ในดาราศาสตร์รังสีแกมมาการระเบิดรังสีแกมมา ( GRBs ) เป็นเหตุการณ์ที่มีพลังงานสูงมากที่เกิดขึ้นในกาแล็กซี ที่อยู่ห่างไกล ซึ่งแสดงถึงการระเบิดที่สว่างและทรงพลังที่สุดในจักรวาล^{[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]} การปล่อย คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่รุนแรงเหล่านี้เป็นรองเพียงบิ๊กแบงในฐานะปรากฏการณ์ที่มีพลังงานและความสว่างมากที่สุดเท่าที่รู้จัก^{[ 5 ] [ 6 ]}การระเบิดรังสีแกมมาสามารถกินเวลาตั้งแต่ไม่กี่มิลลิวินาทีไปจนถึงหลายชั่วโมง^{[ 7 ] [ 8 ]}หลังจากแสงวาบของรังสีแกมมา ครั้งแรก จะมีการปล่อยแสงเรืองรองที่มีอายุยาวนานกว่าออกมา โดยปกติจะ อยู่ในช่วงความยาวคลื่นที่ยาวกว่า เช่นรังสีเอ็กซ์รังสีอัลตราไวโอเลตแสงที่มองเห็นได้รังสีอินฟราเรดไมโครเวฟหรือคลื่นวิทยุ^{[ 9 ]}

เชื่อกันว่ารังสีเข้มข้นของ GRB ที่สังเกตได้ส่วนใหญ่ถูกปล่อยออกมาในช่วงซูเปอร์โนวาหรือซูเปอร์โนวาสว่าง มาก เนื่องจาก ดาวฤกษ์มวลมากยุบตัวลงเพื่อก่อตัวเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำเหตุการณ์ GRB ระยะสั้น (sGRB) เป็นประเภทย่อยของสัญญาณ GRB ที่ทราบกันในปัจจุบันว่ามีต้นกำเนิดมาจากการรวมตัวกันอย่างรุนแรงของดาวนิวตรอนคู่^{[ 10 ]}

แหล่งกำเนิดของ GRB ส่วนใหญ่อยู่ห่างจากโลก หลายพันล้าน ปีแสงซึ่งหมายความว่าการระเบิดนั้นมีพลังงานสูงมาก (การระเบิดทั่วไปปล่อยพลังงานออกมาในเวลาเพียงไม่กี่วินาทีเท่ากับพลังงานที่ดวงอาทิตย์ปล่อยออกมาตลอดอายุขัย 10,000 ปี) ^{[ 11 ]}และเกิดขึ้นได้ยากมาก (เกิดขึ้นเพียงไม่กี่ครั้งต่อกาแล็กซีต่อล้านปี) ^{[ 12 ]} GRB ทั้งหมดในประวัติศาสตร์ที่บันทึกไว้มีต้นกำเนิดมาจากนอกกาแล็กซีทางช้างเผือกแม้ว่าปรากฏการณ์ที่เกี่ยวข้องอีกประเภทหนึ่งคือsoft gamma repeatersจะเกี่ยวข้องกับแมกนีตาร์ภายในกาแล็กซีของเราก็ตาม การระเบิดรังสีแกมมาในกาแล็กซีทางช้างเผือกที่พุ่งตรงมายังโลกอาจทำให้โลกเป็นหมันหรือทำให้เกิดการสูญพันธุ์ครั้งใหญ่ [ 13 ] นักวิจัยบางคนตั้งสมมติฐานว่าการสูญพันธุ์ครั้งใหญ่ในช่วงปลายยุคออร์โดวิเชียนเกิดขึ้น^{จากผลของ}การระเบิดรังสีแกมมาดังกล่าว^{[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]}

สัญญาณ GRB ถูกตรวจพบครั้งแรกในปี 1967 โดยดาวเทียม Velaซึ่งได้รับการออกแบบมาเพื่อตรวจจับการทดสอบอาวุธนิวเคลียร์ลับหลังจากช่วงเวลาการวิเคราะห์ที่ "ละเอียดถี่ถ้วน" ^{[ 17 ] : 979} งานวิจัยนี้ได้รับการตีพิมพ์เผยแพร่ในปี 1973 ^{[ 18 ]}หลังจากการค้นพบนี้ มีแบบจำลองทางทฤษฎีหลายร้อยแบบถูกเสนอขึ้นเพื่ออธิบายการระเบิดเหล่านี้ เช่น การชนกันระหว่างดาวหางและดาวนิวตรอน [ ^{19 ] มี}ข้อมูลเพียงเล็กน้อยที่จะใช้ตรวจสอบแบบจำลองเหล่านี้ จนกระทั่งการตรวจพบรังสีเอกซ์และแสงเรืองรองแรกในปี 1997 และการวัดค่าเรดชิฟ ต์โดยตรง โดยใช้สเปก โทรสโกปีแบบออปติคอล ทำให้ทราบระยะทางและพลังงานที่ปล่อยออกมา การค้นพบเหล่านี้—และการศึกษาเพิ่มเติมเกี่ยวกับกาแล็กซีและซูเปอร์โนวาที่เกี่ยวข้องกับการระเบิด—ทำให้ทราบระยะทางและความสว่างของ GRB อย่างชัดเจน โดยระบุตำแหน่งของ GRB ในกาแล็กซีที่อยู่ห่างไกล

การระเบิดของรังสีแกมมาถูกสังเกตครั้งแรกในช่วงปลายทศวรรษ 1960 โดย ดาวเทียม Vela ของสหรัฐฯ ซึ่งสร้างขึ้นเพื่อตรวจจับพัลส์รังสีแกมมาที่ปล่อยออกมาจากอาวุธนิวเคลียร์ที่ทดสอบในอวกาศสหรัฐฯสงสัยว่าสหภาพโซเวียตอาจพยายามทำการทดสอบนิวเคลียร์ลับหลังจากลงนามในสนธิสัญญาห้ามทดสอบนิวเคลียร์ในปี 1963 ^{[ 20 ]}ในวันที่ 2 กรกฎาคม 1967 เวลา 14:19 UTCดาวเทียม Vela 4 และ Vela 3 ตรวจพบแสงวาบของรังสีแกมมาที่ไม่เหมือนกับสัญญาณอาวุธนิวเคลียร์ที่รู้จัก^{[ 21 ]} ทีมงานที่ ห้องปฏิบัติการแห่งชาติ ลอสอะลาโมส นำโดยRay Klebesadelไม่แน่ใจว่าเกิดอะไรขึ้น แต่ไม่ได้พิจารณาว่าเรื่องนี้เร่งด่วนเป็นพิเศษจึงเก็บข้อมูลไว้เพื่อทำการตรวจสอบ เมื่อมีการปล่อยดาวเทียม Vela เพิ่มเติมพร้อมเครื่องมือที่ดีกว่า ทีมงานลอสอะลาโมสก็ยังคงพบการระเบิดของรังสีแกมมาที่ไม่สามารถอธิบายได้ในข้อมูลของพวกเขา โดยการวิเคราะห์เวลาการมาถึงที่แตกต่างกันของการระเบิดที่ตรวจพบโดยดาวเทียมต่าง ๆ ทีมงานสามารถกำหนดประมาณการคร่าว ๆ สำหรับตำแหน่งบนท้องฟ้าของการระเบิด 16 ครั้ง^{[ 21 ] [ 22 ]}และตัดความเป็นไปได้ที่มาจากโลกหรือดวงอาทิตย์ออกไปได้อย่างแน่นอน ตรงกันข้ามกับความเชื่อที่แพร่หลาย ข้อมูลนี้ไม่เคยถูกจัดประเภท^{[ 17 ]}หลังจากการวิเคราะห์อย่างละเอียดถี่ถ้วน ผลการค้นพบได้รับการตีพิมพ์ในปี 1973 ในรูปแบบ บทความในวารสาร Astrophysical Journalในชื่อ "การสังเกตการณ์การระเบิดรังสีแกมมาที่มีต้นกำเนิดจากจักรวาล" ^{[ 18 ]}

สมมติฐานแรกเริ่มส่วนใหญ่เกี่ยวกับการระเบิดรังสีแกมมานั้นตั้งสมมติฐานว่าแหล่งกำเนิดอยู่ใกล้เคียงภายในกาแล็กซีทางช้างเผือกตั้งแต่ปี 1991 หอดูดาวรังสีแกมมาคอมป์ตัน (CGRO) และเครื่องมือ Burst and Transient Source Explorer ( BATSE ) ซึ่งเป็นเครื่องตรวจจับรังสีแกมมาที่มีความไวสูงมาก ได้ให้ข้อมูลที่แสดงให้เห็นว่าการกระจายตัวของ GRB นั้นเป็นแบบไอโซโทรปิก (นั่นคือ ไม่เอนเอียงไปทางทิศทางใดทิศทางหนึ่งในอวกาศ) ^{[ 23 ]}หากแหล่งกำเนิดมาจากภายในกาแล็กซีของเราเอง แหล่งกำเนิดเหล่านั้นจะกระจุกตัวอย่างมากในหรือใกล้ระนาบกาแล็กซี การไม่มีรูปแบบดังกล่าวในกรณีของ GRB เป็นหลักฐานที่ชัดเจนว่าการระเบิดรังสีแกมมาต้องมาจากนอกกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 24 ] [ 25 ] [ 26 ] [ 27 ]}อย่างไรก็ตาม แบบจำลองกาแล็กซีทางช้างเผือกบางแบบยังคงสอดคล้องกับการกระจายตัวแบบไอโซโทรปิก^{[ 24 ] [ 28 ]}

