La respuesta a su pregunta es sí y no, según las circunstancias.
El dos enanas blancas probablemente produciría una supernova de Tipo Ia , suponiendo que la masa combinada excediera el límite de Chandrasekhar ( masas solares). El objeto inestable resultante de la colisión no podría ser soportado por la presión de degeneración de electrones; cuando la temperatura aumenta rápidamente debido a la colisión, no hay nada que la detenga (compárelo con la presión térmica en una estrella "normal", que puede hacer que la estrella se expanda o contraiga para compensar los cambios de temperatura).∼ 1.4
El aumento de la temperatura desencadena la fusión, que luego aumenta la temperatura, lo que desencadena más fusión. . . y así sucesivamente, en muy poco tiempo. Este es el mismo proceso, más o menos, que en una supernova de tipo Ia impulsada por acreción. La explosión resultante destruye el objeto, expulsando materia al espacio.
Al igual que con las supernovas normales de Tipo Ia, este tipo de colisión probablemente ocurriría en un sistema binario, con dos enanas blancas en órbitas cercanas que pierden energía a las ondas gravitacionales y en espiral (las probabilidades de que dos enanas blancas no relacionadas choquen son muy, muy bajas). No estoy seguro de cuán luminoso sería este evento en el espectro de ondas gravitacionales; probablemente más débil que una estrella de neutrones-estrella de neutrones inspiral pero aún fuerte. Las velocidades de los componentes podrían ser bastante rápidas, lo que significa que se liberaría mucha energía en la colisión.
Las cosas son un poco más complicadas si la masa combinada es menor que el límite de Chandrasekhar. Un sistema de ejemplo que se prevé sufrir una colisión es SDSS J010657.39-100003.3 . La masa total de las dos enanas blancas es masas solares, ciertamente por debajo del límite. En aproximadamente 37 millones de años ( Kilic et al. (2011) ), colisionarán y formarán un helio de fusión subenana , curiosamente (compárelo con la fusión carbono / oxígeno en la supernova Tipo Ia, que en esas circunstancias es inestable). Escenarios similares podrían desarrollarse en otros sistemas.∼ 0.6
Este tipo de estrella no sería una estrella "normal" en el sentido de que realmente no estaría en la secuencia principal, solo un poco por debajo. Sería una subenana de tipo O o B, menos luminosa que las estrellas de secuencia principal del mismo tipo espectral. Vi un par de artículos sobre estos objetos que decían que serían estrellas como el Sol. ¡No es cierto! Dado que las enanas blancas están muy agotadas en hidrógeno, recuerde que son los núcleos degenerados de las viejas estrellas, prácticamente no se puede quemar hidrógeno, ni siquiera en una cáscara. La quema de núcleo de helio es la única opción.
En una nota final, una explicación para la formación de las variables R Coronae Borealis es la colisión de dos enanas blancas. No creo que tengamos pruebas sólidas aún para preferir esto sobre otros modelos (por ejemplo, algo relacionado con la pérdida de hidrógeno de la capa más externa), pero si es la vía correcta, entonces la respuesta a su pregunta podría ser un sí definitivo. Tenga en cuenta que esto requeriría progenitores enanos blancos de masa intermedia.