Astronomové poznali různé způsoby, jak se hvězdy mohou zhroutit a podstoupit supernovu. Druhá zahrnuje hvězdu nižší hmotnosti s kyslíkem, neonem a hořčíkem v jádru, která náhle zachytí elektrony, když jsou podmínky v pořádku, odstraní je jako podpůrný mechanismus a způsobí, že se hvězda zhroutí. Zatímco tyto dva mechanismy dávají dobrý fyzický smysl, nikdy neexistovala žádná pozorovací podpora, která by ukazovala, že se vyskytují oba typy. Až dosud to tak je. Astronomové vedli yb Christian Knigge a Malcolm Coe na University of Southampton ve Velké Británii oznámili, že detekovali dvě odlišné subpopulace v neutronových hvězdách, které jsou výsledkem těchto supernov.
Aby to objevil, tým studoval velké množství specifické podtřídy neutronových hvězd známých jako Be X-ray binaries (BeXs). Tyto objekty jsou párem hvězd tvořených horkými hvězdami spektrální třídy B s emisí vodíku ve svém spektru na binární oběžné dráze s neutronovou hvězdou. Neutronová hvězda obíhá kolem mohutnější B hvězdy na eliptické oběžné dráze a při bližším přístupu sifonuje materiál. Když narostlý materiál dopadne na povrch neutronové hvězdy, jasně září v rentgenových paprscích a na čas se stává rentgenovým pulsarem, který umožňuje astronomům měřit dobu rotace neutronové hvězdy.
Takové systémy jsou běžné v Malém Magellanově mračnu, které se zdálo, že před asi 60 miliony let má výbuch hvězdotvorné aktivity, což umožňuje masivním hvězdám B být v čele jejich hvězdného života. Odhaduje se, že samotný Malý Magellanovský mrak má tolik BeXů jako celá galaxie Mléčná dráha, přestože je 100krát menší. Studiem těchto systémů a také Velkého Magellanova mračna a Mléčné dráhy tým zjistil, že existují dvě překrývající se, ale odlišné populace neutronových hvězd BeX. První měl krátkou periodu, v průměru kolem 10 sekund. Druhá skupina měla v průměru okolo 5 minut. Tým se domnívá, že tyto dvě populace jsou výsledkem různých mechanismů formování supernovy.
Dva odlišné formační mechanismy by také měly vést k dalšímu rozdílu. Očekává se, že výbuch poskytne hvězdě „kop“, který může změnit orbitální vlastnosti. Očekává se, že supernovy zachycené elektronem poskytnou kopovou rychlost menší než 50 km / s, zatímco supernovy železného jádra by měly být nad 200 km / s. To by znamenalo, že hvězdné kolapsové hvězdy by měly mít přednostně delší a excentričtější oběžné dráhy. Tým se pokusil rozeznat, zda to bylo podpořeno i jejich důkazy, ale jen malá část hvězd, které zkoumali, určovala excentricitu. Přestože došlo k malému rozdílu, je příliš brzy na to, abychom určili, zda to bylo nebo nebylo způsobeno náhodou.
Podle Knigge: „Tato zjištění nás vracejí zpět k nejzákladnějším procesům hvězdné evoluce a vedou nás k otázce, jak supernovy skutečně fungují. To otevírá řadu nových výzkumných oblastí, a to jak na pozorovací, tak teoretické frontě.