เป็นเวลาหลายทศวรรษหลังจากการค้นพบ GRB นักดาราศาสตร์ได้ค้นหาคู่เทียบที่ความยาวคลื่นอื่น ๆ กล่าวคือ วัตถุทางดาราศาสตร์ใด ๆ ที่มีตำแหน่งตรงกับการระเบิดที่สังเกตได้เมื่อเร็ว ๆ นี้ นักดาราศาสตร์พิจารณาวัตถุหลายประเภทที่แตกต่างกัน รวมถึงดาวแคระขาวพัลซาร์ซูเปอร์โนวากระจุกดาวทรงกลมควอซาร์กาแล็กซีเซย์เฟิร์ตและวัตถุBL Lac ^{[ 29 ]}การค้นหาดังกล่าวทั้งหมดไม่ประสบความสำเร็จ^{[ nb 1 ]}และในบางกรณี การระเบิดที่ระบุตำแหน่งได้ดีเป็นพิเศษ (ซึ่งตำแหน่งถูกกำหนดด้วยความแม่นยำสูงในขณะนั้น) สามารถแสดงให้เห็นได้อย่างชัดเจนว่าไม่มีวัตถุสว่างใด ๆ ที่สอดคล้องกับตำแหน่งที่ได้มาจากดาวเทียมตรวจจับ สิ่งนี้ชี้ให้เห็นถึงต้นกำเนิดของดาวฤกษ์ที่จางมากหรือกาแล็กซีที่อยู่ไกลมาก^{[ 30 ] [ 31 ]}แม้แต่ตำแหน่งที่แม่นยำที่สุดก็ยังมีดาวและกาแล็กซีที่จางๆ จำนวนมาก และเป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไปว่าการแก้ปัญหาขั้นสุดท้ายเกี่ยวกับต้นกำเนิดของการระเบิดรังสีแกมมาในอวกาศจะต้องใช้ดาวเทียมใหม่และการสื่อสารที่รวดเร็วยิ่งขึ้น^{[ 32 ]}

แบบจำลองหลายแบบสำหรับต้นกำเนิดของการระเบิดรังสีแกมมาตั้งสมมติฐานว่าการระเบิดรังสีแกมมาครั้งแรกควรตามมาด้วยแสงเรืองรอง : การปล่อยแสงที่ค่อยๆ จางลงที่ความยาวคลื่นที่ยาวขึ้นซึ่งเกิดจากการชนกันระหว่างมวลที่ถูก พุ่งออกมา จากการ ระเบิด และก๊าซระหว่างดาว^{[ 33 ]}การค้นหาแสงเรืองรองในระยะแรกไม่ประสบความสำเร็จ ส่วนใหญ่เป็นเพราะเป็นการยากที่จะสังเกตตำแหน่งของการระเบิดที่ความยาวคลื่นที่ยาวขึ้นทันทีหลังจากการระเบิดครั้งแรก ความก้าวหน้าเกิดขึ้นในเดือนกุมภาพันธ์ พ.ศ. 2540 เมื่อดาวเทียมBeppoSAXตรวจพบการระเบิดรังสีแกมมา ( GRB 970228 ^{[ nb 2 ]} ) และเมื่อกล้องเอ็กซ์เรย์หันไปทางทิศทางที่การระเบิดเกิดขึ้น ก็ตรวจพบการปล่อยรังสีเอ็กซ์ที่จางลงกล้องโทรทรรศน์ William Herschelระบุคู่แสงที่จางลง 20 ชั่วโมงหลังจากการระเบิด^{[ 34 ]}เมื่อ GRB จางลง การถ่ายภาพเชิงลึกสามารถระบุตำแหน่งของกาแล็กซีเจ้าบ้านที่จางและอยู่ไกลออกไป ณ ตำแหน่งของ GRB ตามที่ระบุโดยแสงเรืองรองทางแสง^{[ 35 ] [ 36 ]}

เนื่องจากความสว่างที่ริบหรี่มากของกาแล็กซีนี้ ระยะทางที่แน่นอนจึงไม่ได้ถูกวัดเป็นเวลาหลายปี หลังจากนั้นไม่นาน ความก้าวหน้าครั้งสำคัญอีกครั้งก็เกิดขึ้นกับเหตุการณ์ถัดไปที่ BeppoSAX บันทึกไว้ คือGRB 970508เหตุการณ์นี้ถูกระบุตำแหน่งภายในสี่ชั่วโมงหลังจากที่ค้นพบ ทำให้ทีมวิจัยสามารถเริ่มสังเกตการณ์ได้เร็วกว่าการระเบิดครั้งก่อนๆสเปกตรัมของวัตถุเผยให้เห็นค่าเรดชิฟต์ที่z  = 0.835 ซึ่งวางตำแหน่งการระเบิดไว้ที่ระยะทางประมาณ 6 พันล้าน  ปีแสงจากโลก^{[ 37 ]}นี่เป็นการกำหนดระยะทางที่แม่นยำครั้งแรกของ GRB และเมื่อรวมกับการค้นพบกาแล็กซีเจ้าบ้านของ 970228 พิสูจน์ได้ว่า GRB เกิดขึ้นในกาแล็กซีที่อยู่ไกลมาก^{[ 35 ] [ 38 ]}ภายในไม่กี่เดือน ข้อโต้แย้งเกี่ยวกับมาตราส่วนระยะทางก็สิ้นสุดลง: GRB เป็นเหตุการณ์นอกกาแล็กซีที่กำเนิดขึ้นภายในกาแล็กซีที่ริบหรี่ในระยะทางมหาศาล ในปีต่อมาGRB 980425ตามมาด้วยซูเปอร์โนวาที่สว่างมาก ( SN 1998bw ) ภายในหนึ่งวัน โดยมีตำแหน่งที่ตรงกัน ซึ่งบ่งชี้ถึงความเชื่อมโยงที่ชัดเจนระหว่าง GRB และการตายของดาวฤกษ์มวลมาก การระเบิดครั้งนี้เป็นเบาะแสสำคัญประการแรกเกี่ยวกับธรรมชาติของระบบที่สร้าง GRB ^{[ 39 ]}

BeppoSAX ทำงานได้จนถึงปี 2002 และCGRO (พร้อม BATSE) ถูกปลดระวางในปี 2000 อย่างไรก็ตาม การปฏิวัติในการศึกษาการระเบิดรังสีแกมมาได้กระตุ้นให้เกิดการพัฒนาเครื่องมือเพิ่มเติมจำนวนมากที่ออกแบบมาโดยเฉพาะเพื่อสำรวจธรรมชาติของ GRB โดยเฉพาะอย่างยิ่งในช่วงเวลาแรกๆ หลังจากการระเบิด ภารกิจแรกดังกล่าวคือHETE-2 [ ^{40 ] ซึ่ง}ถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 2000 และทำงานได้จนถึงปี 2006 ซึ่งนำไปสู่การค้นพบที่สำคัญส่วนใหญ่ในช่วงเวลานี้ หนึ่งในภารกิจอวกาศที่ประสบความสำเร็จมากที่สุดจนถึงปัจจุบันคือSwiftซึ่งถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 2004 และยังคงใช้งานได้จนถึงเดือนพฤษภาคม 2024 ^{[ 41 ] [ 42 ]} Swift ติดตั้งเครื่องตรวจจับรังสีแกมมาที่มีความไวสูงมาก รวมถึงกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์และกล้องโทรทรรศน์แสงบนยาน ซึ่งสามารถหมุน ได้อย่างรวดเร็วและอัตโนมัติ เพื่อสังเกตการปล่อยแสงหลังการระเบิด เมื่อไม่นานมานี้ ภารกิจ เฟอร์มิได้ถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศพร้อมกับเครื่องตรวจวัดการระเบิดรังสีแกมมา ซึ่งตรวจจับการระเบิดได้หลายร้อยครั้งต่อปี โดยบางครั้งมีความสว่างมากพอที่จะสังเกตได้ที่พลังงานสูงมากด้วยกล้องโทรทรรศน์พื้นที่ขนาดใหญ่ ของเฟอร์มิ ในขณะเดียวกัน บนพื้นดิน กล้องโทรทรรศน์แบบออปติคอลจำนวนมากได้รับการสร้างหรือดัดแปลงเพื่อรวมซอฟต์แวร์ควบคุมหุ่นยนต์ที่ตอบสนองต่อสัญญาณที่ส่งผ่านเครือข่ายพิกัดการระเบิดรังสี แกมมาได้ทันที ซึ่งช่วยให้กล้องโทรทรรศน์สามารถชี้ไปยัง GRB ได้อย่างรวดเร็ว บ่อยครั้งภายในไม่กี่วินาทีหลังจากได้รับสัญญาณ และในขณะที่การปล่อยรังสีแกมมายังคงดำเนินอยู่^{[ 43 ] [ 44 ]}

