나 수소와 헬륨 둘 다 없는 대질량성이다. WR성은 이러한 추측과 딱 맞아떨어진다. 모든 WR성은 수소가 결핍되어 있다. 일부 WR성, 대표적으로 WO성에서는 헬륨이 크게 결여되어 있기도 하다. WR성은 철핵이 형성된 후 핵붕괴를 겪을 것으로 여겨진다. 그 결과로 일어나는 초신성 폭발은 Ib형 내지 Ic형일 것이다. 일부 경우에서는 중심핵이 가시적인 폭발 없이 [[블랙홀]]로 곧장 붕괴할 수도 있다.<ref name="89번 각주"/>

WR성은 특유의 고온으로 인해 매우 밝지만, 가시적으로 밝지는 않다. 대부분이 초신성 원형일 것으로 예상되는 가장 뜨거운 사례는 더더욱 그렇다. 이론에 따르면 지금껏 관측된 Ibc형 초신성은 그 원형이 관측할 수 있을 정도로 밝지 않다. 하지만 이들은 그 원형의 성질을 추론하는 데 제약을 둘 수 있다.<ref name="84번 각주"/> 원형 항성 후보로서 초신성 [[iPTF13bvn]]의 발생 장소에서 사라진 항성은 단일 WR성일 것으로 추정되지만,<ref name="90번 각주"/> 다른 분석에 따르면 일명 헬륨 거성이라는 박리된 항성을 지닌 비교적 가벼운 쌍성계일 수도 있다.<ref name="91번 각주"/><ref name="92번 각주"/> 기타 유일한 WR 초신성 원형 후보로는 [[SN2017ein]]에 대한 사례가 있지만, 역시나 이 원형이 하나의 무거운 WR성인지 쌍성계인지는 불분명하다.<ref name="93번 각주"/>

== 사례 ==

현존하는 볼프레이에 별 중에서 가장 관찰이 쉬운 것은 [[돛자리 감마|돛자리 γ<sup>2</sup>]](WR 11)이다. 이 별은 [[위도|북위]] 40˚보다 남쪽에서 맨눈으로 보이는 밝은 항성이지만, 별빛의 대부분은 동반성인 O7.5형 거성에서 온다. 이 항성은 흡수선이 없고 밝은 방출선이 나타나는 특유의 스펙트럼 성질 때문에 "남천의 분광학적 보석"라는 별명이 붙여지기도 하였다. 기타 6등급보다 밝은 볼프레이에 별로는 두 O형 항성을 거느린 삼중성 [[파리자리 세타|파리자리 θ]](WR 48)가 유일하다. 앞의 두 항성 모두 WC성이다. 과거에 WR성으로 분류되었던 [https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WR+79a WR 79a]는 6등급보다 밝긴 하지만, 지금은 강한 방출선이 나타나는 특이한 O8형 초거성으로 여겨진다. 그다음으로 밝은 것은 6.4등급의 [[WR 22]]로서 WN7h형 주성을 지닌 무거운 쌍성이다.<ref name="16번 각주"/>

지금 알려진 가장 무거운 항성이자 [[광도 순 항성 목록|가장 밝은 항성]]인 [[R136a1]] 역시 볼프레이에 항성으로서 아직 핵에서 수소를 연소하고 있는 WNh형이다. 가장 밝고 가장 무거운 항성을 여럿 포함하는 이 항성 유형은 매우 어리다. 통상적으로 매우 조밀한 [[성단]]의 중심에서만 발견된다. 이따금은 그러한 성단 외곽에서 [[VFTS 682]] 같은 WNh형의 [[폭주성]]이 관측되는데, 이는 아마 [[다중성계]]에서 기원하였거나 다른 항성과의 상호작용으로 방출된 항성일 것이다.

볼프레이에 쌍성을 포함하는 삼중성으로는 [[아펩 (항성계)|아펩]]을 들 수 있다. 이 항성계는 극렬한 항성풍을 통해 대량의 탄소 먼지를 방출하고 있다. 두 항성이 서로 공전하기 때문에 먼지는 휘감기고 거무튀튀한 꼬리 형태를 하고 있다.

매우 뜨겁되 축퇴되지 않은 항성은 모두 볼프레이에 별이다. 그중에서 가장 뜨거운 것은 [[WR 102]]로, 그 표면온도는 210,000K에 달하는 것으로 보인다. 이다음은 [[WR 142]]가 약 200,000K로 가장 뜨겁다. [[대마젤란 은하]]에 위치한 [[LMC195-1]] 역시 그와 비슷한 온도일 테지만, 온도에 관한 분석은 이루어진 바가 없다.

