Os astrônomos reconheceram várias maneiras pelas quais as estrelas podem entrar em colapso para sofrer uma supernova. O segundo envolve uma estrela de menor massa com oxigênio, néon e magnésio no núcleo, que captura subitamente elétrons quando as condições são adequadas, removendo-os como mecanismo de suporte e causando o colapso da estrela. Embora esses dois mecanismos façam sentido físico, nunca houve suporte observacional mostrando que os dois tipos ocorrem. Até agora é isso. Os astrônomos lideraram Christian Knigge e Malcolm Coe, da Universidade de Southampton, no Reino Unido, anunciando que detectaram duas subpopulações distintas nas estrelas de nêutrons que resultam dessas supernovas.
Para fazer a descoberta, a equipe estudou um grande número de uma subclasse específica de estrelas de nêutrons conhecida como binários de raios-X Be (BeXs). Esses objetos são um par de estrelas formadas por estrelas quentes da classe espectral B com emissão de hidrogênio em seu espectro em uma órbita binária com uma estrela de nêutrons. A estrela de nêutrons orbita a estrela B mais massiva em uma órbita elíptica, sugando material à medida que se aproxima. À medida que o material acumulado atinge a superfície da estrela de nêutrons, ele brilha intensamente nos raios-X, tornando-se, por um tempo, um pulsar de raios-X que permite aos astrônomos medir o período de rotação da estrela de nêutrons.
Tais sistemas são comuns na Pequena Nuvem de Magalhães, que parece ter uma explosão de atividade de formação de estrelas há cerca de 60 milhões de anos, permitindo que as enormes estrelas B estejam no auge de suas vidas estelares. Estima-se que apenas a Pequena Nuvem de Magalhães tenha tantos BeXs quanto toda a galáxia da Via Láctea, apesar de ser 100 vezes menor. Ao estudar esses sistemas, bem como a Grande Nuvem de Magalhães e a Via Láctea, a equipe descobriu que existem duas populações sobrepostas, mas distintas, de estrelas de nêutrons BeX. O primeiro teve um período curto, com média de 10 segundos. Um segundo grupo teve uma média de cerca de 5 minutos. A equipe supõe que as duas populações são resultado dos diferentes mecanismos de formação de supernovas.
Os dois mecanismos de formação diferentes também devem levar a outra diferença. Espera-se que a explosão dê à estrela um "chute" que pode alterar as características orbitais. Espera-se que as supernovas capturadas por elétrons dêem uma velocidade de chute inferior a 50 km / s, enquanto as supernovas de colapso do núcleo de ferro devem estar acima de 200 km / s. Isso significaria que as estrelas do colapso do núcleo de ferro deveriam ter órbitas preferencialmente mais longas e mais excêntricas. A equipe tentou discernir se isso também era apoiado por suas evidências, mas apenas uma pequena fração das estrelas que examinaram determinou excentricidades. Embora tenha havido uma pequena diferença, é muito cedo para determinar se foi ou não devido ao acaso.
Segundo Knigge, “essas descobertas nos levam de volta aos processos mais fundamentais da evolução estelar e nos levam a questionar como as supernovas realmente funcionam. Isso abre inúmeras novas áreas de pesquisa, tanto nas frentes observacionais quanto nas teóricas.