Space Variable Objects Monitorเป็น ดาวเทียม กล้องโทรทรรศน์รังสีเอ็กซ์ ขนาดเล็ก สำหรับศึกษาการระเบิดของดาวฤกษ์มวลมากโดยการวิเคราะห์การระเบิดรังสีแกมมาที่เกิดขึ้น ซึ่งพัฒนาโดยองค์การบริหารอวกาศแห่งชาติจีน (CNSA) สถาบันวิทยาศาสตร์แห่งประเทศจีน (CAS) และองค์การอวกาศฝรั่งเศส ( CNES ) ^{[ 45 ]}เปิดตัวเมื่อวันที่ 22 มิถุนายน 2024 (07:00:00 UTC)

องค์การอวกาศไต้หวันกำลังปล่อยดาวเทียมคิวบ์แซทชื่อThe Gamma-ray Transients Monitorเพื่อติดตาม GRB และปรากฏการณ์แกมมาเรย์ชั่วคราวที่มีความสว่างสูงอื่นๆ ที่มีพลังงานตั้งแต่ 50 keV ถึง 2 MeV ในไตรมาสที่ 4 ของปี 2026 ^{[ 46 ]}

การพัฒนาใหม่ๆ นับตั้งแต่ทศวรรษ 2000 รวมถึงการยอมรับการระเบิดรังสีแกมมาแบบสั้นเป็นประเภทแยกต่างหาก (น่าจะเกิดจากการรวมตัวของดาวนิวตรอนและไม่เกี่ยวข้องกับซูเปอร์โนวา) การค้นพบกิจกรรมการปะทุที่ยืดเยื้อและไม่แน่นอนที่ความยาวคลื่นรังสีเอ็กซ์ซึ่งกินเวลานานหลายนาทีหลังจาก GRB ส่วนใหญ่ และการค้นพบแหล่งกำเนิดที่สว่างที่สุด( GRB 080319B )และแหล่งกำเนิดที่อยู่ไกลที่สุด( GRB 090423 )ในจักรวาล^{[ 47 ] [ 48 ]}ก่อนที่จะมีการค้นพบมากมายจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์แหล่งกำเนิดที่คาดการณ์ของGRB 090429Bเป็นวัตถุที่รู้จักที่อยู่ไกลที่สุดในจักรวาล

ในเดือนตุลาคม 2018 นักดาราศาสตร์รายงานว่าGRB 150101B (ตรวจพบในปี 2015) และGW170817ซึ่งเป็น เหตุการณ์ คลื่นความโน้มถ่วงที่ตรวจพบในปี 2017 (ซึ่งเกี่ยวข้องกับGRB 170817Aซึ่งเป็นการระเบิดที่ตรวจพบในอีก 1.7 วินาทีต่อมา) อาจเกิดจากกลไกเดียวกัน นั่นคือการรวมตัวกันของดาวนิวตรอน สองดวง ความคล้ายคลึงกันระหว่างเหตุการณ์ทั้งสองในแง่ของการ ปล่อย รังสีแกมมาแสงและรังสีเอ็กซ์รวมถึงลักษณะของกาแล็กซี เจ้าบ้านที่เกี่ยวข้อง ถือว่า "น่าทึ่ง" ซึ่งบ่งชี้ว่าเหตุการณ์แยกกันทั้งสองอาจเป็นผลมาจากการรวมตัวกันของดาวนิวตรอน และทั้งสองอาจเป็นคิโลโนวาซึ่งอาจเกิดขึ้นได้บ่อยในจักรวาลมากกว่าที่เคยเข้าใจมาก่อน ตามที่นักวิจัยกล่าว^{[ 49 ] [ 50 ] [ 51 ] [ 52 ]}

พลังงานแสงสูงสุดที่สังเกตได้จากการระเบิดรังสีแกมมาคือ 1 เทราอิเล็กตรอนโวลต์จากGRB 190114Cในปี 2019 ^{[ 53 ]} แม้ว่าจะมีขนาดใหญ่มากสำหรับเหตุการณ์ที่อยู่ไกลเช่นนี้ แต่พลังงานนี้ก็ต่ำกว่าพลังงานแสงสูงสุดที่สังเกตได้จากแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาที่อยู่ใกล้กว่าภายในกาแล็กซี ทางช้างเผือกของเราประมาณ 3 อันดับเช่น เหตุการณ์ในปี 2021 ที่มีพลังงาน 1.4 เพตาอิเล็กตรอนโวลต์^{[ 54 ]}

เส้นโค้งแสงของการระเบิดรังสีแกมมามีความหลากหลายและซับซ้อนอย่างมาก^{[ 55 ]}เส้นโค้งแสงของการระเบิดรังสีแกมมาแต่ละครั้งจะไม่เหมือนกัน^{[ 56 ]}โดยพบความแปรผันอย่างมากในเกือบทุกคุณสมบัติ: ระยะเวลาของการปล่อยรังสีที่สังเกตได้อาจแตกต่างกันไปตั้งแต่ไม่กี่มิลลิวินาทีจนถึงหลายสิบนาที อาจมีจุดสูงสุดเพียงจุดเดียวหรือหลายพัลส์ย่อย และจุดสูงสุดแต่ละจุดอาจสมมาตรหรือสว่างขึ้นอย่างรวดเร็วและจางลงอย่างช้าๆ การระเบิดบางครั้งเกิดขึ้นหลังจากเหตุการณ์ " นำร่อง " ซึ่งเป็นการระเบิดที่อ่อนแอ จากนั้นจึงตามมาด้วยเหตุการณ์การระเบิด "จริง" ที่รุนแรงกว่ามาก (หลังจากไม่มีการปล่อยรังสีเป็นเวลาหลายวินาทีถึงหลายนาที) ^{[ 57 ]}เส้นโค้งแสงของเหตุการณ์บางอย่างมีลักษณะที่วุ่นวายและซับซ้อนอย่างมากโดยแทบไม่มีรูปแบบที่สามารถแยกแยะได้^{[ 32 ]}

แม้ว่าเส้นโค้งแสงบางส่วนจะสามารถจำลองได้คร่าวๆ โดยใช้แบบจำลองที่เรียบง่ายบางอย่าง^{[ 58 ]}แต่ก็ยังมีความคืบหน้าเพียงเล็กน้อยในการทำความเข้าใจความหลากหลายทั้งหมดที่สังเกตได้ มีการเสนอแผนการจำแนกประเภทมากมาย แต่แผนเหล่านี้มักขึ้นอยู่กับความแตกต่างในลักษณะของเส้นโค้งแสงเท่านั้น และอาจไม่ได้สะท้อนถึงความแตกต่างทางกายภาพที่แท้จริงในต้นกำเนิดของการระเบิดเสมอไป อย่างไรก็ตาม แผนภาพการกระจายของระยะเวลาที่สังเกตได้^{[ nb 3 ]}สำหรับการระเบิดรังสีแกมมาจำนวนมากแสดงให้เห็นถึงความเป็น สองยอดที่ชัดเจน ซึ่งบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของประชากรสองกลุ่มที่แยกจากกัน ได้แก่ ประชากร "สั้น" ที่มีระยะเวลาเฉลี่ยประมาณ 0.3 วินาที และประชากร "ยาว" ที่มีระยะเวลาเฉลี่ยประมาณ 30 วินาที^{[ 8 ]}การกระจายทั้งสองนั้นกว้างมากและมีบริเวณที่ทับซ้อนกันอย่างมีนัยสำคัญ ซึ่งไม่สามารถระบุตัวตนของเหตุการณ์ที่กำหนดได้จากระยะเวลาเพียงอย่างเดียว มีการเสนอคลาสเพิ่มเติมที่นอกเหนือจากระบบสองระดับนี้ทั้งจากพื้นฐานการสังเกตและทฤษฎี^{[ 59 ] [ 60 ] [ 61 ] [ 62 ]}

