Gamma ray bursts (GRB)

Un'esplosione tanto potente da oscurare la luce di intere galassie, concentrata in due fasci di radiazione elettormagnetica ad altissima frequenza: si tratta dei lampi di raggi gamma. Seguiteci su Eagle sera per saperne di più.

I lampi di raggi gamma

I lampi gamma, anche abbreviati GRB dalla locuzione inglese gamma ray burst (esplosione di raggi gamma), sono, in astronomia, un fenomeno transiente rappresentato da intensi lampi di raggi gamma la cui durata è estremamente varia: da pochi millisecondi a diverse decine di minuti e perfino ore (GRB 11209A). Proprio la constatazione di tale differente durata ha indotto la comunità scientifica a classificarli in due tipi principali: lampi gamma brevi (short gamma-ray bursts) se durano meno di 2 secondi, e lampi gamma lunghi (long gamma-ray bursts) se durano più di 2 secondi. Un terzo tipo di GRB, quello dei lampi gamma ultra-lunghi (ultra-long gamma-ray bursts), è stato proposto sulla base della durata del prompt del GRB 11209A (più di 7 ore), ma non esiste consenso scientifico per tale ulteriore categoria di GRB.. Tuttavia, il riscontro negli anni di lampi gamma "borderline" tra le due classi ha indotto all'introduzione di una classificazione più recente basata su altri criteri, in cui gioca ruolo chiave in particolare la natura del "progenitore", con lampi di Tipo I, prodotti in sistemi binari (due stelle di neutroni o una stella di neutroni ed un buco nero), e lampi di Tipo II, ovvero i classici lampi associabili alla morte di stelle massicce, ma quest'ultima non è universale. Se si assume che i GRB emettano energia isotropica (Eiso), ovvero uniforme in tutte le direzioni, queste potenti esplosioni possono sfiorare i 1048 Joule (GRB 080916C), pari a circa 10.000 volte l'energia emessa dal Sole nell'intero arco della sua esistenza di 10 miliardi di anni o all'energia media nel visibile di 10.000 supernove (foe), costituendo il fenomeno transiente più energetico finora osservato nell'universo. Attualmente si pensa che i lampi gamma siano esplosioni altamente collimate, con l'energia concentrata in due getti che si muovono in direzioni opposte. Il loro valore reale (Eo) è così minore a causa del fattore di collimazione. Per angoli di 4-8 gradi si riduce a 1044-45 Joule. Si ritiene che siano prodotti dalla fusione di due stelle di neutroni, o di una stella di neutroni ed un buco nero nel caso dei GRB brevi, o dal collasso gravitazionale di una stella massiccia nel caso dei GRB lunghi (collapsar) che produce una magnetar (stella di neutroni con campo magnetico estremo) ad altissima rotazione, o un buco nero. Il meccanismo più ampiamente accettato per l'origine dei GRB lunghi è il modello collapsar, in cui il nucleo di una stella estremamente massiccia, a bassa metallicità e in rapida rotazione, collassa in un buco nero nelle fasi finali della sua evoluzione. La materia vicino al nucleo della stella piove verso il centro e vortica in un disco di accrescimento ad alta densità. L'immane quantità di materia non viene del tutto "assorbita" dal buco nero, che così spinge una coppia di getti relativistici di materia in eccesso lungo l'asse di rotazione; essi si propagano a velocità relativistiche lungo l'involucro stellare e alla fine ne oltrepassano la superficie, irradiandosi come raggi gamma. Alcuni modelli alternativi sostituiscono il buco nero con una magnetar di nuova formazione; in realtà il meccanismo è il medesimo, indipendentemente dalla natura del "motore interno". Scoperti per la prima volta nel 1967 dai satelliti "Vela" per identificare radiazioni gamma provenienti da detonazioni di armi nucleari sovietiche, dopo un iniziale, fugace ed intensissimo flusso di raggi gamma che costituisce il fenomeno del lampo gamma in senso stretto, un bagliore residuo (afterglow), visibile nelle altre bande spettrali (radio, IR, visibile, UV, raggi X) venne rilevato solo nel 1997 da BeppoSAX per il GRB 970228. Già nel 1993 si teorizzava l'effetto del fenomeno su più lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico. I GRB, a dispetto della loro potenza, 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 la fonte viene rilevata fino all'estremità dell'universo visibile. Il lampo gamma più lontano finora osservato, denominato GRB 090423, testimonia una esplosione stellare catastrofica avvenuta più di 13 miliardi di anni fa.