Supernowe są ogólnie uważane za szybkie i wściekłe wydarzenia. W przypadku większości supernowych typu II zajmuje to około tygodnia.
Więc co astronomowie mają zrobić z supernową 2008iy, która miała niespotykany dotąd czas wzrostu co najmniej 400 dni?
Od momentu odkrycia SN 2008iy był dziwny. Kiedy analizowano jego widma, umieszczono go w rzadkiej podklasie IIn. Ta podklasa jest zarezerwowana dla supernowych z tą funkcją nlinie emisji strzałek. Większość supernowych ma szerokie linie emisji, jeśli w ogóle mają linie emisji.
Aby dowiedzieć się więcej o historii tego niezwykłego przypadku, astronomowie z University of California, Berkeley, zwrócili się do archiwalnych zdjęć z badania Palomar Quest. Przeszukali obrazy regionu, aby prześledzić supernową aż do lipca 2007 r., Przedtem gwiazda była zbyt słaba, aby pojawiać się na zdjęciach. Tak więc rozjaśnianie supernowych rozpoczęło się o najmniej tak wcześnie i trwało do końca października 2008 roku, dając mu czas wzrostu co najmniej cztery razy dłuższy niż jakakolwiek wcześniej odkryta supernowa.
Główny trop wyjaśniający tę tajemnicę wynikał z nietypowych linii emisji. Ogólnie rzecz biorąc, gwiazdy i supernowe charakteryzują się widmami absorpcyjnymi, które powstają, gdy względnie chłodny gaz stoi pomiędzy cieplejszym źródłem a naszym wykryciem. Aby wygenerować linie emisji, supernowa musi wzbudzać stosunkowo gęste medium. Co więcej, fakt, że linie były wąskie, sugerował, że był dość nieruchomy.
Razem wskazywało to na to, że prekursor przeszedł wydłużony okres utraty masy przed detonacją. Pomysł jest taki, że progenitor zrzucił duże ilości materiału. Kiedy pojawiła się supernowa, powłoka początkowo przesłaniała zdarzenie. Ale gdy ejecta z supernowej wyprzedziła względnie stacjonarne wcześniejsze pociski, jaśniejszy materiał powoli przesiąknął, powodując powstanie 400-dniowego okresu wzrostu.
Podczas gdy wszystkie gwiazdy przechodzą okres utraty masy w okresie po głównej sekwencji, tak gęsta skorupa byłaby rzadkością. Aby to wyjaśnić, autorzy zwrócili się do rodzaju gwiazdy znanej jako Luminous Blue Variable. Gwiazdy te są zwykle zbliżone do teoretycznego limitu masy gwiazdy (150 razy więcej niż masa Słońca). Ze względu na swoją ekstremalną masę mają silne wiatry gwiezdne, które okresowo zdmuchują duże ilości materiału, który mógłby tworzyć skorupy podobne do tych niezbędnych dla SN 2008iy. Niestety, to wydarzenie było tak odległe, że nie można było rozwiązać problemu poszukiwania takiej mgławicy. Nawet galaktyka gospodarza okazała się trudna do rozróżnienia ze względu na jej słabość, chociaż uważa się ją za nieregularną galaktykę karłowatą. Eta Carinae jest jedną z takich świecących niebieskich gwiazd zmiennych. Jeśli może pewnego dnia zdecyduje się zmienić w supernową, również rozwinie się w zwolnionym tempie.
