볼프–레이에별
분류

볼프레이에 별은 스펙트럼에서 나타나는 강하고 넓은 방출선을 바탕으로 그 이름이 주어졌다. 헬륨과 질소와 탄소와 규소와 산소의 방출선이 확인되지만, 수소선은 일반적으로 약하거나 나타나지 않는다. 처음의 볼프레이에 분류 체계는 질소 이온(N III, N IV, N V)의 방출선이 다른 스펙트럼을 압도하는지, 탄소 이온(C III, C IV)과 이따금은 산소 이온(O III~O VI)의 방출선이 다른 스펙트럼을 압도하는지를 두고 각각 WN형과 WC형으로 구분하였다. 그리고 WN형과 WC형은 541.1nm의 He II선과 587.5nm의 He I선의 상대 세기를 근거로 WN5형에서 WN8형, WC6형에서 WC8형의 온도 계열로 세분되었다. 볼프레이에 방출선에는 별 주변 물질 때문에 폭이 넓어진 흡수 날개(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. 공식적으로는 WC형과 WO형 스펙트럼을 C III 방출선의 유무로 구분한다. 또한, WC형 스펙트럼은 일반적으로 O VI선이 나타나지 않지만, WO형 스펙트럼은 강한 O VI선이 나타난다.
WN 스펙트럼 계열은 WN2형에서 WN9형까지 전개되었다. 그 정의는 463.4~464.1nm와 531.4nm에서 나타나는 N III 방출선과 347.9~348.4nm와 405.8nm에서 나타나는 N IV 방출선과 460.3nm와 461.9nm와 493.3~494.4nm에서 나타나는 N V 방출선의 상대 세기에 바탕을 둔 형태로 개정되었다. 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.
WN1형은 N IV선과 N V선이 없는 항성에 주어지는 분류로 제안되었다. 이는 WN2형과 WN2.5형의 중간형처럼 보이는 브레이 1과 브레이 66를 따로 구분하기 위함이었다. 각 WN형 하위분류 간의 상대 선 세기와 상대 폭의 정량화는 나중에 이온화 척도이자 스펙트럼 하위분류를 나타낼 주요 지표로서 541.1nm의 He II선과 587.5nm의 He I선 사이의 세기비가 도입되면서 이루어졌다. 지금은 브레이 1과 브레이 66가 WN3b형으로 분류되었기 때문에 WN1형을 분류할 필요가 없다. 다소 모호한 WN2.5형과 WN4.5형 역시 폐기되었다.
| 분광형 | 처음 기준 | 개정된 기준 | 기타 특징 |
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| WN2 | N V가 약하거나 부재 | N V와 N IV 부재 | He II가 강하고 He I는 부재 |
| WN2.5 | N V는 존재하나, N IV는 부재 | 폐기된 유형 |  |
| WN3 | N IV ≪ N V, N III는 약하거나 부재 | He II/He I > 10, He II/C IV > 5 | 선 윤곽이 특이하며, N V 세기가 예측 불허함 |
| WN4 | N IV ≈ N V, N III는 약하거나 부재 | 4 < He II/He I < 10, N V/N III > 2 | C IV 존재 |
| WN4.5 | N IV > N V, N III는 약하거나 부재 | 폐기된 유형 |  |
| WN5 | N III ≈ N IV ≈ N V | 1.25 < He II/He I < 8, 0.5 < N V/N III < 2 | N IV 혹은 C IV > He I |
| WN6 | N III ≈ N IV, N V는 약함 | 1.25 < He II/He I < 8, 0.2 < N V/N III < 0.5 | C IV ≈ He I |
| WN7 | N III > N IV | 0.65 < He II/He I < 1.25 | 백조자리 P형 윤곽의 He I이 약하게 나타나며, He II > N III, C IV > He I |
| WN8 | N III ≫ N IV | He II/He I < 0.65 | 백조자리 P형 윤곽의 He I이 강하게 나타나며, He II ≈ N III, C IV는 약함 |
| WN9 | N III > N II, N IV는 부재 | N III > N II, N IV는 부재 | 백조자리 P형 윤곽의 He I이 나타남 |
| WN10 | N III ≈ N II | N III ≈ N II | H 발머와 백조자리 P형 윤곽의 He I이 나타남 |
| WN11 | N III는 약하거나 부재, N II이 나타남 | N III ≈ He II, N III는 약하거나 부재 | H 발머와 백조자리 P형 윤곽의 He I과 Fe III가 나타남 |