[27] Date le immani energie coinvolte nel fenomeno, è stato ipotizzato che se un GRB si verificasse nella Galassia e puntasse uno dei 2 fasci di energia verso la Terra da una distanza anche di migliaia di anni luce, potrebbe causare estinzione di massa della vita animale e vegetale sul pianeta, e uno dei possibili "colpevoli" dell'estinzione di massa dell'Ordoviciano-Siluriano è stato identificato proprio in un lampo gamma. 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 nello stesso giorno, 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. 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 le radiazioni X e gamma. Data la rapidità con la quale l'evento gamma si manifesta, normalmente si esaurisce su tempi scala dell'ordine di secondi o decine di secondi, era impossibile localizzarlo in cielo con una precisione sufficiente per permetterne lo studio con i telescopi terrestri. I GRB rimasero per circa un quarto di secolo tra gli oggetti astrofisici più misteriosi, praticamente inaccessibili. Questa situazione perdurò fino al 1997. 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. Dai dati raccolti dallo strumento furono ricavate due importanti informazioni: 1) 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. 2) 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. A causa della bassa risoluzione dei rivelatori di raggi gamma impiegati per decenni dalle prime scoperte, e dalla rapidità con la quale si manifestava l'evento, nessun GRB era stato associato con controparti ottiche conosciute, né era stato identificato un possibile oggetto 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. Questa situazione è cambiata radicalmente nel 1997 con la messa in orbita del satellite italiano (con una partecipazione olandese) Beppo-SAX. Dopo aver rivelato un lampo 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 per la prima volta in un GRB. 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 che aveva ospitato l'evento. Entro lo stesso anno, la controversia sulle distanze di questi eventi era stata risolta: il lampo gamma noto come GRB 970508 venne rilevato a circa 6 mld di anni-luce dalla Terra. Fu la prima volta che si misurò la distanza di un GRB dalla terra con accuratezza. Da allora, 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, definendo la scala energetica del fenomeno e caratterizzando l'ambiente in cui hanno origine, aprendo nuove opportunità osservative e teoriche. Nel 1998, il GRB 980425 fu seguito, entro un giorno, da una supernova molto luminosa, denominata SN 1998bw, archetipo del fenomeno della ipernova, la cui posizione coincideva con quella del lampo, manifestando forte evidenza dell'associazione tra i GRB e le morti stellari di stelle massicce e favorendo il modello della collapsar. Beppo-Sax fu operativo fino al 2002. Una svolta ugualmente rivoluzionaria nello studio dei lampi gamma è avvenuta con la 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: 1) la scoperta di code di emissione (afterglows) anche per i lampi brevi; 2) 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;3) 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 "Large Area Telescope" presente a bordo. Vengono costantemente compiute nuove scoperte nello studio dei lampi di raggi gamma, che è un campo della scienza estremamente dinamico. A partire dal terzo millennio, nuove scoperte includono quella di estese e irregolari attività nello