Существует мало рецензируемой информации, которая дает точные временные рамки, когда W26 станет сверхновой. Причина этого в том, что у нас есть модели звездных жизненных циклов, и мы нашли кандидатов в каждом «возрасте».
Имея это в виду, согласно недавней статье: Ионизированная туманность, окружающая Красный Супергигант W26 в Вестерлунде 1 (Райт, 2013), (RSG = Красный Супергигант)
Наличие туманности предполагает обширную потерю массы в недавней истории W26. Его поздний спектральный тип, очень высокая светимость и спектральная изменчивость - все это говорит о том, что звезда сильно развита среди RSG. И звезда, и туманность сопоставимы с RSG VY CMa и WOH G64, оба из которых представляют собой очень светящиеся RSG позднего типа с доказательством наличия околозвездного газа. W26 предоставляет редкую возможность непосредственно исследовать экстремальное событие потери массы от высокоразвитого RSG.
Глядя на сравниваемые звезды с W26, можно увидеть, какие теории предлагаются, даже временные рамки:
Согласно статье « Фундаментальные свойства и структура атмосферы красного супергиганта VY CMa на основе спектроинтерферометрии VLTI / AMBER» (Wittkowski et al. 2012), супергигантская звезда VY CMa имеет вид
близко к пределу Хаяси недавних эволюционных треков с начальной массой 25 M⊙ с вращением или 32 M⊙ без вращения, незадолго до появления синего в HR-диаграмме.
Так, согласно Wittkowski et al. вместо того, чтобы быть близко к сверхновой, вполне может быть близко к входу в следующую фазу звездной эволюции.
Согласно статье Rd Supergiants в Локальной группе (Levesque 2013) и пространственно разрешенному пыльному тору в направлении красного супергиганта WOH G64 в Большом Магеллановом облаке (Ohnaka et al. 2008), исследования WOH G64
подразумевает, что этот объект может испытывать неустойчивую, насильственную потерю массы.
TL: DR Итак, основываясь на наблюдениях W26 и сравнимых звезд, нет точных временных рамок, в первую очередь из-за того, что эти звезды находятся близко к запретной области Хаяси , которая, согласно статье « Красные сверхгиганты позднего типа: слишком круто для магелланова» Облака? (Levesque et al. 2007), в результате чего они
нестабильно гидродинамически, что мы ожидаем, чтобы привести к этой изменчивости и поведения.
Трасса / запретные зоны Хаяси относительно звездных масс и основной последовательности показаны ниже:
Источник изображения
на что Левеск и соавт. штат
Дальнейший мониторинг этих звезд, как фотометрически, так и спектроскопически, может привести к лучшему пониманию этой фазы эволюции массивной звезды.
Предполагая, что это поведение может быть фазой (хотя и одной из последних фаз) в их эволюции. Кроме того, на таком расстоянии он, вероятно, устроит небольшое световое шоу, но не представляет большой опасности для Земли (за исключением очень маловероятного случая вспышки гамма-излучения).