Supernovy jsou nejjasnějším fenoménem současného vesmíru. Až donedávna si astronomové mysleli, že doopravdy přišli na supernovy; mohli se tvořit buď z přímého kolapsu masivního jádra, nebo z převrácení čandrasekharského limitu jako souseda bílého trpaslíka. Zdálo se, že tyto metody fungují dobře, dokud astronomové nezačnou objevovat „ultrasvětelné“ supernovy začínající SN 2005ap. Obvyklí podezřelí nedokázali vyvolat takové jasné exploze a astronomové začali hledat nové metody a nové ultrasvětelné supernovy, které jim pomohou pochopit tyto odlehlé hodnoty. V poslední době automatizovaný průzkum oblohy Pan-STARRS propojil další dva.
Od roku 2010 provádí Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System (Pan-STARR) pozorování na hoře Haleakala a je ovládán Havajskou univerzitou. Jejím hlavním úkolem je hledat předměty, které mohou představovat hrozbu pro Zemi. K tomu opakovaně prohledává severní oblohu, dívá se na 10 záplat za noc a jezdí na kole různými barevnými filtry. Ačkoli to bylo v této oblasti velmi úspěšné, pozorování lze také použít ke studiu objektů, které se mění v krátkých časových intervalech, jako jsou supernovy.
První ze dvou nových supernov, PS1-10ky, již byl v procesu exploze, když Pan-STARRS začal fungovat, a tak byla křivka jasu neúplná, protože byla objevena blízko špičkového jasu a neexistují žádná data, která by ji zachytila, když se zjasňuje . Za druhé, PS1-10awh, tým zachytil během procesu rozjasnění a měl úplnou světelnou křivku pro objekt. Kombinace těchto dvou týmů, vedená Laurou Chomiukem z Harvard-Smithsonianova centra pro astrofyziku, dokázala získat úplný obrázek o tom, jak se titánští supernovové chovají. A co víc, protože byly pozorovány u více filtrů, tým dokázal pochopit, jak byla energie distribuována. Kromě toho byl tým schopen použít jiné nástroje, včetně Blíženců, k získání spektroskopických informací.
Dvě nové supernovy jsou v mnoha ohledech velmi podobné ostatním ultraluminiscenčním supernovy, které byly objeveny dříve, včetně SN 2010gx a SCP 06F6. Všechny tyto objekty byly výjimečně jasné a jejich spektra byla málo absorbována. To, co udělali, bylo kvůli částečně ionizovanému uhlíku, křemíku a hořčíku. Průměrný pík jasu byl -22,5 magnitud, kde jako typický kolaps jádra vrchol supernovy kolem -19,5. Přítomnost těchto čar umožnila astronomům měřit expanzní rychlost nových objektů rychlostí 40 000 km / s a umístit vzdálenost k těmto objektům přibližně za 7 miliard světelných let (předchozí ultrasvětelné supernovy byly mezi 2 a 5 miliardami světla let).
Ale co by mohlo tyto leviatany pohánět? Tým zvažoval tři scénáře. Prvním byl radioaktivní rozpad. Násilí výbuchů supernov přináší atomovým jádrům další protony a neutrony, které vytvářejí nestabilní izotopy, které se rychle rozkládají a vydávají viditelné světlo. Tento proces je obecně zapojen do vymizení supernov, protože tento proces rozkladu pomalu ustupuje. Na základě pozorování však tým dospěl k závěru, že by nemělo být možné vytvořit dostatečné množství radioaktivních prvků potřebných k zohlednění pozorovaného jasu.
Další možností byl rychle rotující magnetar, který prošel rychlou změnou jeho rotace. Tato náhlá změna by odhazovala z povrchu velké velké kousky materiálu, které by v extrémních případech odpovídaly pozorované expanzní rychlosti těchto objektů.
Konečně tým zvažuje typičtější supernovu expandující do relativně hustého média. V tomto případě by rázová vlna produkovaná supernovem interagovala s cloudem kolem hvězdy a kinetická energie by plyn zahřívala, což by způsobilo jeho záře. To také mohlo reprodukovat mnoho pozorovaných rysů supernovy, ale vyžadovalo to, aby hvězda proletěla velké množství materiálu těsně před explozí. Existují určité důkazy o tom, že se jedná o běžný výskyt v masivních hvězdách s proměnlivou světelnou modrou pozorovaných v blízkém vesmíru. Tým poznamenává, že tato hypotéza může být testována hledáním radiové emise, když rázová vlna interagovala s plynem.
