W26'nın ne zaman süpernovaya gideceğine dair kesin bir zaman çerçevesi veren hakemli bilgiler azdır. Bunun nedeni, yıldız yaşam döngüleri modellerine sahip olmamız ve her 'yaşta' aday bulmamızdır.
Bunu göz önünde bulundurarak, çok yeni bir makaleye göre: Westerlund 1'deki Kırmızı Supergiant W26'yı çevreleyen İyonize Bulutsusu (Wright, 2013), (RSG = Kırmızı Süper Dev)
Bulutsunun varlığı, son W26 tarihinde yoğun bir kütle kaybı olduğunu düşündürmektedir. Geç spektral tipi, çok yüksek parlaklığı ve spektral değişkenliği, yıldızın RSG'ler arasında oldukça geliştiğini gösterir. Hem yıldız hem de bulutsu, her ikisi de dairesel gaz için kanıt bulunan son derece parlak geç tip RSG'ler olan RSG VY CMa ve WOH G64 ile karşılaştırılabilir. W26, oldukça gelişmiş bir RSG'den meydana gelen aşırı kütle kaybı olayını doğrudan araştırmak için nadir bir fırsat sunar.
Hangi teorilerin, hatta zaman çerçevelerinin önerildiğini görmek için W26 ile karşılaştırılan yıldızlara bakıldığında:
Makaleye göre temel özellikleri ve kırmızı süperdevin VLTI / sarı spektro-interferometri göre VY CMa atmosferik yapısı (Wittkowski ve ark. 2012), üstdev yıldız VY CMa olduğu
HR diyagramında maviye dönüşmeden kısa bir süre önce, dönme ile birlikte başlangıç kütlesi 25 M⊙ veya dönüş olmadan 32 M⊙ olan son evrimsel parçaların Hayashi sınırına yakın.
Bu nedenle, Wittkowski ve ark. süpernovaya yakın olmak yerine, yıldız evriminin bir sonraki aşamasına girmeye yakın olabilir.
Makaleye göre Rd Yerel Grubundaki Süperdevler (2013 Levesque) ve Mekansal kırmızı süperdevin Büyük Macellan Bulutu içinde WOH G64 doğru tozlu torus çözüldü (Ohnaka vd. 2008), WOH G64 çalışmalarını
bu nesnenin dengesiz, şiddetli kitle kaybı yaşayabileceğini ima eder.
TL: DR Yani, W26 ve karşılaştırılabilir yıldızların gözlemlerine dayanarak, öncelikle bu yıldızların Hayashi yasak bölgesine yakın olması nedeniyle kesin bir zaman çerçevesi yoktur , bu da Geç Tip Kırmızı Süperdevler: Macellan için Çok Serin Bulutlar? (Levesque ve ark. 2007), bunların
dengesiz hidrodinamik olarak, bu değişkenliğe ve davranışa yol açmayı umuyoruz.
Yıldız kütleleri ve ana dizi ile ilgili Hayashi yolu / yasak bölgeleri aşağıda gösterilmiştir:
Görüntü kaynağı
Levesque ve ark. durum
Bu yıldızların hem fotometrik hem de spektroskopik olarak daha fazla izlenmesi, bu büyük yıldız evriminin bu aşamasının daha iyi anlaşılmasına yol açabilir.
Bu davranışın evrimlerinde bir aşama (son aşamalardan biri de olsa) olabileceğini önermek. Ayrıca, bu mesafeden, küçük bir ışık gösterisi yapması muhtemeldir, ancak Dünya için çok fazla tehlike oluşturmaz (çok nadiren bir gama ışını patlaması olayı hariç).