Lampo gamma

Rappresentazione artistica dell'evento GRB 080319B.

I lampi gamma, anche abbreviati GRB dalla locuzione inglese gamma ray burst, sono in astronomia, intensi lampi di raggi gamma che possono durare da pochi millisecondi a diverse decine di minuti. Queste potenti esplosioni costituiscono il fenomeno più energetico finora osservato nell'universo. I GRB sono fenomeni abbastanza frequenti (all'incirca uno al giorno) e la loro distribuzione nel cielo è isotropa, ovvero avvengono in direzioni del tutto casuali ed imprevedibili. I GRB sono eventi cosmologici, situati in galassie esterne alla Via Lattea e talvolta molto lontane. Il lampo gamma più lontano finora osservato, denominato GRB 090423, è avvenuto ad una distanza di oltre 13 miliardi di anni luce dalla Terra.

Una nuova era nello studio di questi oggetti celesti è iniziata nel 1997 con la scoperta del primo afterglow, l'emissione residua associata ad un GRB e visibile in tutte le bande spettrali (radio, IR, visibile, UV, raggi X).

Secondo le teorie correnti, queste potenti emissioni di raggi gamma sono generate dall'accrescimento di materia su un buco nero. Molti sono i fenomeni che possono generare questo sistema buco nero+disco di accrescimento, ad esempio il collasso gravitazionale di una stella rotante e molto massiccia, la coalescenza di due stelle di neutroni o di una stella di neutroni ed un buco nero.

Un GRB è usualmente indicato con la data (anno-mese-giorno) in cui è stato osservato e, se più di un burst è stato rivelato, si usa porre una lettera finale per indicarne l'ordine (A per il primo, B per il secondo, etc.). Ad esempio GRB 050509B è il secondo GRB osservato il 9 maggio 2005.

Storia delle osservazioni

Le prime osservazioni

I lampi gamma furono scoperti nel 1967 da una serie di satelliti statunitensi chiamati "Vela", messi originariamente in orbita per scoprire i raggi gamma prodotti da eventuali armi nucleari sovietiche (ci si trovava in piena guerra fredda). Questi satelliti però misurarono occasionalmente lampi gamma originati da sorgenti sconosciute. Tuttavia, la scoperta venne mantenuta segreta, e declassificata e quindi pubblicata soltanto nel 1973, quando era ormai appurato che non si trattava di dati di interesse militare. L'esistenza dei lampi gamma fu confermata da molte missioni spaziali successive, tra cui le missioni Apollo e Venera.

I lampi gamma possono essere osservati soltanto dallo spazio perché l'atmosfera blocca tali raggi. Ulteriori informazioni sulle sorgenti dei lampi si dimostrarono difficili da ottenere, e portarono più domande che risposte. La prima questione posta dai GRBs era: sono localizzati nella Via Lattea, o avvengono in luoghi lontanissimi dell'Universo? La seconda domanda era: quale meccanismo causa i lampi? Se essi si trovano nell'Universo distante, tale meccanismo deve produrre una quantità enorme di energia.

Negli anni ottanta furono fatti pochi progressi in materia, ma nell'aprile 1991 la NASA lanciò il Compton Gamma Ray Observatory a bordo dello Space Shuttle. Uno degli esperimenti a bordo del Compton era il Burst & Transient Source Experiment (BATSE), che poteva rilevare lampi gamma e localizzare le loro posizioni nello spazio con ragionevole precisione.

BATSE

Distribuzione spaziale dei GRBs osservati da BATSE.

Dai dati raccolti dallo strumento furono ricavate due importanti informazioni:

• i lampi di raggi gamma sono isotropi (non presentano particolari preferenze per direzioni particolari nel cielo, come ad esempio il disco galattico o il centro galattico), escludendo le possibilità di un'origine galattica. Se infatti fossero eventi della nostra galassia, sarebbero distribuiti preferibilmente sul piano della Via Lattea; anche se fossero associati con l'alone galattico, sarebbero distribuiti soprattutto verso il centro galattico, a meno che le dimensioni dell'alone non siano enormemente maggiori di quanto stimato. Inoltre le galassie vicine avrebbero dovuto presentare aloni simili, ma non misero in risalto "macchie di luce" di deboli lampi di raggi gamma.