spettro dei raggi X per diversi minuti per molti lampi, del più distante (GRB 090423), poi surclassato dal GRB 090429B, oggi il più distante in assoluto, del più luminoso (GRB 080319B),[43][44] del più energetico (GRB 080916C). Sono state poste le basi per un modello alternativo a quello della collapsar relativo ai lampi gamma lunghi, quello dell'ipernova binaria o Binary Driven HyperNova (BdHN), basato sul concetto di Induced Gravitational Collapse (IGC), in inglese "collasso gravitazionale indotto", che prevede che in un sistema binario il materiale espulso ad alta velocità da una supernova vicina induce un collasso gravitazionale nella compagna, che collassa in un buco nero o stella di neutroni particolarmente massiccia a seconda della distanza; sviluppato quale evoluzione del modello "fireshell", alternativo a quello classico della "fireball" entro il quadro della collapsar, esso può spiegare anche i GRB corti, individuandone molteplici classi. Nel 2017 il GRB 150101B venne associato al GW170817, prodotto dalla fusione di due stelle di neutroni, un fenomeno noto come kilonova, confermando l'origine degli short GRB nella collisione di stelle di neutroni. Nel 2019 il GRB 190114C fu il primo lampo associato all'emissione di energia nell'ordine dei teraelectronvolt. Nel 2021 il GRB 200826A, rilevato l'anno precedente, con la sua durata di circa 1 secondo, è il GRB più corto associato ad una stella massiccia; questo rende più evanescente la classica distinzione tra GRB corti e lunghi in base alla durata dell'emissione e al tipo di progenitore e potrebbe favorire una più recente classificazione dei GRB in lampi gamma di Tipo I (binari) e Tipo II (collapsar), invero già proposta in passato, anche sulla base di altre caratteristiche dei lampi, come la luminosità. 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. 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, ovvero in energia isotropica (Eiso), alcune tra le esplosioni più luminose corrispondono ad un rilascio totale di energia di ~1047 Joule, valore prossimo alla conversione di una massa solare (che è un riferimento fondamentale nelle scienze astronomiche, il cui simbolo e M☉) in radiazioni gamma (vedi equivalenza massa-energia) in pochi secondi.[12] Il più energetico lampo gamma mai rilevato, GRB 080916C, sprigionò in circa 23 minuti fino a 8.8 × 1047 Joule di energia, approssimativamente l'equivalente di ben 4 masse solari o di 9000 supernove di media potenza nel visibile, pari a 1 foe (1044 Joule). Una ricerca del 2017 individua un limite energetico pari a 1-3 x 1047 Joule in Eiso, corrispondente alla massima efficienza radiativa.[65] Non c'è nessun processo conosciuto nell'universo capace di liberare tanta energia così velocemente; solo le collisioni di buchi neri possono competere rilasciando l'equivalente di masse solari in onde gravitazionali: ad esempio, il primo evento mai rilevato di onde gravitazionali nel 2015 (GW150914), convertì in onde gravitazionali 3 masse solari circa, pari a ~5.4 × 1047 Joule. Un problema energetico è stato sollevato nei decenni in quanto nessun processo stellare conosciuto ad oggi può spiegare simili rilasci energetici in archi temporali talmente ristretti. L'energia isotropica dei GRB della più antica popolazione stellare (III) potrebbe essere anche superiore, fino a 1050 Joule; se venisse rilevata tale quantità di energia ad un elevato redshift (z=20), ciò potrebbe essere un'evidenza forte della loro esistenza. Tuttavia l'emissione energetica dei GRB è fortemente ridimensionata se il lampo non emette isotropicamente. Se, ad esempio, l'energia prodotta rimane confinata entro un "jet" caratterizzato da un angolo di pochi gradi, il valore reale dell'emissione di energia per un GRB tipico diventa confrontabile con quello di una supernova. Oggi infatti si ritiene fortemente plausibile quest'ultima ipotesi, che sembra anche spiegare