Сверхновые обычно рассматриваются как быстрые и яростные события. Для большинства сверхновых типа II это занимает около недели.
Так что же делать астрономам из сверхновой 2008, которая имела беспрецедентное время нарастания, по крайней мере, 400 дней?
С момента своего открытия SN 2008iy был чудаком. Когда его спектры были проанализированы, он был помещен в редкий подкласс IIn. Этот подкласс зарезервирован для сверхновых, которые имеют Nстрелка эмиссионных линий. Большинство сверхновых имеют широкие эмиссионные линии, если они вообще имеют эмиссионные линии.
Чтобы узнать больше об истории этого необычного случая, астрономы из Калифорнийского университета в Беркли обратились к архивным изображениям из опроса Palomar Quest. Они искали изображения региона, чтобы отследить сверхновую вплоть до июля 2007 года, до чего звезда была слишком слабой, чтобы появляться на изображениях. Таким образом, прояснение сверхновой началось в наименее это рано и продолжалось до конца октября 2008 года, что дало ему время нарастания не менее чем в четыре раза дольше, чем любая ранее обнаруженная сверхновая
Основным ключом к объяснению этой тайны послужили необычные эмиссионные линии. Как правило, звезды и сверхновые характеризуются спектрами поглощения, которые возникают, когда между более горячим источником и нашим обнаружением стоит относительно холодный газ. Для генерации эмиссионных линий должна быть относительно плотная среда, возбуждаемая сверхновой. Кроме того, тот факт, что линии были узкими, подразумевал, что это было довольно неподвижно.
Вместе это указывало на то, что предшественник подвергался повышенному периоду потери массы перед детонацией. Идея такова, что прародитель пролил большое количество материала. Когда произошла сверхновая, эта оболочка изначально скрывала событие. Но когда выброс из сверхновой охватил относительно неподвижные ранние оболочки, более яркий материал медленно просачивался, вызывая 400-дневное время подъема.
Хотя все звезды претерпевают период потери массы в своей жизни после главной последовательности, такая плотная оболочка была бы редкостью. Чтобы объяснить это, авторы обратились к типу звезды, известной как Светящаяся синяя переменная. Эти звезды обычно близки к теоретическому пределу для массы звезды (в 150 раз больше массы Солнца). Из-за их экстремальной массы они имеют сильные звездные ветра, которые периодически сдувают большие количества материала, который может создавать раковины, подобные тем, которые необходимы для SN 2008iy. К сожалению, это событие было настолько далеким, что невозможно было найти такую туманность. Даже галактику-хозяина оказалось трудно отличить из-за ее слабости, хотя считается, что это неправильная карликовая галактика. Эта Киля - одна из таких светящихся синих переменных звезд. Если, возможно, однажды скоро она решит превратиться в сверхновую, она тоже развернется в замедленном темпе.
