In welchem ​​Zeitraum soll W26 Supernova werden?

Alle Nachrichtenartikel sagen, dass es "irgendwann" explodieren wird. Was mir nicht wirklich viel sagt. Wann ist "irgendwann"? Wird dies auch sichtbar sein, wenn man bedenkt, dass dies der größte Stern im bekannten Universum und 16.000 Lichtjahre entfernt ist? Wird es gefährlich sein?

Es gibt nur wenige von Experten überprüfte Informationen, die einen endgültigen Zeitrahmen für die Supernova von W26 angeben. Der Grund dafür ist, dass wir Modelle von Sternlebenszyklen haben und in jedem „Alter“ Kandidaten gefunden haben.

In diesem Sinne laut einem kürzlich erschienenen Artikel: Der ionisierte Nebel um den Red Supergiant W26 in Westerlund 1 (Wright, 2013), (RSG = Red Super Giant)

Das Vorhandensein des Nebels deutet auf einen umfassenden Massenverlust in der jüngeren Geschichte von W26 hin. Sein später Spektraltyp, seine sehr hohe Leuchtkraft und seine spektrale Variabilität lassen darauf schließen, dass der Stern unter den RSGs hoch entwickelt ist. Sowohl der Stern als auch der Nebel sind vergleichbar mit den RSGs VY CMa und WOH G64, die beide hochleuchtende RSGs vom späten Typ mit Hinweisen auf zirkumstellares Gas sind. W26 bietet eine seltene Gelegenheit, ein extremes Massenverlustereignis aus einem hochentwickelten RSG direkt zu untersuchen.

Wenn Sie sich die mit W26 verglichenen Sterne ansehen, um zu sehen, welche Theorien und Zeitrahmen vorgeschlagen werden:

Nach dem Artikel Grundlegende Eigenschaften und atmosphärische Struktur des roten Überriesen-VY-CMa basierend auf VLTI / AMBER-Spektrointerferometrie (Wittkowski et al. 2012) ist der Überriesenstern VY-CMa

nahe der Hayashi-Grenze der jüngsten Evolutionsspuren mit einer Anfangsmasse von 25 M⊙ mit Rotation oder 32 M⊙ ohne Rotation, kurz bevor sich im HR-Diagramm Blueward entwickelt.

Nach Wittkowski et al. Anstatt der Supernova nahe zu sein, könnte sie kurz vor dem Eintritt in die nächste Phase der Sternentwicklung stehen.

Gemäß dem Artikel Rd Supergiants in der lokalen Gruppe (Levesque 2013) und räumlich aufgelöstem staubigem Torus in Richtung des roten Überriesen WOH G64 in der großen Magellanschen Wolke (Ohnaka et al. 2008) wurden Studien zu WOH G64 durchgeführt

impliziert, dass dieses Objekt einen instabilen, gewalttätigen Massenverlust erleidet.

TL: DR Basierend auf Beobachtungen von W26 und vergleichbaren Sternen gibt es keinen endgültigen Zeitrahmen, hauptsächlich weil sich diese Sterne in der Nähe der Hayashi-verbotenen Region befinden , was laut dem Artikel Late-Type Red Supergiants: Too Cool for the Magellanic Wolken? (Levesque et al. 2007), führt dazu, dass sie sind

hydrodynamisch instabil, was zu dieser Variabilität und diesem Verhalten führen dürfte.

Die Hayashi-Spur / verbotenen Zonen in Bezug auf Sternmassen und Hauptsequenz sind unten gezeigt:

Bildquelle

zu dem Levesque et al. Zustand

Eine weitere Überwachung dieser Sterne, sowohl photometrisch als auch spektroskopisch, kann zu einem besseren Verständnis dieser Phase der massiven Sternentwicklung führen.

Dies deutet darauf hin, dass dieses Verhalten eine Phase (wenn auch eine der letzten Phasen) in ihrer Entwicklung sein könnte. In dieser Entfernung wird wahrscheinlich eine kleine Lichtshow gezeigt, die jedoch keine große Gefahr für die Erde darstellt (außer im sehr unwahrscheinlichen Fall eines Gammastrahlenausbruchs).