il problema energetico. In molti lampi gamma si è osservato un fenomeno chiamato jet break, che accade quando le dimensioni angolari del jet, che aumentano se visto lungo la visuale man mano che il jet rallenta, superano le dimensioni dell'angolo di collimazione. In questo caso si osserva un brusco cambiamento di pendenza nella curva di luce dell'afterglow. Trattandosi di un effetto "geometrico", una caratteristica importante di questo fenomeno è che il break nella curva di luce è acromatico. Non è ancora chiara la ragione per la quale in molti GRB tale fenomeno non venga osservato. L'angolo di apertura del jet è molto variabile, da oggetto a oggetto, nell'intervallo tra 2 e 20 gradi, ma per alcuni GRB si stima possa essere anche più grande. Ci sono alcuni studi secondo cui l'angolo del getto possa essere correlato all'energia apparentemente rilasciata in modo che l'energia totale (Eo) realmente emessa da un GRB (lungo) sia approssimativamente costante - circa 1044 Joule, o approssimativamente 1/2000 di una massa solare. È la potenza media di una supernova in radiazione visibile, per la quale è stato elaborato il foe quale unità di misura. Infatti, sembra che luminose ipernovae abbiano accompagnato alcuni lampi gamma. Dopo la correzione per collimazione, il valore dell'energia reale totale è così confrontabile con il valore dell'energia rilasciata nell'esplosione di una brillante supernova di Tipo Ib/c (a volte denominata, per l'appunto, ipernova). Queste supernovae sono una famiglia minoritaria (rappresentano circa il 20-30%) delle supernovae denominate di tipo core-collapse, nelle quali l'esplosione è innescata dal collasso gravitazionale del nucleo (il core per l'appunto) e sono le uniche supernovae - fino ad ora - ad essere state associate ai GRB. Si ritiene che le stelle che producono le supernove di Tipo Ib/c manchino di idrogeno e/o elio; e questo ha fatto sì che fossero associate ad una particolare classe di stelle, le stelle di Wolf-Rayet: stelle estremamente calde e massicce che hanno perso, in tutto o in parte, gli strati esterni di idrogeno e/o elio a causa di potenti venti stellari. Tutti i lampi gamma finora associati a supernove di tipo Ib/c (ipernove) sono stati localizzati a distanze molto ravvicinate rispetto a quelli "cosmologici": (GRB 980425/SN 1998bw, GRB 030329/ SN 2003dh e GRB 031203/SN 2003lw. È possibile che la distanza cosmologica della maggior parte dei GRB precluda l'osservazione della relativa supernova, oppure che il collasso diretto della stella in un buco nero precluda la supernova stessa. A differenza di una supernova, che emette isotropicamente, un lampo gamma concentra lo stesso quantitativo di energia (~1044 J) in fasci che erompono in due direzioni opposte, apparendo così estremamente luminoso, persino molti ordini di grandezza più delle supernove più brillanti. Nel 2008, in seguito al rilevamento del GRB 080319B, il cui afterglow, con picco di magnitudine apparente pari a 5.3, fu talmente luminoso (oltre 2,5 milioni di volte della supernova più brillante rilevata fino ad allora, SN 2005ap) da essere visibile ad occhio nudo dalla terra nonostante la distanza pari a 7,5 mld di anni-luce, venne proposto un modello a due getti, uno più ampio ed uno centrale, più concentrato e ristretto; l'estrema luminosità del lampo sarebbe dovuta alla fortuita posizione della Terra, "allineata" rispetto al cono centrale. Se questo modello, tra l'altro, fosse confermato per la maggior parte dei GRB, l'implicazione sarebbe che la maggior parte di rilevamenti di lampi gamma hanno solo registrato dati a proposito del cono più debole e più ampio, e dunque che sono un fenomeno molto più comune di quanto non si credesse in precedenza, fino a 10 o persino 100 volte di più. L'energia emessa nei soli raggi gamma (Eγ), invece, sarebbe costante a ~5 x 1043 Joule.. Ricerche successive hanno dimostrato che l'energia