ガンマ線バースト

ガンマ線天文学では、ガンマ線バースト（GRB）は遠方の銀河で発生する極めて高エネルギーな現象であり、宇宙で最も明るく強力な爆発の一種です。 ^{[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]}これらの極めて高エネルギーな電磁波は、既知の現象の中で最も高エネルギーで明るい現象としてビッグバンに次ぐものです。 ^{[ 5 ] [ 6 ]}ガンマ線バーストは数ミリ秒から数時間続くことがあります。^{[ 7 ] [ 8 ]}ガンマ線の最初の閃光の後、より長く続く残光が放出されますが、通常はX線、紫外線、可視光、赤外線、マイクロ波、または電波の長波長です。^{[ 9 ]}

観測されたほとんどのGRBの強烈な放射線は、大質量星が崩壊して中性子星やブラックホールを形成する超新星または超高輝度超新星の際に放出されると考えられている。短時間GRB（sGRB）イベントはGRB信号のサブクラスであり、現在では連星中性子星の破滅的な合体から発生することが知られている。^{[ 10 ]}

ほとんどのガンマ線バーストの発生源は地球から数十億光年離れており、これは爆発が非常に高エネルギー（典型的なバーストは数秒で太陽が100億年の寿命全体で放出するエネルギーと同じ量を放出する）^{[ 11 ]}であり、かつ非常に稀である（100万年に銀河あたり数個）^{[ 12 ]}ことを示唆している。記録された歴史上のすべてのガンマ線バーストは天の川銀河の外から発生しているが、関連する現象であるソフトガンマリピーターは、銀河内のマグネターに関連している。天の川銀河で地球に直接向けられたガンマ線バーストは、地球を滅亡させるか大量絶滅を引き起こす可能性が高い。^{[ 13 ]}後期オルドビス紀の大量絶滅は、そのようなガンマ線バーストの結果として発生したと仮説を立てている研究者もいる。^{[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]}

GRB信号は、秘密裏に行われる核兵器実験を検出するために設計されたベラ衛星によって1967年に初めて検出されました。徹底的な分析期間を経て、^{[ 17 ] : 979}これは1973年に学術研究として発表されました。^{[ 18 ]}発見後、彗星と中性子星の衝突など、これらのバーストを説明するために数百の理論モデルが提案されました。^{[ 19 ]} 1997年に最初のX線および光学的残光が検出され、光学分光法を使用して赤方偏移が直接測定され、それによって距離とエネルギー出力が測定されるまで、これらのモデルを検証するための情報はほとんどありませんでした。これらの発見、およびバーストに関連する銀河と超新星のその後の研究により、GRBの距離と光度が明らかになり、それらが遠方の銀河にあることが確定しました。

ガンマ線バーストは、宇宙で実験された核兵器から放出されるガンマ線パルスを検出するために作られた米国のベラ衛星によって、1960年代後半に初めて観測されました。米国は、 1963年に核実験禁止条約に署名した後、ソ連が秘密裏に核実験を行おうとするのではないかと疑っていました。 ^{[ 20 ]} 1967年7月2日、協定世界時14時19分に、ベラ4号とベラ3号衛星は、既知の核兵器の痕跡とは異なるガンマ線の閃光を検出しました。^{[ 21 ]}何が起こったのかは不明でしたが、特に緊急性はないと考え、レイ・クレベサデル率いるロスアラモス国立研究所のチームは、調査のためにデータを保管しました。より優れた機器を搭載した追加のベラ衛星が打ち上げられると、ロスアラモスチームはデータの中に説明のつかないガンマ線バーストを発見し続けました。異なる衛星によって検出されたバーストの到着時刻の違いを分析することで、研究チームは16個のバーストの天球上の位置のおおよその推定値を決定することができ^{[ 21 ] [ 22 ]}、地球起源または太陽起源であることを決定的に除外することができました。一般に信じられていることとは異なり、このデータは機密扱いにされたことはありません。^{[ 17 ]}徹底的な分析の後、この発見は1973年に「宇宙起源のガンマ線バーストの観測」というタイトルの天体物理学ジャーナルの記事として発表されました。^{[ 18 ]}

