此次费米观测正是利用此系统，将观测信息以最快的速度通知给了全球的很多组织，随后才有众多望远镜纷纷加入观测。当然，对于LIGO/VIRGO组织而言，为了保证其可能的后续观测，他们与全球近70个观测组织（中国有将近10个组织）签订了备忘录合同，一旦引力波信号被探测到，也会通过其特有的渠道传递相关信息。2、比双黑洞合并更美的双中子星合并正如发布会提到的，这次探测到的引力波是由双中子星合并而产生，之前公布的4例引力波事件都是由双黑洞所产生。
二者之间最大的差别就在于，双中子星合并会产生电磁波辐射，而对于黑洞而言，我们通常认为不会产生，这一点也得到了观测上的验证。是什么原因导致了此种差别呢？通常而言，按照天体物理辐射的理论要求，要产生电磁辐射，天体周围必须要有气体的存在。对于黑洞系统而言，尽管在最初产生时，黑洞周围可能有很多气体，然而在漫长的演化过程当中，如果没有更多气体来源的话，在黑洞合并的最后阶段，气体已消耗完毕，所以无法产生电磁辐射，只能产生扰动时空的引力波——就像科学家前4次探测到的那样。
在双中子星合并之前，周围的气体很可能也已消耗完毕。然而，合并过程当中会有部分物质以接近光速或远低于光速的速度被抛射出去，从而产生我们看到的各种电磁现象——短时标伽马射线暴（简称伽玛暴）、伽玛暴余辉和千新星。接近光速运动的物质产生了费米卫星看到的伽玛暴，而低速运动的物质产生了千新星，被很多的光学/红外望远镜捕捉到。
等等，短时标伽马射线暴、伽玛暴余辉和千新星都是什么？让我们一一说来。简单来说，伽玛暴是天空中某一个方向伽马射线辐射突然增亮的现象，可以说是宇宙间自大爆炸之后最为剧烈的天体爆发现象。20世纪90年代初，康普顿伽马射线天文台在观测到上千个伽玛暴之后做了一个简单统计，按照它们持续时间的长短分为两大类：一类是爆发时间长于2秒的长时标伽玛暴，另一类是爆发时标短于2秒的短时标伽玛暴。
后经深入研究发现，这两种伽玛暴的产生起源完全不同。根据目前的理解，无论是大质量恒星坍缩形成的长时标伽玛暴，还是双致密星产生的短时标伽玛暴，尽管中心天体会有差别（或者是黑洞，或者是转动极快的磁星），伽玛暴的产生机制以及之后的演化都可以用一个被称为“火球”模型（fireball model）的理论来解释。
在这个理论中，中心天体会在一段时间内，产生相对持续的极端相对论喷流，这就意味着，这些喷出物质会以接近光速速度，沿着天体的转轴方向向外运动。因为喷射出去的物质之间存在着速度上的微小差别，导致它们彼此发生碰撞，将自身运动的动能转化为气体粒子的热能，而后在磁场作用下产生我们所看到的高能辐射，也就是早期的伽马射线，这就很好地解释了我们所看到的伽玛暴。
大质量恒星产生的喷流时间长，双中子星合并产生的喷流时间短，从而导致了我们观测上的差别。这些星体周围存在着星际气体介质，喷流物质在停止相互碰撞之后会继续向外运动，与周围的气体介质发生相互作用，把自身运动的能量传递给周围的星际气体，星际气体被加热从而产生较强的辐射，这就是所谓的伽玛暴余辉。它的能谱（energy spectrum）波段会从X射线一直延伸到射电波段。
在一定程度上，余辉的强弱与周围星际气体的密度相关，密度更高，余辉也就更亮。此次与引力波相关的伽玛暴属于短时标伽玛暴，因为费米卫星观测到的爆发时标为0.7秒。除此之外，无论是引力波的结果还是电磁波的观测拟合结果，也都和双中子星合并的预期相一致。例如，引力波波形的拟合告诉了我们中子星的质量，与中子星的质量范围一致。
在双中子星合并的过程当中，有大约1/1000到1/100左右太阳质量的物质沿各个方向被抛射出去，形状近似于一个球体。这些抛射出去的物质通过快中子俘获过程产生大量的重元素。这些元素很不稳定，能够快速衰变，产生辐射加热抛射物，从而使其发出明亮的可见光以及近红外辐射，其亮度通常会达到千倍的新星级别，故被称为“千新星”。
因为这个千新星距离地球很近，所以非常明亮，是之前探测到的短时标伽玛暴距离的十分之一。图6：双中子星旋近，最终合并产生千新星的过程。因为产生引力波的天体完全不同，所以我们观测到的引力波形会存在较大差别。中子星的质量相较于黑洞要小很多，合并过程中对于时空的扰动变形程度更弱，所以，在目前探测器灵敏度确定的情况下，我们只可能探测到比较临近的引力波信号。
