Astronomi so prepoznali različne načine, kako se zvezde lahko sesedejo in se podvržejo supernovi. Druga vključuje zvezdo nižje mase s kisikom, neonom in magnezijem v jedru, ki nenadoma zajame elektrone, ko so razmere ravno pravšnje, in jih odstrani kot podporni mehanizem in povzroči propad zvezde. Čeprav imata ta dva mehanizma dobro fizično smiselno, ni bilo nobene opazovalne podpore, ki bi pokazala, da se obe vrsti pojavita. Do zdaj je tako. Astronoma sta vodila yb Christian Knigge in Malcolm Coe z univerze v Southamptonu v Veliki Britaniji, ki sta sporočila, da sta v nevtronskih zvezdah, ki izvirata iz te supernove, zaznala dve podpopulaciji.
Za odkritje je skupina preučila veliko število specifičnega podrazreda nevtronskih zvezd, znanih kot Be-rentgenski binarni filmi (BeX-binaries). Ti predmeti so par zvezd, ki jih tvorijo vroče zvezde spektralnega razreda B z emisijo vodika v svojem spektru v binarni orbiti z nevtronsko zvezdo. Nevtronska zvezda kroži ob bolj masivni zvezdi B v eliptični orbiti, pri čemer se približuje materialu. Ko akreptirani material udari na površino zvezde nevtronske zvezde, se močno žari na rentgenskih žarkih in postane za nekaj časa rentgenski pulsar, ki astronomom omogoča merjenje obdobja spina nevtronske zvezde.
Takšni sistemi so pogosti v majhnem magellanskem oblaku, za katerega se zdi, da je pred približno 60 milijoni let počilo zvezdo, ki je omogočilo, da so velike zvezde B v ospredju njihovega zvezdnega življenja. Ocenjuje se, da ima sam Mali magellanski oblak toliko BeX-ov kot celotna galaksija Mlečna pot, čeprav je 100-krat manjši. Skupina je s preučevanjem teh sistemov, Velikega Magelanskega oblaka in Mlečne poti ugotovila, da obstajata dve prekrivajoči se, vendar različni populaciji nevtronskih zvezd BeX. Prvi je imel kratek čas, v povprečju je trajal približno 10 sekund. Druga skupina je imela v povprečju približno 5 minut. Skupina domneva, da sta dve populaciji posledica različnih mehanizmov tvorjenja supernov.
Dva različna mehanizma tvorbe naj bi vodila tudi do druge razlike. Pričakuje se, da bo eksplozija zvezdi dala "brc", ki lahko spremeni orbitalne značilnosti. Pričakovano je, da bodo supernove iz zajetja elektronov brzele hitrost manjšo od 50 km / sek, medtem ko naj bi supernove pri strjevanju železovega jedra presegale 200 km / sek. To bi pomenilo, da bi morale zvezde, ki se strinjajo železno jedro, imeti prednostno daljše in ekscentrične orbite. Skupina je poskušala ugotoviti, ali tudi to podpirajo njihovi dokazi, vendar je le majhen del zvezd, ki so jih pregledali, določil ekscentričnosti. Čeprav je bila razlika majhna, je še prezgodaj, da bi ugotovili, ali je bila to posledica ali ne.
Po besedah Kniggea: "Te ugotovitve nas potegnejo nazaj do najbolj temeljnih procesov evolucije zvezd in nas spravijo pod vprašaj, kako supernove dejansko delujejo. To odpira številna nova raziskovalna področja na opazovalni in teoretični fronti.