• i lampi gamma possono essere classificati in due categorie: lampi di breve durata e spettro duro (short bursts o lampi corti) e lampi di lunga durata e spettro molle (long bursts o lampi lunghi). I lampi corti durano meno di due secondi e le emissioni sono dominate da fotoni ad alta energia; i lampi lunghi durano più di due secondi e le emissioni sono dominate da fotoni a bassa energia. La separazione tra le due categorie non è assoluta e si osservano sovrapposizioni, ma la distinzione suggerisce due differenti classi di progenitori.

Fu comunque solo nel 1997 che il satellite italiano Beppo-SAX permise di individuare le coordinate del lampo con una precisione senza precedenti, confermando definitivamente come questi lampi fossero generati in galassie lontane.

Beppo-SAX e l'era della post-luminescenza

A causa della bassa risoluzione dei rivelatori di raggi gamma impiegati per decenni dalle prime scoperte, nessun GRB era stato associato con controparti conosciute, né era stato identificato un possibile ospite (quale una stella o una galassia). La migliore speranza di cambiare questa situazione sembrava risiedere nella possibilità di osservare la coda di emissione del GRB, ovvero l'emissione molto più debole e in dissolvenza (con una rapida diminuzione nell'intensità del segnale) di radiazioni a lunghezza d'onda maggiore - indicate con il termine inglese afterglow (post-luminescenza) del GRB, la cui esistenza era predetta da numerosi modelli. Nonostante intense ricerche, questa coda di emissione non era stata individuata.

Nel 1997 si è avuto un cambiamento con la messa in orbita del satellite italo-olandese Beppo-SAX. Dopo aver rivelato un lampi gamma (GRB 970228), venne comandato al satellite di puntare la sua apparecchiatura di ricezione di raggi X nella direzione da cui erano pervenute le emissioni gamma, e lo strumentò rivelò delle emissioni di raggi X in dissolvenza. Ulteriori osservazioni con telescopi a terra identificarono una debole controparte ottica. Con la posizione della sorgente perfettamente nota, quando l'emissione di raggi gamma si affievolì fino a scomparire, fu possibile raccogliere immagini ottiche più precise fino ad identificare la galassia estremamente lontana che aveva ospitato l'evento - la prima ad essere individuata di molte altre in seguito. Entro poche settimane, la controversia sulle distanze di questi eventi aveva raggiunto una conclusione: i lampi gamma potevano essere finalmente identificati come eventi extra-galattici, che si originavano in galassie molto deboli e ad enormi distanze dalla Terra. Questa scoperta rivoluzionò lo studio dei lampi gamma, stabilendone le distanze, caratterizzando l'ambiente in cui hanno origine e aprendo nuove opportunità osservative e teoriche su di essi.

Swift e i lampi gamma oggi

Un'analoga svolta nello studio dei lampi gamma è stata segnata dalla missione Swift, lanciata nel novembre 2004 ed ancora operativa. Il satellite Swift combina un rilevatore di raggi gamma molto sensibile con la capacità di un rapido (meno di un minuto) puntamento automatico in direzione del lampo, la cui emissione residua viene osservata dagli strumenti a bordo per la visualizzazione della controparte ottica e in raggi X.

Ciò ha permesso finora:

• la scoperta di code di emissione (afterglows) anche per i lampi brevi;
• la raccolta di numerosi dati sul comportamento delle code di emissione dei lampi gamma nei primi loro istanti evolutivi, anche prima che l'emissione di raggi gamma sia cessata;
• la scoperta del lampo gamma più distante mai osservato (GRB 090423).

Nel 2008 è stato lanciato il Telescopio spaziale per raggi gamma Fermi, un telescopio spaziale equipaggiato con un rivelatore di lampi gamma il cui obiettivo è rivelare, localizzare e caratterizzare i lampi gamma. Questo rivelatore è in grado di osservare più di duecento lampi gamma all'anno. Alcuni di questi lampi gamma, circa dieci all'anno, hanno energie abbastanza alte da poter essere osservati anche dal "Telescopio di grande area" presente a bordo.

Vengono costantemente compiute nuove scoperte nello studio dei lampi di raggi gamma, che è un campo della scienza estremamente dinamico.

Distanze e scala energetica

Modello Galattico e Modello Extragalattico

Prima del lancio di BATSE, la scala delle distanze dei lampi gamma era totalmente sconosciuta. La gamma di teorie proposte per spiegare i GRB prevedevano locazioni assai diverse del fenomeno, dalle regioni esterne del nostro sistema solare ai limiti estremi dell'universo conosciuto. La scoperta che tali esplosioni erano isotrope diminuì notevolmente queste possibilità e verso la metà degli anni novanta solo due teorie erano considerate accettabili: che originassero da una regione molto vasta disposta come una corona intorno alla nostra galassia, oppure che originassero da lontane galassie, non appartenenti al gruppo Locale.