[[파일:A giant, smouldering star.jpg|섬네일|upright=1.2|alt=a giant smouldering star|캠벨의 별로 알려진 [[HD 184738]]. 실제로는 행성상성운이다. 그 중심의 별은 늙고 질량이 작은 항성으로서 대질량 볼프레이에 별로 구성된 주류와는 다르다.<ref name="94번 각주"/>]]

[[행성상성운]]은 소수만이 WR형의 중심성을 지니지만, 유명한 행성상성운 상당수가 이러한 사례이다.

{| class="wikitable"
|+WR형 중심성을 지닌 행성상성운<ref name="95번 각주"/>
|-
! 행성상성운 !! 중심성 유형
|-
| [[NGC 2452]] || [WO1]
|-
| [[NGC 2867]] || [WO2]
|-
| [[NGC 5189]] (나선행성상성운) || [WO1]
|-
| [[NGC 2371-2]] || [WO1]
|-
| [[NGC 5315]] || [WO4]
|-
| [[NGC 40]] || [WC8]
|-
| [[NGC 7026]] || [WO3]
|-
| [[NGC 1501]] || [WO4]
|-
| [[NGC 6751]] || [WO4]
|-
| [[NGC 6369]] (작은유령성운) || [WO3]
|-
| [[MyCn18]] (모래시계성운) || [WC]-[[PG1159형 항성|PG1159]]
|}

== 같이 보기 ==
* [[감마선 폭발]]
* [[극초신성]]
* [[볼프레이에 성운]]
* [[WR 102ka]]
* [[WR 104]]

== 각주 ==
{{각주|3|refs=

<ref name="1번 각주">{{서적 인용|chapter=Wolf, Charles J E (1827-1918)|title=The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics|pages=4101|date=2001|isbn=978-0333750889|bibcode=2000eaa..bookE4101.|last1=Murdin|first1=P.}}</ref>

<ref name="2번 각주">{{저널 인용|doi=10.1098/rspl.1890.0063|title=On Wolf and Rayet's Bright-Line Stars in Cygnus|journal=Proceedings of the Royal Society of London|volume=49|issue=296–301|pages=33–46|date=1890|last1=Huggins|first1=W.|last2=Huggins|first2=Mrs.|s2cid=120014472|url=https://zenodo.org/record/1432081}}</ref>

<ref name="3번 각주">{{저널 인용|last=Fowler|first=A.|author-link=윌리엄 앨프리드 파울러|title=Hydrogen, Spectrum of, Observations of the principal and other series of lines in the|journal=[[왕립천문학회 월간 회보|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|date=1912|volume=73|issue=2|pages=62–105|bibcode=1912MNRAS..73...62F|doi=10.1093/mnras/73.2.62}}</ref>

<ref name="4번 각주">{{저널 인용|doi=10.1086/142138|title=The relation between the Wolf–Rayet stars and the planetary nebulae|journal=The Astrophysical Journal|volume=40|pages=466|date=1914|last1=Wright|first1=W. H.|bibcode=1914ApJ....40..466W}}</ref>

<ref name="5번 각주">{{저널 인용|last=Beals|first=C. S.|author-link=칼라일 스미스 빌스|title=On the nature of Wolf–Rayet emission|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date=1929|volume=90|issue=2|pages=202–212|bibcode=1929MNRAS..90..202B|doi = 10.1093/mnras/90.2.202 }}</ref>

<ref name="6번 각주">{{저널 인용|bibcode=1940JRASC..34..169B|title=On the Physical Characteristics of the Wolf–Rayet Stars and their Relation to Other Objects of Early Type (with Plates VIII, IX)|journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada|volume=34|pages=169|last1=Beals|first1=C. S.|date=1940}}</ref>

<ref name="7번 각주">{{저널 인용|last=Beals|first=C. S.|author-link=칼라일 스미스 빌스|journal=[[도미니언 천문대 간행|Publ. Dominion Astrophysical Observatory]]|date=1930|volume=4|pages=271–301|title=The Wolf–Rayet Stars|bibcode=1930PDAO....4..271B}}</ref>

<ref name="8번 각주">{{저널 인용|last=Beals|first=C. S.|title=Classification and temperatures of Wolf–Rayet stars|journal=The Observatory|date=1933|volume=56|pages=196–197|bibcode=1933Obs....56..196B}}</ref>

<ref name="9번 각주">{{저널 인용|doi=10.1086/144379|title=The Spectra of Wolf–Rayet Stars and Related Objects|journal=The Astrophysical Journal|volume=95|pages=112|date=1942|last1=Swings|first1=P.|bibcode=1942ApJ....95..112S|hdl=2268/72172|url=http://orbi.ulg.ac.be/handle/2268/72172}}</ref>

