볼프-레이에 항성

특성

볼프-레이에 항성은 무거운 항성들이 심한 질량 손실을 겪는 진화 단계다. 스펙트럼에서는 고도로 이온화된 원소의 방출선이 두드러진다. 이 항성들은 극도로 뜨겁고, 최대 온도는 ~260,000 K에 이르며, 광도도 매우 높다(태양 광도의 5E+4에서 1E+7, 평균 3E+5). 이런 항성이 매우 드문 이유는 볼프-레이에 단계가 짧기 때문이다. 현재 테라젠 스피어에는 이런 항성이 약 30개밖에 없다. 강렬한 항성풍 때문에 이들은 해마다 태양 질량의 1E-6에서 1E-4에 이르는 질량을 잃는데, 상한값은 다른 뜨거운 O형 또는 B형 항성에서 예상되는 값보다 훨씬 크다. O형과 B형 항성은 이런 항성의 전구체다.

볼프-레이에 항성은 크게 세 유형으로 나뉜다. 탄소 풍부형 (WC), 질소 풍부형 (WN), 그리고 수소 풍부형 (WNh, 질소도 풍부함)이다. 이 가운데 WNh와 WN이 더 흔하며, 특히 저금속함량 은하에서 그렇다. 볼프-레이에 단계에서 항성이 어떻게 진화하는지는 초기 질량에 달려 있다. 저질량 WR 항성은 단독으로는 WC 등급까지 진화할 수 없어서 WNh와 WN 단계에 머문다. 핵융합 중인 탄소와 산소를 드러낼 만큼 강한 항성풍을 내지 못하기 때문이다. 하지만 더 무거운 동반성이 WN 항성의 바깥층을 벗겨내는 쌍성 박리가 일어나면, 탄소가 풍부한 내부가 드러나 WC 항성이 될 수 있다. 일부 매우 저질량 항성이 작은 WN 항성이 되는 것도 이런 방식이다. 반대로 질량이 큰 항성은 막대한 질량 손실을 통해 자연스럽게 WC 등급에 도달할 수 있고, 점점 더 뜨거워진 끝에 WO 단계(산소 풍부 단계)로 넘어간다. 이 단계의 항성은 130,000 K를 넘는 극고온에 이르며, 2만 년도 채 지나지 않아 Ic형 초신성으로 폭발한다.

WR 항성의 조성은 상당히 특이할 수 있다. WNh 항성은 질소 비율이 높다는 점을 빼면 일반 항성과 크게 다르지 않다. 그러나 매우 빠른 질량 손실 때문에 질소 비율이 점점 높아지고, 특히 1만 년마다 태양 질량 1개 정도를 잃는 극도로 강한 질량 손실을 겪기 쉽다. 결국 모든 수소를 내보내고 수소가 없는 WN 항성이 된다.

WN 항성은 거의 전부 헬륨으로 이루어져 있으며, 그중 상당한 양인 ~1%가 질소다. 그 뒤 더 강한 질량 손실이 훨씬 많은 물질을 쓸어내면서 항성의 내부층을 드러내기 시작한다. WN 항성은 잠시 WN/WC 항성이 되는데, 전이 볼프-레이에 항성이라고도 하며, WR의 또 다른 희귀 하위유형이다. 이 기간 동안 탄소 수준이 증가한다.

항성이 WC 단계에 들어서면 헬륨의 비율은 항성 질량의 절반 정도로 크게 줄어든다. 나머지 절반은 탄소이며, 소량의 산소가 항성 질량의 약 1~10%를 차지한다. WC 항성이 수축하고 가열될수록 헬륨은 더 줄고 탄소와 산소는 늘어난다. WC에서 WO로 넘어가면 헬륨은 항성의 30%에서 10%만 남고, 산소는 약 20%를 차지하며, 나머지는 탄소가 차지한다. 철도 약 0.1% 들어 있다.

마침내 WO 항성은 폭발하여 이 모든 원소를 우주 공간에 흩뿌린다.