I ricercatori che sostenevano il modello galattico basavano le loro ipotesi su una classe di oggetti noti come soft gamma repeaters (SGR): stelle di neutroni altamente magnetiche, appartenenti alla nostra galassia, che periodicamente esplodono emettendo intensi bagliori di radiazione elettromagnetica, in raggi gamma e ad altre lunghezze d'onda. Nel loro modello postulavano che esistesse una popolazione finora non osservata di oggetti analoghi ad una distanza maggiore che originava i lampi gamma. Inoltre, ritenevano eccessivo il quantitativo di energia richiesto a generare un tipico lampo gamma se si fosse ammessa l'ipotesi che avvenissero in una galassia distante.

I ricercatori che sostenevano il modello extra-galattico contestavano che l'ipotesi delle stelle di neutroni galattiche richiedesse troppe assunzioni ad hoc nel tentativo di riprodurre il grado di isotropia individuato da BATSE e che un modello extra-galattico era molto più naturale, senza considerare i relativi problemi di questa ipotesi.

Natura extra-galattica dei lampi gamma

La scoperta della coda di emissione (afterglow) associata con galassie molto distanti favorì definitivamente la seconda ipotesi. Tuttavia, oggi sappiamo che i lampi di raggi gamma non sono semplicemente eventi extra-galattici, ma che avvengono praticamente al limite dell'universo visibile. Un GRB tipico ha uno spostamento verso il rosso (redshift) non inferiore a 1.0 (corrispondente ad una distanza di 8 miliardi di anni luce), mentre l'evento più lontano conosciuto (GRB 090423) ha uno spostamento verso il rosso di 8,2 (corrispondente alla distanza di 13,03 miliardi di anni luce). Tuttavia, le osservazioni permettono di acquisire lo spettro solo di una piccola frazione dei lampi gamma - generalmente di quelli più luminosi - e molti degli altri potrebbero presentare un redshift ancora più elevato e, quindi, provenire da distanze anche maggiori.

La conferma delle immense distanze da cui provengono i lampi gamma sollevò nuove domande sulle energie coinvolte in tali esplosioni. Se assumiamo che ogni lampo gamma emetta energia uniformemente in tutte le direzioni, alcune tra le esplosioni più luminose corrispondono ad un rilascio totale di energia di 10⁴⁷ Joule, valore prossimo alla conversione di una massa solare in radiazioni gamma (vedi equivalenza massa-energia) in pochi secondi. Non c'è nessun processo conosciuto nell'universo capace di liberare tanta energia così velocemente. Tuttavia il requisito energetico è ridimensionato se il lampo non è simmetrico; se, ad esempio, l'energia è incanalata lungo un getto sottile (con un angolo di pochi gradi) il valore reale del rilascio di energia per un GRB tipico diventa confrontabile con quello di una supernova molto luminosa.

Getti nei GRB: emissione collimata

Oggi infatti si ritiene fortemente plausibile quest'ultima ipotesi. In molti lampi gamma si è osservato un fenomeno chiamato jet break ("pausa nel getto"), durante il quale, mentre il getto rallenta, la coda di emissione ottica cambia rapidamente nella velocità di dissolvenza, da lenta a rapida. Inoltre, almeno per una supernova, simile alle poche che sono state chiaramente identificate per aver accompagnato un lampo gamma, sono state osservate caratteristiche evocative di una significativa asimmetria nella sua esplosione (vedi "Progenitori" più avanti). L'angolo di apertura del getto (grado di collimazione), comunque, sembra variare largamente da 2 gradi a più di 20. Ci sono alcune prove che l'angolo del getto possa essere correlato all'energia apparentemente rilasciata in modo che l'energia realmente emessa da un GRB (lungo) sia approssimativamente costante - circa 10⁴⁴ J, o approssimativamente 1/2000 di una massa solare. Questo valore è confrontabile con il valore dell'energia rilasciata nell'esplosione di una brillante supernova di Tipo Ib/c (a volte denominata ipernova). Infatti, sembra che luminose ipernove abbiano accompagnato alcuni lampi gamma. Il fatto che i lampi gamma siano emessi in fasci suggerisce che il numero di tali eventi nell'universo sia maggiore del valore che stimiamo dalle nostre osservazioni, anche tenendo conto del limite di sensibilità dei nostri rilevatori. Ciò accade perché la maggior parte dei getti "mancherà" la Terra e non sarà mai vista; solo una piccola frazione del totale è casualmente puntata in direzione del nostro pianeta in un modo tale da permetterci di rilevarla come lampo gamma. Anche con queste considerazioni, il tasso di comparsa dei lampi gamma è molto piccolo - circa uno per galassia ogni 100 000 anni. È solo grazie al fatto che i lampi gamma siano così luminosi che ci permette di rilevarli regolarmente a dispetto della loro rarità. Se il getto è diretto verso la Terra, possiamo rilevare i lampi gamma più luminosi senza che la distanza costituisca un ostacolo - speculazioni stimolanti ipotizzano che gli echi di alcune esplosioni possano possedere spostamenti verso il rosso pari a 7 o superiori (corrispondenti ad una distanza di 13 miliardi di anni luce), provenendo dai primordi dell'universo. Ma anche i lampi gamma più deboli sono visibili se avvengono entro una distanza di un miliardo di anni luce.

