Les supernovae sont généralement considérées comme des événements rapides et furieux. Pour la plupart des supernovae de type II, cela prend environ une semaine.
Alors, que sont les astronomes à faire de la supernova 2008iy qui a eu un temps de montée sans précédent d'au moins 400 jours?
Depuis sa découverte, SN 2008iy était une excentrique. Lorsque ses spectres ont été analysés, il a été placé dans la rare sous-classe IIn. Cette sous-classe est réservée aux supernovae qui présentent nflèche lignes d'émission. La plupart des supernovae ont de larges lignes d'émission, si elles ont même des lignes d'émission.
Pour en savoir plus sur l'histoire de ce cas inhabituel, les astronomes de l'Université de Californie à Berkeley se sont tournés vers les images d'archives de l'enquête Palomar Quest. Ils ont recherché des images de la région pour retracer la supernova jusqu'en juillet 2007, avant quoi l'étoile était trop faible pour apparaître sur les images. Ainsi, l'éclaircissement de la supernova a commencé à moins cela tôt et a continué jusqu'à la fin octobre de 2008 lui donnant un temps de montée au moins quatre fois plus long que n'importe quelle supernova précédemment découverte.
Le principal indice pour expliquer ce mystère provenait des raies d'émission inhabituelles. Généralement, les étoiles et les supernovae sont caractérisées par leurs spectres d'absorption qui sont causés lorsque du gaz relativement froid se trouve entre une source plus chaude et notre détection. Pour générer des raies d'émission, il doit y avoir un milieu relativement dense excité par la supernova. En outre, le fait que les lignes étaient étroites impliquait qu'il était assez immobile.
Ensemble, cela indiquait que l'ancêtre subissait une période de perte de masse accrue avant la détonation. L'idée est telle que l'ancêtre avait versé de grandes quantités de matériel. Lorsque la supernova s'est produite, cet obus a initialement obscurci l'événement. Mais lorsque l'éjecta de la supernova a dépassé les obus antérieurs relativement stationnaires, le matériau plus brillant s'est lentement infiltré, donnant lieu au temps de montée de 400 jours.
Alors que toutes les étoiles subissent une période de perte de masse dans leur durée de vie post-séquence principale, une coquille aussi dense serait rare. Pour expliquer cela, les auteurs se sont tournés vers un type d'étoile connu sous le nom de variable bleu lumineux. Ces étoiles sont généralement proches de la limite théorique de la masse d'une étoile (150 fois la masse du soleil). En raison de leur masse extrême, ils ont de forts vents stellaires qui soufflent périodiquement de grandes quantités de matériaux qui pourraient créer des coquilles similaires à celles nécessaires pour SN 2008iy. Malheureusement, cet événement était si éloigné qu'il n'a pas pu être résolu de rechercher une telle nébuleuse. Même la galaxie hôte s'est révélée difficile à distinguer en raison de sa faiblesse, bien qu'elle soit considérée comme une galaxie naine irrégulière. Eta Carinae est une de ces étoiles variables bleues lumineuses. Si peut-être un jour elle décide de se transformer en supernova, elle se déploiera également au ralenti.
