Hay poca información revisada por pares que proporciona un marco de tiempo definitivo de cuándo W26 se convertiría en supernova. La razón de esto es que tenemos modelos de ciclos de vida estelares, y hemos encontrado candidatos en cada 'edad'.
Con eso en mente, según un artículo muy reciente: La Nebulosa Ionizada que rodea la Supergigante Roja W26 en Westerlund 1 (Wright, 2013), (RSG = Red Super Giant)
La presencia de la nebulosa sugiere una gran pérdida de masa en la historia reciente de W26. Su tipo espectral tardío, su luminosidad muy alta y su variabilidad espectral sugieren que la estrella ha evolucionado mucho entre los RSG. Tanto la estrella como la nebulosa son comparables a los RSG VY CMa y WOH G64, los cuales son RSG de tipo tardío altamente luminosos con evidencia de gas circunestelar. W26 ofrece una rara oportunidad de investigar directamente un evento de pérdida de masa extrema de un RSG altamente evolucionado.
Mirando las estrellas comparadas con W26 para ver qué teorías, incluso se sugieren plazos:
De acuerdo con el artículo Propiedades fundamentales y estructura atmosférica de la supergigante roja VY CMa basada en la espectro -interferometría VLTI / AMBER (Wittkowski et al. 2012), la estrella supergigante VY CMa es
cerca del límite de Hayashi de pistas evolutivas recientes de masa inicial de 25 M⊙ con rotación o 32 M⊙ sin rotación, poco antes de evolucionar hacia el azul en el diagrama HR.
Entonces, según Wittkowski et al. en lugar de estar cerca de una supernova, bien podría estar cerca de entrar en la siguiente fase de la evolución estelar.
Según el artículo Rd Supergiants in the Local Group (Levesque 2013) y Torus polvoriento resuelto espacialmente hacia la supergigante roja WOH G64 en la Gran Nube de Magallanes (Ohnaka et al. 2008), estudios de WOH G64
implica que este objeto puede estar experimentando una pérdida de masa violenta e inestable.
TL: DR Entonces, según las observaciones de W26 y estrellas comparables, no hay un marco de tiempo definitivo, principalmente debido a que estas estrellas están cerca de la región prohibida de Hayashi , que, según el artículo Supergigantes rojos de tipo tardío: demasiado frío para el Magallanes Las nubes? (Levesque et al. 2007), los resultados son
inestable hidrodinámicamente, que esperamos conduzca a esta variabilidad y comportamiento.
La pista de Hayashi / zonas prohibidas en relación con las masas estelares y la secuencia principal se muestra a continuación:
Fuente de imagen
a lo que Levesque et al. estado
Un mayor monitoreo de estas estrellas, tanto fotométrica como espectroscópicamente, puede conducir a una mejor comprensión de esta fase de evolución masiva de estrellas.
Lo que sugiere que este comportamiento puede ser una fase (aunque una de las fases finales) en su evolución. Además, a esa distancia, es probable que ofrezca un pequeño espectáculo de luces, pero no representa un gran peligro para la Tierra (excepto en el caso muy poco probable de una explosión de rayos gamma).