ガンマ線バーストに関する初期の仮説のほとんどは、天の川銀河内の近傍の発生源を想定していた。1991年以降、コンプトンガンマ線観測所（CGRO）とそのバースト・トランジェント源探査装置（BATSE）（非常に高感度なガンマ線検出器）は、GRBの分布が等方的（つまり、空間内の特定の方向に偏っていない）であることを示すデータを提供した。^{[ 23 ]}発生源が我々の銀河内にある場合、それらは銀河面内またはその近傍に強く集中するはずである。GRBの場合にそのようなパターンが見られないことは、ガンマ線バーストが天の川銀河の外から来ているに違いないという強力な証拠となった。^{[ 24 ] [ 25 ] [ 26 ] [ 27 ]}それにもかかわらず、いくつかの天の川モデルは依然として等方的な分布と矛盾しない。^{[ 24 ] [ 28 ]}

残光

ガンマ線バーストの発生源に関するいくつかのモデルでは、最初のガンマ線バーストの後には残光、すなわちバースト噴出物と星間ガスとの衝突によって生じる長波長でのゆっくりと減衰する放射が続くはずだと仮定されていた。 ^{[ 33 ]}この残光の初期の探索は、最初のバースト直後に長波長でバーストの位置を観測することが困難であるため、ほとんど成功しなかった。突破口は1997年2月に、衛星BeppoSAXがガンマ線バースト（GRB 970228 ^{[ nb 2 ]}）を検出し、バーストの発生方向に向けてX線カメラを向けたところ、減衰するX線放射を検出したことで開かれた。ウィリアム・ハーシェル望遠鏡は、バーストから20時間後に減衰する光学的対応天体を特定した。^{[ 34 ]} GRBが減衰すると、光学的残光によって特定されたGRBの位置に、遠く離れたかすかな宿主銀河をディープイメージングで特定することができた。^{[ 35 ] [ 36 ]}

この銀河の光度が非常に微弱だったため、正確な距離は数年間測定されませんでした。それからしばらくして、BeppoSAX によって記録された次のイベント、GRB 970508で、もう 1 つの大きなブレークスルーが起こりました。このイベントは発見から 4 時間以内に位置が特定され、研究チームは以前のどのバーストよりもはるかに早く観測を開始することができました。この天体のスペクトルは、 z = 0.835の赤方偏移を示し、バーストが地球から約 60億光年の距離にあることを示しました。^{[ 37 ]}これは GRB までの距離の最初の正確な決定であり、970228 の宿主銀河の発見とともに、GRB が極めて遠い銀河で発生することを証明しました。^{[ 35 ] [ 38 ]}数か月以内に、距離スケールに関する論争は終結しました。GRB は、非常に遠い距離にある微弱な銀河内で発生する銀河外イベントです。翌年、GRB 980425の翌日には、同じ場所で明るい超新星（SN 1998bw）が発生し、GRBと非常に質量の大きい星の死との間に明確な関連性があることが示されました。このバーストは、GRBを生成するシステムの性質に関する最初の強力な手がかりとなりました。^{[ 39 ]}    

より新しい機器 – 2000年以降に発売

BeppoSAXは2002年まで運用され、CGRO（BATSE搭載）は2000年に軌道離脱した。ガンマ線バーストの研究における革命は、特に爆発直後の瞬間にGRBの性質を探査するために特別に設計された多数の追加機器の開発を促した。そのような最初のミッションであるHETE-2 [ ^{40 ]は}2000年に打ち上げられ、2006年まで運用され、この期間に主要な発見のほとんどを提供した。現在までに最も成功した宇宙ミッションの1つであるSwiftは2004年に打ち上げられ、2024年5月現在も運用されている。^{[ 41 ] [ 42 ]} Swiftには、非常に高感度のガンマ線検出器と、バースト後の残光放射を観測するために迅速かつ自動的に旋回できるオンボードのX線望遠鏡と光学望遠鏡が搭載されている。さらに最近では、フェルミ計画が打ち上げられ、ガンマ線バーストモニターが搭載されました。このモニターは、年間数百件のバーストを検出しており、その中にはフェルミの大型面積望遠鏡で極めて高いエネルギーで観測できるほど明るいものもあります。一方、地上では、ガンマ線バースト座標ネットワークを通じて送信される信号に即座に反応するロボット制御ソフトウェアを組み込むために、多数の光学望遠鏡が建設または改造されています。これにより、望遠鏡は、信号を受信して​​から数秒以内、ガンマ線放射自体がまだ続いている間に、GRBに迅速に向きを変えることができます。^{[ 43 ] [ 44 ]}

