Las supernovas generalmente se consideran eventos rápidos y furiosos. Para la mayoría de las supernovas de Tipo II, esto lleva aproximadamente una semana.
Entonces, ¿qué deben hacer los astrónomos de la supernova 2008iy que tuvo un tiempo de ascenso sin precedentes de al menos 400 dias?
Desde el momento en que se descubrió, SN 2008iy era un bicho raro. Cuando se analizó su espectro, se colocó en la rara subclase IIn. Esta subclase está reservada para las supernovas que presentan nortelíneas de emisión de flecha. La mayoría de las supernovas tienen líneas de emisión amplias, si es que tienen líneas de emisión.
Para aprender más sobre la historia de este caso inusual, los astrónomos de la Universidad de California, Berkeley, recurrieron a las imágenes de archivo de la encuesta de Palomar Quest. Buscaron imágenes de la región para rastrear la supernova hasta julio de 2007, antes de lo cual, la estrella era demasiado débil para aparecer en las imágenes. Por lo tanto, el brillo de la supernova comenzó en menos tan temprano y continuado hasta finales de octubre de 2008, lo que le da un tiempo de ascenso al menos cuatro veces mayor que cualquier supernova descubierta anteriormente.
La pista principal para explicar este misterio surgió de las líneas de emisión inusuales. En general, las estrellas y las supernovas se caracterizan por sus espectros de absorción que se producen cuando el gas relativamente frío se interpone entre una fuente más caliente y nuestra detección. Para generar líneas de emisión, debe haber un medio relativamente denso excitado por la supernova. Además, el hecho de que las líneas fueran estrechas implicaba que era bastante inmóvil.
Juntos, esto señaló que el progenitor experimentaba un período elevado de pérdida de masa antes de la detonación. La idea es tal que el progenitor haya arrojado grandes cantidades de material. Cuando ocurrió la supernova, este caparazón inicialmente oscureció el evento. Pero a medida que la eyección de la supernova superó los depósitos relativamente estacionarios, el material más brillante se filtró lentamente dando lugar al tiempo de subida de 400 días.
Si bien todas las estrellas experimentan un período de pérdida de masa en su vida posterior a la secuencia principal, un caparazón tan denso sería poco común. Para explicar esto, los autores recurrieron a un tipo de estrella conocida como Luminous Blue Variable. Estas estrellas están típicamente cerca del límite teórico para la masa de una estrella (150 veces la masa del sol). Debido a su masa extrema, tienen fuertes vientos estelares que periódicamente expulsan grandes cantidades de material que podrían crear conchas similares a las necesarias para SN 2008iy. Desafortunadamente, este evento fue tan distante que no se pudo resolver buscar una nebulosa de este tipo. Incluso la galaxia anfitriona resultó difícil de distinguir debido a su debilidad, aunque se cree que es una galaxia enana irregular. Eta Carinae es una de esas estrellas variables luminosas de color azul. Si tal vez algún día pronto decide convertirse en una supernova, también se desarrollará en cámara lenta.
