Astronomi ir atzinuši dažādus veidus, kā zvaigznes var sabrukt, lai piedzīvotu supernovu. Otrais ietver zemākas masas zvaigzni ar skābekli, neonu un magniju kodolā, kas pēkšņi uztver elektronus, kad apstākļi ir tieši piemēroti, noņemot tos kā atbalsta mehānismu un izraisot zvaigznes sabrukšanu. Kaut arī šiem diviem mehānismiem ir laba fiziskā jēga, nekad nav bijis novērošanas atbalsta, kas parādītu, ka ir sastopami abi veidi. Līdz šim brīdim tas ir. Astronomi vadīja yb Christian Knigge un Malcolm Coe Sauthemptonas universitātē Lielbritānijā paziņoja, ka viņi ir atklājuši divas atšķirīgas apakšpopulācijas neitronu zvaigznēs, kas rodas šo supernovu rezultātā.
Lai atklātu, komanda izpētīja lielu skaitu īpašu neitronu zvaigžņu apakšklases, kas pazīstamas kā Be X-ray binaries (BeXs). Šie objekti ir zvaigžņu pāris, ko veido karstas B spektrālās klases zvaigznes ar ūdeņraža emisiju to spektrā binārā orbītā ar neitronu zvaigzni. Neitronu zvaigzne riņķo ap masīvāko B zvaigzni eliptiskajā orbītā, izsmidzinot materiālu, jo tā tuvojas. Kad uzkrātie materiāli triecas pret neitronu zvaigznes virsmu, tie spoži mirdz rentgena staros, uz laiku kļūstot par rentgenstaru impulsu, kas ļauj astronomiem izmērīt neitronu zvaigznes griešanās periodu.
Šādas sistēmas ir izplatītas Mazajā Magellāna Mākonī, kur, šķiet, ir zvaigžņu veidošanās aktivitāte pirms apmēram 60 miljoniem gadu, ļaujot masīvajām B zvaigznēm būt viņu zvaigžņu dzīves galvenajā vietā. Tiek lēsts, ka mazajam Magelāna mākoņam vien ir tik daudz BeX kā visai Piena Ceļa galaktikai, neskatoties uz to, ka tas ir 100 reizes mazāks. Izpētot šīs sistēmas, kā arī Lielo Magelāna Mākoņu un Piena Ceļu, komanda atklāja, ka pastāv divas BeX neitronu zvaigznīšu pārklāšanās, bet atšķirīgas populācijas. Pirmajam bija īss periods, vidēji apmēram 10 sekundes. Otrajai grupai bija vidēji apmēram 5 minūtes. Komanda apgalvo, ka abas populācijas ir dažādu supernovu veidošanās mehānismu rezultāts.
Diviem atšķirīgajiem veidošanās mehānismiem vajadzētu izraisīt arī citu atšķirību. Paredzams, ka sprādziens sniegs zvaigznei “sitienu”, kas var mainīt orbītas raksturlielumus. Paredzams, ka elektronu uztvertās supernovas sniegs trieciena ātrumu, kas mazāks par 50 km / sek, turpretī dzelzs serdes sabrukšanas supernovām vajadzētu būt lielākām par 200 km / sek. Tas nozīmētu, ka dzelzs kodola sabrukšanas zvaigznēm vajadzētu būt vēlams garākām un ekscentriskākām orbītām. Komanda mēģināja noskaidrot, vai to apstiprina arī viņu pierādījumi, bet tikai neliela daļa no viņu pārbaudītajām zvaigznēm bija noteikusi ekscentriskumu. Lai arī bija neliela atšķirība, vēl ir pāragri noteikt, vai tas noticis nejaušības dēļ.
Pēc Knigges teiktā: “Šie atradumi mūs atgriež pie fundamentālākajiem zvaigžņu evolūcijas procesiem un liek mums apšaubīt, kā patiesībā darbojas supernovas. Tas paver daudz jaunu pētījumu jomu gan novērošanas, gan teorētiskajā frontē.