dei GRB varia di diversi ordini di grandezza anche dopo la correzione per beaming. Per esempio, alcuni GRB hanno emesso energia reale, ovvero collimata, pari ad almeno un ordine di grandezza superiore, ovvero equivalente a 1045 Joule. È stata individuata, viceversa, una classe di GRB lunghi cosiddetti "sub-energetici" o "sub-luminosi" in piccola percentuale (10-20% del totale), con Eo tra i 1041-43 Joule. Pertanto, i lampi gamma non possono essere considerati come "candele standard" in quanto la loro energia corretta, dunque reale, varia di diversi ordini di grandezza e non è costante. Questo fatto fornisce indicazioni importanti sulla natura del "motore interno" che innesca il GRB. Il fatto che i lampi gamma siano collimati 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. Il più lontano GRB per il quale si sia riusciti a misurare la distanza spettroscopicamente è GRB 090423 che è esploso 500 milioni di anni dopo il Big Bang. Tuttavia, se il modello a due getti proposto da Racusin et al. nel 2008 per spiegare l'estrema luminosità del GRB 080319B venisse confermato per tutti o la maggior parte dei GRB, seguirebbe che la frequenza dei lampi sia qualche ordine di grandezza superiore rispetto a quanto stimato. Il modello standard che prevede un grado di collimazione dei jets dei GRB sembra rispondere efficacemente sia al problema energetico, legato alla difficoltà di spiegare l'emissione di energie pari o superiori a 1047 J in pochi secondi o minuti per qualsiasi oggetto stellare, sia al problema dei jet breaks. Tuttavia, gli afterglow di alcuni GRB non sembrano mostrare quei jet breaks che appaiono favorirlo. Ciò potrebbe essere spiegato con una bassa collimazione dei jets o una sua totale assenza. Se ciò fosse vero, l'energia isotropica coinciderebbe con l'energia emessa dal lampo gamma. Per i GRB a bassa luminosità (Eiso ~ 1043 J) il problema energetico non è invocato; per quelli ad elevata luminosità sembra necessario giustificare energie che si approssimano ai più alti valori invocati per i GRB più energetici, e ciò pone un problema relativo alla natura del "motore interno" che innesca il GRB. Il grande quantitativo di energia, collimata o meno, sprigionato da un GRB, aiuta a determinare la natura del "motore interno" che la produce. Nel modello collapsar, al collasso gravitazionale di una stella massiccia segue la formazione di una stella di neutroni rotante o di una magnetar se il campo magnetico è particolarmente intenso o, in alternativa, di un buco nero. Le magnetar possiedono una grande energia rotazionale (Erot), potendo ruotare fino a 1000 volte al secondo, ed inoltre possiedono i più potenti campi magnetici conosciuti (∼1013-15 Gauss). È stato calcolato che una magnetar "millisecondo" con ~1015 Gauss possiede Erot fino a ~3 x 1045 Joule; pertanto, ogni lampo gamma con energia reale prossima o superiore a quel valore non potrebbe essere innescato da una magnetar, bensì dall'energia rotazionale di un buco nero. Inoltre, poiché la massima energia rotazionale di una stella di neutroni coincide approssimativamente con l'energia cinetica media di una ipernova (~1045 J), è stato proposto che tutti i GRB associati a supernove (GRB-SN) siano innescati proprio da questo tipo di oggetto estremo; d'altro canto, GRB con valore energetico pari o superiore a 1045 J non sembrano essere associati a supernove luminose, e ciò rafforzerebbe l'ipotesi che questi ultimi siano innescati da "collapsar" propriamente dette, ove un buco nero appena formato impedisce l'espansione degli strati esterni della stella tipica di una supernova. Per i GRB lunghi con grado di collimazione basso o assente, un buco nero rotante di Kerr-Newman con immensi campi vettoriali neutri, ove i fotoni acquistano massa e momento angolare in un fortissimo campo gravitazionale, può estrarre energie fino a 1047-48 J, risultando congeniale per spiegare Eo con tali