Исследователи смоделировали слияние пары нейтронных звёзд с массой 1,35 солнечных каждая, начальное расстояние между которыми составляло всего 50 километров. Моделирование охватывало последние ~6 орбит до слияния и продолжалось более ~100 мс после слияния.

Первая фаза слияния нейтронных звёзд, после инспиральной, — это фаза гравитационной волны, которая длится около 20 миллисекунд после слияния. Следующая фаза — это фаза охлаждения нейтрино, которая находится в центре внимания этой работы. Авторы обнаружили, что охлаждение нейтрино становится доминирующим механизмом потери энергии после фазы доминирования гравитационных волн.

Слияние нейтронных звёзд обычно создает остаток в виде чёрной дыры, но иногда оно создает ещё одну нейтронную звезду, называемую RMNS (remnant massive neutron star),  остаток массивной нейтронной звезды. Моделирование показывает, что RMNS отличается от протонейтронных звёзд, образующихся при коллапсе массивных звёзд. Слияние создаёт плотный газ электронных антинейтрино во внешнем ядре RMNS, что коррелирует с горячими точками на внешнем ядре. RMNS также устойчив к конвекции, несмотря на то, что поверхность горячее ядра.

Некоторые исследования показывают, что сливающиеся нейтронные звёзды являются источниками коротких гамма-всплесков (SGRB). Однако для этого магнитное поле должно каким-то образом покинуть остаток и сформировать более крупные магнитные поля. Авторы не нашли доказательств возрождения сигнала гравитационных волн из-за конвективных нестабильностей, что может указывать на то, что RMNS не являются жизнеспособным двигателем для запуска SGRB.

Это исследование может помочь ответить на вопросы о нейтронных звёздах и образовании чёрных дыр, а также идентифицировать астрономические сигналы, связанные с этими процессами.