Astronomen hebben verschillende manieren erkend waarop sterren kunnen instorten om een supernova te ondergaan. De tweede betreft een ster met een lagere massa met zuurstof, neon en magnesium in de kern, die plotseling elektronen opvangt wanneer de omstandigheden precies goed zijn, deze als ondersteuningsmechanisme verwijdert en de ster doet ineenstorten. Hoewel deze twee mechanismen fysiek gezien logisch zijn, is er nooit observatieondersteuning geweest die aantoont dat beide typen voorkomen. Tot nu toe. Astronomen onder leiding van Christian Knigge en Malcolm Coe van de University of Southampton in het Verenigd Koninkrijk maakten bekend dat ze twee verschillende subpopulaties in de neutronensterren hebben gedetecteerd die het resultaat zijn van deze supernova.
Om de ontdekking te doen, bestudeerde het team een groot aantal van een specifieke subklasse van neutronensterren die bekend staan als Be X-ray binaries (BeXs). Deze objecten zijn een paar sterren gevormd door hete B-spectraalklasse sterren met waterstofemissie in hun spectrum in een binaire baan met een neutronenster. De neutronenster draait om de zwaardere B-ster in een elliptische baan, waardoor materiaal wordt overgeheveld naarmate het dichterbij komt. Als het geaccreteerde materiaal het oppervlak van de neutronenster raakt, gloeit het helder in de röntgenstralen en wordt het een tijdje een röntgenpulsar waarmee astronomen de spinperiode van de neutronenster kunnen meten.
Dergelijke systemen komen veel voor in de Kleine Magelhaense Wolk die ongeveer 60 miljoen jaar geleden een stervormingsactiviteit lijkt te hebben, waardoor de massieve B-sterren in de bloei van hun sterrenleven kunnen zijn. Er wordt geschat dat de Small Magellanic Cloud alleen al evenveel BeX's heeft als het hele Melkwegstelsel, ondanks dat hij 100 keer kleiner is. Door zowel deze systemen als de Grote Magelhaense Wolk en de Melkweg te bestuderen, ontdekte het team dat er twee overlappende maar verschillende populaties van BeX-neutronensterren zijn. De eerste had een korte periode van gemiddeld ongeveer 10 seconden. Een tweede groep had gemiddeld ongeveer 5 minuten. Het team vermoedt dat de twee populaties het gevolg zijn van de verschillende supernova-vormingsmechanismen.
De twee verschillende vormingsmechanismen zouden ook tot een ander verschil moeten leiden. De explosie zal de ster naar verwachting een "kick" geven die de orbitale eigenschappen kan veranderen. De met elektronen gevangen supernova's zullen naar verwachting een kicksnelheid van minder dan 50 km / sec opleveren, terwijl de supernova's van de ineenstorting van de ijzerkern meer dan 200 km / sec moeten bedragen. Dit zou betekenen dat de instortingssterren van de ijzeren kern bij voorkeur langere en meer excentrische banen zouden moeten hebben. Het team probeerde te achterhalen of dit ook werd ondersteund door hun bewijs, maar slechts een klein deel van de onderzochte sterren had excentriciteiten bepaald. Hoewel er een klein verschil was, is het te vroeg om te bepalen of het al dan niet het gevolg is van toeval.
Knigge: “Deze bevindingen brengen ons terug naar de meest fundamentele processen van stellaire evolutie en doen ons afvragen hoe supernova's eigenlijk werken. Dit opent tal van nieuwe onderzoeksgebieden, zowel op observationeel als theoretisch gebied.
