Supernovae worden over het algemeen beschouwd als snelle en heftige gebeurtenissen. Voor de meeste type II-supernova's duurt dit ongeveer een week.
Dus wat zijn astronomen van supernova 2008iy met een ongekende stijgtijd van tenminste 400 dagen?
Vanaf het moment dat het werd ontdekt, was SN 2008iy een vreemde eend in de bijt. Toen de spectra werden geanalyseerd, werd deze in de zeldzame IIn-subklasse geplaatst. Deze subklasse is gereserveerd voor supernova's die functie npijl emissielijnen. De meeste supernova's hebben brede emissielijnen, als ze al emissielijnen hebben.
Om meer te weten te komen over de geschiedenis van deze ongebruikelijke zaak, wendden astronomen van de University of California, Berkeley zich tot archiefbeelden uit de Palomar Quest-enquête. Ze zochten afbeeldingen van de regio om de supernova terug te traceren tot juli 2007, daarvoor was de ster te zwak om op afbeeldingen te verschijnen. Zo begon de supernova-verheldering bij minst zo vroeg en ging door tot eind oktober 2008, waardoor het een stijgtijd heeft van minstens vier keer zo lang als een eerder ontdekte supernova.
De belangrijkste aanwijzing om dit mysterie te verklaren, kwam voort uit de ongebruikelijke emissielijnen. Over het algemeen worden sterren en supernova's gekenmerkt door hun absorptiespectra die worden veroorzaakt wanneer relatief koel gas tussen een heter bron en onze detectie staat. Om emissielijnen te genereren, moet er een relatief dicht medium zijn dat wordt opgewekt door de supernova. Bovendien hield het feit dat de lijnen smal waren in dat het vrij onbeweeglijk was.
Samen wees dit erop dat de stamvader voorafgaand aan de ontploffing een langere periode van massaverlies onderging. Het idee is zodanig dat de voorvader grote hoeveelheden materiaal had vergoten. Toen de supernova plaatsvond, verduisterde deze shell aanvankelijk de gebeurtenis. Maar toen de ejecta van de supernova de relatief stationaire eerdere schalen inhaalden, sijpelde het helderdere materiaal langzaam naar buiten, waardoor de stijgtijd van 400 dagen ontstond.
Terwijl alle sterren een periode van massaverlies ondergaan in hun leven na de hoofdreeks, zou zo'n dichte schaal ongebruikelijk zijn. Om dit uit te leggen, wendden de auteurs zich tot een type ster dat bekend staat als een Luminous Blue Variable. Deze sterren liggen meestal in de buurt van de theoretische limiet voor de massa van een ster (150 keer de massa van de zon). Vanwege hun extreme massa hebben ze sterke sterrenwinden die periodiek grote hoeveelheden materiaal afblazen die schelpen zouden kunnen creëren die vergelijkbaar zijn met die nodig voor SN 2008iy. Helaas was deze gebeurtenis zo ver weg dat het niet kon worden opgelost om naar een dergelijke nevel te zoeken. Zelfs het gaststelsel bleek moeilijk te onderscheiden vanwege zijn zwakheid, hoewel wordt aangenomen dat het een onregelmatig dwergstelsel is. Eta Carinae is zo'n lichtgevende blauwe variabele ster. Als het misschien op een dag binnenkort besluit om in een supernova te veranderen, zal het zich ook in slow motion ontvouwen.
