Supernovae gelten allgemein als schnelle und wütende Ereignisse. Bei den meisten Typ-II-Supernovae dauert dies etwa eine Woche.
Was sollen Astronomen von Supernova 2008iy halten, die eine beispiellose Anstiegszeit von mindestens hatten? 400 Tage?
Von der Entdeckung an war SN 2008iy ein seltsamer Ball. Bei der Analyse seiner Spektren wurde es in die seltene IIn-Unterklasse eingeordnet. Diese Unterklasse ist für Supernovae dieser Funktion reserviert nPfeil Emissionslinien. Die meisten Supernovae haben breite Emissionslinien, wenn überhaupt.
Um mehr über die Geschichte dieses ungewöhnlichen Falls zu erfahren, wandten sich Astronomen an der University of California in Berkeley Archivbildern aus der Palomar Quest-Umfrage zu. Sie suchten nach Bildern der Region, um die Supernova bis Juli 2007 zurückzuverfolgen. Zuvor war der Stern zu schwach, um in Bildern zu erscheinen. Somit begann die Supernova-Aufhellung bei am wenigsten so früh und bis Ende Oktober 2008 andauernd, was einer Anstiegszeit entspricht, die mindestens viermal so lang ist wie jede zuvor entdeckte Supernova.
Der Hauptgrund für die Erklärung dieses Rätsels waren die ungewöhnlichen Emissionslinien. Im Allgemeinen zeichnen sich Sterne und Supernovae durch ihre Absorptionsspektren aus, die entstehen, wenn relativ kühles Gas zwischen einer heißeren Quelle und unserer Detektion steht. Um Emissionslinien zu erzeugen, muss ein relativ dichtes Medium von der Supernova angeregt werden. Darüber hinaus implizierte die Tatsache, dass die Linien eng waren, dass sie ziemlich bewegungslos waren.
Zusammen deutete dies darauf hin, dass der Vorläufer vor der Detonation eine erhöhte Phase des Massenverlusts durchlief. Die Idee ist so, dass der Vorläufer große Mengen an Material abgeworfen hatte. Als die Supernova auftrat, verdeckte diese Hülle das Ereignis zunächst. Als jedoch die Ejekta aus der Supernova die relativ stationären früheren Schalen überholten, sickerte das hellere Material langsam aus und führte zu einer Anstiegszeit von 400 Tagen.
Während alle Sterne in ihrem Leben nach der Hauptsequenz eine Phase des Massenverlusts durchlaufen, wäre eine solch dichte Hülle ungewöhnlich. Um dies zu erklären, wandten sich die Autoren einer Art Stern zu, der als leuchtend blaue Variable bekannt ist. Diese Sterne befinden sich typischerweise nahe der theoretischen Grenze für die Masse eines Sterns (150-fache Masse der Sonne). Aufgrund ihrer extremen Masse haben sie starke Sternwinde, die regelmäßig große Mengen an Material abblasen, wodurch Schalen entstehen können, die denen ähneln, die für SN 2008iy erforderlich sind. Leider war dieses Ereignis so weit entfernt, dass es nicht gelöst werden konnte, nach einem solchen Nebel zu suchen. Sogar die Wirtsgalaxie erwies sich aufgrund ihrer Schwäche als schwer zu unterscheiden, obwohl angenommen wird, dass es sich um eine unregelmäßige Zwerggalaxie handelt. Eta Carinae ist ein solcher leuchtend blauer variabler Stern. Wenn es sich vielleicht eines Tages bald entscheidet, sich in eine Supernova zu verwandeln, wird es sich ebenfalls in Zeitlupe entfalten.
