WR 102

WR 102는 지구와 8,000~9,400 광년 떨어진 궁수자리에 위치한 볼프–레이에별이다. 궁수자리 V3893, LS 4368, ALS 4368이라고도 불린다.

관측 역사 

WR 102는 1971년 산소가 연소하며 나타나는 산소 스펙트럼으로 인해 발견되었다. 처음에는 WC형으로 분류되었다. 그러나 WR 102의 주변 성운이 행성상 성운과 같은 종류가 아니라 스스로가 질량방출로 만들어낸 성운이였다는 것인데다 스펙트럼에 OVI선이 매우 강하게 나타나자 WC형으로 분류하는 것은 무리가 있다고 생각되었고 아직 없는 분광형 OvI형을 임시로 만들어서 WR 102를 OvI 형으로 분류하였다. 그러다가 나중에 WR 102와 비슷한 스펙트럼선을 보이는 별들이 발견되어 새로운 볼프-레이에별 스펙트럼인 WO형으로 분류되었다. 현재는 볼프-레이에별의 스펙트럼 분류가 세분화되어 최종적으로는 WO2로 분류되었다.

여기서 산소의 이온화 비율이 4~12 이면 1차, 1.5 미만이면 2차이다. 13 이상이면 WO1, 0이면 WC이다. 따라서 WR 102의 스펙트럼은 WO2 1차 이다. WO2형별의 특징은 볼프-레이에별 중 가장 어둡다는 것인데, WR 102의 절대등급은 -1.46으로 밤하늘의 시리우스 밝기 수준이지만 모든 파장을 고려한 WR 102의 절대등급은 -9.29이다. 다른 WO2성의 밝기도 B형 주계열성과 비슷한 수준이다.

WR 102의 스펙트럼 분류가 확실해질 때 바이어 명명법으로 궁수자리 V3893이라는 다른 이름을 부여받았으며, 현재는 LS 4368 또는 ALS 4368로도 불린다.

WR 102의 주변에 있는 희미한 성운은 WR 102를 발견하고 10년 뒤인 1981년에 발견되었다. 이 성운은 중심별 WR 102의 항성풍에 의해 생성되었으며 거품 성운과 비슷한 경우이나, 거품 성운은 중심별이 한창 활동중인 주계열성으로 오로지 질량방출을 통해서 생겼지만 여기는 WR 102의 자외선과 항성풍이 주변의 성간 물질까지 같이 이온화하여 생성되었다는 차이점이 있다.

정보 
WR 102는 태양 크기의 54%(목성의 5배)지만 질량은 태양의 16.1배로 이는 WR 102의 밀도가 비정상적으로 높은 것을 의미한다. 실제로 WR 102의 밀도는 194g/cm^3으로 이는 물의 약 200배나 된다. 이에 기인한 WR 102의 표면 중력은 1,954G로 적색왜성보다도 10배 높으며 지구의 1G, 태양의 27.94G와는 비교도 되지 않는다. 또한 태양보다 작지만 질량방출은 어마머마한데 태양이 1억년 동안 잃어버리는 총 질량을 WR 102는 단 1년 2개월만에 몽땅 방출한다. 항성풍으로 잃는 질량이 대략 태양의 1억 2천만배 정도이다.

표면온도는 약 21만K인데 WR 102를 포함한 WO2 항성만 표면온도 20만K를 넘긴다. 즉, 이 정도의 표면온도는 볼프–레이에별 중에서도 압도적이며 WO3형보다 3만K나 높다. 태양의 표면온도보다는 37배 높다. 이들보다 표면온도가 높은 항성은 항성으로 볼 수 없는 백색왜성과 중성자별만이 존재한다. 이 높은 온도 덕에 파란색 ~ 보라색으로 빛나며 실제 색도 짙은 청색이다.

정말 의외로 WR 102를 포함한 WO2 3개의 항성은 태양과 중원소함량이 거의 같다. 중원소함량이 태양과 비교해 ±0.0 수준으로 이들은 시기만 초단축되었을 뿐 항성진화단계에서 주계열성에 머무는 비율은 태양과 거의 같다. 다만 R136a1과 같은 매우 무거운 항성도 중원소함량만 태양과 거의 같으면 이들과 비슷한 진화과정을 밟는다.

