Οι σουπερνόβες θεωρούνται γενικά ως γρήγορα και εξαγριωμένα γεγονότα. Για τα περισσότερα σουπερνόβα τύπου II, αυτό διαρκεί περίπου μια εβδομάδα.
Λοιπόν, τι πρέπει να κάνουν οι αστρονόμοι του supernova 2008iy που είχαν έναν άνευ προηγουμένου χρόνο ανόδου τουλάχιστον 400 ημέρες?
Από τη στιγμή που ανακαλύφθηκε, το SN 2008iy ήταν περίεργο. Όταν αναλύθηκε το φάσμα του, τοποθετήθηκε στη σπάνια υποκατηγορία IIn. Αυτή η υποκατηγορία προορίζεται για σουπερνόβες που διαθέτουν νγραμμές εκπομπών βέλους. Τα περισσότερα σουπερνόβα έχουν ευρείες γραμμές εκπομπών, εάν έχουν καν γραμμές εκπομπών.
Για να μάθουν περισσότερα για την ιστορία αυτής της ασυνήθιστης περίπτωσης, οι αστρονόμοι στο Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνια στο Μπέρκλεϊ στράφηκαν σε αρχειακές εικόνες από την έρευνα Palomar Quest. Έψαξαν εικόνες της περιοχής για να εντοπίσουν το σουπερνόβα μέχρι τον Ιούλιο του 2007, πριν από αυτό, το αστέρι ήταν πολύ αχνό για να εμφανιστεί σε εικόνες. Έτσι, ξεκίνησε η λάμψη του σουπερνόβα ελάχιστα αυτό νωρίς και συνεχίστηκε μέχρι τα τέλη Οκτωβρίου του 2008, δίνοντάς του έναν χρόνο αύξησης τουλάχιστον τέσσερις φορές περισσότερο από κάθε προηγούμενο σουπερνόβα.
Η κύρια ένδειξη για την εξήγηση αυτού του μυστηρίου προήλθε από τις ασυνήθιστες γραμμές εκπομπών. Γενικά, τα αστέρια και οι σουπερνόβες χαρακτηρίζονται από τα φάσματα απορρόφησης που προκαλούνται όταν το σχετικά ψυχρό αέριο βρίσκεται μεταξύ μιας θερμότερης πηγής και της ανίχνευσής μας. Για τη δημιουργία γραμμών εκπομπών, πρέπει να υπάρχει ένα σχετικά πυκνό μέσο που ενθουσιάζεται από το σουπερνόβα. Επιπλέον, το γεγονός ότι οι γραμμές ήταν στενές υπονοούσε ότι ήταν αρκετά ακίνητη.
Μαζί, αυτό έδειξε ότι ο πρόγονος υπέστη αυξημένη περίοδο απώλειας μάζας πριν από την έκρηξη. Η ιδέα είναι τέτοια που ο πρόγονος είχε ρίξει μεγάλες ποσότητες υλικού. Όταν εμφανίστηκε το σουπερνόβα, αυτό το κέλυφος αποκάλυψε αρχικά το συμβάν. Αλλά καθώς η εκτόξευση από το σουπερνόβα ξεπέρασε τα σχετικά σταθερά παλαιότερα κελύφη, το φωτεινότερο υλικό διαρρέει σιγά-σιγά δημιουργώντας τον χρόνο αύξησης των 400 ημερών.
Ενώ όλα τα αστέρια υφίστανται μια περίοδο απώλειας μάζας στη ζωή τους μετά την κύρια ακολουθία, ένα τέτοιο πυκνό κέλυφος θα ήταν ασυνήθιστο. Για να το εξηγήσουν αυτό, οι συγγραφείς στράφηκαν σε έναν τύπο αστεριού που είναι γνωστός ως Luminous Blue Variable. Αυτά τα αστέρια είναι συνήθως κοντά στο θεωρητικό όριο για τη μάζα ενός άστρου (150 φορές τη μάζα του ήλιου). Λόγω της ακραίας μάζας τους, έχουν ισχυρούς αστρικούς ανέμους που εκτοξεύουν περιοδικά μεγάλες ποσότητες υλικού που θα μπορούσαν να δημιουργήσουν κελύφη παρόμοια με αυτά που είναι απαραίτητα για το SN 2008iy. Δυστυχώς, αυτό το συμβάν ήταν τόσο μακρινό που δεν μπορούσε να επιλυθεί η αναζήτηση ενός τέτοιου νεφελώματος. Ακόμη και ο γαλαξίας του ξενιστή αποδείχθηκε δύσκολο να διακριθεί λόγω της αδυναμίας του, αν και πιστεύεται ότι είναι ένας ακανόνιστος γαλαξίας νάνος. Το Eta Carinae είναι ένα τέτοιο φωτεινό μπλε μεταβλητό αστέρι. Εάν ίσως κάποια μέρα αποφασίσει να μετατραπεί σε σουπερνόβα, θα ξεδιπλωθεί επίσης σε αργή κίνηση.
