hotchpotch/wikipedia-multilingual-ir-pairs huggingface dataset:
إمام عبد الفتاح إمام أعماله
أشرف على سلسلة «أقدم لك» بالمجلس الأعلى للثقافة وقد صدر منها حتى الآن ما يقرب من سبعين عدداً. أشرف على ترجمة موسوعة كوبلستون في تاريخ الفلسفة الغربية وترجمة بعض أجزائها. أصدر ما يقرب من مائة كتاب ما بين تأليف وترجمة ومراجعة. ومن أشهر مؤلفاته
ترجم الدكتور إمام عبد الفتاح إمام عددا كبيرا من الأعمال من اللغة الإنجليزية إلى اللغة العربية. كما يُعد الدكتور إمام عبد الفتاح صاحب مدرسة في الترجمة حيث قام بمراجعة ترجمات عديدة لمترجمين واعدين برزوا فيما بعد من أمثال ممدوح عبد المنعم وحمدي الجابري وكمال المصري وفاطمة الشايجي (الكويت). وقد أُثيرت شكوك بشأن صحة نسبة كل هذه الترجمات إلى الدكتور إمام عبد الفتاح، وذلك بسبب التفاوت الواضح في جودتها ودقتها ورصانتها، علاوة على نشر كم هائل من النصوص المترجمة خلال فترة زمنية قصيرة نسبياً (بيد أن هذه الملاحظة الأخيرة مردود عليها بكونه متفرغ تماماً للعمل بالبحث والترجمة والتأليف ويكاد لا يرى الشارع إلا في أضيق الحدود). ومن أهم الأعمال التي ترجمها الأستاذ الدكتور إمام عبد الفتاح إمام ما يلي:
ريوكا يوزوكي
ريوكا يوزوكي (柚木涼香 يوزوكي ريوكا) هي مؤدية أصوات يابانية ولدت في 10 يناير 1974 في أنجو، أيتشي.
رؤية اللون
رؤية اللون أو إبصار الألوان (بالإنجليزية: Color vision)‏ هي قدرة الكائنات الحية والآلات على تمييز الأجسام اعتمادا على أطوال موجات (أو ترددات) الضوء المنعكس منها أو الصادر عنها. يميز الجهاز العصبي اللون بمقارنة استجابات الأنواع المختلفة من الخلايا المخروطية في العين للضوء.
هذه الخلايا المخروطية حساسة للأجزاء المختلفة من الطيف المرئي. ويتراوح الطيف المرئي للبشر تقريبا من 380 إلى 740 نانومتر، ويوجد عادة ثلاث أنواع من المخاريط. ويتفاوت المجال المرئي وعدد المخاريط بين الأنواع الحية (يوجد ثلاثة أنواع من المخاريط عادة في العين البشرية).
لا تصدر التفاحة الحمراء ضوءًا أحمرًا  وإنما تمتص جميع ترددات الضوء المرئي الساقط عليها ماعدا مجموعة من الترددات تنعكس عنها وتدركها العين أنها حمراء. ترى التفاحة حمراء لأن العين البشرية تستطيع التمييز بين أطوال الموجات المختلفة. اللون هو شيء في الدماغ وليس خاصية للأجسام. في بعض المواد ذات اللونية المزدوجة [الإنجليزية] (مثل زيت بذور القرع [الإنجليزية]) لا تعتمد صبغة اللون على الخصائص الطيفية للمادة فحسب، وإنما على تركيزها وعمقها أو سمكها.
رؤية اللون تمييز أطوال الموجات وصبغة اللون
اكتشف إسحاق نيوتن أن اللون الأبيض يمكن أن يتحلل إلى مكوناته الملونة عندما يمرر خلال موشور، وإذا أعدنا دمج حزم الضوء هذه سنحصل على ضوء أبيض. والألوان المكونة للون الأبيض هي بالترتيب من الأطوال الموجية القصيرة إلى الطويلة: بنفسجي، والأزرق، والأخضر، والأصفر، والبرتقالي، والأحمر. إذا كانت الفروق في طول الموجة كافية، ستتمكن العين عندها من الإحساس بفروق في صبغة اللون، ويتفاوت أصغر فرق ملحوظ [الإنجليزية] في طول الموجة من حوالي 1 نانومتر (الأطوال الموجية الأزرق المخضر والأصفر) إلى 10 نانومتر وأكثر (الأحمر والأزرق). إذن يمكن للعين أن تميز عدة مئات من الألوان، وعند مزج هذه الألوان الطيفية النقية مع بعضها أو تمديدها بالضوء الأبيض، يمكن عندها أن يرتفع الرقم ارتفاعا كبيرا. وتستطيع العين البشرية تمييز أكثر من عشرة ملايين لون.
