Астрономы обнаружили различные способы, которыми звезды могут разрушаться, чтобы пройти сверхновую. Вторая включает в себя звезду с меньшей массой с кислородом, неоном и магнием в ядре, которая внезапно захватывает электроны при правильных условиях, удаляя их в качестве механизма поддержки и вызывая коллапс звезды. Хотя эти два механизма имеют хороший физический смысл, никогда не было наблюдательной поддержки, показывающей, что оба типа встречаются. До сих пор это так. Астрономы, возглавляемые Кристианом Книгге и Малкольмом Коу в Университете Саутгемптона в Великобритании, объявили, что они обнаружили две различные субпопуляции в нейтронных звездах, которые являются результатом этих сверхновых.
Чтобы сделать открытие, команда исследовала большое количество определенного подкласса нейтронных звезд, известных как Be-рентгеновские двойные (BeXs). Эти объекты представляют собой пару звезд, образованных горячими звездами спектрального класса B с эмиссией водорода в их спектре на двойной орбите с нейтронной звездой. Нейтронная звезда вращается вокруг более массивной B-звезды на эллиптической орбите, откачивая материал, когда он приближается. Когда аккрецированный материал ударяется о поверхность нейтронной звезды, он ярко светится в рентгеновских лучах, становясь на какое-то время рентгеновским пульсаром, позволяющим астрономам измерять период вращения нейтронной звезды.
Такие системы распространены в Малом Магеллановом Облаке, которое, кажется, имеет всплеск активности звездообразования около 60 миллионов лет назад, что позволяет массивным В-звездам находиться в расцвете звездных жизней. Подсчитано, что только в Малом Магеллановом Облаке содержится столько же BeX, сколько во всей галактике Млечный Путь, несмотря на то, что он в 100 раз меньше. Изучая эти системы, а также Большое Магелланово Облако и Млечный Путь, команда обнаружила, что существует две перекрывающиеся, но различные популяции нейтронных звезд BeX. Первый имел короткий период, в среднем около 10 секунд. Вторая группа имела в среднем около 5 минут. Команда предполагает, что эти две популяции являются результатом различных механизмов формирования сверхновых.
Два разных механизма формирования должны также привести к другому различию. Ожидается, что взрыв вызовет у звезды «удар», который может изменить орбитальные характеристики. Ожидается, что электронно-захваченные сверхновые будут давать скорость удара менее 50 км / с, тогда как сверхновые с коллапсом железного ядра должны превышать 200 км / с. Это означало бы, что звезды коллапса железного ядра должны иметь преимущественно более длинные и более эксцентричные орбиты. Команда попыталась определить, подтверждается ли это также их свидетельством, но только небольшая часть звезд, которые они исследовали, определили эксцентриситеты. Хотя была небольшая разница, еще слишком рано, чтобы определить, было ли это случайно.
Согласно Книгге, «эти открытия возвращают нас к самым фундаментальным процессам звездной эволюции и заставляют нас задаться вопросом, как на самом деле работают сверхновые звезды. Это открывает многочисленные новые области исследований, как на наблюдательном, так и на теоретическом фронтах.
