1. 블랙홀 :병합 된 시스템의 총 질량이 특정 임계 값 (태양 질량의 약 2.5-3 배)을 초과하면 중력 풀이 너무 강해져 물체가 블랙홀로 무너집니다. 블랙홀은 합병 중에 일부 질량이 에너지로 변환되므로 원래 중성자 별의 질량의 합보다 큰 질량을 갖습니다.
2. 중성자 별 :병합 된 시스템의 총 질량이 블랙홀 임계 값 미만이지만 여전히 임계 값 (태양의 질량의 약 1.4 배)보다 낮은 경우 결과는 빠르게 회전하는 중성자 별이 될 수 있습니다. 이 새로운 중성자 별은 중성자 퇴행 압력 대신 원심력에 의해지지 될 수 있으며, "Supramassive"또는 "millisecond"Neutron Star로 알려진 매우 왜곡되고 빠르게 회전하는 물체로 이어질 수 있습니다.
3. 초기성 중성자 별 :어떤 경우에는 합병이 중성자 별의 최대 안정적인 질량을 초과하는 짧고 매우 거대한 중성자 별을 생성 할 수 있습니다. 이러한 초기적인 중성자 별은 불안정하며 궁극적으로 블랙홀로 무너질 것입니다.
4. Magnetar :중성자 별 합병은 또한 마그네타의 형성을 초래할 수 있습니다. 마그네타는 지구의 자기장보다 2 만 배까지 강한 자기장이 매우 강한 중성자 스타입니다. 강렬한 자기장은 라디오 및 감마선 버스트와 같은 다양한 전자기 현상에 전력을 공급할 수 있습니다.
5. 킬로 노바 :합병 중과 그 후에 종종 잔해 형태로 상당한 양의 질량이 배출됩니다. 이 파편은 매우 높은 온도로 가열 될 수 있으며 "킬로 노바"로 알려진 밝고 일시적인 광학 및 적외선 방사선을 방출 할 수 있습니다. 킬로 노바는 중성자 스타 합병 중에 발생하는 뉴 클레오스 합성 과정에 대한 중요한 통찰력을 제공하며 천문학자가 우주에서 무거운 요소의 형성을 연구하는 데 도움이 될 수 있습니다.
6. 감마선 버스트 :중성자 스타 합병은 또한 짧은 감마선 버스트 (GRB)와 연관 될 수 있습니다. GRB는 막대한 양의 감마선과 다른 형태의 고 에너지 방사선을 방출하는 매우 강력한 폭발입니다. 짧은 GRB는 합병 근처에서 발사 된 재료의 제트기에 의해 생산되는 것으로 생각됩니다.
중성자 스타 합병의 구체적인 결과는 시스템의 매개 변수에 의존하며, 천문학자는 관찰과 이론적 모델을 사용하여 이러한 사건을 연구하고 우주의 진화와 무거운 요소의 형성에 대한 그들의 의미를 이해합니다.