رؤية اللون تمييز أطوال الموجات وصبغة اللون
في ظروف الإضاءة المنخفضة، والمسماة بالرؤية الليلية، التي تستثار فيها الخلايا العصوية، ولا تشعر بالفروق اللونية، وتكون الخلايا العصوية حساسة بحدودها القصوى بحدود 500 نانومتر. وفي ظروف الإضاءة الساطعة، مثل ضوء النهار، والمسماة بالرؤية النهارية، التي تستثار فيها الخلايا المخروطية وتكون استثارة الخلايا العصوية قد تجاوزت حد الإشباع، وتكون العين في هذه المنطقة أكثر حساسية للأطوال الموجية قرب 555 نانومتر. وبين هذه المناطق تعرف الرؤية الغلسية، والتي تعطي فيها الخلايا من كلا النوعين إشارة مفهومة إلى الخلايا العقدية الشبكية.
ينتج الإحساس باللون الأبيض من مجمل الطيف المرئي، أو بمزج الألوان لعدة أطوال موجية، مثل الأحمر والأخضر والأزرق، أو بمزج زوجين من الألوان المكملة مثل الأزرق والأصفر.
قائمة الدول حسب مساحة الأراضي المروية
هذه  قائمة الدول حسب مساحة الأراضي المروية مأخوذه من كتاب حقائق العالم.
ملحوظة:NA تعني بيانات غير متوفرة.
علي بن محمد بن دفتر خوان
علي بن محمد بن الرضا الحسين الموسوي الشهير بـ «ابن دفتر خوان». هو عليّ بن محمد بن الرّضا بن حمزة، ويصل نسبه إلى موسى الكاظم بن جعفر الصادق بن محمد الباقر بن علي زين العابدين بن الحسين بن علي بن أبي طالب. أحد الأعلام البارزين؛ حيث برز في اللغة والأدب والشعر.
علي بن محمد بن دفتر خوان مولده ووفاته
ولد بحماة من أرض الشام، وكان مولده في 4 صفر سنة 589 هجرية، الموافق 8 فبراير سنة 1193 م؛ وتوفي بها بتاريخ 4 ربيع الثاني سنة 655 هجرية، الموافق 21 أبريل سنة 1257 م، مات وله ستٌ وستون سنةً. وكانت وفاته في السنة الأولى من سلطنة المنصور علي بن الملك المعز أيبك التركماني.
علي بن محمد بن دفتر خوان ثناء الناس عليه
قال الذهبي في تاريخ الإسلام: كان فاضلاً شاعراً محسناً، له مصنفات أدبية. وقد امتدح المستنصر بالله وغيره. وقال في ذيل مرآة الزمان: له شعر حسن وتصانيف كثيرة وكان فاضلاً مُتَفَنِّناً.
وأبوه يعرف بلقب دفتر خوان عالي، وتصحَّف في كتاب بروكلمان إلى دفتر خان العادلي، كما تصحَّف في أعيان الشيعة: دقرخوان. قال الصفدي في تعريف دفتر خوان: «وهو الذي يتحدث في أمر الكتب المجلدات ويكون أمرها راجعاً إليه، وهو الذي يقرأ على السلطان فيها، إما ليلاً وإما نهاراً، ينادمه بذلك».
علي بن محمد بن دفتر خوان شعره
أغلب شعره في وصف الطبيعة، وفي ذكر أحوال النجوم، والتشبيهات غالبة عليه، وعلى أي حال فإن شعره عذب وسهل الفهم.
علي بن محمد بن دفتر خوان مؤلفاته وآثاره
ألفُ جاريةٍ وجارية. فأتي بألف جاريةٍ ، وجعل لكل واحدةٍ منهنَّ أشطار شعرية من الحكمة ؛ ثلاثة أو أربعة ، في ثمانية فصول. وضعه في نحو عام 654 هجرية. وهو في مكتبة وينة في فيينا في النمسا برقم 387.
كتاب مبارز الأقران. خمَّس فيه المعلقات التسع. دار الكتب 7: 207. قال الأستاذ هلال بن ناجي : وعندنا منه مخطوطة فريدة، كتبت في القرن العاشر الهجري، وقد حققناها وهي قيد الطبع. وموضوعها تخميس المعلقات التسع وقلبها في مديح آل البيت عليهم السلام.
