Ci sono poche informazioni peer-reviewed che danno un quadro temporale definitivo di quando W26 diventerebbe una supernova. La ragione di ciò è che abbiamo modelli di cicli di vita stellari e abbiamo trovato candidati ad ogni 'età'.
Con questo in mente, secondo un articolo molto recente: La nebulosa ionizzata che circonda il Red Supergiant W26 in Westerlund 1 (Wright, 2013), (RSG = Red Super Giant)
La presenza della nebulosa suggerisce un'ampia perdita di massa nella storia recente di W26. Il suo tipo spettrale tardivo, la luminosità molto elevata e la variabilità spettrale suggeriscono che la stella sia altamente evoluta tra gli RSG. Sia la stella che la nebulosa sono paragonabili agli RSG VY CMa e WOH G64, entrambi RSG di tipo tardivo altamente luminosi con evidenza di gas circumstellare. W26 offre una rara opportunità di indagare direttamente un evento di perdita di massa estrema da un RSG altamente evoluto.
Guardando le stelle comparate a W26 per vedere quali teorie, anche i tempi sono suggeriti:
Secondo l'articolo Proprietà fondamentali e struttura atmosferica del supergigante rosso VY CMa basato sullo spettro -interferometria VLTI / AMBER (Wittkowski et al. 2012), la stella supergigante VY CMa è
vicino al limite di Hayashi delle recenti tracce evolutive di massa iniziale di 25 M⊙ con rotazione o 32 M⊙ senza rotazione, poco prima di evolversi in blu nel diagramma HR.
Quindi, secondo Wittkowski et al. piuttosto che essere vicino alla supernova, potrebbe benissimo avvicinarsi alla fase successiva dell'evoluzione stellare.
Secondo l'articolo Rd Supergiants nel gruppo locale (Levesque 2013) e il toro polveroso spazialmente risolto verso il supergigante rosso WOH G64 nella Grande nuvola di Magellano (Ohnaka et al. 2008), studi di WOH G64
implica che questo oggetto potrebbe subire una perdita di massa instabile e violenta.
TL: DR Quindi, sulla base delle osservazioni di W26 e stelle comparabili, non esiste un lasso di tempo definitivo, principalmente a causa del fatto che queste stelle sono vicine alla regione proibita di Hayashi , che, secondo l'articolo Supergiants rossi di tipo tardivo: troppo cool per il Magellano Nuvole? (Levesque et al. 2007), ne risulta
instabile idrodinamicamente, che prevediamo possa portare a questa variabilità e comportamento.
Di seguito la traccia Hayashi / zone proibite in relazione alle masse stellari e alla sequenza principale:
Fonte immagine
a cui Levesque et al. stato
Un ulteriore monitoraggio di queste stelle, sia dal punto di vista fotometrico che spettroscopico, può portare a una migliore comprensione di questa fase della massiccia evoluzione delle stelle.
Suggerendo che questo comportamento può essere una fase (anche se una delle fasi finali) nella loro evoluzione. Inoltre, a quella distanza, è probabile che crei un piccolo spettacolo di luci, ma non rappresenti un grande pericolo per la Terra (tranne nel caso molto improbabile di un lampo di raggi gamma).