볼프-레이에 별(Wolf-Rayet Star)은 매우 무거운 질량을 가진 별의 최종 진화 단계 중 하나로, 강력한 항성풍과 높은 온도 때문에 자신의 대부분 물질을 날려 보낸 후 내핵이 드러나게 되는 별을 뜻한다. 보통 무거운 질량의 별일수록 에너지의 소모가 빨라서 수명이 짧아지는데, 이러한 볼프-레이어 별 역시 매우 무거운 만큼 매우 짧은 수명이 예측된다. 천문학에서 표현하는 영겁의 시간에 비해 매우 짧은 수명을 살고 생을 마감하는 볼프-레이어 별은 이 때문에 발견조차 쉽지 않다. 우리 은하에서 대략 500개 정도의 볼프-레이어 별이 발견되었으며, 다른 은하에서도 100개가 조금 넘는 숫자의 볼프-레이어 별이 발견되었다.

볼프-레이어 별은 프랑스 천문학자 샤를 볼프(Charles-Joseph-Étienne Wolf)와 조르주 레이에(Georges Antoine Pons Rayet)의 이름을 따서 명명되었다. 이들의 표면 온도는 최소 25,000K에서 200,000 K에 달하며, 이들의 광도는 태양의 최소 몇십만 배인 것으로 관측되고 있다. 대부분의 질량을 잃은 볼프-레이어 별은 마침내 탄소층까지 드러나게 되며, 이러한 별들은 감마선 폭발을 일으킬 가능성이 있다. 이들의 관측은 평범한 별에서 관측할 수 있는 수소선 대신, 헬륨, 탄소, 질소 등으로 대표되는 폭넓은 방출선을 통해서 수행된다.

제임스 웹 우주망원경의 눈으로 관측한 볼프-레이어 별은?

볼프-레이어 별은 먼지를 쉽게 방출하는 것으로 알려졌으며, 보통 태양 질량의 몇 배나 되는 대기와 먼지가 방출되는 것으로 알려졌다. 이 때문에 볼프-레이어 주변의 먼지 고리는 우주 먼지 껍질이라는 별명이 붙었으며, 따라서 볼프-레이어 별은 제임스 웹 우주망원경의 눈으로 관측하기에 더 없이 효과적인 천체라고 할 수 있다. 사실 볼프-레이어 별은 제임스 웹의 눈에 이미 여러 번 포착된 적이 있다. (관련 기사 바로 가기 - "제임스 웹, 우주 먼지 껍질을 자세히 관측하다")

미항공우주국(NASA)이 최근 공개한 제임스 웹 우주망원경의 근적외선과 중적외선 파장의 빛이 결합한 합성 이미지 중앙에 밝고 뜨거운 별 Wolf-Rayet 124(WR 124)가 매우 장엄하게 모습을 드러냈다. (고해상도 이미지 바로 보러 가기)

북쪽 및 동쪽 나침반 화살표는 하늘에서 이미지의 방향을 나타낸다. 아래에서 볼 때 올려다볼 때 북쪽과 동쪽의 관계는 위에서 올려다볼 때의 방향과 반전되어야 한다. 눈금 막대는 빛이 1년 동안 이동하는 거리인 광년 단위로 표시되어 있으며 1광년은 약 9조 4,600억 킬로미터에 해당한다. 위 사진을 통해서 성운의 크기가 대략 10광년임을 알 수 있다.

이미지 하단의 색상 키는 이미지 생성에 사용된 필터와 해당 필터에 할당된 가시광선 색상을 나타낸다. 즉,  빨간색은 4.44, 4.7, 12.8, 18 마이크로미터 (F444W, F470N, F1280W, F1800W), 녹색은 2.1, 3.35, 11.3마이크로미터 (F210M, F335M, F1130W), 파란색은 0.9, 1.5, 7.7 마이크로미터(F090W, F150W, F770W) 파장에 반응하는 천체의 모습을 보여주고 있다.

제임스 웹 우주망원경과 근적외선 카메라(NIRCam)의 상징과 같은 팔각 회절 스파이크가 잘 드러나고 있으며, 이 때문에 짧은 파장으로의 관측에는 팔각 무늬가 매우 많이 드러난다. 근적외선 카메라는 밝은 별과 주변의 희미한 가스 그리고 먼지 등을 효과적으로 보여주고 있다.

중적외선으로 관측한 울프-레이어 별의 모습은?

반면, 더 차가운 우주 먼지는 더 긴 중적외선 파장(MIRI: 중적외선 기기)과 쉽게 반응하기에 WR 124 성운의 구조를 보여주고 있다. 아래 이미지의 빨간색은 12.8, 18 마이크로미터 (F1280W, F1800W), 녹색은 11.3 마이크로미터 (F1130W), 파란색은 7.7 마이크로미터(F770W) 파장에 반응하는 천체의 모습으로 이들이 보여주는 이미지들이 합성된 사진이다. (고해상도 이미지 바로 보러 가기)

10광년 너비의 위 성운은 수명은 짧지만 이미 크게 노화된 별이 무작위로 분출할 때 튕겨 나온 물질들과 난기류에서 생성된 먼지 등으로 이루어져 있다. 겉보기에는 너무 화려하지만, 사실 위 별은 죽음이 매우 가까워진 별이다. 막대한 질량 손실 이후 별의 핵융합은 멈추고 중력 때문에 스스로 붕괴하여 폭발하는, 궁극적으로 초신성 작전 단계의 별이다.

MIRI를 통해서 관측하는 수많은 먼지 입자는 초신성 폭발 전에 이런 별이 얼마나 많은 먼지를 생성하는지, 그리고 그 먼지 중 얼마나 많은 양이 폭발에서 살아남아서 먼 훗날 주변에서 다시 미래의 별과 행성 및 복잡한 분자의 구성 요소로 변할 수 있을지 등에 관한 연구에 큰 도움을 줄 수 있다고 생각된다. 이는 현재까지 이론상으로만 예측되던 천문학적 현상으로, 관측과 함께 수많은 먼지 관련 변수들을 제한하며 정답에 점점 가까워질 수 있다.