WO형 스펙트럼 
1969년, 강한 O VI 방출선을 가진 일부 CSPN이 "O VI 계열" 혹은 OVI형으로 분류되었다. 나중에는 이 분류를 [WO]성으로 표기하였으며, 결국에는 이를 동시에 1족 WR성으로도 분류하였다.

원래, 산소 이온 방출선이 탄소 이온 방출선을 압도하는 고온 항성에 대해서는 WC형인지 WO형인지 구분이 가능했었다. 그러나 이러한 경우가 아니라면 실제 두 원소의 조성은 이들을 달리 구분하여도 별 차이가 없다. 그래서 공식적으로는 WC형과 WO형 스펙트럼을 C III 방출선의 유무로 구분한다. 또한, WC형 스펙트럼은 일반적으로 O VI선이 나타나지 않지만, WO형 스펙트럼은 강한 O VI선이 나타난다.

WO형 항성을 분류하는 데 쓰이는 주 방출선은 580.1nm의 C IV와 340.0nm의 O IV, 557.2~559.8nm의 O V(및 O III) 혼합체, 381.1~383.4nm의 O VI, 567.0nm의 O VII, 606.8nm의 O VIII이다. WO5형까지 전개되었던 이 계열은 O VI/C IV와 O VI/O V 상대 세기비를 기반으로 정량화되었다. 나중에는 고전의 WR성과 CSPN을 일관적으로 분류하기 위해서 WO1에서 WO4까지의 계열로 되돌아오며 각 분류를 알맞게 조정하였다.

WO2 스펙트럼은 볼프–레이에별 중에서도 아주 완벽하게 진화해서 표면온도가 20만K를 넘고 크기가 태양보다 작은 항성들이 해당된다. 보통 WC형은 아주아주 고도로 진화한 별에서 나타나는 스펙트럼이지만 WO형은 WC형보다 훨씬 더 고도로 진화한 스펙트럼이다. WO형 스펙트럼에서도 WO2형 스펙트럼은 우주에서는 단 10개밖에 없으며 WR 102, WR 142, LMC195-1, WR 93 B는 우리은하에 있는 WO형 항성에 해당된다. 이 4개의 별들 모두 태양보다 작으며 표면온도가 20만K를 넘는다. 그중에서도 WR 102가 가장 작고 뜨겁다. 또한 이 4개의 별들의 남은 수명도 고작 2,000년밖에 되지 않는다.

보통 WO형 별은 탄소 볼프–레이에별보다 더 고온이라서 산소를 주 연료로 쓰는, 즉 WC형의 고온 확장판이다. WC형의 고온 확장판이라고는 하지만, WC형의 경우 중원소함량이 높은 별들이 어마어마한 질량방출을 통해서 생성되는데 비해 WO형이 되려면 중원소함량이 태양과 비슷해야 한다. WO형은 WC형보다 중원소함량이 낮은데도 질량방출은 훨씬 활발하다. 볼프-레이에별 중에서는 중원소함량에 의해 별의 질량방출 속도가 천차만별로 달라지며, 중원소함량이 높을수록 질량방출이 어마어마한것이 일반적이다. 즉 WO형은 특이한 스펙트럼 분류이다.

특징 

 태양과 중원소 함량이 비슷하다.
 태양과 크기가 비슷하거나, 태양보다 더 작다.
 표면온도가 15만K를 넘긴다.
 밀도랑 표면 중력이 매우 높다.
 수소가 없고, 헬륨도 거의 없다.
 가시광선 대역의 밝기랑 모든 파장대역으로써의 밝기 차이가 가장 크다.
 볼프–레이에별 중 가장 어둡다.