เหตุการณ์ที่มีระยะเวลาน้อยกว่าประมาณสองวินาทีจัดเป็นการระเบิดรังสีแกมมาแบบสั้น (sGRB) ซึ่งคิดเป็นประมาณ 30% ของการระเบิดรังสีแกมมาทั้งหมด แต่จนถึงปี 2548 ยังไม่มีการตรวจจับแสงเรืองรองหลังการระเบิดจากเหตุการณ์สั้นๆ ใดๆ ได้สำเร็จ และไม่ค่อยมีใครรู้เกี่ยวกับที่มาของเหตุการณ์เหล่านี้^{[ 67 ]}หลังจากนั้น มีการตรวจพบและระบุตำแหน่งแสงเรืองรองหลังการระเบิดรังสีแกมมาแบบสั้นหลายสิบครั้ง ซึ่งหลายครั้งเกี่ยวข้องกับบริเวณที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์น้อยหรือไม่มีเลย เช่น กาแล็กซีรูปวงรีขนาดใหญ่[ 68 ^{] [ 69 ] [ 70 ]ซึ่งตัด}ความเป็นไปได้ที่จะเชื่อมโยงกับดาวฤกษ์มวลมากออกไป และยืนยันว่าเหตุการณ์สั้นๆ นั้นแตกต่างทางกายภาพจากเหตุการณ์ยาว นอกจากนี้ยังไม่มีความเกี่ยวข้องกับซูเปอร์โนวา^{[ 71 ]}

ดังนั้นธรรมชาติที่แท้จริงของวัตถุเหล่านี้จึงไม่เป็นที่รู้จักในตอนแรก แต่สมมติฐานหลักคือพวกมันมีต้นกำเนิดมาจาก^การรวมตัวกันของดาวนิวตรอนคู่หรือดาวนิวตรอนกับหลุมดำการรวมตัวดังกล่าวถูกตั้งสมมติฐานว่าจะก่อให้เกิดคิโลโนวา [ ^{72 ]}และมีรายงานหลักฐานเกี่ยวกับคิโลโนวาที่เกี่ยวข้องกับ GRB สั้น 130603B ในปี 2013 ^{[ 73 ] [ 74 ]}ระยะเวลาเฉลี่ยของเหตุการณ์ sGRB ประมาณ 200 มิลลิวินาทีบ่งชี้ (เนื่องจากความเป็นเหตุเป็นผล ) ว่าแหล่งกำเนิดจะต้องมีเส้นผ่านศูนย์กลางทางกายภาพที่เล็กมากในแง่ของดาวฤกษ์: น้อยกว่า 0.2 วินาทีแสง (60,000 กม. หรือ 37,000 ไมล์) ซึ่งประมาณสี่เท่าของเส้นผ่านศูนย์กลางของโลก การสังเกตแสงวาบของรังสีเอ็กซ์เป็นเวลาหลายนาทีถึงหลายชั่วโมงหลังจาก sGRB ถือว่าสอดคล้องกับอนุภาคขนาดเล็กของวัตถุตั้งต้น เช่น ดาวนิวตรอน ที่ถูกกลืนเข้าไปในหลุมดำในเวลาไม่ถึงสองวินาที ตามด้วยเหตุการณ์พลังงานต่ำเป็นเวลาหลายชั่วโมง เนื่องจากเศษชิ้นส่วนของวัสดุดาวนิวตรอนที่ถูกทำลายจากแรงโน้มถ่วงจะยังคงอยู่ในวงโคจร และหมุนวนเข้าไปในหลุมดำในช่วงเวลาที่ยาวนานขึ้น^{[ 67 ]}

ที่มาของการระเบิดรังสีแกมมาแบบสั้นในคิโลโนวาได้รับการยืนยันอย่างแน่ชัดในปี 2017 เมื่อGRB 170817A แบบสั้น เกิดขึ้นพร้อมกับการตรวจพบคลื่นความโน้มถ่วงGW170817ซึ่งเป็นสัญญาณจากการรวมตัวของดาวนิวตรอนสองดวง^{[ 10 ]}

สัญญาณรังสีแกมมาที่มีระยะเวลาสั้นซึ่งไม่เกี่ยวข้องกับต้นกำเนิดหายนะเหล่านี้ ยังเกิดขึ้นจากเปลวสุริยะขนาดใหญ่จากแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาอ่อนในกาแล็กซีของเราเองหรือกาแล็กซีใกล้เคียงอีก ด้วย ^{[ 75 ] [ 76 ]}

เหตุการณ์ที่สังเกตได้ส่วนใหญ่ (70%) มีระยะเวลานานกว่าสองวินาทีและจัดอยู่ในประเภทการระเบิดรังสีแกมมาแบบยาว เนื่องจากเหตุการณ์เหล่านี้ประกอบขึ้นเป็นประชากรส่วนใหญ่และเนื่องจากมีแนวโน้มที่จะมีแสงเรืองรองที่สว่างที่สุด จึงได้รับการสังเกตในรายละเอียดที่มากกว่าการระเบิดแบบสั้นเกือบทุกการระเบิดรังสีแกมมาแบบยาวที่ได้รับการศึกษาอย่างดีนั้นเชื่อมโยงกับกาแล็กซีที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์อย่างรวดเร็ว และในหลายกรณีก็เชื่อมโยงกับซูเปอร์โนวาแบบยุบตัวของ แกนกลาง ด้วย ซึ่งเชื่อมโยงการระเบิดรังสีแกมมาแบบยาวกับการตายของดาวฤกษ์มวลมากอย่างชัดเจน^{[ 71 ] [ 77 ]}การสังเกตแสงเรืองรองของการระเบิดรังสีแกมมาแบบยาวที่เรดชิฟต์สูงยังสอดคล้องกับการที่การระเบิดรังสีแกมมาเกิดขึ้นในบริเวณที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์^{[ 78 ]}

ในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2565 นักดาราศาสตร์รายงานการสังเกตการณ์ GRB 211211A เป็นเวลา 51 วินาที ซึ่งเป็นหลักฐานแรกของ GRB ที่ยาวนานซึ่งอาจเกี่ยวข้องกับการรวมตัวของ "วัตถุไบนารีขนาดกะทัดรัด" เช่นดาวนิวตรอนหรือ ดาว แคระขาว^{[ 79 ] [ 80 ] [ 81 ]}หลังจากนั้น GRB 191019A (พ.ศ. 2562, 64 วินาที) ^{[ 82 ]}และGRB 230307A (พ.ศ. 2566, 35 วินาที) ^{[ 83 ] [ 84 ]}ได้ถูกนำมากล่าวอ้างว่าเป็น GRB ที่ยาวนานประเภทใหม่ ซึ่งอาจมีต้นกำเนิดมาจากเหตุการณ์ต้นกำเนิดประเภทนี้^{[ 85 ]}

ulGRB ถูกกำหนดให้เป็น GRB ที่มีระยะเวลานานกว่า 10,000 วินาที ครอบคลุมช่วงบนสุดจนถึงขีดจำกัดของการกระจายระยะเวลาของ GRB มีการเสนอให้จัดเป็นคลาสแยกต่างหาก ซึ่งเกิดจากการยุบตัวของดาวฤกษ์ยักษ์สีน้ำเงิน [ ^{86 ]}เหตุการณ์การแตกตัวจากแรงโน้มถ่วง^{[ 87 ] [ 88 ]} หรือ แมกเนตาร์ที่เพิ่งเกิดใหม่^{[ 87 ] [ 89 ] จนถึงปัจจุบัน มีการระบุเพียงจำนวนเล็กน้อย เท่านั้น}โดยลักษณะสำคัญของพวกมันคือระยะเวลาการปล่อยรังสีแกมมา เหตุการณ์อัลตร้าลองที่ได้รับการศึกษามากที่สุด ได้แก่GRB 101225AและGRB 111209A ^{[ 88 ] [ 90 ] [ 91 ]}อัตราการตรวจจับที่ต่ำอาจเป็นผลมาจากความไวต่ำของเครื่องตรวจจับในปัจจุบันต่อเหตุการณ์ที่มีระยะเวลานาน มากกว่าที่จะสะท้อนถึงความถี่ที่แท้จริงของพวกมัน^{[ 88 ]} ในทางกลับกัน การศึกษาในปี 2013 ^{[ 92 ]}แสดงให้เห็นว่าหลักฐานที่มีอยู่สำหรับประชากร GRB ที่ยาวเป็นพิเศษแยกต่างหากที่มีต้นกำเนิดประเภทใหม่นั้นยังไม่ชัดเจน และจำเป็นต้องมีการสังเกตหลายความยาวคลื่นเพิ่มเติมเพื่อให้ได้ข้อสรุปที่ชัดเจนยิ่งขึ้น

