Supernoovad on praeguse universumi eredaim nähtus. Alles hiljuti arvasid astronoomid, et nad on supernoovad välja mõelnud; need võivad moodustuda kas massilise südamiku otsesest varisemisest või Chandrasekhari piiri ületamisega valge kääbuse akrediteeritud naabrina. Need meetodid näisid toimivat seni, kuni astronoomid hakkasid avastama ülivõimsaid supernoove, alustades SN 2005ap. Tavalised kahtlusalused ei suutnud nii eredaid plahvatusi tekitada ja astronoomid hakkasid otsima nii uusi meetodeid kui ka uusi ultrahelendavaid supernoovasid, et neid kõrvalekaldeid mõista. Hiljuti tasaarvestati automatiseeritud taevauuring Pan-STARRS veel kaks.
Alates 2010. aastast on panoraamvaatlusteleskoop ja kiirreageerimissüsteem (Pan-STARR) viinud vaatlusi Haleakala mäe tippu ja seda kontrollib Hawaii ülikool. Selle peamine ülesanne on otsida objekte, mis võivad Maale ohtu kujutada. Selleks skaneerib see korduvalt põhjataeva, vaadates 10 plaastrit öö kohta ja sõites läbi erinevate värvifiltrite. Ehkki see on selles valdkonnas olnud väga edukas, saab vaatlusi kasutada ka objektide uurimiseks, mis muutuvad lühikese aja jooksul, näiteks supernoovad.
Esimene kahest uuest supernoovast, PS1-10ky, oli juba plahvatusjärgus, kui Pan-STARRS kasutusele võeti, seega ei olnud heleduskõver olnud täielik, kuna see avastati heleduse tipu lähedal ja puuduvad andmed selle eredamaks saamiseks. . Teiseks, PS1-10awh, püüdsid meeskonnad siiski heledamaks muutmise ajal ning neil oli objekti jaoks täielik valguse kõver. Neid kahte ühendades suutis Harvard-Smithsoniani astrofüüsikakeskuse Laura Chomiuki juhitud meeskond saada täieliku pildi sellest, kuidas need titaanlikud supernoovad käituvad. Ja peale selle, kuna neid jälgiti mitme filtriga, sai meeskond aru saada, kuidas energia jaotati. Lisaks sai meeskond kasutada spektroskoopilise teabe saamiseks ka muid instrumente, sealhulgas Kaksikuid.
Kaks uut supernoovat on paljudes sarnastes teiste varem avastatud ultrahelendavate supernoovadega, sealhulgas SN 2010gx ja SCP 06F6. Kõik need objektid on olnud erakordselt eredad ja nende spektrid on vähe imendunud. See, et neil vähe oli, oli osaliselt ioniseeritud süsiniku, räni ja magneesiumi tõttu. Keskmine piigi heledus oli -22,5 magnituudi, kus tüüpilise tuuma kokkuvarisemise korral moodustasid supernoovad tipu ümber -19,5. Nende joonte olemasolu võimaldas astronoomidel mõõta uute objektide paisumiskiiruseks 40 000 km / sek ja paigutada nende objektide kaugus umbes 7 miljardi valgusaasta kaugusele (eelmised ultrahelendavad supernoovad on olnud vahemikus 2–5 miljardit valgust) aastat).
Kuid mis võiks neid leviatanid võimule viia? Meeskond kaalus kolme stsenaariumi. Esimene neist oli radioaktiivne lagunemine. Supernoovade plahvatuste vägivald süstib aatomituumadesse täiendavaid prootoneid ja neutroneid, luues ebastabiilsed isotoobid, mis kiiresti lagunevad, eraldades nähtava valguse. See protsess on tavaliselt seotud supernoovade väljavajumisega, kuna see lagunemisprotsess aeglaselt välja langeb. Vaatluste põhjal jõudis töörühm järeldusele, et vaadeldava heleduse arvestamiseks ei tohiks olla võimalik luua piisavas koguses radioaktiivseid elemente.
Veel üks võimalus oli see, et kiiresti pöörlevas magnetis toimus kiire pöörde muutus. See järsk muutus viskaks pinnalt suured suured materjali tükid, mis äärmuslikel juhtudel vastaks nende objektide täheldatud laienemiskiirusele.
Viimaseks peab meeskond tüüpilisemat supernoovat, mis laieneb suhteliselt tihedaks keskmiseks. Sel juhul interakteerub supernoova tekitatud lööklaine tähe ümber oleva pilvega ja kineetiline energia soojendab gaasi, põhjustades selle hõõgumist. Ka see võib reprodutseerida paljusid täheldatud supernoova tunnuseid, kuid oli nõue, et täht valab vahetult enne plahvatust suurel hulgal materjali. Selle kohta on mõned tõendid, kuna see on tavaline nähtus massiivsetes helendava sinise muutlikkusega tähtedes, mida täheldatakse lähedal asuvas universumis. Meeskond märgib, et seda hüpoteesi saab testida raadioemissiooni otsimisega, kui lööklaine vastas gaasile.
