Los astrónomos han reconocido varias formas en que las estrellas pueden colapsar para sufrir una supernova. El segundo involucra una estrella de menor masa con oxígeno, neón y magnesio en el núcleo, que captura repentinamente electrones cuando las condiciones son correctas, eliminándolos como mecanismo de soporte y haciendo que la estrella se colapse. Si bien estos dos mecanismos tienen buen sentido físico, nunca ha habido ningún apoyo observacional que muestre que ambos tipos ocurren. Hasta ahora eso es. Los astrónomos dirigidos por Christian Knigge y Malcolm Coe en la Universidad de Southampton en el Reino Unido anunciaron que habían detectado dos subpoblaciones distintas en las estrellas de neutrones que resultan de estas supernovas.
Para hacer el descubrimiento, el equipo estudió una gran cantidad de una subclase específica de estrellas de neutrones conocidas como binarios de rayos X Be (BeXs). Estos objetos son un par de estrellas formadas por estrellas de clase espectral B caliente con emisión de hidrógeno en su espectro en una órbita binaria con una estrella de neutrones. La estrella de neutrones orbita a la estrella B más masiva en una órbita elíptica, desviando material a medida que se acerca. Cuando el material acretado golpea la superficie de la estrella de neutrones, brilla intensamente en los rayos X, convirtiéndose, por un tiempo, en un púlsar de rayos X que permite a los astrónomos medir el período de rotación de la estrella de neutrones.
Tales sistemas son comunes en la Pequeña Nube de Magallanes, que parece tener una explosión de actividad de formación de estrellas hace unos 60 millones de años, lo que permite que las estrellas B masivas estén en el mejor momento de sus vidas estelares. Se estima que solo la Pequeña Nube de Magallanes tiene tantos BeXs como toda la galaxia de la Vía Láctea, a pesar de ser 100 veces más pequeña. Al estudiar estos sistemas también la Gran Nube de Magallanes y la Vía Láctea, el equipo descubrió que hay dos poblaciones superpuestas pero distintas de estrellas de neutrones BeX. El primero tuvo un período corto, con un promedio de alrededor de 10 segundos. Un segundo grupo tuvo un promedio de alrededor de 5 minutos. El equipo supone que las dos poblaciones son el resultado de los diferentes mecanismos de formación de supernova.
Los dos mecanismos de formación diferentes también deberían conducir a otra diferencia. Se espera que la explosión le dé a la estrella una "patada" que puede cambiar las características orbitales. Se espera que las supernovas capturadas por electrones den una velocidad de retroceso de menos de 50 km / s, mientras que las supernovas de colapso del núcleo de hierro deberían superar los 200 km / s. Esto significaría que las estrellas del colapso del núcleo de hierro deberían tener órbitas preferentemente más largas y excéntricas. El equipo intentó discernir si esto también estaba respaldado por su evidencia, pero solo una pequeña fracción de las estrellas que examinaron habían determinado excentricidades. Aunque hubo una pequeña diferencia, es demasiado pronto para determinar si se debió o no al azar.
Según Knigge, “estos hallazgos nos llevan de vuelta a los procesos más fundamentales de la evolución estelar y nos llevan a preguntarnos cómo funcionan realmente las supernovas. Esto abre numerosas nuevas áreas de investigación, tanto en el frente de observación como en el teórico.
