Supernowe są najjaśniejszym zjawiskiem w obecnym wszechświecie. Do niedawna astronomowie uważali, że odkryli supernowe; mogą powstać w wyniku bezpośredniego zawalenia się masywnego rdzenia lub przewrócenia się przez granicę Chandrasekhar jako sąsiada akrecyjnego białego karła. Metody te wydawały się działać dobrze, dopóki astronomowie nie zaczęli odkrywać supernowych „ultra-świecących”, począwszy od SN 2005ap. Zwykli podejrzani nie byli w stanie wytworzyć tak jasnych eksplozji, a astronomowie zaczęli szukać nowych metod, a także nowych supernowych świecących supernowych, aby pomóc zrozumieć te wartości odstające. Niedawno zautomatyzowane badanie nieba Pan-STARRS zarobiło jeszcze dwa.
Od 2010 r. Panoramiczny teleskop pomiarowy i system szybkiego reagowania (Pan-STARR) prowadzi obserwacje na górze Haleakala i jest kontrolowany przez Uniwersytet Hawajski. Jego podstawową misją jest poszukiwanie obiektów, które mogą stanowić zagrożenie dla Ziemi. Aby to zrobić, wielokrotnie skanuje północne niebo, patrząc na 10 plastrów na noc i przechodząc przez różne kolorowe filtry. Chociaż było to bardzo udane w tym obszarze, obserwacje można również wykorzystać do badania obiektów zmieniających się w krótkich skalach czasowych, takich jak supernowe.
Pierwsza z dwóch nowych supernowych, PS1-10ky, wybuchała już w momencie uruchomienia Pan-STARRS, dlatego krzywa jasności była niekompletna, ponieważ została odkryta w pobliżu jasności szczytowej i nie ma danych, które mogłyby ją uchwycić, gdy się rozjaśniła . Jednak w przypadku drugiego, PS1-10awh, zespół złapał podczas rozjaśniania i ma pełną krzywą światła dla obiektu. Łącząc te dwa elementy, zespół kierowany przez Laurę Chomiuk z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics był w stanie uzyskać pełny obraz tego, jak zachowują się te gigantyczne supernowe. Co więcej, ponieważ obserwowano je z wieloma filtrami, zespół był w stanie zrozumieć, w jaki sposób energia jest dystrybuowana. Ponadto zespół był w stanie użyć innych instrumentów, w tym Gemini, aby uzyskać informacje spektroskopowe.
Dwie nowe supernowe są bardzo podobne pod wieloma względami do innych supernowych świecących odkrytych wcześniej, w tym SN 2010gx i SCP 06F6. Wszystkie te obiekty były wyjątkowo jasne i miały niewielką absorpcję w swoich widmach. To, co niewiele mieli, było spowodowane częściowo zjonizowanym węglem, krzemem i magnezem. Średnia jasność piku wynosiła -22,5 magnitudo, przy czym jako typowy szczyt zapadania się rdzenia supernowe osiągają wartość -19,5. Obecność tych linii pozwoliła astronomom zmierzyć prędkość ekspansji dla nowych obiektów z prędkością 40 000 km / s i umieścić odległość od tych obiektów jako około 7 miliardów lat świetlnych (poprzednie super-świecące supernowe takie jak te miały od 2 do 5 miliardów światła lat).
Ale co może zasilać te lewiatany? Zespół rozważył trzy scenariusze. Pierwszym był rozkład radioaktywny. Gwałtowność wybuchów supernowych wstrzykuje jądra atomowe dodatkowymi protonami i neutronami, tworząc niestabilne izotopy, które gwałtownie rozpadają się, wydzielając światło widzialne. Proces ten jest na ogół związany z zanikaniem supernowych, ponieważ proces rozkładu zanika powoli. Jednak na podstawie obserwacji zespół stwierdził, że nie powinno być możliwe wytworzenie wystarczającej ilości pierwiastków promieniotwórczych niezbędnych do uwzględnienia obserwowanej jasności.
Inną możliwością był gwałtownie obracający się magnetar, który podlegał szybkiej zmianie jego obrotu. Ta nagła zmiana zrzuciłaby z powierzchni duże, duże kawałki materiału, które w skrajnych przypadkach mogłyby odpowiadać obserwowanej prędkości rozszerzania się tych obiektów.
Zespół rozważa bardziej typową supernową, która rozwija się w stosunkowo gęste medium. W tym przypadku fala uderzeniowa wytwarzana przez supernową oddziaływałaby z chmurą wokół gwiazdy, a energia kinetyczna podgrzałaby gaz, powodując jego świecenie. To także mogło odtworzyć wiele zaobserwowanych cech supernowych, ale wymagało, aby gwiazda zrzuciła duże ilości materiału tuż przed wybuchem. Podano pewne dowody na to, że jest to częste zjawisko w masywnych gwiazdach o zmiennej niebieskiej zmiennej, obserwowanych w pobliskim wszechświecie. Zespół zauważa, że hipotezę tę można przetestować, szukając emisji radiowej podczas oddziaływania fali uderzeniowej z gazem.
