Astronoomid on tunnistanud mitmeid viise, kuidas tähed võivad supernoova läbisaamiseks kokku kukkuda. Teine hõlmab tuumas madalama massiga tähte koos hapniku, neooni ja magneesiumiga, mis lööb äkitselt elektronid, kui tingimused on sobivad, eemaldades need tugimehhanismina ja põhjustades tähe kokkuvarisemise. Ehkki neil kahel mehhanismil on hea füüsiline mõte, pole kunagi olnud ühtegi vaatluslikku tuge, mis näitaks, et mõlemad tüübid esinevad. Siiani on. Astronoomid juhtisid yb Christian Knigge ja Malcolm Coe Suurbritannia Southamptoni ülikoolis teatasid, et nad on tuvastanud neutronitähtedes kaks selget alampopulatsiooni, mis tulenevad nendest supernoovadest.
Avastuse tegemiseks uuris meeskond suurt hulka neutronitähtede konkreetset alamklassi, mida tuntakse Be-röntgenbinaaridena (BeXs). Need objektid on tähtede paar, mille moodustavad kuumad B-spektriklassi tähed ja mille spektris on vesiniku emissioon binaarsel orbiidil koos neutronitähega. Neutronitäht tiirleb massiivsemat B-tähte elliptilisel orbiidil, sifoonides materjali lähedalt lähenedes. Kuivõrd akrediteeritud materjal lööb neutronitähe pinnale, helendab see röntgenikiirgust eredalt, muutudes mõneks ajaks röntgenikiirguse impulssiks, mis võimaldab astronoomidel mõõta neutronitähe pöörlemisperioodi.
Sellised süsteemid on levinud väikeses Magellaani pilves, millel näib olevat umbes 60 miljonit aastat tagasi tähekeste moodustumise aktiivsus, mis võimaldab massiivsetel B-tähtedel olla nende tähtteose keskel. Arvatakse, et ainuüksi Väikesel Magellaani pilvel on sama palju BeX-e kui kogu Linnutee galaktikas, vaatamata sellele, et see on 100 korda väiksem. Uurides neid süsteeme, samuti suurt Magellaani pilvi ja Linnuteed, leidis meeskond, et BeX neutronitähtede populatsioone on kaks kattuvat, kuid selgelt eristatavat populatsiooni. Esimesel oli lühike periood, keskmiselt umbes 10 sekundit. Teises rühmas oli keskmiselt umbes 5 minutit. Meeskond väidab, et need kaks populatsiooni on erinevate supernoovade moodustumise mehhanismide tulemus.
Kaks erinevat moodustamise mehhanismi peaksid viima ka teise erinevuseni. Eeldatakse, et plahvatus annab tähele löögi, mis võib muuta orbiidi omadusi. Eeldatakse, et elektronidega hõivatud supernoovad annavad löögikiiruse alla 50 km / sek, samas kui raudsüdamiku kokkuvarisemise supernoovid peaksid olema üle 200 km / sek. See tähendaks, et raudsüdamiku kokkuvarisemise tähtede orbiidid peaksid olema eelistatavalt pikemad ja ekstsentrilisemad. Meeskond üritas välja selgitada, kas nende tõendusmaterjal toetab ka seda, kuid ekstsentrilisuse määrasid vaid väike osa nende uuritud tähtedest. Kuigi erinevus oli väike, on veel liiga vara kindlaks teha, kas see oli juhuse tõttu või mitte.
Knigge sõnul: “Need leiud viivad meid tagasi tähe evolutsiooni kõige fundamentaalsematesse protsessidesse ja panevad meid mõtlema, kuidas supernoovad tegelikult toimivad. See avab arvukalt uusi uurimisvaldkondi nii vaatluslikul kui ka teoreetilisel tasandil.