<ref name="10번 각주">{{저널 인용|bibcode=1985ApJ...293L..23S|title=An analysis of nonradial pulsations of the central star of the planetary nebula K1-16|journal=Astrophysical Journal|volume=293|pages=L23|last1=Starrfield|first1=S.|last2=Cox|first2=A. N.|last3=Kidman|first3=R. B.|last4=Pensnell|first4=W. D.|date=1985|doi=10.1086/184484}}</ref>

<ref name="11번 각주">{{저널 인용| doi = 10.1086/180694| title = On Stars Having Strong O VI Emission| journal = The Astrophysical Journal| volume = 164| pages = L71| date = 1971| last1 = Sanduleak | first1 = N.| bibcode = 1971ApJ...164L..71S}}</ref>

<ref name="12번 각주">{{콘퍼런스 인용|last=Barlow|first=M. J.|author2=Hummer, D. G. |chapter=The WO Wolf–Rayet stars|title=Wolf–Rayet stars: Observations, physics, evolution; Proceedings of the Symposium, Cozumel, Mexico|date=1982|pages=387–392|bibcode=1982IAUS...99..387B|volume=99|doi=10.1007/978-94-009-7910-9_51|isbn=978-90-277-1470-1}}</ref>

<ref name="13번 각주">{{저널 인용|doi=10.1086/586885|title=On the Role of the WNH Phase in the Evolution of Very Massive Stars: Enabling the LBV Instability with Feedback|journal=The Astrophysical Journal|volume=679|issue=2|pages=1467–1477|date=2008|last1=Smith|first1=Nathan|last2=Conti|first2=Peter S.|bibcode=2008ApJ...679.1467S|arxiv = 0802.1742 |s2cid=15529810}}</ref>

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<ref name="64번 각주">{{저널 인용|last1=Hainich|first1=R.|last2=Pasemann|first2=D.|last3=Todt|first3=H.|last4=Shenar|first4=T.|last5=Sander|first5=A.|last6=Hamann|first6=W.-R.|title=Wolf–Rayet stars in the Small Magellanic Cloud. I. Analysis of the single WN stars|journal=Astronomy & Astrophysics|year=2015|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201526241|bibcode=2015A&A...581A..21H|volume=581|pages=A21|arxiv = 1507.04000 |s2cid=56230998}}</ref>

<ref name="65번 각주">{{저널 인용|arxiv=1503.06878|last1= Toalá|first1= J. A.|title= WISE morphological study of Wolf–Rayet nebulae|journal= Astronomy & Astrophysics|volume= 578|pages= A66|last2= Guerrero|first2= M. A.|last3= Ramos-Larios|first3= G.|last4= Guzmán|first4= V.|year= 2015|doi= 10.1051/0004-6361/201525706|bibcode=2015A&A...578A..66T|s2cid= 55776698}}</ref>

<ref name="66번 각주">{{저널 인용| doi = 10.1046/j.1365-8711.2003.06052.x| title = Wolf&ndash;Rayet binaries in the Magellanic Clouds and implications for massive-star evolution &ndash; I. Small Magellanic Cloud| year = 2003| last1 = Foellmi | first1 = C.| last2 = Moffat | first2 = A. F. J.| last3 = Guerrero | first3 = M. A.| journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume = 338| issue = 2| pages = 360–388| bibcode = 2003MNRAS.338..360F}}</ref>

<ref name="67번 각주">{{저널 인용|bibcode=2010PASA...27..129F|title=Planetary Nebulae: Observational Properties, Mimics and Diagnostics|journal=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=27|issue=2|pages=129–148|last1=Frew|first1=David J.|last2=Parker|first2=Quentin A.|date=2010|doi=10.1071/AS09040|arxiv = 1002.1525 |s2cid=59429975}}</ref>

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<ref name="69번 각주">{{저널 인용|bibcode=1996ApJ...465..717L|title=Hubble Space Telescope Ultraviolet Imaging and Spectroscopy of the Bright Starburst in the Wolf–Rayet Galaxy NGC 4214|journal=Astrophysical Journal |volume=465|pages=717|last1=Leitherer|first1=Claus|last2=Vacca|first2=William D.|last3=Conti|first3=Peter S.|last4=Filippenko|first4=Alexei V.|last5=Robert|first5=Carmelle|author5-link=카멜 로베르|last6=Sargent|first6=Wallace L. W.|year=1996|doi=10.1086/177456}}</ref>

