Supernovaer betragtes generelt som hurtige og rasende begivenheder. For de fleste Type II-supernovaer tager dette cirka en uge.
Så hvad skal astronomer lave af supernova 2008iy, der havde en hidtil uset stigningstid på mindst 400 dage?
Fra det tidspunkt, det blev opdaget, var SN 2008iy en mærkelig fodbold. Da dens spektre blev analyseret, blev det placeret i den sjældne IIn-underklasse. Denne underklasse er forbeholdt supernovaer denne funktion npilemissionslinjer. De fleste supernovaer har brede emissionslinjer, hvis de overhovedet har emissionslinjer.
For at lære mere om denne usædvanlige sags historie, astronomer ved University of California, vendte Berkeley sig til arkivbilleder fra Palomar Quest-undersøgelsen. De søgte billeder af regionen til at spore supernovaen tilbage til juli 2007, hvorefter stjernen var for svag til at vises på billeder. Således startede supernovaens lysning kl mindst så tidligt og fortsatte indtil slutningen af oktober 2008, hvilket gav det en stigningstid mindst fire gange så længe som nogen tidligere opdaget supernova.
Den vigtigste ledetråd til at forklare dette mysterium stammede fra de usædvanlige emissionslinjer. Generelt er stjerner og supernovaer kendetegnet ved deres absorptionsspektre, der er forårsaget, når relativt kølig gas står mellem en varmere kilde og vores detektion. For at generere emissionslinjer skal der have været et relativt tæt medium, der begejstres for supernovaen. Endvidere antydede det faktum, at linjerne var smalle, at de var ret bevægelige.
Tilsammen pegede dette på afkom, der gennemgik en forhøjet periode med massetab forud for detonationen. Ideen er sådan, at afkom har kastet store mængder materiale. Da supernovaen skete, skjulte denne shell oprindeligt begivenheden. Men da ejectaen fra supernovaen overhalede de relativt stationære tidligere skaller, siver det lysere materiale langsomt ud og gav anledning til 400 dages stigningstid.
Mens alle stjerner gennemgår en periode med massetab i deres levetid efter hovedsekvensen, ville en sådan tæt skal være usædvanlig. For at forklare dette henvendte forfatterne sig til en type stjerne kendt som en lysende blå variabel. Disse stjerner er typisk nær den teoretiske grænse for massen af en stjerne (150 gange solens masse). På grund af deres ekstreme masse har de stærke stjernevinde, som med jævne mellemrum blæser af store mængder materiale, der kunne skabe skaller, der ligner dem, der er nødvendige for SN 2008iy. Desværre var denne begivenhed så fjern, at det ikke kunne løses at søge efter en sådan tåge. Selv værtsgalaksen viste sig vanskeligt at skelne på grund af dens svaghed, skønt den antages at være en uregelmæssig dværggalakse. Eta Carinae er en sådan lysende blå variabel stjerne. Hvis det måske en dag snart beslutter at blive en supernova, vil den også udfolde sig i langsom bevægelse.
