Астрономи розпізнали різні способи того, як зірки можуть розпастись, щоб зазнати наднову. Друга - це зірка нижчої маси з киснем, неоном та магнієм в ядрі, яка раптово захоплює електрони, коли умови просто потрібні, видаляючи їх як опорний механізм і спричиняючи зірку руйнуватися. Хоча ці два механізми мають хороший фізичний сенс, ніколи не було спостережувальної підтримки, яка б показувала, що обидва типи мають місце. Досі це так. Астрономи під керівництвом Крістіана Кніге та Малкольма Коу в Університеті Саутгемптона у Великобританії оголосили, що виявили дві окремі підгрупи в нейтронних зірках, що є результатом цих наднових.
Щоб здійснити відкриття, команда вивчила велику кількість конкретного підкласу нейтронних зірок, відомих як Be-рентгенівські бінарні (BeXs). Ці об'єкти - це пара зірок, утворених гарячими зірками спектрального класу В з викидом водню у своєму спектрі на бінарній орбіті з нейтронною зіркою. Нейтронна зірка орбітує більш масивною зіркою В на еліптичній орбіті, витягуючи матеріал, коли вона робить близькі підходи. По мірі того, як накопичений матеріал вражає поверхню нейтронної зірки, він яскраво світиться в рентгенівських променях, стаючи на деякий час рентгенівським пульсаром, що дозволяє астрономам вимірювати період спіну нейтронної зірки.
Такі системи поширені в Малій Магеллановій Хмарі, яка, як видається, має вибух активності утворення зірок приблизно 60 мільйонів років тому, що дозволяє масивним зіркам Б бути в розквіті їхнього зоряного життя. Підраховано, що лише Мала Магелланова Хмара має стільки ж BeX, як і вся галактика Чумацький Шлях, незважаючи на те, що вона в 100 разів менша. Вивчаючи ці системи, також Велику Магелланову Хмару та Чумацький Шлях, команда виявила, що є дві перекриваються, але чіткі популяції нейтронних зірок BeX. Перший мав короткий період, в середньому близько 10 секунд. Друга група мала в середньому близько 5 хвилин. Команда вважає, що ці дві групи є результатом різних механізмів формування наднових.
Два різних механізми формування також повинні призвести до іншої різниці. Очікується, що вибух дасть зірці "удар", який може змінити орбітальні характеристики. Очікується, що супернові, захоплені електронами, даватимуть швидкість удару менше 50 км / с, тоді як наднови, що обвалюються залізним ядром, повинні перевищувати 200 км / с. Це означало б, що зірки обвалення залізного ядра повинні мати переважно більш довгі та ексцентричні орбіти. Команда намагалася встановити, чи це теж підтверджується їхніми доказами, але лише невелика частка зірок, яку вони оглядали, визначала ексцентриситети. Хоча була невелика різниця, поки рано визначити, чи це було пов’язано з випадковістю.
За словами Кніґґе, “Ці висновки повертають нас до найважливіших процесів еволюції зоряних зон і приводять нас до питання, як насправді працюють наднові. Це відкриває численні нові напрямки досліджень як на спостережному, так і на теоретичному фронтах.