valori. Le curve di luce dei lampi gamma sono estremamente diverse e complesse. Non esistono due curve di luce di GRB identiche,[102] con grandi variazioni osservate in ogni proprietà del fenomeno: nella durata (dai millisecondi alle decine di minuti), nella presenza dell'emissione di un singolo picco o tanti singoli picchi, che possono essere simmetrici oppure con schiarimento rapido e lento decadimento. Alcuni GRB sono preceduti da un fenomeno "precursore", ovvero una debole emissione seguita, dopo secondi o persino minuti, dal lampo propriamente detto. Le curve di luce di alcuni eventi GRB si manifestano poi con dei profili che sfuggono ad ogni classificazione. Sebbene dei modelli semplificati possono riprodurre approssimativamente alcune curve di luce, pochi sono i progressi fatti nella comprensione della complessità constata. Molti schemi di classificazione sono stati proposti, spesso basati soltanto sulle differenze manifestate nelle curve di luce, potrebbero non tenere conto della natura fisica del "progenitore", un aspetto altrettanto fondamentale. Ciononostante, sono stati effettuati tentativi di classificazione del fenomeno ed è stato evinto che un grande numero di GRB mostra una certa distribuzione bimodale con due popolazioni principali: una popolazione di tipo "breve" con una durata media di 0.3 secondi, e una di tipo "lungo" con una durata media di circa 30 secondi. Sono state proposte ulteriori classi tanto per motivi teorici quanto sulle osservazioni rilevate. 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 soft (lampi gamma lunghi) e una responsabile delle emissioni di corta durata e spettro hard (lampi gamma corti). Si teorizza che progenitori dei lampi lunghi siano dovuti al collasso dei nuclei di stelle massicce, a bassa metallicità; sono chiamate in causa, in particolare, le stelle di Wolf-Rayet, alla cui morte è associato il fenomeno dell'ipernova o collapsar.[20] Se la stella progenitrice ruotava molto rapidamente, per la conservazione del momento angolare, lo farà anche l'oggetto collassato risultante. Quindi, dopo la formazione della stella di neutroni o del buco nero, il materiale collassato residuo non accresce direttamente sulla stella di neutroni o sul buco nero, ma a causa della sua rotazione (e a fenomeni di frizione interna del gas), formerà un disco di accrescimento rotante attorno all'astro. Successivamente, il gas cadrà dal disco sulla superficie della magnetar o nel buco nero. Nel caso di un buco nero rotante (Buco Nero di Kerr) l'energia rotazionale è enorme, corrispondente a circa il 40% della sua energia a riposo (Mc2). Come si formino i getti che fuoriescono dai poli dell'astro è un fenomeno ancora non compreso nei dettagli, tuttavia è molto probabile che nel processo di estrazione dell'energia siano coinvolte distorsioni dei campi magnetici (modello Blandford-Znajek) e/o dello spazio-tempo (modello Penrose), causati dall'accrescimento e dall'elevata velocità di rotazione; il risultato è il prorompere di due potenti getti relativistici dai poli del "motore interno" che attraversano tutto l'astro ed erompono verso l'esterno. Esistono due modelli principali per spiegare la fenomenologia dei GRB: il modello "fireball"[146] e il modello dell'ipernova binaria (BdHN). Il modello classico per spiegarli è il modello "fireball"; in alternativa, è proposto quello più recente dell'ipernova binaria (BdHN) che vede protagonista dei GRB lunghi un sistema binario con una stella di neutroni ed un buco nero (BdHN di tipo I) o due stelle di neutroni (BdHN di tipo II), sviluppato entro il quadro dell'opposto modello "fireshell". I progenitori dei lampi corti sono stati identificati sin dal 2007 nel fenomeno della kilonova, prodotto dalla collisione di due stelle di neutroni o di una stella di neutroni ed un buco nero, ma evidenze forti sono giunte solo nel 2013 con il GRB 130603B, confermate nel 