宇宙変光星モニターは、中国国家航天局（CNSA）、中国科学院（CAS）、フランス宇宙機関（CNES）によって開発された、大質量星の爆発によって生じるガンマ線バーストを分析することで爆発を研究するための小型X線望遠鏡衛星であり、 [ 45 ] ^2024年6月22日（UTC 07:00:00）に打ち上げられた。

台湾宇宙局は、2026年第4四半期にガンマ線バーストや50 keVから2 MeVのエネルギー範囲のその他の明るいガンマ線過渡現象を追跡するためのキューブサット「ガンマ線過渡現象モニター」を打ち上げる予定です。^{[ 46 ]}

ガンマ線バーストの光度曲線は極めて多様で複雑である。[ 55 ^{] 2つ}のガンマ線バーストの光度曲線が同一であることはなく、^{[ 56 ]}ほぼすべての特性で大きな変動が観測されている。観測可能な放射の継続時間はミリ秒から数十分まで変化する可能性があり、単一のピークまたは複数の個別のサブパルスが存在する可能性があり、個々のピークは対称的であるか、急速に明るくなり非常にゆっくりと衰退する可能性がある。一部のバーストは「前駆」イベント、つまり弱いバーストに先行され、その後 (数秒から数分間全く放射がない後に) はるかに強い「真の」バーストエピソードが続く。^{[ 57 ]}一部のイベントの光度曲線は極めて混沌として複雑なプロファイルを持ち、ほとんど識別可能なパターンがない。^{[ 32 ]}

いくつかの光度曲線は、特定の単純化されたモデルを使用して大まかに再現できますが、^{[ 58 ]}観測された多様性を完全に理解する上ではほとんど進展がありません。多くの分類スキームが提案されていますが、これらは多くの場合、光度曲線の外観の違いのみに基づいており、爆発の起源の真の物理的違いを常に反映しているとは限りません。多数のガンマ線バーストの観測された継続時間の分布のプロット^{[ nb 3 ]}は、明確な二峰性を示しており、平均継続時間が約0.3秒の「短い」集団と平均継続時間が約30秒の「長い」集団という2つの異なる集団の存在を示唆しています。^{[ 8 ]}どちらの分布も非常に広く、継続時間だけでは特定のイベントの正体が明確でない大きな重複領域があります。この2階層システムを超える追加のクラスが、観測的および理論的根拠の両方に基づいて提案されています。^{[ 59 ] [ 60 ] [ 61 ] [ 62 ]}

短時間のガンマ線バースト

約 2 秒未満の継続時間のイベントは、短時間ガンマ線バースト (sGRB) に分類されます。これらはガンマ線バーストの約 30% を占めますが、2005 年までは、短時間イベントからの残光は検出されておらず、その起源についてはほとんど知られていませんでした。^{[ 67 ]}その後、数十個の短時間ガンマ線バースト残光が検出され、位置が特定されました。そのうちのいくつかは、大きな楕円銀河など、星形成がほとんどまたはまったくない領域に関連していました。^{[ 68 ] [ 69 ] [ 70 ]}これにより、大質量星との関連は排除され、短時間イベントが長時間イベントとは物理的に異なることが確認されました。さらに、超新星との関連もありませんでした。^{[ 71 ]}