진화 및 초신성 
WR 102와 같은 WO2의 분광형이 되려면 현 우주에서는 조건이 까다롭다. 초기질량은 태양의 45 ~ 60배 정도에 태양과 거의 같은 중원소함량을 가져야 한다. 또한 주계열성 시절에 질량방출이 작아야 한다. 그러면 주계열성 말기에 R136a1과 같은 분광형을 가진 볼프–레이에별로 진화한다. 이후 초거성으로 진입하면 용골자리 에타와 같은 분광형을 가진 밝은 청색변광성으로 진화하게 되는데 이 단계에서는 V형 초신성이 일어난다. 이 단계를 겪으면 아주 불안정해진다. 용골자리 에타 역시 초신성으로의 진화에 실패하고 안정을 찾지 못하고 있다. 하지만 이 단계를 겪고 다시 안정을 찾게 된다면 폭발하지 않고 분광형 WN으로 진화한다. 이 단계부터는 질량방출이 활발해지는데 에딩턴 한계를 뛰어넘은 R136a1보다도 훨씬 활발해진다. 이때까지 태양 질량의 50배의 물질을 몽땅 방출하게 되는데 태양의 항성풍과는 급이 다르다. 그냥 대류층을 통째로 날려 버리는 방식의 질량방출이라서 크기가 작아진다. 이렇게 되면 크기가 태양보다 작아지는데 이때 쯤 산소를 연료로 쓰게 되며 WO형으로 진화한다. 이때까지 진화한 것은 비율로 따지자면 태양이 점근거성으로 진화한 시기와 비슷한 시기이다. WO형에서는 다른 분광형과 다르게 초기형과 말기형의 구분이 없는데, 이는 WO형에서 머물 수 있는 시간이 수십 세기 수준밖에 되지 않기 때문이다. 수십 세기는 아주 많은 시간이지만 우주를 기준으로 하면 극히 짧은 시간이라고 표현에도 모자를 정도로 짧은 시간이다.

궁수자리 성협 OB5에서 태어난 WR 102는 WO2형 별로 우주에 단 10개, 우리은하에는 4개밖에 없으며 우리은하에 있는 4개의 WO2형 별 모두 남은 수명이 2,000년이 안 된다. WR 102는 1,500년 뒤 초신성 폭발을 할 것으로 계산되었다. WR 102는 수소가 아예 없고 헬륨 역시 거의 고갈되었으며, 중심핵부터 표면까지 차례대로 산소부터 헬륨을 융합하고 있다. WR 102의 중심핵은 산소를 융합하지만 표면은 탄소 융합이 되지 않으므로 WO2형 별은 헬륨이 고갈되면 거의 죽은 것이나 다름없다. 이러한 별이 WO2의 스펙트럼을 가지고 있는 것은 죽기 직전, 태양으로 따지면 점근거성 말기이다. 왜냐하면 태양과 중원소 함량이 같아서 항성 진화 과정의 비율이 비슷하기 때문이다. 현재 WR 102의 밀도랑 질량으로 봐서는 충분히 감마선 폭발을 일으킬 수 있으며, 우리 지구도 그 영향을 받을 수 있다. 하지만 자전 속도가 감마선 폭발을 일으키기에는 약간 모자라다. 발견 당시 WR 102의 자전 속도는 초속 1,000km인 것으로 알려졌지만 최근 관측 결과 그보다 훨씬 낮은 속도로 회전하였으며 정확히 밝혀지지 않았다. 따라서 WR 102는 감마선 폭발 또는 Ib, Ic 3개 중 하나의 최후를 맞을 것이다.

초신성 폭발 때 까지 WR 102는 태양질량 0.15개의 물질을 추가로 잃는다. 1,500년이라는 매우 짧은 시간동안 규소 핵융합까지 마치고 철 핵융합을 하며 폭발할 것이다. 다만 적색초거성과는 달리 크기가 작아 중심핵에 규소로 된 핵을 많이 축적시키지 못하며, 양파 껍질 구조를 가지지 않고 점근거성과 같은 구조를 갖는다. 태양보다 절반이나 작음에도 모든 항성 중 꽤 일찍 폭발하는 축에 드는데, 이 별의 거리를 감안한다면 이미 폭발했을 수도 있다.

요약 
원시별 → O형 주계열성 → 수소선이 나타나는 WN성 → 청색 극대거성/LBY → 초신성 위장 현상(V형 초신성) → 초기형 WN성 → WC → WO → Ib, Ic, GRB, 극초신성 중 하나 → 우선 중성자별, 그 후 초신성 잔해가 보이지 않게 될 때 블랙홀이 됨

이름이 비슷한 별 
WR 102 말고도, WR 102ka, WR 102ea 등의 이름이 비슷한 별이 있다. WR 102ka는 용골자리 에타랑 견줄만 한 볼프–레이에별(LBY가 아니다.)이고 WR 102ea는 피스톨별급의 볼프–레이에별 이다. 반면 WR 102는 태양보다 작은 별이니, 이 3개의 별을 구분할 때는 크기로 구분하면 햇갈리지 않는다.

참고 

1971년 발견한 천체