Lampi gamma corti

Le argomentazioni espresse sopra si applicano soltanto ai GRB lunghi. I GRB corti, sebbene sempre extra-galattici, sembrano provenire da popolazioni a spostamento verso il rosso inferiori e sono meno luminosi dei GRB lunghi. Inoltre appaiono generalmente meno collimati - o non collimati affatto in alcuni casi - ed intrinsecamente meno energetici dei loro omologhi più lunghi. Sono probabilmente più frequenti nell'universo, sebbene siano stati osservati più raramente.

Progenitori: cosa provoca un GRB?

Per decenni, non si è saputo quasi nulla sui lampi gamma: ne erano sconosciute le origini e la distribuzione, spaziale e statistica. I lampi gamma stessi mostravano una grande varietà: potevano durare da una frazione di secondo a diversi minuti, presentavano una grande varietà di spettri, che non assomigliavano a nulla di quanto allora conosciuto. Non può sorprendere che la mancanza di limiti osservativi portò ad una profusione di teorie: evaporazione dei buchi neri, brillamenti magnetici su nane bianche, accrescimento di stelle di neutroni, accrescimento di antimateria, tipi esotici di supernovae e rapida dissipazione dell'energia di rotazione di un buco nero supermassiccio (per fornire solo alcuni esempi).

Da allora la situazione è molto più chiara. È abbastanza sicuro che ci sono almeno due tipologie differenti di progenitori (o cause) dei lampi gamma: una responsabile delle emissioni di lunga durata e spettro molle (GRB lunghi) e una responsabile delle emissioni di corta durata e spettro duro (GRB corti). Si teorizza che progenitori dei GRB lunghi siano dovuti al collasso dei nuclei di stelle massicce, a bassa metallicità; i progenitori dei GRB corti non sono ancora stati identificati, ma il modello che desta migliori speranze li vede frutto della fusione di due stelle di neutroni.

Lampi gamma lunghi: stelle massicce

Modello delle Collapsar

Rappresentazione del collasso di una stella massiccia in un buco nero. La stella rilascia energia nella forma di getti lungo l'asse di rotazione, generando un gamma ray burst. Fonte: Nicolle Rager Fuller/NSF

C'è attualmente un consenso generale nella comunità astrofisica che i lampi di raggi gamma di lunga durata siano associati alla esplosione di stelle massicce in un particolare tipo di supernova definito comunemente collapsar. Quando una stella massiccia giunge alla sintesi del ferro, il processo di fusione nucleare assorbe più energia di quanta possa liberarne e non è più in grado, quindi, di arrestare la contrazione della stella sotto l'azione del proprio peso (vedi Evoluzione stellare). Nel caso la massa del nucleo superi un valore critico (2 o 3 masse solari), la contrazione conduce alla formazione di un buco nero. La materia della stella che non ha partecipato alla formazione del buco nero, continua a precipitare attratta da esso e (nel caso che la stella progenitrice avesse posseduto una grande velocità di rotazione) inizia a ruotargli attorno turbinosamente andando a costituire un disco di accrescimento di elevata densità. Quando il materiale del disco cade nel buco nero si originano due getti lungo l'asse di rotazione (direzione di densità minore), verso i poli della stella ad una velocità prossima a quella della luce, originando un'onda d'urto relativistica. Se la stella non è avvolta da una spessa nuvola di idrogeno diffuso, questo materiale erutta dalla superficie stellare, il fronte d'onda accelera al decrescere della densità della materia stellare e, quando raggiunge la superficie, possiede un fattore di Lorentz di 100 o superiore (cioè, una velocità pari a 0.9999 volte la velocità della luce). Una volta raggiunta la superficie, l'onda d'urto erompe nello spazio, dove la maggior parte della sua energia è rilasciata in forma di raggi gamma.

