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==== 볼프-레이에 별 ==== 태양 질량의 최소 20배~215배 이상의 질량을 가진 항성이 도달하는 마지막 단계. 이 단계가 끝나면 질량에 따라 중성자별이나 항성 질량 블랙홀을 남긴다. 만약 질량이 태양 질량의 130~250배 사이이며 중원소 함량이 적다면(태양의 280만 분의 1 정도) 항성 내부에서 전자와 양전자가 쌍생성-쌍소멸 과정을 거치며 항성을 지탱하는 열압력이 감소해 쌍불안정형 초신성 현상이 발생하여 별 전체가 대폭발을 일으킨다. 이러면 중성자별이나 블랙홀 같은 잔해를 남기지 않고 별 전체가 거대한 행성상 성운을 형성한다. 중원소 함량이 매우 높을 경우(태양의 3배 이상)에는 질량이 아무리 무거워도 블랙홀을 남기지 못하고 중성자별을 남긴다. 항성의 주계열성 단계가 끝나가는 시점이 되면 외피가 팽창하게 되는데 볼프-레이에별은 이렇게 팽창한 외피를 자신의 강력한 항성풍으로 날려버려서 주변에 성운을 형성하고 핵을 드러낸 상태다. 행성상 성운과 유사하지만 구조가 복잡하며 성운 중심에 아주 밝은 별이 위치하고 있어서 굉장히 활발한 활동을 보여준다. 스펙트럼 관측을 하면 수소선은 거의 발견되지 않고 탄소-산소-질소 선이 보인다. 대마젤란 은하에 존재하는 R136 산개성단에는 이런 볼프-레이에 별들과 O형 항성들이 무리지어 존재하는데 그중 R136a1은 현재 인간이 관측한 항성 중 가장 밝고 무거운 별이다.(태양질량의 215배, 밝기는 6백만배) 이 항성은 태어난지 100만년 정도 지났지만 초기 질량이 극도로 무거웠기 때문에(주계열 영년시 태양질량의 300배로 추정) 사람으로 치면 이미 중년을 넘어선 나이이며, 간신히 형체를 유지할 정도로 중력이 미약해서 매 초마다 태양이 항성풍으로 잃어버리는 질량의 10억 배를 우주로 날려보내고 있다. 태양계의 기원으로 추정하는 항성이기도 하다. 태양계는 유달리 중원소(원자번호 5번 붕소 이후의 원소들. 흔히 금속이라 한다)가 풍부한데 볼프-레이에 별의 항성풍에는 이런 중원소가 매우 풍부하기 때문.
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