そのため、これらの天体の真の性質は当初不明でしたが、有力な仮説は、連星中性子星または中性子星とブラックホールの合体から生じたというものでした。このような合体はキロノバを生成すると仮説が立てられており、^{[ 72 ]} 2013年には短いGRB 130603Bに関連するキロノバの証拠が報告されました。^{[ 73 ] [ 74 ]} sGRBイベントの平均継続時間は約200ミリ秒であるため、（因果律により）その発生源は恒星の単位で非常に小さな物理的直径、すなわち0.2光秒未満（60,000 kmまたは37,000マイル）でなければならないことが示唆されました 。これは地球の直径の約4倍です。 sGRBの後に数分から数時間続くX線フラッシュの観測は、中性子星のような前駆天体の小さな粒子が最初に2秒未満でブラックホールに飲み込まれ、その後、潮汐破壊された中性子星物質の残りの破片が軌道上に残り、より長い時間をかけてブラックホールに螺旋状に落ちていくため、数時間にわたって低エネルギーのイベントが発生するという状況と一致すると考えられた。^{[ 67 ]}

キロノバにおける短いガンマ線バーストの起源は、2017年に短いGRB 170817Aが2つの中性子星の合体からの信号である重力波GW170817の検出と同時に発生したことで、最終的に決定的に確立された。 ^{[ 10 ]}

これらの大災害的な起源とは無関係に、短時間のガンマ線信号は、我々の銀河系、あるいは近隣の銀河系にある軟ガンマ線リピーターからの巨大フレアによっても生成される。 ^{[ 75 ] [ 76 ]}

長時間のガンマ線バースト

観測されたイベントのほとんど (70%) は 2 秒以上継続し、長ガンマ線バーストに分類されます。これらのイベントは大多数を占め、最も明るい残光を持つ傾向があるため、短いイベントよりもはるかに詳細に観測されています。よく研究された長ガンマ線バーストのほぼすべてが、急速な星形成を伴う銀河と関連付けられており、多くの場合、中心核崩壊型超新星とも関連付けられており、長ガンマ線バーストが質量のある星の死と明確に結び付けられています。^{[ 71 ] [ 77 ]}高赤方偏移での長ガンマ線バースト残光の観測も、ガンマ線バーストが星形成領域で発生したことと一致しています。^{[ 78 ]}

 2022年12月、天文学者たちはGRB 211211Aの51秒間の観測を報告した。これは中性子星や白色矮星などの「コンパクト連星天体」の合体に関連する可能性のある長いGRBの最初の証拠である。^{[ 79 ] [ 80 ] [ 81 ]}これに続いて、GRB  191019A（2019年、64秒）^{[ 82 ]}とGRB 230307A（2023年、35秒）^{[ 83 ] [ 84 ]}は、これらのタイプの前駆イベントから発生する可能性のある新しいクラスの長いGRBを示すものとして議論されている。^{[ 85 ]}

ガンマ線バーストは、通常、地球からの距離が非常に大きいにもかかわらず、地球から観測すると非常に明るい。平均的な長時間のGRBは、数十億光年の距離（ほとんどの可視星は数十光年）にもかかわらず、銀河の明るい星に匹敵するボロメトリックフラックスを持つ。このエネルギーの大部分はガンマ線で放出されるが、一部のGRBには極めて明るい光学的対応天体も存在する。例えば、GRB 080319Bには、可視等級5.8でピークに達した光学的対応天体が伴っていた^{[ 93 ]。}これは、バーストからの距離が75億光年であるにもかかわらず、肉眼で見える最も暗い星に匹敵する明るさである 。この明るさと距離の組み合わせは、極めて高エネルギーな発生源であることを示唆している。ガンマ線爆発が球形であると仮定すると、GRB 080319Bのエネルギー出力は、太陽の静止質量エネルギー（太陽が完全に放射に変換された場合に放出されるエネルギー）の2倍以内になる。^{[ 47 ]}

ガンマ線バーストは、爆発エネルギーの大部分が狭いジェットに収束する、高度に集中した爆発であると考えられています。^{[ 94 ] [ 95 ]}ガンマ線バーストのジェットは超相対論的であり、宇宙で最も相対論的なジェットです。^{[ 96 ] [ 97 ]}ガンマ線バーストのジェット内の物質は、超光速、つまりジェット媒体中の光速よりも速くなる可能性があり、時間反転効果もあります。^{[ 98 ] [ 99 ] [ 100 ]}ジェットのおおよその角度幅（つまり、ビームの広がり具合）は、残光光度曲線の無彩色の「ジェットブレーク」を観測することで直接推定できます。これは、ジェットが減速して放射を効果的にビーム化できなくなるため、ゆっくりと減衰する残光が急速に減衰し始める時間です。^{[ 101 ] [ 102 ]}観測結果から、ジェット角度は2度から20度の間で大きく変動することが示唆されている。^{[ 103 ]}