2017 con il GRB 170817A. Il modello BdHN unifica i progenitori per entrambe le classi di GRB, ma mentre per gli short gamma-ray burst il meccanismo è quello dell'interazione gravitazionale tra i due oggetti che poi ne produce la fusione (kilonova), per i long gamma-ray burst è rappresentato, oltre che dalla gravità, anche dall' accrescimento ipercritico di massa degli astri e dalla loro distanza orbitale. I lampi gamma possono avere effetti nefasti per la vita sulla Terra. Considerando l'universo nel suo insieme, gli ambienti più sicuri per lo sviluppo e la sussistenza della vita biologica, almeno per quella di cui si ha diretta esperienza sulla Terra, sarebbero le regioni periferiche delle grandi galassie. E nemmeno di tutte: per quel che si sa, la vita, per come è conosciuta, può svilupparsi solo nel 10% di tutte le galassie. Infatti, galassie con z > 0.5 non dovrebbero essere adatte alla vita proprio a causa dell'alto tasso dei GRB. Tutti i lampi gamma osservati fino ad oggi si sono verificati molto oltre la nostra galassia, e, pertanto, non hanno comportato conseguenze per la biosfera terrestre. Si suppone, però, che se un lampo gamma, la cui emissione di uno dei due fasci fosse diretta verso il pianeta, avvenisse nella Via Lattea entro 5000-8000 anni luce di distanza, gli effetti potrebbero essere devastanti per la vita. Attualmente, i satelliti in orbita rilevano ben un GRB al giorno. Il più vicino mai osservato fu il GRB 980425, con z=0.0085 (130.000.000 anni luce o 40 megaparsec) in una galassia nana di tipo SBc. Rilevato nel 1998, fu di gran lunga meno energetico della media dei lampi gamma e venne associato alla supernova SN 1998bw. Fu anche il primo evento di cui si ebbe evidenza di un'associazione tra un lampo gamma ed una supernova. Stimare la frequenza dei GRB è difficile; per una galassia di dimensioni simili a quelle della Via Lattea ci si aspetta un GRB lungo ogni 10.000, 100.000 o persino 1.000.000 di anni. Per i GRB corti ci si aspetta un tasso di frequenza simile, anche se non vi sono certezze sul grado di collimazione. Se il modello a doppio getto proposto da Racusin et al. nel 2008 per il GRB 080916 venisse confermato per i GRB lunghi, le stime sulla frequenza potrebbero variare fino a 100 rispetto a quanto ne vengano rilevati da Terra. Poiché i GRB sono con ogni probabilità delle esplosioni di raggi gamma che si manifestano come fasci sprigionati in due direzioni opposte, solamente i pianeti lungo la traiettoria di questi dovrebbero essere colpiti dal flusso di radiazioni gamma. Le conseguenze di un GRB che colpisce la Terra da una distanza ravvicinata sono solo ipotetiche; ma è appurato che eventi fortemente energetici nella Galassia possono influenzare l'atmosfera della Terra. L'atmosfera terrestre è molto efficiente nell'assorbimento di radiazioni elettromagnetiche anche energetiche, come i raggi-x o gli stessi raggi gamma, che sono le più potenti forme di radiazione. Infatti, si sa che questo tipo di radiazioni di ogni tipo colpiscono il pianeta senza interruzione, naturalmente a livelli del tutto innocui per la vita. Se un GRB si verificasse entro qualche migliaio di anni luce, la conseguenza più immediata sarebbe l'incremento di radiazione ultravioletta a livello del suolo fino a qualche decina di secondi. Ovviamente, di importanza fondamentale è la distanza del lampo, ma sembra improbabile che possa innescare un effetto catastrofico per tutta la vita sulla Terra. Gli effetti a lungo termine potrebbero essere peggiori. I raggi gamma causano reazioni chimiche nell'atmosfera coinvolgendone ossigeno e azoto; il risultato è la produzione di varie sostanze di ossido di azoto. Esse causerebbero effetti pericolosi su tre livelli. 1) Innanzitutto, ridurrebbero l'ozono, e modelli ne mostrano un decremento a livello globale del 25%-35%, con punte del 75%; l'effetto durerebbe per anni. La conseguenza sarebbe un flusso potente e duraturo di radiazione ultravioletta solare. 