En el caso de "GW170817", las observaciones y los modelos sugieren que la estrella de neutrones primaria tenía una masa de aproximadamente 1,3 veces la del Sol, mientras que la estrella de neutrones secundaria tenía una masa de aproximadamente 1,4 veces la del Sol. Los radios de las estrellas de neutrones suelen ser de unos 10 kilómetros y orbitan entre sí a una distancia de unos pocos cientos de kilómetros.
La fusión y el colapso de las estrellas de neutrones se produjeron en cuestión de segundos, impulsados por las interacciones gravitacionales entre los dos objetos masivos. El rápido giro de las estrellas de neutrones puede haber afectado los detalles del proceso de fusión, como la expulsión de materia y la formación de chorros, pero no se espera que haya retrasado significativamente el colapso en un agujero negro.
Después de la fusión, el objeto resultante fue un remanente denso y caliente conocido como "remanente de fusión". Este remanente se observó en todo el espectro electromagnético, incluso en forma de rayos gamma, rayos X y luz visible. El remanente finalmente colapsó en un agujero negro debido a su propia atracción gravitacional, pero este proceso ocurrió en una escala de tiempo de varios segundos a minutos.
Por lo tanto, si bien el rápido giro de las estrellas de neutrones puede haber tenido cierta influencia en el proceso de fusión y colapso, no se considera que sea el factor principal que retrasó el colapso en un agujero negro en el caso de "GW170817".
