Astronomer har anerkjent forskjellige måter som stjerner kan kollapse for å gjennomgå en supernova. Den andre involverer en lavere massestjerne med oksygen, neon og magnesium i kjernen som plutselig fanger opp elektroner når forholdene er helt riktige, fjerner dem som en støttemekanisme og får stjernen til å kollapse. Mens disse to mekanismene gir god fysisk mening, har det aldri vært noen observasjonsstøtte som viser at begge typene forekommer. Inntil nå er det det. Astronomer ledet yb Christian Knigge og Malcolm Coe ved University of Southampton i Storbritannia kunngjorde at de har oppdaget to distinkte underpopulasjoner i nøytronstjernene som er et resultat av disse supernovaene.
For å gjøre funnet, studerte teamet et stort antall av en spesifikk underklasse av nøytronstjerner kjent som Be X-ray binaries (BeXs). Disse objektene er et par stjerner dannet av en varm B-spektralklasse stjerner med hydrogenutslipp i sitt spekter i en binær bane med en nøytronstjerne. Nøytronstjernen går i bane rundt den mer massive B-stjernen i en elliptisk bane, og slynger av materialet når den nærmer seg. Når det tilsmykkede materialet slår nøytronstjernens overflate, gløder det sterkt i røntgenstrålene, og blir for en tid en røntgenpulsar som lar astronomer måle spinnperioden til nøytronstjernen.
Slike systemer er vanlige i Small Magellanic Cloud, som ser ut til å ha et utbrudd av stjernedannende aktivitet for omtrent 60 millioner år siden, slik at de massive B-stjernene kan være i forkant av deres stjerneliv. Det anslås at Small Magellanic Cloud alene har like mange BeX-er som hele Melkeveis galaksen, til tross for at den er 100 ganger mindre. Ved å studere disse systemene så vel som den store magellanske skyen og Melkeveien, fant teamet at det er to overlappende, men distinkte bestander av BeX-nøytronstjerner. Den første hadde en kort periode, i gjennomsnitt rundt 10 sekunder. En annen gruppe hadde et gjennomsnitt på rundt 5 minutter. Teamet antar at de to populasjonene er et resultat av de forskjellige supernovadannelsesmekanismene.
De to forskjellige dannelsesmekanismene skal også føre til en annen forskjell. Eksplosjonen forventes å gi stjernen et "kick" som kan endre banebetegnelsene. De elektronfangetes supernovaene forventes å gi en kickhastighet på mindre enn 50 km / sek, mens jernkjernens kollaps supernovaer bør være over 200 km / sek. Dette vil bety at jernkjernens kollapsstjerner fortrinnsvis skal ha lengre og mer eksentriske baner. Teamet forsøkte å skjelne om også dette ble støttet av deres bevis, men bare en liten brøkdel av stjernene de undersøkte hadde bestemt eksentrisiteter. Selv om det var en liten forskjell, er det for tidlig å avgjøre om det skyldtes tilfeldigheter eller ikke.
I følge Knigge, “Disse funnene tar oss tilbake til de mest grunnleggende prosessene for stjernevolusjonen og fører oss til å stille spørsmål om hvordan supernovaer faktisk fungerer. Dette åpner for mange nye forskningsområder, både på observasjons- og teoretiske fronter.
