A szupernóvák a legfényesebb jelenség a jelenlegi univerzumban. A közelmúltig a csillagászok azt hitték, hogy szupernóvák nagyjából kitaláltak; akár egy hatalmas mag közvetlen összeomlásából, akár a Chandrasekhar-határ túllépéséből képezhetik magukat fehér törpe akkreditált szomszédként. Úgy tűnt, hogy ezek a módszerek addig működnek, amíg a csillagászok az SN 2005ap kezdetétől kezdve felfedezték az „ultra fényes” szupernóvákat. A szokásos gyanúsítottak nem tudtak ilyen fényes robbanásokat előidézni, és a csillagászok új módszereket és új ultravilágító szupernóvákat kerestek, hogy megértsék ezeket a távolságokat. A közelmúltban a Pan-STARRS automatizált égbolt-felmérése még kettőt kötött össze.
2010 óta a Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System (Pan-STARR) megfigyeléseket végez a Haleakala-hegy tetején, és a Hawaii Egyetem irányítása alatt áll. Elsődleges feladata olyan tárgyak keresése, amelyek veszélyt jelenthetnek a Földre. Ehhez többször átvizsgálja az északi égboltot, éjszakánként 10 foltot keresve, és különféle színszűrőkön keresztül kerékpározva. Noha ezen a területen nagyon sikeres volt, a megfigyelések felhasználhatók olyan objektumok tanulmányozására is, amelyek rövid időn belül változnak, például a szupernóvák.
A két új szupernóva közül az első, a PS1-10ky már felrobbant a Pan-STARRS üzembe helyezésekor, így a fényerő-görbe hiányos volt, mivel a csúcsfényesség közelében fedezték fel, és nincs adat a megvilágosodás elkapására. . Ugyanakkor a második, a PS1-10awh esetében a csapat megvilágosodott, és teljes fénygörbével rendelkezik az objektum számára. A kettő kombinációjával a Harvard-Smithsonian Asztrofizikai Központban Laura Chomiuk vezette csapat teljes képet tudott kapni arról, hogy viselkednek ezek a titán szupernóvak. Sőt, miután több szűrővel megfigyelték őket, a csapat megértette, hogyan oszlik meg az energia. Ezenkívül a csapat más eszközökkel, köztük Gemini-vel is felhasználhatott spektroszkópiai információhoz.
A két új szupernóva sok tekintetben nagyon hasonlít a korábban felfedezett többi ultravilágító szupernóva közül, beleértve az SN 2010gx és az SCP 06F6. Mindezek a tárgyak rendkívül fényesek voltak, és spektrumukban csak kevés abszorpciót mutattak. A részleges ionizált szén, a szilícium és a magnézium miatt nem sok volt. Az átlagos csúcsfényesség -22,5 magnitúdó volt, ahol tipikus magcsökkenéskor a supernovák csúcsa -19,5 körül volt. Ezen vonalak jelenléte lehetővé tette a csillagászoknak, hogy meghatározzák az új objektumok tágulási sebességét 40 000 km / sec-ban, és körülbelül 7 milliárd fényév távolságra helyezzék el ezeket az objektumokat (a korábbi ultravilágító supernovák ilyenek 2 és 5 milliárd fény között vannak) évek).
De mi hatalmazhatja ezeket a leviatánokat? A csoport három forgatókönyvet vett figyelembe. Az első a radioaktív bomlás volt. A szupernóva robbanások erőszakkal az atommagokat további protonokkal és neutronokkal fecskendezik be, instabil izotópokat hozva létre, amelyek gyorsan lebomlanak, és látható fényt bocsátanak ki. Ez a folyamat általában a szupernóvák elhalványulásával jár, mivel ez a bomlás folyamata lassan kiszárad. A megfigyelések alapján azonban a csoport arra a következtetésre jutott, hogy nem szabad lehetséges elegendő mennyiségű radioaktív elem létrehozása a megfigyelt fényerő figyelembevételéhez.
Egy másik lehetőség az volt, hogy a gyorsan forgó mágneses forgás gyorsan megváltozott. Ez a hirtelen változás nagyméretű anyagdarabokat dob ki a felszínről, amelyek szélsőséges esetekben megegyezhetnek az objektumok megfigyelt tágulási sebességével.
Végül a csapat egy tipikusabb szupernóvát tekint, amely viszonylag sűrű közeggé bővül. Ebben az esetben a szupernóva által előidézett sokkhullám kölcsönhatásba lépne a csillag körüli felhővel, és a kinetikus energia felmelegítené a gázt, aminek következtében világít. Ez szintén képes reprodukálni a szupernóva sok megfigyelt tulajdonságát, de azt a követelményt támasztotta alá, hogy a csillag nagy mennyiségű anyagot dobjon el közvetlenül a robbanás előtt. Néhány bizonyítékot szolgáltatnak erre vonatkozóan, mivel ez a közeli világegyetemben megfigyelt hatalmas világító kék variáns csillagokban gyakori előfordulás. A csoport megjegyzi, hogy ezt a hipotézist rádiókibocsátás keresésével lehet kipróbálni, amikor a sokkhullám kölcsönhatásba lép a gázzal.