WC형 스펙트럼 계열은 WC4형에서 WC11형까지 전개되었지만, 일부 오래된 문헌에서는 WC1~WC3형을 사용하기도 한다. WC형의 하위유형을 구분하는 데 쓰이는 주요 방출선은 426.7nm의 C II와 569.6nm의 C III와 465.0nm의 C III/IV와 580.1~581.2nm의 C IV와 557.2~559.8nm의 O V(및 O III) 혼합체다. 이 계열은 여타 분광형과 다르게 WC10형과 WC11형을 포함한다. 그 하위유형은 1차적으로 탄소와 산소의 함량 변화와 무관하게 이온화 인자에 따른 탄소선들의 상대 세기를 기반으로 기준을 정량화하였다.
| 분광형 | 처음 기준 | 정량화된 기준> 1차 | 정량화된 기준> 2차 | 기타 특징 |
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| WC4 | C IV는 강하지만 C II는 약하며, O V는 중간 정도 | C IV/C III > 32 | O V/C III > 2.5 | O VI가 약하거나 부재 |
| WC5 | C III ≪ C IV, C III < O V | 12.5 < C IV/C III < 32 | 0.4 < C III/O V < 3 | O VI가 약하거나 부재 |
| WC6 | C III ≪ C IV, C III > O V | 4 < C IV/C III < 12.5 | 1 < C III/O V < 5 | O VI가 약하거나 부재 |
| WC7 | C III < C IV, C III ≫ O V | 1.25 < C IV/C III < 4 | C III/O V > 1.25 | O VI가 약하거나 부재 |
| WC8 | C III > C IV, C II가 나타나지 않으며, O V는 약하거나 부재 | 0.5 < C IV/C III < 1.25 | C IV/C II > 10 | He II/He I > 1.25 |
| WC9 | C III > C IV, C II가 나타나며, O V는 약하거나 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 | He II 부재 |
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.
| 분광형 | 처음 기준 | 정량화된 기준> 1차 | 정량화된 기준> 2차 | 기타 특징 |
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| WO1 | O VII ≥ O V, O VIII 존재 | O VI/O V > 12.5 | O VI/C IV > 1.5 | O VII ≥ O V |
| WO2 | O VII < O V, C IV < O VI | 4 < O VI/O V < 12.5 | O VI/C IV > 1.5 | O VII ≤ O V |
| WO3 | O VII이 약하거나 부재, C IV ≈ O VI | 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 |
최근에 볼프레이에 별을 상세히 다루는 연구에서는 주 스펙트럼 분류에 접미 보조기호를 붙이는 방식으로 부가적인 스펙트럼 특징을 알아볼 수 있도록 하였다.
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).
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.
여타 분광형과 마찬가지로 WR 스펙트럼 하위분류에서는 고온 유형을 조기형(영어: Early-type)으로 표현하고 저온 유형을 만기형(영어: 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.
행성상성운 중심성의 분광형을 분류할 때는 기호 끝에 꺾쇠괄호를 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. 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 II와 C IV선이 없다.
특정 초신성은 최대 밝기에 이르기 전에 WR 스펙트럼을 보인다. 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. 고전적인 신성의 스펙트럼 역시 볼프레이에 별처럼 넓은 방출띠를 포함하는 형태로 발달한다. 이 역시 메커니즘이 동일하며, 고밀도 기체가 극고온의 중심 광원 주변에서 고속으로 팽창하는 것이 원인이다.