<ref name="70번 각주">{{저널 인용|bibcode=1894AstAp..13..448C|title=The Wolf–Rayet stars|journal=Astronomy and Astro-Physics |volume=13|pages=448|last1=Campbell|first1=W. W.|year=1894}}</ref>

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<ref name="72번 각주">{{저널 인용|bibcode=1964ApJ...139.1251L|title=The Wolf–Rayet Phenomenon|journal=The Astrophysical Journal|volume=139|pages=1251|last1=Limber|first1=D. Nelson|year=1964|doi=10.1086/147863}}</ref>

<ref name="73번 각주">{{저널 인용|bibcode=1968ARA&A...6...39U|title=The Wolf–Rayet Stars|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=6|pages=39–78|last1=Underhill|first1=Anne B.|year=1968|doi=10.1146/annurev.aa.06.090168.000351}}</ref>

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<ref name="77번 각주">{{저널 인용|bibcode=1987ARA&A..25..113A|title=Wolf–Rayet stars|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=25|pages=113–150|last1=Abbott|first1=David C.|last2=Conti|first2=Peter S.|year=1987|doi=10.1146/annurev.aa.25.090187.000553}}</ref>

<ref name="78번 각주">{{저널 인용|bibcode=1967AcA....17..355P|title=Evolution of Close Binaries. V. The Evolution of Massive Binaries and the Formation of the Wolf–Rayet Stars|journal=Acta Astronomica|volume=17|pages=355|last1=Paczyński|first1=B.|year=1967}}</ref>

<ref name="79번 각주">{{저널 인용|bibcode=2000A&A...360..227N|title=Mass-loss rates of Wolf–Rayet stars as a function of stellar parameters|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=360|pages=227|last1=Nugis|first1=T.|last2=Lamers|first2=H. J. G. L. M.|year=2000}}</ref>

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<ref name="81번 각주">{{저널 인용|bibcode=2013A&A...558A.131G|title=Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=558|pages=A131|last1=Groh|first1=Jose H.|last2=Meynet|first2=Georges|last3=Georgy|first3=Cyril|last4=Ekström|first4=Sylvia|date=2013|doi=10.1051/0004-6361/201321906|arxiv = 1308.4681 |s2cid=84177572}}</ref>

<ref name="82번 각주">{{저널 인용|version=v1|author1=Georges Meynet|author2=Cyril Georgy|author3=Raphael Hirschi|author4=Andre Maeder|author5=Phil Massey|author6=Norbert Przybilla|author7=M-Fernanda Nieva|title=Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf–Rayet stars: The single massive star perspective|pages=266–278|volume=80|issue=39|journal=Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège|arxiv=1101.5873|bibcode = 2011BSRSL..80..266M|date=2011 }}</ref>

<ref name="83번 각주">{{저널 인용|bibcode=2013msao.confE.187T|title=The nature of WO stars: VLT/X-Shooter spectroscopy of DR1|journal=Massive Stars: From α to Ω|pages=187|last1=Tramper|first1=Frank|date=2013|arxiv = 1312.1555 }}</ref>

<ref name="84번 각주">{{저널 인용|bibcode=2013MNRAS.436..774E|title=The death of massive stars - II. Observational constraints on the progenitors of Type Ibc supernovae|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=436|issue=1|pages=774–795|last1=Eldridge|first1=John J.|last2=Fraser|first2=Morgan|last3=Smartt|first3=Stephen J.|last4=Maund|first4=Justyn R.|last5=Crockett|first5=R. Mark|date=2013|doi=10.1093/mnras/stt1612|arxiv = 1301.1975 |s2cid=118535155}}</ref>

<ref name="85번 각주">{{저널 인용|arxiv=1401.7322|last1=Groh|first1=Jose|title=The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=564|pages=A30|last2=Meynet|first2=Georges|last3=Ekstrom|first3=Sylvia|last4=Georgy|first4=Cyril|date=2014|doi=10.1051/0004-6361/201322573|bibcode=2014A&A...564A..30G|s2cid=118870118}}</ref>

<ref name="86번 각주">{{저널 인용|bibcode=2000A&A...353..715O|title=COMPTEL limits on 26Al 1.809 MeV line emission from gamma2 Velorum|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=353|pages=715|last1=Oberlack|first1=U.|last2=Wessolowski|first2=U.|last3=Diehl|first3=R.|last4=Bennett|first4=K.|last5=Bloemen|first5=H.|last6=Hermsen|first6=W.|last7=Knödlseder|first7=J.|last8=Morris|first8=D.|last9=Schönfelder|first9=V.|last10=von Ballmoos|first10=P.|date=2000|arxiv = astro-ph/9910555 }}</ref>