È da notare che questa teoria richiede tre condizioni speciali perché una stella possa evolvere fino all'emissione di un lampo gamma:

• la stella progenitrice deve essere molto massiccia (alcuni studi indicano che per la formazione del buco nero centrale è necessaria una massa iniziale della stella pari a 40 masse solari)
• la stella progenitrice deve possedere un'elevata velocità di rotazione perché possa sviluppare un toro d'accelerazione capace di lanciare i getti nello spazio
• la stella progenitrice deve avere una bassa metallicità, deve aver perduto gran parte dell'involucro esterno di idrogeno perché i getti possano raggiungere la superficie.

Di conseguenza, i lampi gamma sono ben più rari delle supernove con collasso del nucleo, per le quali è richiesto (come generalmente assunto) solo che la stella abbia sufficiente massa da raggiungere la fase di sintesi del ferro. Sono necessarie ulteriori ricerche per affinare la teoria presentata ed identificare i valori limite della massa, velocità di rotazione e metallicità della stella progenitrice.

Evidenze osservative del modello delle collapsar

La teoria finora proposta è basata principalmente su due tipologie di evidenze osservative. Primo, lampi gamma lunghi sono stati individuati in sistemi in cui è osservabile una recente ed abbondante formazione stellare, sia nelle galassie irregolari che nelle braccia delle galassie a spirale e non sono mai stati osservati in regioni dove la formazione stellare è cessata. Questa è una prova forte del legame con le stelle massicce, che evolvono e muoiono in poche centinaia di milioni di anni, sebbene non si riferisca necessariamente al solo modello delle collapsar. Altri modelli che prevedono un'associazione con la formazione stellare ne sono ugualmente favoriti.

Secondo, sono stati osservati diversi casi in cui un'esplosione di supernova ha immediatamente seguito l'emissione del lampo gamma. Sebbene la maggior parte dei lampi gamma avvengano a distanze così elevate che i nostri strumenti non sono in grado di rilevare la debole emissione di una eventuale supernova, nei sistemi a basso redshift sono stati ben documentati diversi casi di GRB seguiti in pochi giorni dalla comparsa di una supernova. Tali supernove sono state tutte classificate come del tipo Ib/c, una classe di rare supernove dovute al collasso del nucleo ma che mancano linee di assorbimento dell'idrogeno (in accordo con l'associazione teorica con stelle che abbiano perso il loro involucro di idrogeno). Tra le associazione di GRB e supernove più ovvie, ci sono quelle di GRB 060218 con SN 2006aj,, di GRB 030329 con SN 2003dh,, e di GRB 980425 con SN 1998bw, mentre una manciata dei GRB più distanti mostra un picco di supernova nelle curve di luce delle tardive code di emissione (afterglow).

Sono state osservate possibili eccezioni alla teoria presentata: due vicini lampi gamma lunghi senza una firma di una qualunque classe di supernova. Nonostante un'intensa attività osservativa dei telescopi a terra, GRB 060614 e GRB 060505 hanno contraddetto la predizione di apparizione di una supernova. Entrambi gli eventi sono stati comunque associati con popolazioni in cui è presente attività di formazione stellare. Una possibile implicazione è che durante il collasso di un nucleo stellare massiccio possa essere totalmente impedita l'esplosione di supernova, se, ad esempio, il buco nero inghiotte completamente la stella prima che l'esplosione possa raggiungere la superficie.

GRB corti: binarie degeneri?

Di nuovo, dobbiamo individuare un'eccezione nei lampi gamma corti. Ad oggi, sono state individuate le galassie ospiti solo per una manciata di eventi, che, inoltre, sembrano mostrare delle significative differenze dalla popolazione dei lampi lunghi: per quanto un lampo corto sia stato localizzato con precisione in una regione di formazione stellare, nella zona centrale di una galassia, molti altri sono stati associati con le regioni più esterne e in alcuni casi anche con l'alone di grandi galassie ellittiche, regioni dove la formazione stellare è cessata. Inoltre, tutti i GRB corti osservati finora hanno presentato un basso valore di spostamento verso il rosso e, a dispetto delle distanze relativamente vicine e dei dettagliati studi che li hanno seguiti, non sono stati associati a nessuna supernova.

