Astronomen haben verschiedene Möglichkeiten erkannt, wie Sterne zusammenbrechen können, um eine Supernova zu erleiden. Der zweite beinhaltet einen Stern mit geringerer Masse mit Sauerstoff, Neon und Magnesium im Kern, der plötzlich Elektronen einfängt, wenn die Bedingungen genau richtig sind, sie als Stützmechanismus entfernt und den Stern zum Kollabieren bringt. Obwohl diese beiden Mechanismen physikalisch sinnvoll sind, gab es nie Beobachtungsergebnisse, die belegen, dass beide Typen auftreten. Bis jetzt ist das so. Die Astronomen von yb Christian Knigge und Malcolm Coe von der University of Southampton in Großbritannien gaben bekannt, dass sie zwei unterschiedliche Subpopulationen in den Neutronensternen entdeckt haben, die aus diesen Supernova resultieren.
Um diese Entdeckung zu machen, untersuchte das Team eine große Anzahl einer bestimmten Unterklasse von Neutronensternen, die als Be X-ray binaries (BeXs) bekannt sind. Diese Objekte sind ein Sternpaar, das von heißen Sternen der B-Spektralklasse mit Wasserstoffemission in ihrem Spektrum in einer binären Umlaufbahn mit einem Neutronenstern gebildet wird. Der Neutronenstern umkreist den massereicheren B-Stern in einer elliptischen Umlaufbahn und saugt Material ab, wenn er sich nähert. Wenn das akkumulierte Material auf die Oberfläche des Neutronensterns trifft, leuchtet es in den Röntgenstrahlen hell und wird für einige Zeit zu einem Röntgenpulsar, mit dem Astronomen die Spinperiode des Neutronensterns messen können.
Solche Systeme sind in der kleinen Magellanschen Wolke üblich, die vor etwa 60 Millionen Jahren einen Ausbruch sternbildender Aktivität zu haben scheint, so dass die massiven B-Sterne in der Blüte ihres Sternlebens stehen. Es wird geschätzt, dass allein die kleine Magellansche Wolke so viele BeX hat wie die gesamte Milchstraße, obwohl sie 100-mal kleiner ist. Bei der Untersuchung dieser Systeme sowie der Großen Magellanschen Wolke und der Milchstraße stellte das Team fest, dass es zwei überlappende, aber unterschiedliche Populationen von BeX-Neutronensternen gibt. Der erste hatte eine kurze Zeitspanne von durchschnittlich 10 Sekunden. Eine zweite Gruppe hatte durchschnittlich etwa 5 Minuten. Das Team vermutet, dass die beiden Populationen auf die unterschiedlichen Mechanismen der Supernova-Bildung zurückzuführen sind.
Die zwei unterschiedlichen Bildungsmechanismen sollten auch zu einem weiteren Unterschied führen. Es wird erwartet, dass die Explosion dem Stern einen „Kick“ verleiht, der die Umlaufbahnmerkmale verändern kann. Es wird erwartet, dass die elektronengefangenen Supernovae eine Trittgeschwindigkeit von weniger als 50 km / s ergeben, während die Supernovae des Eisenkernkollapses über 200 km / s liegen sollten. Dies würde bedeuten, dass die Kollapssterne des Eisenkerns vorzugsweise längere und exzentrischere Bahnen haben sollten. Das Team versuchte herauszufinden, ob auch dies durch ihre Beweise gestützt wurde, aber nur ein kleiner Teil der von ihnen untersuchten Sterne hatte Exzentrizitäten festgestellt. Obwohl es einen kleinen Unterschied gab, ist es noch zu früh, um festzustellen, ob dies zufällig war oder nicht.
Knigge: „Diese Ergebnisse führen uns zurück zu den grundlegendsten Prozessen der Sternentwicklung und führen uns zu der Frage, wie Supernovae tatsächlich funktionieren. Dies eröffnet zahlreiche neue Forschungsbereiche, sowohl im beobachtenden als auch im theoretischen Bereich.