การระเบิดรังสีแกมมานั้นสว่างมากเมื่อสังเกตจากโลก แม้ว่าโดยทั่วไปแล้วระยะทางจะมหาศาลก็ตาม การระเบิดรังสีแกมมาแบบยาวโดยเฉลี่ยจะมีฟ ลักซ์ โบโลเมตริกที่เทียบได้กับดาวฤกษ์ที่สว่างในกาแล็กซีของเรา แม้ว่าจะอยู่ห่างออกไปหลายพันล้านปีแสง (เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ที่มองเห็นได้ส่วนใหญ่ซึ่งอยู่ห่างออกไปเพียงไม่กี่สิบปีแสง) พลังงานส่วนใหญ่นี้ถูกปล่อยออกมาในรูปของรังสีแกมมา แม้ว่าการระเบิดรังสีแกมมาบางครั้งจะมีคู่แสงที่สว่างมากเช่นกันตัวอย่างเช่นGRB 080319B มีคู่แสงที่สว่างที่สุดที่ มองเห็นได้ที่ความสว่าง 5.8 ^{[ 93 ]}ซึ่งเทียบได้กับดาวฤกษ์ที่สลัวที่สุดที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า แม้ว่าระยะทางของการระเบิดจะอยู่ที่ 7.5 พันล้านปีแสง การรวมกันของความสว่างและระยะทางนี้บ่งบอกถึงแหล่งกำเนิดพลังงานที่สูงมาก หากสมมติว่าการระเบิดรังสีแกมมาเป็นทรงกลม พลังงานที่ปล่อยออกมาจาก GRB 080319B จะอยู่ภายในปัจจัยสองเท่าของพลังงานมวลนิ่งของดวงอาทิตย์ (พลังงานที่จะถูกปล่อยออกมาหากดวงอาทิตย์ถูกเปลี่ยนเป็นรังสีทั้งหมด) ^{[ 47 ]}

เชื่อกันว่าการระเบิดรังสีแกมมาเป็นการระเบิดที่มีความเข้มข้นสูง โดยพลังงานจากการระเบิดส่วนใหญ่ถูกรวมไว้ในลำแสง แคบ ๆ^{[ 94 ] [ 95 ]}ลำแสงของการระเบิดรังสีแกมมานั้นมีความเร็วสูงมาก และเป็นลำแสงที่มีความเร็วสัมพัทธ์สูงที่สุดในจักรวาล^{[ 96 ] [ 97 ]}สสารในลำแสงของการระเบิดรังสีแกมมาอาจมี ความเร็ว เหนือแสงหรือเร็วกว่าความเร็วแสงในตัวกลางของลำแสง และยังมีผลกระทบของการย้อนกลับของเวลา อีกด้วย ^{[ 98 ] [ 99 ] [ 100 ]} ความกว้างเชิงมุมโดยประมาณของลำแสง (นั่นคือ ระดับการกระจายตัวของลำแสง) สามารถประมาณได้โดยตรงโดยการสังเกต "การแตกของลำแสง" ที่ไม่มีสีในเส้นโค้งแสงหลังการระเบิด : ช่วงเวลาหลังจากนั้นแสงหลังการระเบิดที่ค่อยๆ สลายตัวจะเริ่มจางหายไปอย่างรวดเร็วเมื่อลำแสงช้าลงและไม่สามารถแผ่รังสีได้อย่างมีประสิทธิภาพอีก ต่อไป ^{[ 101 ] [ 102 ]}การสังเกตชี้ให้เห็นถึงความแปรผันอย่างมีนัยสำคัญของมุมเจ็ตระหว่าง 2 ถึง 20 องศา^{[ 103 ]}

เนื่องจากพลังงานของรังสีแกมมาถูกโฟกัสอย่างเข้มข้น จึงคาดว่ารังสีแกมมาที่ปล่อยออกมาจากการระเบิดส่วนใหญ่จะพลาดโลกและไม่สามารถตรวจพบได้ เมื่อการระเบิดรังสีแกมมาพุ่งตรงมายังโลก การโฟกัสพลังงานไปตามลำแสงที่ค่อนข้างแคบทำให้การระเบิดปรากฏสว่างกว่าที่ควรจะเป็นหากพลังงานถูกปล่อยออกมาเป็นทรงกลม พลังงานทั้งหมดของการระเบิดรังสีแกมมาทั่วไปได้รับการประมาณไว้ที่ 3 × 10 ⁴⁴  J ซึ่งมากกว่าพลังงานทั้งหมด (10 ⁴⁴  J) ของซูเปอร์โนวา ธรรมดา (ประเภทIa , Ibc , II ) ^{[ 103 ]} และการระเบิดรังสีแกมมายังมี พลัง มากกว่า ซูเปอร์โนวาทั่วไปอีกด้วย^{[ 104 ]}มีการสังเกตพบซูเปอร์โนวาที่สว่างมากเกิดขึ้นพร้อมกับการระเบิดรังสีแกมมาที่อยู่ใกล้ที่สุดหลายครั้ง^{[ 39 ]}หลักฐานสนับสนุนเพิ่มเติมสำหรับการโฟกัสเอาต์พุตของ GRB มาจากการสังเกตความไม่สมมาตรที่รุนแรงในสเปกตรัมของซูเปอร์โนวาประเภท Ic ที่อยู่ใกล้เคียง ^{[ 105 ]}และจากการสังเกตการณ์ทางวิทยุที่ดำเนินการเป็นเวลานานหลังจากการระเบิดเมื่อเจ็ตของพวกมันไม่เป็นเชิงสัมพัทธภาพอีกต่อไป^{[ 106 ]}

การค้นพบGRB 190114Cชี้ให้เห็นว่าการสังเกตการณ์ก่อนหน้านี้อาจประเมินพลังงานทั้งหมดที่ปล่อยออกมาจาก GRB ต่ำเกินไป ^{[ 107 ]}การวัดแสดงให้เห็นว่าพลังงานที่ปล่อยออกมาในรังสีแกมมาพลังงานสูงมากอาจเทียบได้กับพลังงานรวมที่ปล่อยออกมาที่ความยาวคลื่นต่ำกว่าทั้งหมด^{[ 108 ]}

GRB ที่มีระยะเวลาสั้นดูเหมือนจะมาจากกลุ่มที่มีค่าเรดชิฟต์ต่ำกว่า (กล่าวคือระยะทางน้อยกว่า) และมีความสว่างน้อยกว่า GRB ที่มีระยะเวลานาน^{[ 109 ]}ระดับการแผ่รังสีใน GRB ที่มีระยะเวลาสั้นยังไม่ได้รับการวัดอย่างแม่นยำ แต่โดยทั่วไปแล้ว GRB เหล่านี้มีแนวโน้มที่จะแผ่รังสีน้อยกว่า GRB ที่มีระยะเวลานาน^{[ 110 ]}หรืออาจจะไม่แผ่รังสีเลยในบางกรณี^{[ 111 ]}

เนื่องจากระยะทางอันมหาศาลของแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาส่วนใหญ่จากโลก การระบุต้นกำเนิด ระบบที่สร้างการระเบิดเหล่านี้ จึงเป็นเรื่องท้าทาย การเชื่อมโยงของ GRB ที่มีระยะเวลานานบางส่วนกับซูเปอร์โนวา และข้อเท็จจริงที่ว่ากาแล็กซีเจ้าบ้านของพวกมันกำลังสร้างดาวฤกษ์อย่างรวดเร็ว เป็นหลักฐานที่แข็งแกร่งมากว่าการระเบิดรังสีแกมมาที่มีระยะเวลานานนั้นเกี่ยวข้องกับดาวฤกษ์มวลมาก กลไกที่ได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวางที่สุดสำหรับต้นกำเนิดของ GRB ที่มีระยะเวลานานคือแบบจำลองคอลแลปซาร์^{[ 112 ]}ซึ่งแกนกลางของดาวฤกษ์ มวลมาก มี โลหะ ต่ำ และหมุนเร็ว จะยุบตัวลงเป็น หลุมดำในขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการสสารใกล้แกนกลางของดาวฤกษ์จะตกลงสู่ศูนย์กลางและหมุนวนเป็นจานสะสมที่ มีความหนาแน่นสูง การตกของวัสดุนี้เข้าไปในหลุมดำจะผลักดัน เจ็ตสัมพัทธภาพคู่หนึ่งออกไปตามแกนการหมุน ซึ่งจะพุ่งชนผ่านเปลือกดาวฤกษ์และในที่สุดก็ทะลุผ่านพื้นผิวดาวฤกษ์และแผ่รังสีออกมาเป็นรังสีแกมมา แบบจำลองทางเลือกบางแบบแทนที่หลุมดำด้วยแมกเนตาร์ ที่เพิ่งก่อตัวขึ้นใหม่ ^{[ 113 ] [ 114 ]} แม้ว่าลักษณะอื่นๆ ส่วนใหญ่ของแบบจำลอง ( การยุบตัวของแกนกลางของดาวฤกษ์มวลมากและการก่อตัวของเจ็ตสัมพัทธภาพ) จะเหมือนกันก็ตาม