<ref name="87번 각주">{{저널 인용|bibcode=2012MNRAS.426.1416B|title=The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=426|issue=2|pages=1416–1426|last1=Banerjee|first1=Sambaran|last2=Kroupa|first2=Pavel|last3=Oh|first3=Seungkyung|date=2012|doi=10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x|arxiv = 1208.0826 |s2cid=119202197}}</ref>

<ref name="88번 각주">{{저널 인용|title=Multiwavelength Observations of NaSt1 (WR 122): Equatorial Mass Loss and X-rays from an Interacting Wolf–Rayet Binary|volume=1502|issue=3|pages=1794|bibcode=2015MNRAS.450.2551M|last1=Mauerhan|first1=Jon C.|last2=Smith|first2=Nathan|last3=Van Dyk|first3=Schuyler D.|last4=Morzinski|first4=Katie M.|last5=Close|first5=Laird M.|last6=Hinz|first6=Philip M.|last7=Males|first7=Jared R.|last8=Rodigas|first8=Timothy J.|year=2015|arxiv=1502.01794|doi=10.1093/mnras/stv257|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|s2cid=40573971}}</ref>

<ref name="89번 각주">{{저널 인용|bibcode=2011MNRAS.414.2985D|arxiv=1102.5160|title=Core-collapse explosions of Wolf–Rayet stars and the connection to Type IIb/Ib/Ic supernovae|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=414|issue=4|pages=2985|last1=Dessart|first1=Luc|last2=Hillier|first2=D. John|last3=Livne|first3=Eli|last4=Yoon|first4=Sung-Chul|last5=Woosley|first5=Stan|last6=Waldman|first6=Roni|last7=Langer|first7=Norbert|year=2011|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.18598.x|s2cid=119257348}}</ref>

<ref name="90번 각주">{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361/201322369|title=Progenitors of supernova Ibc: A single Wolf–Rayet star as the possible progenitor of the SN Ib iPTF13bvn|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=558|pages=L1|date=2013|last1=Groh|first1=Jose H.|last2=Georgy|first2=Cyril|last3=Ekström|first3=Sylvia|bibcode=2013A&A...558L...1G|arxiv = 1307.8434 |s2cid=58911704}}</ref>

<ref name="91번 각주">{{서적 인용|doi=10.1007/978-3-319-97616-7_1|chapter=Neutron Stars Formation and Core Collapse Supernovae|title=The Physics and Astrophysics of Neutron Stars|volume=457|pages=1–56|series=Astrophysics and Space Science Library|year=2018|last1=Cerda-Duran|first1=Pablo|last2=Elias-Rosa|first2=Nancy|isbn=978-3-319-97615-0|arxiv=1806.07267|s2cid=119340817}}</ref>

<ref name="92번 각주">{{저널 인용|bibcode=2013nha..confE...9M|title=The Progenitor Systems and Explosion Mechanisms of Supernovae|journal=New Horizons in Astronomy (Bash 2013)|pages=9|last1=Milisavljevic|first1=D.|year=2013}}
</ref>

<ref name="93번 각주">{{저널 인용|doi=10.1093/mnras/sty2022|title=A potential progenitor for the Type Ic supernova 2017ein|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=480|issue=2|pages=2072–2084|year=2018|last1=Kilpatrick|first1=Charles D.|last2=Takaro|first2=Tyler|last3=Foley|first3=Ryan J.|last4=Leibler|first4=Camille N.|last5=Pan|first5=Yen-Chen|last6=Campbell|first6=Randall D.|last7=Jacobson-Galan|first7=Wynn V.|last8=Lewis|first8=Hilton A.|last9=Lyke|first9=James E.|last10=Max|first10=Claire E.|last11=Medallon|first11=Sophia A.|last12=Rest|first12=Armin|bibcode=2018MNRAS.480.2072K|arxiv=1808.02989|s2cid=73695137}}</ref>

<ref name="94번 각주">{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361:20030391 | bibcode=2003A&A...403..659A | volume=403 | issue=2 | title=Quantitative classification of WR nuclei of planetary nebulae | journal=Astronomy and Astrophysics | pages=659–673| year=2003 | last1=Acker | first1=A. | last2=Neiner | first2=C. }}</ref>

<ref name="95번 각주">{{저널 인용|bibcode=2013RMxAA..49...87P|title=Galactic kinematics of Planetary Nebulae with [WC] central star|journal=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica |volume=49|pages=87|last1=Peña|first1=M.|last2=Rechy-García|first2=J. S.|last3=García-Rojas|first3=J.|year=2013|arxiv = 1301.3657 }}</ref>

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{{항성}}
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{{전거 통제}}

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