Supernoovasid peetakse üldiselt kiireteks ja raevukateks sündmusteks. Enamiku II tüüpi supernoovade jaoks kulub selleks umbes nädal.
Mida teevad astronoomid supernoova 2008-st, mille enneaegne tõusuaeg oli vähemalt 400 päeva?
Alates ajast, kui see avastati, oli SN 2008iy veider pall. Kui selle spektreid analüüsiti, paigutati see haruldasesse IIn alaklassi. See alaklass on reserveeritud selle funktsiooni supernoovadele nnoole emissiooniliinid. Enamikul supernoovadel on laiad emissiooniliinid, isegi kui neil üldse on emissioonijooni.
Selle ebatavalise juhtumi ajaloo kohta lisateabe saamiseks pöördusid Berkeley California ülikooli astronoomid Palomar Questi uuringu arhiivipiltide poole. Supernova leidmiseks otsisid nad piirkonna pilte 2007. aasta juulist, enne seda oli täht piltidel kuvamiseks liiga nõrk. Nii algas supernoova helendamine kell 20 kõige vähem nii vara ja jätkus 2008. aasta oktoobri lõpuni, andes sellele tõusuaega vähemalt neli korda nii kaua, kui ükski varem avastatud supernoova.
Peamine näpunäide selle mõistatuse selgitamiseks tulenes ebatavalistest heitmejoontest. Üldiselt iseloomustatakse tähti ja supernoovasid nende neeldumisspektrid, mis tekivad siis, kui suhteliselt jahe gaas seisab kuumema allika ja meie tuvastamise vahel. Emissiooniliinide tekitamiseks peab supernoova erutama suhteliselt tihe keskkond. Lisaks näitas asjaolu, et jooned olid kitsad, et see oli üsna liikumatu.
Üheskoos osutas see eellaskonnale enne detonatsiooni suurenenud massikao perioodil. Idee on selline, et eellastekandja oli lasknud suures koguses materjali. Kui supernoova tekkis, varjas see kest sündmust esialgu. Kuid kuna supernoovast väljunud ejecta ületas suhteliselt statsionaarsed varasemad kestad, imbus heledam materjal aeglaselt välja, andes tulemuseks 400-päevase tõusu aja.
Kui kõigi tähtede põhijärjestuse järgses elus toimub massikaotus, oleks selline tihe kest haruldane. Selle selgitamiseks pöördusid autorid tähetüübi poole, mida tuntakse helendava sinise muutujana. Need tähed on tavaliselt tähe massi (150-kordne päikese mass) teoreetilise piiri lähedal. Äärmise massi tõttu on neil tugev tähetuul, mis puhub perioodiliselt välja suuri koguseid materjali, mis võib tekitada sarnaseid kestasid, mis on vajalikud SN 2008iy jaoks. Kahjuks oli see sündmus nii kaugel, et sellise udukogu otsimist ei õnnestunud lahendada. Isegi peremehegalaktikat on oma nõrkuse tõttu keeruline eristada, ehkki arvatakse, et see on ebaregulaarne kääbusgalaktika. Eta Carinae on üks selline helendav sinine muutuv täht. Kui võib-olla ühel päeval peatselt otsustab muutuda supernoovaks, ilmneb see ka aegluubis.
