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).