Існує мало рецензованої інформації, яка дає остаточний часовий проміжок часу, коли W26 піде суперновою. Причиною цього є те, що ми маємо моделі зоряних життєвих циклів і знаходили кандидатів у кожному "віці".
Зважаючи на це, згідно з недавньою статтею: Іонізована туманність навколо Червоного супергігантського W26 у Вестерлунді 1 (Райт, 2013), (RSG = Червоний супер гігант)
Наявність туманності свідчить про значні втрати маси в недавній історії W26. Її пізній спектральний тип, дуже висока освітленість та спектральна мінливість свідчать про те, що зірка сильно розвивалася серед РСГ. І зірка, і туманність можна порівняти з RSGs VY CMa та WOH G64, обидва з яких є дуже світлими пізніше типовими RSG, що мають свідчення про навколоземний газ. W26 надає рідкісну можливість безпосередньо розслідувати надзвичайну подію масових втрат із сильно розвинутого RSG.
Дивлячись на зірки порівняно з W26, щоб побачити, які теорії, навіть часові рамки пропонуються:
Відповідно до статті Фундаментальні властивості та атмосферна структура червоного надгігантського VY CMa на основі спектроінтерметрії VLTI / AMBER (Wittkowski et al. 2012), надгігантською зіркою VY CMa є
близький до межі Хаяші останніх еволюційних доріжок початкової маси 25 М⊙ з обертанням або 32 М⊙ без обертання, незадовго до того, як розвинувся пролом в HR-діаграмі.
Так, на думку Wittkowski та ін. замість того, щоб бути близьким до наднової, цілком може бути близьким до вступу до наступної фази еволюції зірок.
Згідно зі статтею Rd Supergiants у місцевій групі (Levesque 2013) та просторово вирішеному запиленому торі у напрямку до червоного надгігантського WOH G64 у Великій магеллановій хмарі (Ohnaka et al. 2008), дослідження WOH G64
означає, що цей об’єкт може зазнавати нестабільних, насильницьких масових втрат.
TL: DR Отже, виходячи зі спостережень за W26 та зіставними зірками, немає остаточного часового проміжку, в першу чергу через те, що ці зірки знаходяться поблизу забороненої області Хаяші , що відповідно до статті " Червоні супергіганти пізнього типу: занадто круто для магелланів" Хмари? (Levesque et al. 2007), наслідком чого є їх
нестабільна гідродинамічно, що, як ми очікуємо, призведе до цієї мінливості та поведінки.
Сліди / заборонені зони Хаяші стосовно зоряних мас та основної послідовності показані нижче:
Джерело зображення
до яких Левеск та ін. держава
Подальший моніторинг цих зірок, як фотометрично, так і спектроскопічно, може призвести до поліпшення розуміння цієї фази масивної еволюції зірки.
Припускаючи, що така поведінка може бути фазою (хоча і однією із завершальних фаз) у їх еволюції. Крім того, на цій відстані, ймовірно, можна поставити невелике світлове шоу, але не представляти великої небезпеки для Землі (за винятком дуже малоймовірного випадку вибуху гамма-випромінювання).