جامعة تكساس
جامعة تكساس (بالإنجليزية: The University of Texas)‏ شبكة جامعات عامة تخدم ولاية تكساس في الولايات المتحدة. ولدى الشبكة خمسة عشر جامعة أبرزها وأشهرها جامعة تكساس في أوستن التي تقع في قلب عاصمة الولاية. وأفضل كلياتها كلية الطب في مدينة هيوستن ومركز إم دي أندرسون لعلاج وأبحاث السرطان.
انفجار أشعة غاما
انفجارات أشعة غاما (بالإنجليزية: GRB أو Gamma-ray Burst) هي ومضات من أشعة غاما مرتبطة بانفجارات نشيطة وبعيدة للغاية في المجرات البعيدة. وهي أكثر الأحداث الكهرومغناطيسية المضيئة التي تحدث في الكون. الانفجارات قد تستغرق من ملي ثانية إلى ما يقارب الساعة، ومعظم الانفجارات تستغرق بضع ثوانٍ. الانفجارات الأولية عادة ما تكون متبوعة بـ«وهيج» ضوئي يتبعه لمدة طويلة قد تستغرق ساعات أو أيام ففي الحقيقة تكون خليطًا من أشعة كهرومغناطيسية ذات أطوال موجات مختلفة منها الأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية والضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء والموجات الراديوية.
تُشاهد معظم انفجارات أشعة غاما في هيئة حزمة ضيقة من الإشعاع المكثف (نفاثة) تنبعث خلال انفجار مستعر أعظم (سوبرنوفا)، أو في نجم ذو معدل دوران عال حول نفسه (مثل النجوم النباضة)، أو عندما يتقلص نجم كبير الكتلة (ربما 10 - 100 كتلة شمسية مكوّنًا ثقبًا أسودًا. كما تشاهد انفجارات أشعة غاما قصيرة الأمد ولا تستغرق إلى بضعة ثوان، وهذه تنشأ من مصدر آخر، يرجح أن يكون ناتجا عن اندماج بين النجوم الثنائية أو تقلص مفاجئي لنجم نيوتروني.
انفجار أشعة غاما
معظم مصادر انفجارات أشعة غاما تبعد بلايين السنين الضوئية عن الأرض، مما يعني أن هذه الانفجارات هي في نفس الوقت قوية جدًا (الانفجار العادي يطلق في ثوان قليلة طاقة تقترب مما تطلقه الشمس خلال بلايين سنة)، وهي تحدث في أجزاء الكون جميعًا ونادرة جدًا (بضعة انفجارات في كل مجرة خلال كل مليون سنة). جميع انفجارات أشعة غاما التي رُصدت أتت من خارج مجرة درب التبانة، على الرغم من رصد نوع من الظواهر قريب منها في مجرتنا، مثل «انفجارات أشعة غاما الضعيفة المتكررة» والتي تصدرها النجوم المغناطيسية (نوع من النجوم النيوترونية) داخل درب التبانة. ويفترض الفلكيون أنه إذا حدث انفجار أشعة غاما في درب التبانة وأصابت نفاثته الأرض إصابة مباشرة فقد يسبب انقراضًا جماعيًا للحياة على الأرض.
انفجار أشعة غاما اكتشافها
اكتشفت انفجارات أشعة غاما لأول مرة خلال الستينيات من القرن الماضي عن طريق مجموعة من الأقمار الصناعية التي صنعت للكشف عن تجارب الأسلحة النووية السرية. وسجلت أجهزة الأقمار الصناعية أشعة غاما وبعد فحص مصدرها تيبين أنها لا تأتي من مصدر من الأرض أو من الشمس بل تأتي من مناطق بعيدة جدا في أعماق الكون، تقدر ببلايين السنين الضوئية (أي يحتاج ضوؤها بلايين السنين للوصول إلينا). اقترحت عدة نماذج نظرية لتفسير هذه الانفجارات في السنوات التي تلت الاكتشاف، مثل اصطدامات بين المذنبات والنجوم النيوترونية. وكانت المعلومات المعينة عمليا قليلة للتحقق من صحة هذه النماذج النظرية. وفي عام 1997 حين تم اكتشاف وهيج متعقب  (أنظر أسفله) من الأشعة السينية والضوء المرئي من أحد الأجرام كما أمكن قياس انزياحه الأحمر باستخدام التحليل الطيفي. هذه الاكتشافات، ودراسات لاحقة تختص بالمجرات والمستعرات العظيمة التي تترافق معها هذه الانفجارات، فتمكن الفلكيون من تحديد بُعد وشدة سطوع انفجارات أشعة غاما وقياس منحنياتها الضوئية، وأخيرا تبين أن هذه الانفجارات تحدث في المجرات البعيدة وتترافق مع نهاية عمر نجم ضخم (أي ذو كتلة أكبر مئات المرات من كتلة الشمس).