Effetti biologici dei lampi gammi

È stata avanzata l'ipotesi che i GRB possano essere stati la causa di estinzioni di massa sulla Terra ma finora nessuna di esse può essere attribuita con sicurezza ad un GRB, in compenso sono stati presentati lavori che teorizzano che zone della galassia situate nelle vicinanze dei corpi all'origine dei GRB possano essere state private di ogni forma di vita a causa delle elevatissime intensità dalle radiazioni emesse dai GRB.

GRB notevoli

L'immagine, acquisita il 23 gennaio 1999, mostra la coda di emissione ottica del lampi gamma GRB-990123. Il lampo è visibile come un punto chiaro indicato nel riquadro a sinistra. È identificabile, inoltre, la galassia ospite dell'evento (l'oggetto a forma di filamento sopra il GRB), che sembra essere stata distorta dalla collisione con un'altra galassia.

Sono stati rilevati molte migliaia di lampi gamma, da numerosi satelliti. Questa lista non tenta nemmeno di essere completa, includendo soltanto quei GRB che hanno un'importanza storica o scientifica.

• 670702 – Il primo GRB rilevato.
• 970228 – Il primo GRB di cui è stata rilevata con successo l'emissione residua (afterglow) sia nella banda X che in quella ottica. Fu anche possibile individuare la provenienza dell'emissione da una galassia molto lontana (redshift z=0.695). Questa scoperta rafforzò l'ipotesi di un'origine extra-galattica dei lampi gamma.
• 970508 – Il primo GRB di cui fu misurato il redshift. Con z=0.835, confermò senza ambiguità la natura extra-galattica dei lampi gammas.
• 980425 – Il primo GRB alla cui rilevazione è stata associata l'osservazione di una supernova (SN 1998bw), fornendo l'intuizione del legame tra lampi gamma e supernove. Il GRB stesso fu molto inusuale, essendo estremamente poco luminoso. Ad oggi è stato anche il GRB a noi più vicino (z=0.0085).
• 990123 – Di questo GRB è stata misurata la luminosità ottica della coda di emissione, che ha raggiunto o superato una Magnitudine apparente di 8.95, appena leggermente più debole del pianeta Nettuno a dispetto della sua distanza di 9.6 miliardi di anni luce. È stato anche il primo GRB la cui emissione ottica è stata rilevata prima che cessasse l'emissione di raggi gamma.
• 030329A – GRB estremamente luminoso associato senza ambiguità ad una supernova. Provò che lampi gamma e supernove sono collegati.
• 050509B - Il primo GRB corto a cui è stata associata una galassia ospite. Fornì la prima evidenza che alcuni GRB corti, a differenza di quelli lunghi, si verificano in galassie vecchie e non sono accompagnati da supernove.
• 050724 – Il primo GRB corto associato con sicurezza ad una galassia ellittica. È anche il primo GRB corto seguito da un afterglow visibile sia nella banda infrarossa sia nella banda radio.
• 050904 – Il più distante GRB mai osservato fino ad allora, con z=6,295 (12,7 miliardi di anni luce).
• 060218 – Il più recente GRB a basso redshift (z=0.033), accompagnato da una supernova.
• 060505 e 060614 - lampi gamma lunghi non accompagnati da una luminosa supernova.
• 080319B - GRB estremamente intenso con l'afterglow che ha raggiunto nel dominio del visibile una magnitudine di 5,6 (visibile ad occhio nudo). L'evento è il più energetico rilevato dall'osservatorio orbitante Swift.
• 080913 – Il più distante GRB mai osservato fino ad allora, con z=6,7 (12,8 miliardi di anni luce).
• 090423 – Il più distante GRB mai osservato fino ad oggi, con z=8,2 (13,03 miliardi di anni luce).
• 130427A – Il GBR più energetico mai osservato finora, rilevato dal LAT (large area telescope) e successivamente da Swift che osservano emissioni di fotoni da 94GeV arrivando a sette sulla scala di magnitudine.
• 160625B – Il primo GRB ad essere analizzato nel momento della sua rilevazione.

Voci correlate

• Terrestrial Gamma Ray Flash
• Kilonova
• Progenitori dei lampi gamma
• Astronomia a raggi gamma

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Collegamenti esterni

• (EN) John Donald Fernie, gamma-ray burst, su Enciclopedia Britannica, Encyclopædia Britannica, Inc.