Суперновите обикновено се считат за бързи и яростни събития. За повечето свръхнови тип II това отнема около седмица.
И така, какво трябва да правят астрономите от свръхнова 2008iy, която имаше безпрецедентно време на възход поне 400 дни?
От момента, в който беше открит, SN 2008iy беше странно. Когато се анализира спектърът му, той е поставен в редката IIn подклас. Този подклас е запазен за свръхнове с тази функция немисионни линии със стрелка. Повечето свръхнови имат широки емисионни линии, ако изобщо имат емисионни линии.
За да научат повече за историята на този необичаен случай, астрономите от Калифорнийския университет, Бъркли се обърнаха към архивни изображения от проучването на Palomar Quest. Те претърсиха изображения на региона, за да проследят свръхновата до юли 2007 г., преди която звездата беше твърде слаба, за да се появи в изображения. Така изсветляването на свръхновата започна в най-малко това рано и продължи до края на октомври 2008 г., което му дава време за издигане поне четири пъти по-дълго, отколкото всяка открита по-рано свръхнова.
Основната улика за обяснение на тази загадка произтича от необичайните емисионни линии. По принцип звездите и свръхновите се характеризират със своите абсорбционни спектри, които се причиняват, когато сравнително хладен газ стои между по-горещ източник и нашето откриване. За да се генерират емисионни линии, трябва да има сравнително гъста среда, възбуждаща се от свръхнова. Освен това фактът, че линиите са тесни, предполага, че той е доста неподвижен.
Заедно това посочи потомството, претърпяло засилен период на загуба на маса преди детонацията. Идеята е такава, че прародителят е хвърлил големи количества материал. Когато се появи свръхнова, тази обвивка първоначално засенчи събитието. Но тъй като изхвърлянето от свръхновата изпреварва сравнително неподвижните по-ранни раковини, по-ярките материали бавно се просмукват, което води до 400-дневното време на издигане.
Докато всички звезди преживяват период на загуба на маса в живота си след основната последователност, такава плътна обвивка би била рядкост. За да обяснят това, авторите се обърнаха към тип звезда, известна като Светеща синя променлива. Тези звезди обикновено са близо до теоретичната граница за масата на звездата (150 пъти по-голяма от масата на слънцето). Поради екстремната си маса те имат силни звездни ветрове, които периодично издухват големи количества материал, които биха могли да създадат черупки, подобни на необходимите за SN 2008iy. За съжаление, това събитие беше толкова далечно, че не можеше да се реши да се търси такава мъглявина. Дори приемащата галактика се оказа трудна за разграничаване поради нейната слабост, въпреки че се смята, че е неправилна галактика джудже. Eta Carinae е една такава светеща синя променлива звезда. Ако може би един ден скоро реши да се превърне в свръхнова, тя също ще се разгърне в бавно движение.