انفجار أشعة غاما التاريخ
تم اكتشاف انفجارات أشعة غاما لأول مرة في أواخر عام 1960م بواسطة الأقمار الصناعية الأمريكية فيلا، التي صُنعت لاتقاط انبعاثات أشعة غاما الصادرة عن تجارب الأسلحة النووية السرية المُجراة في الفضاء. وكانت الولايات المتحدة قد اشتبهت في أن الاتحاد السوفياتي قام بمحاولة إجراء تجارب نووية سرية بعد التوقيع على معاهدة حظر التجارب النووية في عام 1963. وفي 2 يوليو 1967، وتحديدًا في الساعة 14:19 بالتوقيت العالمي المنسق، قام القمران الصناعيان «فيلا 3» و«فيلا 4» بالكشف عن ومضة من أشعة غاما لا تشبه انبعاثات أي أسلحة نووية معروفة. لم يكن من المؤكد ما حدث بالضبط ولذا تم تعيين فريق في المعمل الوطني لوس ألاموس العلمي LANL تحت رعاية راي كلِبِسيدل  للتحقق من البيانات. وتم إطلاق أقمار فيلا الصناعية بعد ذلك مزوّدة بآلات أفضل وتابع فريق لوس آلاموس المشاهدات للبحث عن انفجارات أشعة غاما أخرى.
انفجار أشعة غاما التاريخ
ومن خلال تحديد مناطق حدوث الانفجارات التي رصدتها الأقمار الصناعية المختلفة، فاستطاع العلماء معرفة مواقع تقريبية لستة عشر انفجاراً، واستبعدوا تماماً أن يكون المصدر من الأرض أو الشمس. وتحقق فريق العلماء من هذا الاكتشاف ونُشر البحث في «مجلة الفيزياء الفلكية» عام 1973 في مقال بعنوان: «أرصاد لانفجارات أشعة غاما من مصادر كونية».
قدم العلماء العديد من النظريات لتفسير هذه الانفجارات، وكانت ترجح أولًا أن مصادرها قريبة داخل مجرة درب التبانة. ولكن لم يحرز تقدم يذكر حتى عام 1991 حيث قام مرصد كومبتون لأشعة غاما (BATSE) بالمشاهدات، وكان حساسًا للغاية لأشعة غاما ووجد أن قياساته تبين توزيعًا متساويًا لانفجارات أشعة غاما في جميع أنحاء الكون. وتبين أن انفجارات أشعة غاما لا تأتي من مجرتنا: مجرة درب التبانة ولا من حوصلة مجرة. وإنما تأتي أشعة غاما الناتجة عن انفجارات أشعة غاما من خارج مجرة درب التبانة.
انفجار أشعة غاما التاريخ
لعقود من الزمان بعد اكتشاف انفجارات أشعة غاما واصل الفلكيون البحث عن الجرم السماوي الذي تحدث فيه مثل تلك الانفجارات: أي جرم سماوي يتفق موقعه مع موضع انفجار من هذا النوع، وبحثوا ربما عن قزم أبيض أو نجم نباض، أو مستعر أعظم فلم يتوصلوا إلى حل للمسألة.
وفكر العلماء في العمليات الفيزيائية التي يمكن أن تصدر تلك الأشعة العالية الطاقة، وافترض العالم بشينسكي 
أن مثل هذا الانفجار لا بد وأن يتبعه إشعاعات ذات طول موجة أكبر تختفي رويدًا رويدًا بسبب اصطدام أشعة غاما الأصلية بالوسط الغازي بين النجوم. وكانت أول محاولات قياس «وهيج متعقب» ليست ناجحة بسبب صعوبة تحديد موقع الجرم السماوي الذي تصدر منه. ثم جاء النجاح في فبراير 1997 عندما رصد المرصد الفضائي بيبوساكس انفجار أشعة غاما 970228. وسمي بهذا الاسم مطابقًا لتاريخ اكتشافه، فالرقمين الأولين يعطيان السنة، والرقمان الثانيان يعطيان الشهر، والرقمان الثالثان يعطيان يوم اكتشافه.
