Süpernovalar genellikle hızlı ve öfkeli olaylar olarak kabul edilir. Çoğu Tip II süpernova için bu yaklaşık bir hafta sürer.
Peki, en azından benzeri görülmemiş bir yükselme süresi olan 2008 süpernova yapmak için astronomlar nelerdir 400 gün?
Keşfedildiği andan itibaren, SN 2008iy tuhaftı. Spektrumları analiz edildiğinde, nadir IIn alt sınıfına yerleştirildi. Bu alt sınıf şu özelliklere sahip süpernovalara ayrılmıştır nok emisyon çizgileri. Çoğu süpernovada, emisyon hatları olsa bile geniş emisyon hatları vardır.
Bu olağandışı durumun tarihi hakkında daha fazla bilgi edinmek için California Üniversitesi Berkeley'deki gökbilimciler, Palomar Quest anketinden arşiv görüntülerine döndü. Süpernova'yı Temmuz 2007'ye kadar izlemek için bölgenin görüntülerini aradılar, daha önce yıldız görüntülerde görünmek için çok zayıftı. Böylece süpernova parlaması başladı en az Bu erken ve 2008 yılı Ekim ayının sonlarına kadar devam etti ve daha önce keşfedilen süpernovaların en az dört katı kadar bir yükselme süresi verdi.
Bu gizemi açıklamanın ana ipucu, olağandışı emisyon hatlarından kaynaklandı. Genellikle yıldızlar ve süpernovalar, nispeten daha sıcak bir gaz daha sıcak bir kaynak ile tespitimiz arasında durduğunda ortaya çıkan absorpsiyon spektrumlarıyla karakterize edilir. Emisyon hatları oluşturmak için, süpernova tarafından nispeten yoğun bir ortamın heyecanlı olması gerekir. Ayrıca, çizgilerin dar olması, oldukça hareketsiz olduğunu ima ediyordu.
Bu birlikte, ataların patlamadan önce artan bir kütle kaybı süresine işaret etti. Fikir öyleyse projenin büyük miktarlarda malzeme döktüğü yönündedir. Süpernova meydana geldiğinde, bu kabuk başlangıçta olayı gizledi. Ancak, süpernovadan gelen ejekta nispeten daha önceki mermilerin üstesinden geldiğinde, daha parlak malzeme yavaşça sızdı ve 400 günlük yükselme süresine yol açtı.
Bütün yıldızlar ana dizi sonrası yaşamlarında bir miktar kütle kaybına uğrarken, bu kadar yoğun bir kabuk nadirdir. Bunu açıklamak için, yazarlar Açık Mavi Değişken olarak bilinen bir yıldız türüne döndüler. Bu yıldızlar tipik olarak bir yıldızın kütlesi (güneş kütlesinin 150 katı) için teorik sınıra yakındır. Aşırı kütleleri nedeniyle, SN 2008iy için gerekli olanlara benzer kabuklar oluşturabilen büyük miktarlarda malzemeyi periyodik olarak üfleyen güçlü yıldız rüzgarlarına sahiptirler. Ne yazık ki, bu olay o kadar uzaktı ki, böyle bir bulutsuyu aramak için çözülemedi. Ev sahibi galaksinin bile düzensiz bir cüce gökada olduğuna inanılmasına rağmen zayıflığı nedeniyle ayırt edilmesi zor oldu. Eta Carinae böyle bir parlak mavi değişken yıldızdır. Belki bir gün sonra bir süpernovaya dönüşmeye karar verirse, yavaş çekimde de ortaya çıkacaktır.
