Astronomit ovat tunnustaneet useita tapoja, joilla tähdet voivat romahtaa supernovan läpikäynniksi. Toinen liittyy pienemmän massan tähteen, jossa ytimessä on happea, neonia ja magnesiumia, joka tarttuu yhtäkkiä elektroneihin, kun olosuhteet ovat oikeat, poistaen ne tukimekanismina ja aiheuttaen tähden romahtamisen. Vaikka nämä kaksi mekanismia ovat fyysisesti järkeviä, ei ole koskaan ollut havainnollista tukea, joka osoittaisi, että molemmat tyypit esiintyisivät. Tähän asti se on. Tähtitieteilijät johtivat yb Christian Kniggeä ja Malcolm Coe'ta Southamptonin yliopistosta Isossa-Britanniassa ilmoittivat löytäneensä kaksi erillistä alapopulaatiota neutronitähteissä, jotka johtuvat näistä supernovista.
Löytöksen tekemiseksi ryhmä tutki suuren määrän erityistä alaryhmää neutronitähtiä, joka tunnetaan nimellä Be X-ray binaries (BeX). Nämä objektit ovat tähtiparia, jonka muodostavat kuuma B-spektriluokan tähti, jonka vetyemissio on spektrissään binaarikiertoradalla neutronitähteen. Neutronitähti kiertää massiivisempaa B-tähtää elliptisessä kiertoradalla, sifonoi materiaalia, kun se lähestyy. Kun akkreditoitu materiaali osuu neutronitähden pintaan, se hehkuu kirkkaasti röntgensäteissä, muuttuen jonkin aikaa röntgenpulssariksi, jonka avulla tähtitieteilijät voivat mitata neutronitähden spin-ajan.
Tällaiset järjestelmät ovat yleisiä pienessä Magellanic Cloud -pilvessä, jolla näyttää olevan purskeilla tähtiä muodostavaa aktiivisuutta noin 60 miljoonaa vuotta sitten, jolloin massiiviset B-tähdet voivat olla tähtiensä elämän parhaimmassa osassa. Arvioidaan, että yksin Pienellä Magellanic Cloudilla on yhtä monta BeX: ää kuin koko Linnunradan galaksissa, huolimatta siitä, että se on 100 kertaa pienempi. Tutkimalla näitä järjestelmiä sekä suurta Magellanic Cloudia ja Linnunrataa, ryhmä havaitsi, että BeX-neutronitähteiden välillä on kaksi päällekkäistä, mutta erillistä populaatiota. Ensimmäisellä oli lyhyt aika, keskimäärin noin 10 sekuntia. Toisella ryhmällä oli keskimäärin noin 5 minuuttia. Joukkue väittää, että nämä kaksi populaatiota ovat seurausta erilaisista supernovien muodostumismekanismeista.
Kahden eri muodostusmekanismin tulisi johtaa myös toiseen eroon. Räjähdyksen odotetaan antavan tälle "potkun", joka voi muuttaa kiertoradan ominaisuuksia. Elektronilla vangittujen supernoovien odotetaan antavan potkunopeuden alle 50 km / s, kun taas raudan ytimen romahtavien supernoovien tulisi olla yli 200 km / s. Tämä tarkoittaisi, että raudan ytimen romahtamistavoilla olisi mieluiten pidempi ja epäkeskeisempi kiertorata. Ryhmä yritti selvittää, tukevatko heidän todisteensa tätäkin, mutta vain pieni osa tutkituista tähtiä oli määrittänyt eksentrisyydet. Vaikka ero oli pieni, on vielä liian aikaista päättää, johtuiko se sattumasta.
Kniggen mukaan ”Nämä havainnot vievät meidät takaisin tähtien evoluution tärkeimpiin prosesseihin ja johtavat meidät pohtimaan, kuinka supernoovat tosiasiallisesti toimivat. Tämä avaa lukuisia uusia tutkimusalueita sekä havainnollisella että teoreettisella rintamalla.
