Астрономите са разпознали различни начини, по които звездите могат да се сринат, за да се подложат на свръхнова. Втората включва звезда с по-ниска маса с кислород, неон и магнезий в ядрото, която внезапно улавя електрони, когато условията са точно подходящи, премахвайки ги като поддържащ механизъм и причинявайки звездата да се срине. Въпреки че тези два механизма имат добър физически смисъл, никога не е имало наблюдение, което да показва, че се срещат и двата типа. Досега това е така. Астрономите водеха yb Christian Knigge и Malcolm Coe от университета в Саутхемптън във Великобритания обявиха, че са открили две отделни популации в неутронните звезди, които са резултат от тези свръхнови.
За да направи откритието, екипът проучи голям брой от специфичен подклас на неутронни звезди, известен като Be рентгенови бинари (BeXs). Тези обекти са двойка звезди, образувани от горещи звезди от спектрален клас В с излъчване на водород в техния спектър в двоична орбита с неутронна звезда. Неутронната звезда обикаля около по-масивната B звезда в елиптична орбита, пренасяйки материал, докато прави близки подходи. Когато натрупаният материал удари повърхността на неутронната звезда, той светва ярко в рентгеновите лъчи, превръщайки се за известно време в рентгенов пулсар, който позволява на астрономите да измерват периода на въртене на неутронната звезда.
Такива системи са често срещани в Малкия магеланов облак, който изглежда има избухване на звездообразуваща дейност преди около 60 милиона години, което позволява на масивните звезди Б да са в разцвета на своя звезден живот. Смята се, че самият малък Магеланов облак има толкова много BeXs, колкото цялата галактика Млечен път, въпреки че е 100 пъти по-малка. Изучавайки тези системи и Големия Магеланов облак и Млечния път, екипът установи, че има две припокриващи се, но различни популации от BeX неутронни звезди. Първият имаше кратък период, средно около 10 секунди. Втора група е имала средно около 5 минути. Екипът смята, че двете популации са резултат от различните механизми за формиране на свръхнови.
Двата различни механизма на формиране също трябва да доведат до друга разлика. Очаква се експлозията да даде на звездата „ритник“, който може да промени орбиталните характеристики. Очаква се свръхновите захванати от електрон да дават ударна скорост по-малка от 50 км / сек, докато свръхновите срутване на желязната сърцевина трябва да са над 200 км / сек. Това би означавало, че звездите за срутване на желязната сърцевина трябва да имат за предпочитане по-дълги и по-ексцентрични орбити. Екипът се опита да разбере дали това също е подкрепено от техните доказателства, но само малка част от звездите, които те разглеждаха, определиха ексцентриситети. Въпреки че имаше малка разлика, твърде рано е да се определи дали се дължи на случайността или не.
Според Knigge „Тези открития ни връщат към най-фундаменталните процеси на звездна еволюция и ни водят до въпроса как действително работят свръхновите. Това отваря множество нови изследователски области както на наблюдателни, така и на теоретични фронтове.
