Jak skončí srážka obyčejné a neutronové hvězdy?

Srážky hvězd ve vesmíru jsou neobyčejně vzácné: Nejčastěji k nim dochází ve vícenásobném systému v důsledku výměny momentu hybnosti. Přímé kolize náhodně prolétajících stálic lze prakticky vyloučit, snad s výjimkou extrémně hustých hvězdokup. 

Dvojhvězdné systémy složené z neutronové hvězdy a nezdegenerovaného člena v kosmu až tak neobvyklé nejsou. Stačí, aby byla primární komponenta dostatečně hmotná, rychle se vyvinula, vybuchla v supernovu a zanechala po sobě neutronovou hvězdu. Druhá složka se vyvíjí pomaleji, neboť je méně hmotná, a expanduje ve stadiu rudého obra. Pokud exploze supernovy dodá neutronové hvězdě impulz směrem k druhému členovi systému, může se tato stálice zanořit do rozepnuté obálky rudého obra, přičemž se bude v plynu dál účinně brzdit. A po několika stoletích postupného spirálování se obě jádra skutečně srazí. 

Jestliže součtová hmotnost jader překročí tzv. Tolmanův-Oppenheimerův-Volkoffův limit (asi tři hmotnosti Slunce), dojde ke kolapsu v černou díru. V opačném případě vznikne neutronová hvězda s větší hmotností, pravděpodobně obklopená akrečním diskem. Během „pobytu“ neutronové hvězdy v obálce rudého obra mluvíme o Thorneově-Żytkowově objektu, který vzhledem připomíná červeného veleobra s neobvyklými chemickými příměsmi a zvláštním izotopickým složením: Jde o důsledek ne zcela běžných nukleárních procesů, kdy obálka rudého obra bezprostředně padá na neutronovou hvězdu.