Астрономи су препознали различите начине на које се звезде могу срушити како би подлегле супернови. Друга укључује звезду ниже масе са кисеоником, неоном и магнезијумом у језгру, који изненада хвата електроне када су услови баш прави, уклањајући их као носиви механизам и узрокујући да се звезда уруши. Иако ова два механизма имају добар физички смисао, никада није било подршке за посматрање које би показале да се појављују обе врсте. До сада је тако. Астрономи који су водили и Цхристиан Книгге и Малцолм Цое са Универзитета Соутхамптон у Великој Британији објавили су да су открили двије подпопулације у неутронским звијездама које су резултат ове супернове.
Да би открио откриће, тим је проучавао велики број посебне класе неутронских звезда познатих као Бе рендгенски бинарни снимци (БеКсс). Ови објекти су пар звезда формираних од врућих звезда Б спектралне класе са емисијом водоника у свом спектру у бинарној орбити са неутронском звездом. Неутронска звезда орбитира масивнијом Б звездом у елиптичној орбити, сипајући материјал док се приближава. Како се акретовани материјал удари на површину звезде неутронске звезде, она се јарко светли у рендгенским зрацима, постајући неко време рентгенски пулсар који омогућава астрономима да мере период спиновања неутронске звезде.
Такви системи су уобичајени у Малом Магеланском облаку за који се чини да има прасак активности формирања звезда пре око 60 милиона година, омогућавајући тако масивним Б звездама да буду у врхунцу живота својих звезда. Процењује се да мали Магелански облак има исто толико БеКс-ова као и цела галаксија Млечни пут, упркос томе што је 100 пута мања. Проучавањем ових система као и Великог магеланског облака и Млечног пута, тим је утврдио да постоје две преклапајуће, али различите популације БеКс неутронских звезда. Први је имао кратак период, у просеку око 10 секунди. Друга група имала је у просеку око 5 минута. Тим претпоставља да су две популације резултат различитих механизама формирања супернове.
Два различита механизма формирања такође би требало да доведу до друге разлике. Очекује се да ће експлозија звезди пружити "ударац" који може променити орбиталне карактеристике. Очекује се да ће супернове из заробљених електрона давати ударну брзину мању од 50 км / сец, док би супернове са колапсом гвожђа требало да буду веће од 200 км / сек. То би значило да звезде колапса гвожђа језгре треба да имају преферирано дуже и ексцентричније орбите. Тим је покушао да разабере да ли је и ово поткријепљено њиховим доказима, али само мали део звезда које су прегледали одредио је ексцентричности. Иако је постојала мала разлика, прерано је утврдити да ли је због шансе или не.
Према Книггеу, „ови налази нас враћају у најосновније процесе еволуције звезда и постављају нас у питање како супернове заправо раде. Ово отвара бројне нове истраживачке области, како на посматрачком, тако и на теоријском плану.
