Astronómovia poznali rôzne spôsoby, ako sa hviezdy môžu zrútiť a podstúpiť supernovu. Druhá obsahuje hviezdu s nižšou hmotnosťou s kyslíkom, neónom a horčíkom v jadre, ktorá náhle zachytí elektróny, keď sú podmienky správne, odstráni ich ako podporný mechanizmus a spôsobí kolaps hviezdy. Aj keď tieto dva mechanizmy majú dobrý fyzický zmysel, nikdy neexistovala pozorovacia podpora, ktorá by naznačovala, že sa vyskytujú oba typy. Doteraz to tak je. Astronómovia viedli yb Christian Knigge a Malcolm Coe na University of Southampton vo Veľkej Británii oznámili, že v neutrónových hviezdach, ktoré sú výsledkom týchto supernov, zistili dve odlišné subpopulácie.
Aby sa objavil, tím študoval veľké množstvo špecifickej podtriedy neutrónových hviezd známych ako Be röntgenové binárne súbory (BeXs). Tieto objekty sú párom hviezd, ktoré tvoria horúce hviezdy spektrálnej triedy B s emisiou vodíka vo svojom spektre na binárnej dráhe s neutrónovou hviezdou. Neutrónová hviezda obieha mohutnejšiu B hviezdu na eliptickej obežnej dráhe a pri bližšom priblížení sifonuje materiál. Keď narastaný materiál narazí na povrch neutrónovej hviezdy, jasne žiari v röntgenových lúčoch a na čas sa stáva röntgenovým pulzárom, ktorý umožňuje astronómom zmerať dobu rotácie neutrónovej hviezdy.
Takéto systémy sú bežné v malom Magellanovom oblaku, ktorý asi pred 60 miliónmi rokov spôsobil výbuch hviezdotvornej aktivity, čo umožňuje, aby sa mohutné hviezdy B dostali do popredia svojich hviezdnych životov. Odhaduje sa, že samotný Malý Magellanov oblak má toľko BeX ako celá galaxia Mliečna dráha, napriek tomu, že je stokrát menšia. Štúdiom týchto systémov, ako aj Veľkého Magellanovho oblaku a Mliečnej dráhy, tím zistil, že existujú dve prekrývajúce sa, ale odlišné populácie neutrónových hviezd BeX. Prvý z nich mal krátku periódu v priemere okolo 10 sekúnd. Druhá skupina mala v priemere okolo 5 minút. Tím predpokladá, že tieto dve populácie sú výsledkom rôznych mechanizmov tvorby supernov.
Dva rôzne formovacie mechanizmy by tiež mali viesť k ďalšiemu rozdielu. Očakáva sa, že explózia poskytne hviezde „kop“, ktorý môže zmeniť orbitálne vlastnosti. Očakáva sa, že supernovy zachytené elektrónmi poskytnú rýchlosť kopu menej ako 50 km / s, zatiaľ čo supernovy železného jadra by mali byť nad 200 km / s. To by znamenalo, že hviezdy zrútenia železného jadra by mali mať prednostne dlhšie a excentrickejšie dráhy. Tím sa pokúsil rozlíšiť, či to bolo podporené aj ich dôkazmi, ale iba malá časť hviezd, ktoré skúmali, určovala excentricitu. Aj keď bol malý rozdiel, je priskoro určiť, či to bolo alebo nebolo spôsobené náhodou.
Podľa Kniggeho: „Tieto zistenia nás privádzajú späť k najzákladnejším procesom hviezdnej evolúcie a vedú nás k otázkam, ako supernovy skutočne fungujú. Tým sa otvára celý rad nových výskumných oblastí, a to tak na pozorovacej, ako aj na teoretickej úrovni.