2) In secondo luogo, i diossidi di azoto causerebbero smog fotochimico, che oscurerebbero i cieli, bloccando la luce solare. È chiaro che la fotosintesi ne sarebbe compromessa, anche se l'effetto potrebbe essere minimo, con solo un 1% di riduzione della luce solare, sebbene protratta per molti anni. Tuttavia, l'oscuramento dei cieli potrebbe innescare cambiamenti climatici affini ad un inverno nucleare o da impatto. 3) In terzo luogo, i diossidi produrrebbero piogge acide. L'acido nitrico è tossico per una varietà di organismi, inclusi anfibi, sebbene i modelli prevedono che i suoi livelli non dovrebbero essere tali da innescare una catastrofe globale; alcuni nitrati, anzi, potrebbero essere persino a beneficio di alcune piante. In sintesi, un GRB relativamente vicino (migliaia di anni luce) che punti uno dei suoi due fasci direttamente sulla Terra, danneggerà la biosfera a causa dell'incremento dei raggi UV per anni dovuto alla riduzione dell'ozono, ovvero a causa del primo effetto. I modelli mostrano che gli effetti distruttivi di tale incremento possono causare fino a 16 volte i livelli normali di danno al DNA. In realtà, è difficile stabilire le reali conseguenze di un evento tanto potente quanto ipotetico. GRB vicini abbastanza da colpire gravemente la vita sulla Terra potrebbero accadere una volta ogni 5.000.000 di anni circa, sarebbe a dire che, da quando la vita è cominciata, avrebbero potuto colpire il pianeta, teoricamente, circa 1000 volte. L'estinzione dell'Ordoviciano-Siluriano, accaduta 450.000.000 di anni fa, potrebbe essere stata causata da un lampo gamma. Le specie di trilobiti del tardo Ordoviciano che trascorrevano parte della loro vita nello strato di plancton vicino alla superficie dell'oceano furono molto più colpite rispetto agli abitanti delle acque profonde, che tendevano a rimanere in aree piuttosto ristrette. Ciò è in contrasto con il consueto modello di eventi di estinzione, in cui le specie con popolazioni più diffuse tipicamente se la cavano meglio. Una possibile spiegazione è che i trilobiti rimasti in acque profonde sarebbero stati ben più schermati dall'aumento della radiazione UV associata a un GRB che invece avrebbe colpito principalmente la superficie delle acque e della terraferma. A supporto di questa ipotesi è anche il fatto che durante il tardo Ordoviciano, le specie di bivalvi scavatori avevano meno probabilità di estinguersi rispetto a quelli che vivevano in superficie. È stato ipotizzato che il Picco del carbonio-14 del 774-775 sia stato provocato da un GRB galattico; in alternativa, è proposta la possibilità di un brillamento solare. Non sono mai stati osservati lampi gamma provenienti dalla Via Lattea (eccetto il fenomeno dei soft gamma repeater che però non producono GRB in senso proprio) e dunque è impossibile determinare se se ne sia verificato almeno uno. Tuttavia la loro natura estrema, l'interesse che suscitano, la difficoltà ad identificare con certezza i progenitori e, naturalmente, i loro potenziali effetti a livello estintivo, hanno indotto la comunità scientifica a tenere conto di possibili GRB nella Galassia. I GRB lunghi sono legati alle supernove superluminose o ipernove, alle variabili blu luminose (LBV), alle stelle di Wolf-Rayet in rapida rotazione che termineranno la loro esistenza in supernove a collasso nucleare (di Tipo Ib/c). I dati sui GRB, tuttavia, provengono da galassie di epoche precedenti nella storia dell'universo, ed è pertanto difficoltoso considerare quei dati per comprendere galassie più evolute e ambienti stellari con una metallicità superiore, come la Via Lattea. Tra i candidati a produrre GRB letali per la vita sulla Terra vi sono WR104 e, più speculativamente, Betelgeuse; ma sono numerose le incertezze sulla reale possibilità che producano GRB e gli eventuali effetti sulla Terra.