ガンマ線バーストのエネルギーは強く集中しているため、ほとんどのバーストから放出されるガンマ線は地球を外れて検出されないと予想されます。ガンマ線バーストが地球に向けられている場合、そのエネルギーが比較的狭いビームに沿って集中するため、エネルギーが球状に放出された場合よりもバーストははるかに明るく見えます。典型的なガンマ線バーストの総エネルギーは 3 × 10 ⁴⁴  J と推定されており、これは通常の超新星( Ia型、Ibc 型、II 型)の総エネルギー (10 ⁴⁴ J) よりも大きく、^{[ 103 ]}ガンマ線バーストは典型的な超新星よりも強力です。 ^{[ 104 ]}最も近い GRB のいくつかには、非常に明るい超新星が伴っていることが観測されています。^{[ 39 ]} GRBの出力が集中していることをさらに裏付ける証拠は、近傍のIc型超新星のスペクトルに強い非対称性が見られること^{[ 105 ]}、およびジェットがもはや相対論的ではなくなったバースト後ずっと後に行われた電波観測^{[ 106 ]からも得られている。}  

GRB 190114Cの発見は、これまでの観測がGRBの総エネルギー出力を過小評価していた可能性を示唆している。^{[ 107 ]}測定によると、超高エネルギーガンマ線で放出されるエネルギーは、すべての低波長で放出されるエネルギーの合計に匹敵する可能性がある。^{[ 108 ]}

短時間のGRBは、より低い赤方偏移（つまり、より遠い）集団から発生し、長時間のGRBよりも光度が低いようです。^{[ 109 ]}短時間のバーストのビームの度合いは正確には測定されていませんが、集団としては、長時間のGRBよりもコリメートされていない可能性が高く^{[ 110 ]}、場合によっては全くコリメートされていない可能性もあります。^{[ 111 ]}

ほとんどのガンマ線バースト源は地球から非常に遠いため、これらの爆発を引き起こすシステムである前駆天体の特定は困難です。一部の長時間のGRBが超新星と関連していること、およびそれらの宿主銀河が急速に星形成しているという事実は、長時間のガンマ線バーストが大質量星と関連しているという非常に強力な証拠となります。長時間のGRBの発生メカニズムとして最も広く受け入れられているのは、コラプサーモデル^{[ 112 ]}です。このモデルでは、極めて質量が大きく、金属量が少なく、高速回転する星の核が、進化の最終段階でブラックホールに崩壊します。星の核付近の物質は中心に向かって降り注ぎ、高密度の降着円盤に渦を巻きます。この物質がブラックホールに落下すると、回転軸に沿って一対の相対論的ジェットが噴出し、恒星の外層を突き破り、最終的に恒星表面を突き破ってガンマ線として放射されます。いくつかの代替モデルでは、ブラックホールを新たに形成されたマグネターに置き換えているが、^{[ 113 ] [ 114 ]}モデルの他のほとんどの側面（大質量星の核の崩壊と相対論的ジェットの形成）は同じである。

天の川銀河内で、長時間のガンマ線バーストを発生させる星に最も近い類似天体は、おそらくウォルフ・ライエ星、つまり水素外層の大部分またはすべてを放出した極めて高温で質量の大きい星である。イータ・カリーナ、アペプ、WR 104は、将来のガンマ線バーストの発生源となる可能性のある天体として挙げられている。^{[ 115 ]}天の川銀河内のどの星がガンマ線バーストを発生させるのに適切な特性を持っているかは不明である。^{[ 116 ]}

