В какие сроки ожидается, что W26 станет сверхновой?

Во всех новостных статьях говорится, что ожидается "взрыв". Что на самом деле не говорит мне много. Когда это «в конце концов»? Кроме того, учитывая, что это самая большая звезда в известной вселенной и в 16 тысячах световых лет от нас, это будет видно? Это будет опасно?

Существует мало рецензируемой информации, которая дает точные временные рамки, когда W26 станет сверхновой. Причина этого в том, что у нас есть модели звездных жизненных циклов, и мы нашли кандидатов в каждом «возрасте».

Имея это в виду, согласно недавней статье: Ионизированная туманность, окружающая Красный Супергигант W26 в Вестерлунде 1 (Райт, 2013), (RSG = Красный Супергигант)

Наличие туманности предполагает обширную потерю массы в недавней истории W26. Его поздний спектральный тип, очень высокая светимость и спектральная изменчивость - все это говорит о том, что звезда сильно развита среди RSG. И звезда, и туманность сопоставимы с RSG VY CMa и WOH G64, оба из которых представляют собой очень светящиеся RSG позднего типа с доказательством наличия околозвездного газа. W26 предоставляет редкую возможность непосредственно исследовать экстремальное событие потери массы от высокоразвитого RSG.

Глядя на сравниваемые звезды с W26, можно увидеть, какие теории предлагаются, даже временные рамки:

Согласно статье « Фундаментальные свойства и структура атмосферы красного супергиганта VY CMa на основе спектроинтерферометрии VLTI / AMBER» (Wittkowski et al. 2012), супергигантская звезда VY CMa имеет вид

близко к пределу Хаяси недавних эволюционных треков с начальной массой 25 M⊙ с вращением или 32 M⊙ без вращения, незадолго до появления синего в HR-диаграмме.

Так, согласно Wittkowski et al. вместо того, чтобы быть близко к сверхновой, вполне может быть близко к входу в следующую фазу звездной эволюции.

Согласно статье Rd Supergiants в Локальной группе (Levesque 2013) и пространственно разрешенному пыльному тору в направлении красного супергиганта WOH G64 в Большом Магеллановом облаке (Ohnaka et al. 2008), исследования WOH G64

подразумевает, что этот объект может испытывать неустойчивую, насильственную потерю массы.

TL: DR Итак, основываясь на наблюдениях W26 и сравнимых звезд, нет точных временных рамок, в первую очередь из-за того, что эти звезды находятся близко к запретной области Хаяси , которая, согласно статье « Красные сверхгиганты позднего типа: слишком круто для магелланова» Облака? (Levesque et al. 2007), в результате чего они

нестабильно гидродинамически, что мы ожидаем, чтобы привести к этой изменчивости и поведения.

Трасса / запретные зоны Хаяси относительно звездных масс и основной последовательности показаны ниже:

Источник изображения

на что Левеск и соавт. штат

Дальнейший мониторинг этих звезд, как фотометрически, так и спектроскопически, может привести к лучшему пониманию этой фазы эволюции массивной звезды.

Предполагая, что это поведение может быть фазой (хотя и одной из последних фаз) в их эволюции. Кроме того, на таком расстоянии он, вероятно, устроит небольшое световое шоу, но не представляет большой опасности для Земли (за исключением очень маловероятного случая вспышки гамма-излучения).