테라젠 스피어 내 볼프-레이에 항성의 활용

질량이 매우 큰 WR 항성은 아르카일렉트급 존재들이 흔히 활용한다. 대부분의 WR 항성은 스타리프팅으로 해체되고 있으며, 추출된 질량은 계산 노드나 다른 유형의 질량 집약적 구조물을 건설하는 데 사용된다. WC 항성은 많은 먼지를 생성하므로, 이 먼지를 채굴하여 많은 탄소와 산소를 얻는 것이 대안적이고 느린 자원 추출 방법으로 가능하다.

볼프-레이에 항성은 극도로 드물고 대부분 젊은 성단에만 존재하므로, 보통은 인근 항성계를 빼면 큰 위협이 되지 않는다. 다만 WR 항성은 매우 밝고 UV와 X선 같은 고에너지 복사를 많이 방출한다. 따라서 이런 항성에 아주 가까운 항성계를 식민화하려면 보통 방사선 국가(Radiation Nation)과 유사한 트윅들(Tweaks)가 활용하는 것과 같은 방사선 저항 개조가 필요하다.

볼프-레이에 항성은 희귀하고, 많은 WR이 주변 성운을 거느리고 있기 때문에 관광지가 될 수 있다. 관광 목적으로 그곳을 여행할 때는 대개 많은 예방 조치를 취한다. 그럴 만한 이유가 있다.

테라젠 스피어 내 볼프-레이에 항성 목록

이러한 항성의 약 절반은 세피로트가 아닌 메타제국(Metaempires), 특히 유아론적 범가상체(Solipsist Panvirtuality)에 의해 식민화되었으므로, 이러한 항성계에 대한 정보는 제한적이다.

이름	발견 당시 분광형	솔로부터의 거리 (광년)	별자리	비고
Gamma2 Velorum A / WR 11	WC8	1100	Vela	안정화된 최초의 WR 항성
WR 94	WN5o	3100	Scorpius	안정화됨
WR 146 A	WC6	3590	Cygnus	안정화됨 (유아론적 범가상체에 의해)
WR 90	WC7	3750	Scorpius	안정화됨
WR 78	WN7h	4080	Scorpius	안정화됨
WR 139 A	WN5o	4270	Cygnus	안정화됨 (SP에 의해)
WR 79 A	WC7	4470	Scorpius	안정화됨
WR 145	WN7o/CE	4670	Cygnus	안정화됨 (SP에 의해)
WR 120	WN7o	4890	Scutum	안정화 시작됨
WR 110	WN5-6b	5150	Sagittarius	안정화됨
WR 111 (Muora)	WC5	5320	Sagittarius	이 항성은 테라젠 탐사자들이 도착한 후 8684 AT에 폭발했다
WR 140 A	WC7	5350	Cygnus	안정화 시작됨 (SP에 의해)
WR 142	WO2	5380	Cygnus	이 항성은 2055 AT에 감마선 폭발로 폭발했으나, 다행히 테라젠 스피어를 완전히 벗어났다
WR 105	WN9h	5640	Sagittarius	안정화 시작됨
WR 52	WC4	5710	Centaurus	초신성으로 폭발함
WR 134	WN6b	5710	Cygnus	안정화 시작됨 (SP에 의해)
WR 144	WC4	5710	Cygnus	초신성으로 폭발함
WR 93 A	WC7	5740	Scorpius
WR 142-1	WN6o	5770	Cygnus
WR 147 A	WN8(h)	5840	Cygnus
WR 113 A	WC8	5870	Serpens
WR 142a	WC8	5900	Cygnus
WR 159	WN4	5940	Cassiopeia
WR 133 A	WN5o	6030	Cygnus
WR 113-2	WC5-6	6070	Scutum
WR 141 A	WN5o	6290	Cygnus
WR 136	WN6b(h)	6290	Cygnus
WR 70-5	WC9	6360	Norma
WR 98	WN8o/C7	6390	Scorpius
WR 25 A	O2.5If*/WN6	6430	Carina
WR 135	WC8	6460	Cygnus
WR 85	WN6h	6490	Scorpius