天文学者たちは、星が崩壊して超新星を経験するさまざまな方法を認識しています。 2つ目は、コアに酸素、ネオン、マグネシウムが含まれた低質量の星で、条件が正しければ突然電子を捕獲し、支持機構としてそれらを取り除き、星を崩壊させます。これら2つのメカニズムは物理的には理にかなっていますが、両方のタイプが発生することを示す観測的サポートはこれまでありませんでした。今まではそうです。英国のサウサンプトン大学のyb Christian KniggeとMalcolm Coeを率いた天文学者たちは、これらの超新星に起因する中性子星で2つの異なるサブ母集団を検出したと発表しました。
発見するために、チームはBe X線連星（BeXs）として知られている中性子星の特定のサブクラスを多数研究しました。これらのオブジェクトは、中性子星を含む2進軌道のスペクトルに水素放出がある、高温のBスペクトルクラスの星によって形成された1対の星です。中性子星は、楕円軌道でより大きなB星を周回し、接近すると物質を吸い上げます。付着した物質が中性子星の表面に当たると、X線で明るく輝き、しばらくの間、天文学者が中性子星のスピン周期を測定できるX線パルサーになります。
そのようなシステムは、約6000万年前に星形成活動のバーストを持っているように見える小さなマゼラン雲で一般的であり、大規模なB星がその恒星の生活の最盛期になることを可能にします。小さなマゼラン星雲だけでも、100倍小さいにもかかわらず、天の川銀河全体と同じ数のBeXを持っていると推定されています。これらのシステムと大マゼラン雲および天の川を調査した結果、チームは、BeX中性子星の2つの重複しているが異なる集団が存在することを発見しました。最初の期間は短く、平均して約10秒でした。 2番目のグループの平均時間は約5分でした。チームは、2つの集団が異なる超新星形成メカニズムの結果であると推測しています。
2つの異なる形成メカニズムは、別の違いにもつながるはずです。爆発は、軌道特性を変えることができる「キック」を星に与えると予想されます。電子捕獲された超新星は、50 km /秒未満のキック速度を与えると予想されますが、鉄芯崩壊超新星は200 km /秒を超えるはずです。これは、鉄芯崩壊星が優先的に長く、より偏心した軌道を持つべきであることを意味します。チームはこれも彼らの証拠によって裏付けられているかどうかを見極めようとしましたが、彼らが調べた星のごく一部だけが離心率を決定しました。わずかな違いはありましたが、それが偶然によるものかどうかを判断するには時期尚早です。
Knigge氏によれば、「これらの発見により、星の進化の最も基本的なプロセスに戻り、超新星が実際にどのように機能するのか疑問を投げかけます。これにより、観測と理論の両面で数多くの新しい研究領域が開かれます。