大質量星モデルは、ガンマ線バーストのすべてのタイプを説明できるわけではない。楕円銀河や銀河ハローなど、星形成も大質量星もない系で短時間のガンマ線バーストが発生するという強い証拠がある。^{[ 109 ]}ほとんどの短時間のガンマ線バーストの起源として有力な仮説は、2つの中性子星からなる連星系の合体である。このモデルによれば、連星の2つの星は重力波によってエネルギーが放出されるため、ゆっくりと互いに螺旋状に接近し^{[ 117 ] [ 118 ]} 、潮汐力によって突然中性子星が引き裂かれ、1つのブラックホールに崩壊する。新しいブラックホールへの物質の落下によって降着円盤が形成され、コラプサーモデルに類似したエネルギーのバーストが発生する。ガンマ線バーストの短さを説明するために、中性子星とブラックホールの合体、中性子星の降着による崩壊、原始ブラックホールの蒸発など、他にも多くのモデルが提案されている。^{[ 119 ] [ 120 ] [ 121 ] [ 122 ]}

フリードヴァルト・ヴィンターベルクが提唱した別の説明は、重力崩壊の過程でブラックホールの事象の地平線に到達すると、すべての物質がガンマ線バーストに崩壊するというものである。^{[ 123 ]}

ガンマ線バーストがエネルギーを放射線に変換する手段は依然として十分に理解されておらず、2010 年時点でもこのプロセスがどのように起こるかについての一般的に受け入れられているモデルはまだありませんでした。^{[ 126 ]} GRB 放射の成功したモデルは、観測された光度曲線、スペクトル、およびその他の特性の多様性に合致するガンマ線放射を生成する物理的プロセスを説明する必要があります。^{[ 127 ]}特に難しいのは、一部の爆発から推測される非常に高い効率を説明する必要があることです。一部のガンマ線バーストは、爆発エネルギーの半分（またはそれ以上）をガンマ線に変換する可能性があります。^{[ 128 ]} GRB 990123とGRB 080319Bの明るい光学的対応天体の初期の観測では、光学的光度曲線がガンマ線光スペクトルの外挿であったため、^{[ 93 ] [ 129 ]}逆コンプトン散乱が一部のイベントで支配的なプロセスである可能性があることが示唆されています。このモデルでは、爆発内部の相対論的電子によって既存の低エネルギー光子が散乱され、エネルギーが大幅に増加し、ガンマ線に変換される。^{[ 130 ]}

ガンマ線バーストに続く長波長の残光放射（X線から電波まで）の性質はよりよく理解されている。爆発によって放出されたエネルギーのうち、バースト自体で放射されなかったものは、ほぼ光速で外側へ移動する物質またはエネルギーの形をとる。この物質が周囲の星間ガスと衝突すると、相対論的衝撃波が発生し、それが星間空間に前方へ伝播する。2番目の衝撃波である逆衝撃波は、放出された物質に逆方向に伝播する可能性がある。衝撃波内の非常に高エネルギーの電子は、強い局所磁場によって加速され、電磁スペクトルの大部分にわたってシンクロトロン放射として放射される。^{[ 131 ] [ 132 ]}このモデルは、ガンマ線バースト発生直後の残光のすべての特徴を説明することは難しいものの、後期（一般的には爆発後数時間から数日）に観測された多くの残光の挙動をモデル化することに概ね成功している。^{[ 133 ]}

ガンマ線バーストは生命に有害または破壊的な影響を与える可能性があります。宇宙全体を考慮すると、地球上の生命に似た生命にとって最も安全な環境は、大きな銀河の外縁にある最も密度の低い領域です。銀河の種類とその分布に関する私たちの知識は、私たちが知っているような生命は、すべての銀河の約 10% にしか存在できないことを示唆しています。さらに、赤方偏移zが 0.5 より大きい銀河は、GRB の発生率が高く、恒星が密集しているため、私たちが知っているような生命には適していません。^{[ 135 ] [ 136 ]}

これまでに観測されたすべてのガンマ線バースト (GRB) は、天の川銀河のはるか外側で発生しており、地球に害を与えていません。GRB が天の川銀河内で 5,000 ～ 8,000 光年以内^{[ 137 ]}に発生し、その放射が地球に直接向けられた場合、地球の生態系に有害で壊滅的な影響を与える可能性があります。現在、周回衛星は平均して 1 日に約 1 つの GRB を検出しています。2014 年 3 月時点で観測された最も近い GRB は、 40メガパーセク (1億 3000 万光年) ^{[ 138 ]}離れた ( z = 0.0085) SBc 型矮小銀河^{[ 139 ]}にある GRB 980425 でした。GRB 980425 は平均的な GRB よりはるかにエネルギーが低く、 Ib 型超新星SN 1998bwに関連していました。^{[ 140 ]} 

