Astronomer har anerkendt forskellige måder, hvorpå stjerner kan kollapse for at gennemgå en supernova. Den anden involverer en stjerne med lavere masse med ilt, neon og magnesium i kernen, som pludselig fanger elektroner, når forholdene er lige rette, fjerner dem som en støttemekanisme og får stjernen til at kollapse. Selvom disse to mekanismer giver god fysisk mening, har der aldrig været nogen observationsstøtte, der viser, at begge typer forekommer. Indtil nu er det sådan. Astronomer ledede yb Christian Knigge og Malcolm Coe ved University of Southampton i Storbritannien annoncerede, at de har opdaget to forskellige underpopulationer i neutronstjernerne, der er resultatet af disse supernovaer.
For at finde opdagelsen studerede teamet et stort antal af en bestemt underklasse af neutronstjerner kendt som Be X-ray binaries (BeXs). Disse objekter er et par stjerner dannet af en varm B-spektralklasse stjerner med brintemission i deres spektrum i en binær bane med en neutronstjerne. Neutronstjernen kredser rundt om den mere massive B-stjerne i en elliptisk bane, idet den bortfiltrer materiale, da den nærmer sig tæt. Når det akkrediterede materiale rammer neutronstjernes overflade, gløder det lyst i røntgenstrålerne og bliver for en tid til en røntgenstrålepulsar, der giver astronomer mulighed for at måle neutronstjernes spinperiode.
Sådanne systemer er almindelige i Small Magellanic Cloud, der ser ud til at have en burst af stjernedannende aktivitet for omkring 60 millioner år siden, hvilket gør det muligt for de massive B-stjerner at være i forgrunden for deres stjernernes liv. Det anslås, at den lille magellanske sky alene har lige så mange BeX'er som hele Melkevejsgalaksen, på trods af at den er 100 gange mindre. Ved at studere disse systemer såvel som den store magellanske sky og Mælkevejen fandt teamet, at der er to overlappende, men forskellige populationer af BeX-neutronstjerner. Den første havde en kort periode, i gennemsnit ca. 10 sekunder. En anden gruppe havde et gennemsnit på ca. 5 minutter. Holdet antager, at de to populationer er et resultat af de forskellige supernovadannelsesmekanismer.
De to forskellige dannelsesmekanismer bør også føre til en anden forskel. Eksplosionen forventes at give stjernen et "kick", der kan ændre orbitalegenskaberne. De elektronfangede supernovaer forventes at give en kickhastighed på mindre end 50 km / sek, mens jernkernens sammenbruds supernovaer bør være over 200 km / sek. Dette ville betyde, at jernkernens kollapsstjerner fortrinsvis skal have længere og mere excentriske baner. Holdet forsøgte at skelne mellem, om dette også blev understøttet af deres bevis, men kun en lille brøkdel af de stjerner, de undersøgte, havde bestemt excentriciteter. Selvom der var en lille forskel, er det for tidligt at afgøre, om det skyldtes tilfældighed eller ej.
Ifølge Knigge, “Disse fund bringer os tilbage til de mest grundlæggende processer for stjernevoluering og får os til at stille spørgsmålstegn ved, hvordan supernovaer faktisk fungerer. Dette åbner adskillige nye forskningsområder, både på de observations- og teoretiske fronter.
