Il y a peu d'informations évaluées par les pairs qui donnent un laps de temps définitif de quand W26 deviendrait supernova. La raison en est que nous avons des modèles de cycles de vie stellaires et que nous avons trouvé des candidats à chaque «âge».
Dans cet esprit, selon un article très récent: La nébuleuse ionisée entourant le Red Supergiant W26 dans Westerlund 1 (Wright, 2013), (RSG = Red Super Giant)
La présence de la nébuleuse suggère une perte de masse importante dans l'histoire récente de W26. Son type spectral tardif, sa luminosité très élevée et sa variabilité spectrale suggèrent que l'étoile est très évoluée parmi les RSG. L'étoile et la nébuleuse sont comparables aux RSG VY CMa et WOH G64, qui sont tous deux des RSG de type tardif très lumineux avec des preuves de gaz circumstellaire. Le W26 offre une occasion rare d'enquêter directement sur un événement de perte de masse extrême à partir d'un RSG très évolué.
En regardant les étoiles comparées à W26 pour voir quelles théories, même des délais sont suggérés:
Selon l'article Propriétés fondamentales et structure atmosphérique de la supergéante rouge VY CMa basée sur la spectro-interférométrie VLTI / AMBER (Wittkowski et al. 2012), l'étoile supergéante VY CMa est
près de la limite de Hayashi des traces évolutives récentes de masse initiale 25 M⊙ avec rotation ou 32 M⊙ sans rotation, peu de temps avant d'évoluer vers le bleu dans le diagramme HR.
Ainsi, selon Wittkowski et al. plutôt que d'être proche de la supernova, pourrait bien être proche d'entrer dans la prochaine phase de l'évolution stellaire.
Selon l'article Rd Supergiants dans le groupe local (Levesque 2013) et le tore poussiéreux résolu spatialement vers le supergéant rouge WOH G64 dans le grand nuage magellanique (Ohnaka et al.2008), des études de WOH G64
implique que cet objet peut subir une perte de masse violente et instable.
TL: DR Donc, sur la base des observations de W26 et d'étoiles comparables, il n'y a pas de calendrier définitif, principalement en raison de la proximité de ces étoiles à la région interdite de Hayashi , ce qui, selon l'article Late-Type Red Supergiants: Too Cool for the Magellanic Des nuages? (Levesque et al. 2007), les fait être
instable hydrodynamiquement, ce qui devrait entraîner cette variabilité et ce comportement.
La piste Hayashi / zones interdites par rapport aux masses stellaires et à la séquence principale est illustrée ci-dessous:
Source d'image
à laquelle Levesque et al. Etat
Une surveillance plus approfondie de ces étoiles, à la fois photométriquement et spectroscopiquement, pourrait conduire à une meilleure compréhension de cette phase d'évolution massive des étoiles.
Ce qui suggère que ce comportement peut être une phase (bien que l'une des phases finales) de leur évolution. De plus, à cette distance, il est susceptible de faire un petit spectacle de lumière, mais ne présente pas beaucoup de danger pour la Terre (sauf dans le cas très improbable d'une explosion de rayons gamma).