GRBの発生率を正確に推定することは困難です。天の川銀河とほぼ同じ大きさの銀河の場合、予想される発生率（長時間のGRBの場合）は、10,000年に1回から1,000,000年に1回までと推定されています。^{[ 141 ]}これらのうち、地球に向かって放射されるのはごくわずかです。短時間のGRBの発生率の推定は、コリメーションの程度が不明なためさらに不確実ですが、おそらく同程度でしょう。^{[ 142 ]}

GRBは反対方向の2つのジェットに沿ったビーム状の放射を伴うと考えられているため、これらのジェットの経路にある惑星のみが高エネルギーのガンマ線にさらされることになる。^{[ 143 ]} GRBは、約200光年の範囲内でビームの経路にあるあらゆるものを蒸発させる可能性がある。^{[ 144 ] [ 145 ]}

近傍のガンマ線バーストが破壊的なガンマ線シャワーを地球に浴びせることは仮説上の出来事に過ぎないが、銀河全体で高エネルギー過程が地球の大気に影響を与えることが観測されている。^{[ 146 ]}

我々の銀河である天の川銀河内からのガンマ線バーストは観測されておらず、^{[ 155 ]}過去に発生したことがあるかどうかという疑問は未解決のままである。ガンマ線バーストとその起源に関する理解が進むにつれて、科学文献には、局所的、過去、未来のGRB候補の数が増えている。長時間のGRBは超高輝度超新星、またはハイパーノバに関連しており、ほとんどの高輝度青色変光星（LBV）と高速回転するウォルフ・ライエ星は、関連する長時間のGRBを伴う中心核崩壊型超新星でライフサイクルを終えると考えられている。しかし、GRBに関する知識は、宇宙進化の以前の時代の金属量の少ない銀河からのものであり、天の川銀河のような金属量の多い進化した銀河や恒星環境に直接外挿することは不可能である。^{[ 156 ] [ 157 ] [ 158 ]}

• ヴェドレンヌ、ジルベール；アテイア、ジャン＝リュック（2009）。ガンマ線バースト：宇宙で最も明るい爆発。ベルリン：シュプリンガー。ISBN 978-3-540-39085-5。
• クベリオトウ、クリッサ。ウィジャース、ラルフ AMJ。スタン・ウーズリー編（2012年）。ガンマ線バースト。ケンブリッジ：ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-66209-3。
• 張冰（2019）『ガンマ線バーストの物理学』ケンブリッジ：ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-1-107-02761-9。

GRBミッションサイト

• スウィフト・ガンマ線バースト探査ミッション：
  • NASAスウィフト公式ホームページ
  • 英国Swift科学データセンター
  • ペンシルベニア州立大学のスウィフト・ミッション・オペレーションズ・センター
• HETE-2：高エネルギー過渡現象探査機（Wikiエントリ）
• INTEGRAL：国際ガンマ線天体物理学研究所（Wikiエントリ）
• BATSE: バーストおよび過渡的ソースエクスプローラー
• フェルミガンマ線宇宙望遠鏡（2023年7月1日時点のアーカイブ）（Wikiエントリ）
• AGILE: Astro-rivelatore Gamma a Immagini Leggero ( Wiki エントリ)
• EXIST: 高エネルギーX線サーベイ望遠鏡 ( 2009年4月4日にWayback Machineにアーカイブ)
• NASAのガンマ線バーストカタログ

GRBフォローアッププログラム

• ガンマ線バースト座標ネットワーク（GCN）（Wikiエントリ）
• BOOTES: バースト観測装置および光学的過渡現象探査システム ( 2013年4月23日にWayback Machineにアーカイブされました) ( Wikiエントリ)
• GROND：ガンマ線バースト光学式近赤外線検出器（Wikiエントリ）
• KAIT：カッツマン自動撮像望遠鏡（Wikiエントリ）
• MASTER：望遠鏡ロボット搭載の移動式天体観測システム
• ROTSE：ロボット光学過渡現象探索実験（Wikiエントリ）