1。ブラックホール：マージされたシステムの総質量が特定のしきい値（太陽の質量の約2.5〜3倍）を超えると、重力プルが非常に強くなり、オブジェクトがブラックホールに崩壊します。ブラックホールは、一部の質量が合併中にエネルギーに変換されるため、元の中性子星の質量の合計よりも大きい質量を持ちます。
2。中性子星：マージされたシステムの総質量がブラックホールのしきい値を下回っているが、それでも臨界値（太陽の質量の約1.4倍）を上回っている場合、結果は単一の急速に回転する中性子星になる可能性があります。この新しい中性子星は、中性子変性圧力の代わりに遠心力によって支えられ、「超大型」または「ミリ秒」中性子星として知られる高度に歪んだ急速に回転するオブジェクトにつながる可能性があります。
3。ハイパーマッシブ中性子星：場合によっては、合併により、中性子星の最大安定質量を超える短命で非常に大きな中性子星を生み出すことができます。このようなハイパーマッシブ中性子星は不安定であり、最終的にブラックホールに崩壊します。
4。マグネター：中性子星の合併は、マグネターの形成をもたらす可能性があります。磁石は、非常に強い磁場を備えた中性子星で、地球の磁場よりも最大1倍強い中性星です。強い磁場は、無線やガンマ線バーストなど、さまざまな電磁現象に耐えることができます。
5。Kilonova：合併中および合併後、多くの場合、破片の形でかなりの量の大量が排出されます。この破片は、非常に高温まで加熱され、「キロノバ」として知られる明るく一時的な光学的および赤外線放射を放出できます。キロノバは、中性子の星合併中に発生する核合成プロセスに関する重要な洞察を提供し、天文学者が宇宙の重要素の形成を研究するのにも役立ちます。
6.ガンマ線バースト：中性子スターの合併は、短いガンマ線バースト（GRB）にも関連付けられている可能性があります。 GRBは、膨大な量のガンマ線やその他の高エネルギー放射線を放出する非常に強力な爆発です。短いGRBは、合併の近くから発射された材料のジェットによって生産されると考えられています。
中性子星の合併の特定の結果はシステムのの詳細パラメーターに依存し、天文学者は観測と理論モデルを使用してこれらのイベントを研究し、宇宙の進化と重元素の形成に対するその意味を理解します。
