W jakich ramach czasowych W26 ma przejść do supernowej?

Wszystkie artykuły mówią, że oczekuje się, że „w końcu” wybuchnie. Co tak naprawdę niewiele mi mówi. Kiedy jest „w końcu”? Biorąc pod uwagę, że jest to największa gwiazda w znanym wszechświecie, oddalona o 16 km świetlnych, czy będzie to widoczne? Czy to będzie niebezpieczne?

Istnieje niewiele recenzowanych informacji, które dają ostateczne ramy czasowe, kiedy W26 pójdzie na supernową. Powodem tego jest to, że mamy modele gwiezdnych cykli życia i znaleźliśmy kandydatów w każdym „wieku”.

Mając to na uwadze, według bardzo niedawnego artykułu: Zjonizowana Mgławica otaczająca Czerwonego Nadolbrzyma W26 w Westerlund 1 (Wright, 2013), (RSG = Red Super Giant)

Obecność mgławicy sugeruje znaczną utratę masy w najnowszej historii W26. Późny typ widmowy, bardzo wysoka jasność i zmienność widmowa sugerują, że gwiazda bardzo ewoluowała wśród RSG. Zarówno gwiazda, jak i mgławica są porównywalne z RSG VY CMa i WOH G64, z których oba są wysoce świecącymi RSG późnego typu z dowodami na obecność gazu okołogwiazdowego. W26 stanowi rzadką okazję do bezpośredniego zbadania ekstremalnego zdarzenia utraty masy z wysoce rozwiniętego RSG.

Patrząc na porównywane gwiazdy z W26, aby zobaczyć, jakie teorie, nawet ramy czasowe są sugerowane:

Zgodnie z artykułem Podstawowe właściwości i struktura atmosferyczna czerwonego nadolbrzyma VY CMa na podstawie spektroferrometrii VLTI / AMBER (Wittkowski i in. 2012), gwiazdą nadolbrzymową VY CMa jest

blisko granicy Hayashi ostatnich śladów ewolucyjnych o masie początkowej 25 M⊙ z rotacją lub 32 M⊙ bez rotacji, na krótko przed ewolucją niebieskiego kierunku na wykresie HR.

Według Wittkowskiego i in. zamiast być blisko supernowej, może być blisko przejścia do następnej fazy ewolucji gwiazd.

Zgodnie z artykułem Rd Supergiant in the Local Group (Levesque 2013) i przestrzennie rozwiązany zakurzony torus w kierunku czerwonego nadolbrzyma WOH G64 w Large Cloud Magellanic (Ohnaka i in. 2008), badania WOH G64

oznacza, że ​​obiekt ten może doświadczać niestabilnej, gwałtownej utraty masy.

TL: DR Tak więc, w oparciu o obserwacje W26 i porównywalnych gwiazd, nie ma ostatecznych ram czasowych, przede wszystkim dlatego, że te gwiazdy znajdują się w pobliżu zakazanego regionu Hayashi , co zgodnie z artykułem Późni czerwoni nadolbrzymi: zbyt chłodne dla Magellana Chmury (Levesque i in. 2007), w wyniku czego są

niestabilna hydrodynamicznie, co, jak się spodziewamy, prowadzi do tej zmienności i zachowania.

Tor Hayashi / strefy zabronione w odniesieniu do mas gwiezdnych i głównej sekwencji pokazano poniżej:

Źródło obrazu

do którego Levesque i in. stan

Dalsze monitorowanie tych gwiazd, zarówno fotometrycznie, jak i spektroskopowo, może prowadzić do lepszego zrozumienia tej fazy ewolucji masywnych gwiazd.

Sugerowanie, że to zachowanie może być fazą (choć jedną z ostatnich faz) w ich ewolucji. Ponadto z tej odległości prawdopodobnie będzie to mały pokaz świetlny, ale nie będzie stanowił większego zagrożenia dla Ziemi (z wyjątkiem bardzo mało prawdopodobnego zdarzenia rozbłysku promieniowania gamma).