Astronomer har erkänt olika sätt att stjärnor kan kollapsa för att genomgå en supernova. Den andra innebär en stjärnmassa med lägre massa med syre, neon och magnesium i kärnan som plötsligt fångar upp elektroner när förhållandena är helt rätt, tar bort dem som en stödmekanism och får stjärnan att kollapsa. Medan dessa två mekanismer har god fysisk mening, har det aldrig funnits något observationsstöd som visar att båda typerna förekommer. Fram till nu är det. Astronomer ledde yb Christian Knigge och Malcolm Coe vid University of Southampton i Storbritannien tillkännagav att de har upptäckt två distinkta subpopulationer i neutronstjärnorna som är resultatet av dessa supernova.
För att upptäcka, studerade teamet ett stort antal av en specifik underklass av neutronstjärnor kända som Be X-ray binaries (BeXs). Dessa objekt är ett par stjärnor som bildas av en het B-spektralklassstjärnor med väteemission i sitt spektrum i en binär bana med en neutronstjärna. Neutronstjärnan kretsar runt den mer massiva B-stjärnan i en elliptisk bana och sipprar av material när den gör nära tillvägagångssätt. När det tillhörande materialet slår neutronstjärnans yta glöder det ljust i röntgenstrålarna och blir för en tid en röntgenpulsar som gör det möjligt för astronomer att mäta neutronstjärns spinnperiod.
Sådana system är vanliga i Small Magellanic Cloud som verkar ha en skur av stjärnbildande aktivitet för cirka 60 miljoner år sedan, vilket möjliggör för de massiva B-stjärnorna att vara i främsta delen av deras stellar liv. Det uppskattas att Small Magellanic Cloud ensam har lika många BeX som hela Vintergalaxen, trots att den är 100 gånger mindre. Genom att studera dessa system såväl som det stora magellanska molnet och Vintergatan fann teamet att det finns två överlappande men distinkta populationer av BeX-neutronstjärnor. Den första hade en kort period, i genomsnitt cirka 10 sekunder. En andra grupp hade i genomsnitt cirka 5 minuter. Teamet antar att de två populationerna är ett resultat av de olika supernova-bildningsmekanismerna.
De två olika formationsmekanismerna bör också leda till en annan skillnad. Explosionen förväntas ge stjärnan en "kick" som kan ändra omloppsegenskaperna. De elektronfångade supernovorna förväntas ge en kickhastighet på mindre än 50 km / sek medan järnkärnans kollaps-supernovaer bör vara över 200 km / sek. Detta skulle innebära att järnkärnans kollapsstjärnor bör ha företrädesvis längre och mer excentriska banor. Teamet försökte urskilja om detta också stöds av deras bevis, men bara en liten bråkdel av stjärnorna de undersökte hade bestämt excentriciteter. Även om det var en liten skillnad, är det för tidigt att avgöra om det berodde på en slump eller inte.
Enligt Knigge, "Dessa fynd tar oss tillbaka till de mest grundläggande processerna i stjärnutvecklingen och leder oss till frågan hur supernovaer faktiskt fungerar. Detta öppnar många nya forskningsområden, både på observations- och teoretiska fronter.
