Był obserwowany przez około 128 sekund, a zmierzona wtedy masa ćwierku wskazuje, że powstał on w wyniku połączenia się dwóch lekkich obiektów zwartych, najprawdopodobniej gwiazd neutronowych. Masa ćwierku GW190425 jest wyraźnie większa od tej zmierzonej w pierwszym tego typu sygnale, GW170817. Oznacza to, że łączna masa łączących się obiektów była niezwykle wysoka, jak na znane dotychczas układy podwójne gwiazd neutronowych, ponieważ wyniosła aż a składniki miały masy w zakresie od 1,5 do

Przed odkryciem GW190425 LIGO i Virgo obserwowały wiele sygnałów emitowanych przez układy podwójne czarnych dziur (o masach między 6 a ), i jeden wywołany zderzeniem się gwiazd neutronowych (wspomniany wcześniej GW178017). Za typową masę gwiazdy neutronowej przez wiele lat uważano dzięki pomiarom mas w relatywistycznych układach podwójnych z pulsarem radiowym, np. w układzie podwójnym Hulse'a-Taylora. Gwiazdy neutronowe mogą mieć jednak bardzo różne masy, od około 1,17 do Wartości mas (a zwłaszcza maksymalna możliwa wartość masy) są istotne, ponieważ gwiazdy neutronowe są obiektami zbudowanymi z materii dużo gęstszej od materii jądrowej: masa kilku słońc jest zamknięta w przestrzeni o promieniu "zaledwie" . Odkrycie, z czego się składają, jest jednym z najgorętszych problemów współczesnej astrofizyki.

Fale grawitacyjne oferują nowe metody badania wnętrz gwiazd. W czasie ostatnich kilku obrotów układu podwójnego gwiazdy są tak blisko siebie, że istotne staje się uwzględnienie ich rozciągłej i materialnej struktury (założenie, że są masami punktowymi staje się niewystarczające). Wpływa to na charakter modelowanej fali grawitacyjnej. Efekt zależy od wartości mas składników i - co bardzo ważne - od równania stanu gęstej materii gwiazd neutronowych. Układ będący źródłem GW190425 był znacząco cięższy od GW170817 i zapewne z tego powodu nie udało się, w sposób statystycznie wiarygodny, stwierdzić obecności efektów pływowych (wzajemnej deformacji pływowej składników). Jest to związane z faktem, że im cięższa gwiazda neutronowa, tym bardziej jest zwarta i bardziej ściśnięta przez ekstremalną grawitację, a przez to mniej podatna na odkształcenie (ale oczywiście zależy to też od konkretnego, realizowanego w Naturze, nieznanego obecnie równania stanu). Sytuację dodatkowo komplikuje fakt, że nie zaobserwowaliśmy, jak w przypadku GW170817, emisji promieniowania elektromagnetycznego (w tym krótkiego błysku ), czyli nie mamy bezpośrednich dowodów na rozerwanie pływowe gwiazd i rozrzucenie radioaktywnej materii wokół miejsca zderzenia, co zdarzyło się podczas obserwacji GW170817. Niemniej jednak obserwacje takie jak GW190425 zapewniają inny niż dotychczas wgląd w bardzo gęstą materię, a także w możliwe scenariusze powstawania układów podwójnych gwiazd neutronowych.

Podstawowa hipoteza o GW190425 zakłada, że było to połączenie dwóch gwiazd neutronowych, jednej o "typowej" masie około a drugiej dużo masywniejszej, około Radioastronomowie zaobserwowali do tej pory w Galaktyce kilkanaście układów podwójnych z gwiazdami neutronowymi. Masy składników są mniej więcej podobne do tych zmierzonych w GW170817 (zakres mas od 1,17 do ), a masy całkowite układów znajdują się w przedziale od 2,5 do Układ GW190425 odstaje więc znacząco od populacji galaktycznej. Alternatywna, egzotyczniejsza, hipoteza jest natomiast taka, że sygnał został wyemitowany podczas zderzenia "zwykłej" gwiazdy neutronowej z lekką czarną dziurą. Jednak do tej pory nie ma mocnych dowodów obserwacyjnych na istnienie czarnych dziur o masach mniejszych od około

Można zatem przypuszczać, że GW190425 jest skutkiem połączenia się dwóch gwiazd neutronowych, ale jednocześnie bardzo ciekawe jest zrozumienie, jak układ ten mógł w ogóle powstać, czy jest wyjątkowy i czy sposób jego powstania różni się od historii innych układów podwójnych w Galaktyce.

Standardowym sposobem powstawania układów podwójnych gwiazd neutronowych jest izolowana ewolucja "w polu" układu podwójnego dwóch zwykłych, masywnych gwiazd. Układy te nie wchodzą w interakcje z innymi gwiazdami aż do końca życia, gdy oba składniki wybuchają kolejno jako supernowe, pozostawiając po sobie gwiazdy neutronowe. By doszło do emisji fal grawitacyjnych rejestrowanych przez LIGO i Virgo, układ podwójny musi przetrwać dwie eksplozje, a separacja między gwiazdami musi być odpowiednia, aby układ podwójny mógł zacieśnić orbitę w czasie życia Wszechświata. Jedną z hipotez tłumaczących niezwykle wysoką masę GW190425 i brak podobnych układów w Galaktyce jest to, że takie przypadki łatwo przeoczyć, ponieważ ich czas życia jest w skali astronomicznej niezwykle krótki. Gwiazdy znajdują się od razu na bardzo ciasnej orbicie, o okresie obrotu mniejszym niż godzina (dla porównania, najciaśniejszy układ galaktyczny ma okres orbitalny 2 godziny).

Niektórzy astronomowie spekulują, że układ powstał w wyniku oddziaływań dynamicznych w gęstych obszarach gwiazdowych, takich jak gromady kuliste. Częstsze niż "w polu galaktycznym" oddziaływania grawitacyjne między gwiazdami mogą bowiem prowadzić do powstania układu podwójnego. Wiadomo też, że niektóre masywne gwiazdy neutronowe znajdują się w takich gromadach. Problemem w tym wytłumaczeniu jest niewielka obserwowana liczba kandydatów na takie układy: w Galaktyce tylko 1 na 10 znanych układów podwójnych gwiazd neutronowych znajduje się w gromadach kulistych, nie jest więc łatwo wytłumaczyć teoretycznie szacowaną na podstawie tej jednej obserwacji GW190425 częstość występowania powstających w tym modelu układów.

W naszej Galaktyce bardzo rzadko dochodzi do zderzeń gwiazd neutronowych (mniej więcej raz na sto tysięcy lat). Detektory takie jak Advanced LIGO i Advanced Virgo są dostatecznie czułe, by rejestrować zjawiska w odległości setek milionów lat świetlnych, gdy zatem osiągną pełną czułość (w kampanii obserwacyjnej O4 i później), umożliwi to obserwacje sygnałów typu GW190425 i GW170817 co najmniej kilka razy w roku. Kto wie, co zarejestrujemy następnym razem?