Gökbilimciler, yıldızların bir süpernovaya girmek için çökebileceği çeşitli yolları tanıdılar. İkincisi, koşullar doğru olduğunda aniden elektronları yakalayan, onları bir destek mekanizması olarak kaldıran ve yıldızın çökmesine neden olan çekirdekte oksijen, neon ve magnezyum içeren daha düşük bir kütle yıldızı içerir. Bu iki mekanizma fiziksel olarak anlamlı olmakla birlikte, her iki türün de meydana geldiğini gösteren hiçbir gözlemsel destek olmamıştır. Şimdiye kadar. Gökbilimciler Birleşik Krallık'taki Southampton Üniversitesi'nde yb Christian Knigge ve Malcolm Coe'yi yönetti ve bu süpernovadan kaynaklanan nötron yıldızlarında iki ayrı alt popülasyon tespit ettiklerini açıkladı.
Keşfi yapmak için ekip, X-ışını İkili dosyaları (BeX) olarak bilinen çok sayıda belirli bir nötron yıldızı alt sınıfını inceledi. Bu nesneler, nötron yıldızı olan bir ikili yörüngede spektrumlarında hidrojen emisyonu olan sıcak bir B spektral sınıf yıldızları tarafından oluşturulan bir çift yıldızdır. Nötron yıldızı, eliptik bir yörüngede daha büyük B yıldızının yörüngesinde dolaşır ve yakın yaklaşımlar yaparken malzemeyi siler. Toplanan malzeme nötron yıldızının yüzeyine çarptığında, X-ışınlarında parlak bir şekilde parlar ve bir süre için gökbilimcilerin nötron yıldızının dönme süresini ölçmelerine izin veren bir X-ışını atarcası haline gelir.
Bu tür sistemler, yaklaşık 60 milyon yıl önce bir yıldız oluşturma aktivitesine patlayan Küçük Macellan Bulutu'nda yaygındır ve büyük B yıldızlarının yıldız hayatlarının en önde gelmesine izin verir. Sadece Küçük Macellan Bulutu'nun, 100 kat daha küçük olmasına rağmen, Samanyolu galaksisinin tamamı kadar BeX'e sahip olduğu tahmin edilmektedir. Bu sistemleri ve Büyük Macellan Bulutu ve Samanyolu'nu inceleyerek ekip, BeX nötron yıldızlarının çakışan ancak farklı iki popülasyonunun olduğunu buldu. İlki kısa bir süreye sahipti ve ortalama 10 saniye sürdü. İkinci bir grubun ortalaması yaklaşık 5 dakika idi. Ekip, iki popülasyonun farklı süpernova oluşum mekanizmalarının bir sonucu olduğunu tahmin ediyor.
İki farklı oluşum mekanizması da başka bir farka yol açmalıdır. Patlamanın yıldıza yörünge özelliklerini değiştirebilecek bir “vuruş” vermesi bekleniyor. Elektron tarafından yakalanan süpernovaların 50 km / sn'den daha düşük bir vuruş hızı vermesi beklenirken, demir çekirdek çökmesi süpernovalarının 200 km / sn'nin üzerinde olması gerekir. Bu, demir çekirdek çökme yıldızlarının tercihen daha uzun ve daha eksantrik yörüngelere sahip olması gerektiği anlamına gelir. Ekip, bunun da kanıtlarıyla desteklenip desteklenmediğini fark etmeye çalıştı, ancak inceledikleri yıldızların sadece küçük bir kısmı eksantriklikleri belirledi. Küçük bir fark olmasına rağmen, şansa bağlı olup olmadığını belirlemek için henüz çok erken.
Knigge'e göre, “Bu bulgular bizi yıldız evriminin en temel süreçlerine geri götürüyor ve bizi süpernovaların gerçekte nasıl çalıştığını sorgulamaya yönlendiriyor. Bu, hem gözlemsel hem de teorik cephelerde çok sayıda yeni araştırma alanı açar.