ดาวฤกษ์ที่ใกล้เคียงที่สุดในกาแล็กซีทางช้างเผือกที่ก่อให้เกิดการระเบิดรังสีแกมมาเป็นเวลานานน่าจะเป็นดาวฤกษ์ Wolf–Rayetซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิสูงและมวลมาก และได้สูญเสียชั้นไฮโดรเจนส่วนใหญ่หรือทั้งหมดไปแล้วEta Carinae , ApepและWR 104ได้รับการกล่าวถึงว่าเป็นดาวฤกษ์ที่อาจเป็นต้นกำเนิดของการระเบิดรังสีแกมมาในอนาคต^{[ 115 ]}ยังไม่ชัดเจนว่าดาวฤกษ์ใดในกาแล็กซีทางช้างเผือกมีลักษณะที่เหมาะสมที่จะก่อให้เกิดการระเบิดรังสีแกมมาหรือไม่^{[ 116 ]}

แบบจำลองดาวฤกษ์มวลมากอาจไม่สามารถอธิบายการระเบิดรังสีแกมมาได้ทุกประเภท มีหลักฐานที่แน่ชัดว่าการระเบิดรังสีแกมมาในช่วงเวลาสั้นๆ บางส่วนเกิดขึ้นในระบบที่ไม่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์และไม่มีดาวฤกษ์มวลมาก เช่น กาแล็กซีรูปวงรีและฮาโลของกาแล็กซี^{[ 109 ]}สมมติฐานที่ได้รับความนิยมสำหรับต้นกำเนิดของการระเบิดรังสีแกมมาในช่วงเวลาสั้นๆ ส่วนใหญ่คือการรวมตัวกันของระบบดาวคู่ที่ประกอบด้วยดาวนิวตรอนสองดวง ตามแบบจำลองนี้ ดาวทั้งสองดวงในระบบดาวคู่จะค่อยๆ เคลื่อนเข้าหากันเนื่องจากรังสีโน้มถ่วงปล่อยพลังงานออก มา ^{[ 117 ] [ 118 ]}จนกระทั่งแรงไทดัลฉีกดาวนิวตรอนออกจากกันอย่างฉับพลันและยุบตัวลงกลายเป็นหลุมดำเดียว การไหลเข้าของสสารเข้าไปในหลุมดำใหม่ทำให้เกิดจานสะสมมวลและปล่อยพลังงานออกมาอย่างฉับพลัน คล้ายกับแบบจำลองคอลแลปซาร์ นอกจากนี้ ยังมีการเสนอแบบจำลองอื่นๆ อีกมากมายเพื่ออธิบายการระเบิดรังสีแกมมาแบบสั้น รวมถึงการรวมตัวกันของดาวนิวตรอนและหลุมดำ การยุบตัวของดาวนิวตรอนที่เกิดจากการสะสมมวล หรือการระเหยของหลุมดำดั้งเดิม^{[ 119 ] [ 120 ] [ 121 ] [ 122 ]}

คำอธิบายทางเลือกที่เสนอโดยFriedwardt Winterbergคือ ในระหว่างการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงและเมื่อไปถึงขอบฟ้าเหตุการณ์ของหลุมดำ สสารทั้งหมดจะสลายตัวกลายเป็นรังสีแกมมา^{[ 123 ]}

เหตุการณ์ประเภท GRB นี้ถูกค้นพบครั้งแรกจากการตรวจจับSwift J1644+57 (เดิมจัดเป็น GRB 110328A) โดยภารกิจ Swift Gamma-Ray Burstเมื่อวันที่ 28 มีนาคม 2011 เหตุการณ์นี้มีระยะเวลาการปล่อยรังสีแกมมาประมาณ 2 วัน ซึ่งยาวนานกว่า GRB ที่ยาวมาก และถูกตรวจพบในหลายความถี่เป็นเวลาหลายเดือนและหลายปีหลังจากนั้น เหตุการณ์นี้เกิดขึ้นที่ใจกลางของกาแล็กซีรูปวงรีขนาดเล็กที่ระยะเรดชิฟต์ 3.8 พันล้านปีแสง เหตุการณ์นี้ได้รับการยอมรับว่าเป็นเหตุการณ์การรบกวนจากแรงโน้มถ่วง (TDE) ซึ่งดาวฤกษ์โคจรเข้าใกล้หลุมดำมวลมหาศาล มากเกินไป ทำให้ดาวฤกษ์นั้นถูกฉีกขาด ในกรณีของ Swift J1644+57 มีการปล่อย ลำแสงทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ที่เดินทางด้วยความเร็วเกือบเท่าความเร็วแสง และคงอยู่ประมาณ 1.5 ปีก่อนที่จะดับลง^{[ 124 ]}

นับตั้งแต่ปี 2011 มีการค้นพบ TDE ที่มีการพุ่งออกมาเพียง 4 ครั้ง โดย 3 ครั้งตรวจพบในรังสีแกมมา (รวมถึง Swift J1644+57) ^{[ 125 ]} คาดว่ามีเพียง 1% ของ TDE ทั้งหมดที่เป็นเหตุการณ์ที่มีการพุ่งออกมา^{[ 125 ]}

วิธีการที่การระเบิดรังสีแกมมาแปลงพลังงานเป็นรังสีนั้นยังคงเข้าใจได้ไม่ดีนัก และในปี 2010 ก็ยังไม่มีแบบจำลองที่เป็นที่ยอมรับโดยทั่วไปว่ากระบวนการนี้เกิดขึ้นได้อย่างไร^{[ 126 ]}แบบจำลองการปล่อยรังสี GRB ที่ประสบความสำเร็จใดๆ ก็ตามจะต้องอธิบายกระบวนการทางกายภาพสำหรับการสร้างการปล่อยรังสีแกมมาที่ตรงกับความหลากหลายของเส้นโค้งแสง สเปกตรัม และลักษณะอื่นๆ ที่สังเกตได้^{[ 127 ]}สิ่งที่ท้าทายอย่างยิ่งคือความจำเป็นในการอธิบายประสิทธิภาพที่สูงมากซึ่งอนุมานได้จากการระเบิดบางครั้ง: การระเบิดรังสีแกมมาบางครั้งอาจแปลงพลังงานจากการระเบิดได้มากถึงครึ่งหนึ่ง (หรือมากกว่านั้น) เป็นรังสีแกมมา^{[ 128 ]}การสังเกตการณ์ในช่วงแรกของคู่แสงที่สว่างของGRB 990123และGRB 080319Bซึ่งเส้นโค้งแสงของพวกมันเป็นการประมาณค่าสเปกตรัมแสงรังสีแกมมา^{[ 93 ] [ 129 ]}ชี้ให้เห็นว่าการกระเจิงแบบอินเวอร์สคอมป์ตันอาจเป็นกระบวนการที่เด่นในบางเหตุการณ์ ในแบบจำลองนี้ โฟตอนพลังงานต่ำที่มีอยู่ก่อนแล้วจะถูกกระเจิงโดยอิเล็กตรอนสัมพัทธภาพภายในการระเบิด ทำให้พลังงานของพวกมันเพิ่มขึ้นอย่างมากและเปลี่ยนเป็นรังสีแกมมา^{[ 130 ]}

ลักษณะของการปล่อยแสงเรืองรองที่มีความยาวคลื่นยาวกว่า (ตั้งแต่รังสีเอ็กซ์ไปจนถึงคลื่นวิทยุ ) ที่ตามมาหลังจากการระเบิดของรังสีแกมมานั้นเข้าใจได้ดีขึ้น พลังงานใดๆ ที่ปล่อยออกมาจากการระเบิดซึ่งไม่ได้แผ่รังสีออกไปในการระเบิดเองจะอยู่ในรูปของสสารหรือพลังงานที่เคลื่อนที่ออกไปด้านนอกด้วยความเร็วเกือบเท่าความเร็วแสง เมื่อสสารนี้ชนกับก๊าซระหว่างดาวฤกษ์ โดยรอบ มันจะสร้างคลื่นกระแทกสัมพัทธภาพ ที่แพร่กระจายไปข้างหน้าในอวกาศระหว่างดาวฤกษ์ คลื่นกระแทกลูกที่สอง หรือคลื่นกระแทกย้อนกลับ อาจแพร่กระจายกลับเข้าไปในสสารที่ถูกขับออกมา อิเล็กตรอนที่มีพลังงานสูงมากภายในคลื่นกระแทกจะถูกเร่งความเร็วโดยสนามแม่เหล็กเฉพาะที่ที่แข็งแกร่งและแผ่รังสีออกมาเป็นการ ปล่อยรังสีซิ นโครตรอนในสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า ส่วนใหญ่ ^{[ 131 ] [ 132 ]}แบบจำลองนี้โดยทั่วไปประสบความสำเร็จในการจำลองพฤติกรรมของแสงเรืองรองที่สังเกตได้หลายอย่างในช่วงเวลาต่อมา (โดยทั่วไปคือหลายชั่วโมงถึงหลายวันหลังจากการระเบิด) แม้ว่าจะมีปัญหาในการอธิบายคุณลักษณะทั้งหมดของแสงเรืองรองในช่วงเวลาสั้นๆ หลังจากการระเบิดของรังสีแกมมาเกิดขึ้น^{[ 133 ]}

การระเบิดรังสีแกมมาสามารถส่งผลเสียหรือทำลายล้างต่อสิ่งมีชีวิตได้ เมื่อพิจารณาจักรวาลโดยรวมแล้ว สภาพแวดล้อมที่ปลอดภัยที่สุดสำหรับสิ่งมีชีวิตที่คล้ายกับบนโลกคือบริเวณที่มีความหนาแน่นต่ำที่สุดในบริเวณรอบนอกของกาแล็กซีขนาดใหญ่ ความรู้ของเราเกี่ยวกับ ประเภทของ กาแล็กซีและการกระจายตัวของพวกมันชี้ให้เห็นว่าสิ่งมีชีวิตอย่างที่เรารู้จักสามารถดำรงอยู่ได้ในกาแล็กซีเพียงประมาณ 10% เท่านั้น ยิ่งไปกว่านั้น กาแล็กซีที่มีค่าเรดชิฟต์zสูงกว่า 0.5 ไม่เหมาะสมสำหรับสิ่งมีชีวิตอย่างที่เรารู้จัก เนื่องจากมีอัตราการเกิด GRB สูงกว่าและมีความหนาแน่นของดาวฤกษ์สูง^{[ 135 ] [ 136 ]}

GRB ทั้งหมดที่สังเกตได้จนถึงปัจจุบันเกิดขึ้นนอกกาแล็กซีทางช้างเผือกและไม่เป็นอันตรายต่อโลก อย่างไรก็ตาม หาก GRB เกิดขึ้นภายในกาแล็กซีทางช้างเผือกในระยะ 5,000 ถึง 8,000 ปีแสง^{[ 137 ]}และการปล่อยรังสีพุ่งตรงมายังโลก ผลกระทบอาจเป็นอันตรายและอาจทำลายระบบนิเวศ ของโลก ได้ ปัจจุบันดาวเทียมที่โคจรรอบโลกตรวจพบ GRB โดยเฉลี่ยประมาณวันละหนึ่งครั้ง GRB ที่สังเกตได้ใกล้ที่สุด ณ เดือนมีนาคม 2014 คือGRB 980425ซึ่งอยู่ห่างออกไป 40 เมกะพาร์เซก (130,000,000 ปีแสง) ^{[ 138 ]} ( z =0.0085) ในกาแล็กซีแคระประเภท SBc ^{[ 139 ]} GRB 980425 มีพลังงานน้อยกว่า GRB โดยเฉลี่ยมากและเกี่ยวข้องกับซูเปอร์โนวาประเภท Ib SN 1998bw ^{[ 140 ]}

การประมาณอัตราการเกิด GRB ที่แน่นอนนั้นทำได้ยาก สำหรับกาแล็กซีที่มีขนาดใกล้เคียงกับทางช้างเผือกการประมาณอัตราที่คาดการณ์ไว้ (สำหรับ GRB ที่มีระยะเวลานาน) อาจมีตั้งแต่หนึ่งครั้งทุกๆ 10,000 ปี ไปจนถึงหนึ่งครั้งทุกๆ 1,000,000 ปี^{[ 141 ]}มีเพียงเปอร์เซ็นต์เล็กน้อยเท่านั้นที่จะพุ่งตรงมายังโลก การประมาณอัตราการเกิด GRB ที่มีระยะเวลาสั้นนั้นมีความไม่แน่นอนยิ่งกว่าเนื่องจากไม่ทราบระดับการรวมแสง แต่ก็อาจเทียบเคียงกันได้^{[ 142 ]}

เนื่องจากเชื่อกันว่า GRB เกี่ยวข้องกับการปล่อยลำแสงตามลำเจ็ตสองลำในทิศทางตรงกันข้าม ดังนั้นเฉพาะดาวเคราะห์ที่อยู่ในเส้นทางของลำเจ็ตเหล่านี้เท่านั้นที่จะได้รับผลกระทบจากรังสีแกมมาพลังงานสูง^{[ 143 ]} GRB อาจทำให้ทุกสิ่งในเส้นทางของลำแสงกลายเป็นไอได้ภายในระยะประมาณ 200 ปีแสง^{[ 144 ] [ 145 ]}

แม้ว่า GRB ที่อยู่ใกล้เคียงซึ่งพุ่งชนโลกด้วยรังสีแกมมาที่รุนแรงจะเป็นเพียงเหตุการณ์สมมติฐาน แต่กระบวนการพลังงานสูงทั่วทั้งกาแล็กซีก็ได้รับการสังเกตว่าส่งผลกระทบต่อชั้นบรรยากาศของโลก^{[ 146 ]}

บรรยากาศของโลกมีประสิทธิภาพมากในการดูดซับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าพลังงานสูง เช่น รังสีเอ็กซ์และรังสีแกมมา ดังนั้นรังสีประเภทนี้จะไม่ถึงระดับที่เป็นอันตรายที่พื้นผิวโลกในระหว่างเหตุการณ์ระเบิด ผลกระทบโดยตรงต่อสิ่งมีชีวิตบนโลกจาก GRB ภายในระยะไม่กี่กิโลพาร์เซกจะมีเพียงการเพิ่มขึ้นของรังสีอัลตราไวโอเลตที่ระดับพื้นดินในช่วงเวลาสั้นๆ ตั้งแต่ไม่ถึงหนึ่งวินาทีไปจนถึงหลายสิบวินาที รังสีอัลตราไวโอเลตนี้อาจถึงระดับที่เป็นอันตรายได้ขึ้นอยู่กับลักษณะและระยะทางที่แน่นอนของการระเบิด แต่ดูเหมือนจะไม่น่าจะก่อให้เกิดหายนะระดับโลกต่อสิ่งมีชีวิตบนโลกได้^{[ 147 ] [ 148 ]}

ผลกระทบระยะยาวจากการระเบิดที่เกิดขึ้นใกล้เคียงนั้นอันตรายกว่ามาก รังสีแกมมาทำให้เกิดปฏิกิริยาเคมีในชั้นบรรยากาศโดยเกี่ยวข้องกับโมเลกุลของออกซิเจนและไนโตรเจน ก่อให้เกิด ไนโตรเจนออกไซด์ก่อนแล้วจึง เกิดเป็นก๊าซไนโตรเจน ไดออกไซด์ ไนโตรเจนออกไซด์ก่อให้เกิดผลกระทบที่เป็นอันตรายในสามระดับ ประการแรก มันทำลายชั้นโอโซนโดยแบบจำลองแสดงให้เห็นถึงความเป็นไปได้ที่จะลดลงทั่วโลก 25-35% และอาจมากถึง 75% ในบางพื้นที่ ซึ่งผลกระทบนี้จะคงอยู่เป็นเวลาหลายปี การลดลงนี้มากพอที่จะทำให้ดัชนีรังสียูวีที่พื้นผิวสูงขึ้นอย่างอันตราย ประการที่สอง ไนโตรเจนออกไซด์ทำให้เกิดหมอกควันจากปฏิกิริยาเคมีแสงซึ่งทำให้ท้องฟ้ามืดลงและบดบังส่วนหนึ่งของ สเปกตรัม แสงอาทิตย์สิ่งนี้จะส่งผลกระทบต่อการสังเคราะห์แสงแต่แบบจำลองแสดงให้เห็นว่าสเปกตรัมแสงอาทิตย์ทั้งหมดลดลงเพียงประมาณ 1% เท่านั้น และคงอยู่เพียงไม่กี่ปี อย่างไรก็ตาม หมอกควันอาจทำให้เกิดผลกระทบต่อสภาพภูมิอากาศของโลกที่เย็นลง ทำให้เกิด "ฤดูหนาวจากอวกาศ" (คล้ายกับฤดูหนาวจากการชนแต่ไม่มีการชน) แต่จะเกิดขึ้นก็ต่อเมื่อเกิดขึ้นพร้อมกับความไม่เสถียรของสภาพภูมิอากาศโลกเท่านั้น ประการที่สาม ระดับไนโตรเจนไดออกไซด์ที่สูงขึ้นในชั้นบรรยากาศจะถูกชะล้างออกไปและก่อให้เกิดฝนกรดกรดไนตริกเป็นพิษต่อสิ่งมีชีวิตหลายชนิด รวมถึงสัตว์สะเทินน้ำสะเทินบก แต่แบบจำลองคาดการณ์ว่ามันจะไม่ถึงระดับที่จะก่อให้เกิดผลกระทบร้ายแรงต่อโลกไนเตรตอาจเป็นประโยชน์ต่อพืชบางชนิดด้วยซ้ำ^{[ 147 ] [ 148 ]}

โดยรวมแล้ว GRB ที่เกิดขึ้นภายในไม่กี่กิโลพาร์เซก โดยมีพลังงานพุ่งตรงไปยังโลก จะสร้างความเสียหายต่อสิ่งมีชีวิตเป็นส่วนใหญ่โดยการเพิ่มระดับ UV ในระหว่างการระเบิดและอีกหลายปีหลังจากนั้น แบบจำลองแสดงให้เห็นว่าผลกระทบที่ทำลายล้างจากการเพิ่มขึ้นนี้อาจทำให้เกิดความเสียหายต่อ DNA มากถึง 16 เท่าของระดับปกติ การประเมินผลกระทบต่อระบบนิเวศบนโลกอย่างน่าเชื่อถือเป็นเรื่องยาก เนื่องจากความไม่แน่นอนของข้อมูลภาคสนามและห้องปฏิบัติการทางชีววิทยา^{[ 147 ] [ 148 ]}

มีโอกาสสูงมาก (แต่ไม่แน่นอน) ที่อย่างน้อยหนึ่ง GRB ที่ร้ายแรงจะเกิดขึ้นในช่วง 5 พันล้านปีที่ผ่านมา ใกล้โลกมากพอที่จะสร้างความเสียหายอย่างมีนัยสำคัญต่อสิ่งมีชีวิต มีโอกาส 50% ที่ GRB ที่ร้ายแรงดังกล่าวจะเกิดขึ้นภายในระยะ 2 กิโลพาร์เซกจากโลกในช่วง 500 ล้านปีที่ผ่านมา^{[ 149 ] [ 16 ]}

การสูญพันธุ์ครั้งใหญ่ในยุคออร์โดวิเชียนเมื่อ 450 ล้านปีก่อนอาจเกิดจาก GRB ^{[ 14 ] [ 150 ]}การประมาณการชี้ให้เห็นว่าชีวมวลแพลงก์ตอนพืชทั้งหมดในมหาสมุทรยุคออร์โดวิเชียนประมาณ 20–60% จะตายไปใน GRB เนื่องจากมหาสมุทรส่วนใหญ่มีสารอาหารต่ำและใส^{[ 15 ]}ไทรโลไบต์สายพันธุ์ปลายยุคออร์โดวิเชียนที่ใช้ชีวิตบางส่วนอยู่ใน ชั้น แพลงก์ตอนใกล้ผิวมหาสมุทรได้รับผลกระทบหนักกว่าสายพันธุ์ที่อาศัยอยู่ในน้ำลึก ซึ่งมักจะอยู่ในพื้นที่จำกัดมาก นี่ตรงกันข้ามกับรูปแบบปกติของเหตุการณ์การสูญพันธุ์ ซึ่งสายพันธุ์ที่มีประชากรกระจายตัวกว้างกว่ามักจะอยู่รอดได้ดีกว่า คำอธิบายที่เป็นไปได้คือไทรโลไบต์ที่ยังคงอยู่ในน้ำลึกจะได้รับการปกป้องจากรังสี UV ที่เพิ่มขึ้นซึ่งเกี่ยวข้องกับ GRB มากกว่า นอกจากนี้ ข้อเท็จจริงที่ว่าในช่วงปลายยุคออร์โดวิเชียน สัตว์ จำพวก หอยสอง ฝาที่อาศัยอยู่ในโพรง มีโอกาสสูญพันธุ์น้อยกว่าหอยสองฝาที่อาศัยอยู่บนพื้นผิวก็ สนับสนุนสมมติฐานนี้เช่นกัน ^{[ 13 ]}

มีการเสนอว่าการเพิ่มขึ้นของคาร์บอน-14 ในช่วง 774–775เป็นผลมาจาก GRB ระยะสั้น^{[ 151 ] [ 152 ]}แม้ว่าเปลวสุริยะ ที่รุนแรงมาก ก็เป็นอีกความเป็นไปได้หนึ่ง^{[ 153 ]}

ไม่มี การสังเกตการณ์การระเบิดรังสีแกมมาใดๆ จากภายในกาแล็กซีของเราเองทางช้างเผือก^{[ 155 ]}และคำถามที่ว่าเคยมีการเกิดขึ้นหรือไม่ยังคงไม่ได้รับการแก้ไข ในแง่ของความเข้าใจที่พัฒนาขึ้นเกี่ยวกับการระเบิดรังสีแกมมาและต้นกำเนิดของมัน วรรณกรรมทางวิทยาศาสตร์บันทึกจำนวนผู้สมัคร GRB ในท้องถิ่น ในอดีต และอนาคตที่เพิ่มขึ้น การระเบิดรังสีแกมมาที่มีระยะเวลานานเกี่ยวข้องกับซูเปอร์โนวาที่สว่างมาก หรือไฮเปอร์โนวา และ ดาว แปรแสงสีน้ำเงินสว่าง (LBV) ส่วนใหญ่และดาววูล์ฟ-เรย์เยต ที่หมุนเร็ว เชื่อว่าจะสิ้นสุดวงจรชีวิตของพวกมันในซูเปอร์โนวาแบบยุบตัวของแกนกลางพร้อมกับการระเบิดรังสีแกมมาที่มีระยะเวลานาน อย่างไรก็ตาม ความรู้เกี่ยวกับการระเบิดรังสีแกมมานั้นมาจากกาแล็กซีที่มีโลหะต่ำในยุคก่อนๆ ของวิวัฒนาการของจักรวาลและเป็นไปไม่ได้ที่จะคาดการณ์โดยตรงเพื่อครอบคลุมกาแล็กซีและสภาพแวดล้อมของดาวฤกษ์ที่มีวิวัฒนาการมากขึ้นและมีโลหะ สูงกว่า เช่น ทางช้างเผือก^{[ 156 ] [ 157 ] [ 158 ]}

• Vedrenne, Gilbert; Atteia, Jean-Luc (2009). การระเบิดรังสีแกมมา: การระเบิดที่สว่างที่สุดในจักรวาล . เบอร์ลิน: Springer . ISBN 978-3-540-39085-5.
• คูเวลิโอตู, คริสซ่า; ไวเจอร์ส, ราล์ฟ เอเอ็มเจ; วูสลีย์, สแตน, สหพันธ์. (2012) การระเบิดของรังสีแกมมา เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ . ไอเอสบีเอ็น 978-0-521-66209-3.
• Zhang, Bing (2019). ฟิสิกส์ของการระเบิดรังสีแกมมา . เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ . ISBN 978-1-107-02761-9.

สถานที่ตั้งภารกิจ GRB

• ภารกิจตรวจจับรังสีแกมมาแบบรวดเร็ว :
  • เว็บไซต์อย่างเป็นทางการของ NASA สำหรับโครงการ Swift
  • ศูนย์ข้อมูลวิทยาศาสตร์ Swift ของสหราชอาณาจักร
  • ศูนย์ปฏิบัติการภารกิจสวิฟต์ที่มหาวิทยาลัยเพนน์สเตท
• HETE-2: High Energy Transient Explorer ( ข้อมูลในวิกิพีเดีย )
• INTEGRAL: ห้องปฏิบัติการฟิสิกส์ดาราศาสตร์รังสีแกมมานานาชาติ ( ข้อมูลในวิกิพีเดีย )
• BATSE: Burst and Transient Source Explorer
• กล้องโทรทัศน์อวกาศเฟอร์มิแกมมาเรย์ถูกเก็บถาวรเมื่อวันที่ 1 กรกฎาคม 2023 ที่Wayback Machine ( รายการในวิกิพีเดีย )
• AGILE: Astro-rivelatore Gamma และ Immagini Leggero ( รายการ Wiki )
• มีอยู่จริง: กล้องโทรทัศน์สำรวจรังสีเอกซ์พลังงานสูง (Energetic X-ray Survey Telescope) เก็บถาวรเมื่อ 2009-04-04 ที่Wayback Machine
• แคตตาล็อกการระเบิดรังสีแกมมาที่ NASA

โปรแกรมติดตามผลของ GRB

• เครือข่ายพิกัดการระเบิดรังสีแกมมา (GCN) ( ข้อมูลในวิกิพีเดีย )
• BOOTES: Burst Observer and Optical Transient Exploring System เก็บถาวรเมื่อ 2013-04-23 ที่Wayback Machine ( รายการในวิกิพีเดีย )
• GROND: เครื่องตรวจจับรังสีแกมมาแบบออปติคอลใกล้อินฟราเรด ( ข้อมูลในวิกิพีเดีย )
• KAIT: กล้องโทรทัศน์ถ่ายภาพอัตโนมัติ Katzman ( ข้อมูลในวิกิพีเดีย )
• MASTER: ระบบดาราศาสตร์เคลื่อนที่ของกล้องโทรทรรศน์-หุ่นยนต์
• ROTSE: การทดลองค้นหาแบบชั่วคราวด้วยแสงโดยใช้หุ่นยนต์ ( ข้อมูลในวิกิพีเดีย )