انفجار أشعة غاما التاريخ
وعندما وجهت كاميرا تقيس أشعة إكس في اتجاه الأنفجار سجلت وهج أشعة إكس وهو يضعف تدريجيًا. كما استطاع مرصد وليام هرشل تسجيل ضوءًا خافتًا يضعف تدريجيًا في نطاق الضوء المرئي وذلك لمدة 20 بعد الانفجار.
وبعد ضعف الضوء الآتي من مصدر الانفجار استطاع التصوير المركز من تصوير مجرة تأوي هذا الانفجار وينبعث الوهيج المتعقب من أحد الأجرام في طرفها.
.
ونظرًا للضعف الشديد لضوء تلك المجرة فلم يمكن رؤيتها من قبل. كما استطاع مسبار بيبوساكس حدث آخر وهو انفجار أشعة غاما 970508. وكان تحديد موقع الأنفجار نحو أربعة ساعات فقط بعد حدوثه بحيث سمح لفريق العلماء أن يجروا مشاهداتهم في وقت قصير بعد الأنفجار ومتابعته. واستطاعوا تسجيل طيف الامتصاص للجرم السماوي وتبين أن انزياحه الأحمر بمقدار  z = 0.835، مما يجعله على بعد 6 مليارات سنة من الأرض.
وكان ذلك أدق تعيين لبعد انفجار أشعة غاما، وبالإضافة إلى اكتشاف المجرة العائلة له 970228 فتبين أن انفجار أشعة غاما حدث على مسافة عظيمة البعد عنا.
انفجار أشعة غاما التاريخ
وخلال عدة أشهر انتهت مشكلة المسافة بيننا وبين انفجارات أشعة غاما التي حيرت العلماء من قبل. وتبين أنها تحدث في مجرات بعيدة جدًا عن مجرتنا ولهذا يصعب رؤية ضوئها. ثم جاء العام التالي واكتشف انفجار أشعة غاما 980425 الذي تبعه انفجار مستعر أعظم وهو SN 1998bw مبينًا علاقة وثيقة بين انفجار أشعة غاما وموت نجم ضخم بالغ الكتلة. وأعطي هذا الأنفجار تفسيرًا مؤكدًا عن طبيعة الأنظمة التي تؤدي إلى تلك الأنفجارات.
انفجار أشعة غاما التاريخ
لأن من لمعان خافت جدًا من هذه المجرة، على مسافة لا تقاس بالضبط كان لعدة سنوات. قبل ذلك الوقت بكثير، إنجازًا كبيرًا آخر وقع مع الحدث القادم سجلتها بيبوساكس ، GRB 970508. هذا الحدث كان المترجمة في غضون أربع ساعات لاكتشافها، مما يسمح للفرق البحث على الشروع في تقديم الملاحظات في وقت أقرب بكثير من أي انفجارات سابقه. الطيف للكائن كشفت طيف أحمر = ض 0.835، ووضع انفجر على مسافة ما يقرب من 6 مليارات سنة ضوئية عن الأرض. هذا هو مصير أول دقيقة من بعد المسافة إلى أنفجار أشغة غاما، وجنبًا إلى جنب مع اكتشاف المجرة المضيفة 970228 أثبتت أن انفجارات أشعة غاما تحدث في مجرات بعيدة للغاية. في غضون بضعة أشهر، الجدل حول بعد المسافة: تبين أن انفجارات أشعة غاما كانت من خارج مجرة درب التبانة، فالأحداث تنشأ داخل مجرات بعيدة على مسافات هائلة تقاس بملايين أو بلايين السنين الضوئية. في العام التالي، أعقب أحد انفجارات أشعة غاما مستعر أعظمفي نفس المجرة مما يشير إلى وجود علاقة واضحة بين انفجار أشعة غاما وموت نجم ضخم جدًا. هذا الانفجار قدم أول دليل قوي حول طبيعة الأجرام التي تنفجر منتجة أشعة غاما.
بيبوساكس تعمل حتى عام 2002، وتم إنزال CGRO (مع BATSE) في عام 2000. ومع ذلك، فإن الثورة في دراسة انفجارات أشعة غاما أدت إلى دوافع تطوير عدد من الأدوات الإضافية المصممة خصيصًا لاستكشاف طبيعة GRBs، خاصة في اللحظات الأولى التي تلت الانفجار. أول بعثة من هذا القبيل، HETE - 2،  بدأت في عام 2000 حتى عام 2006، تم توفير معظم اكتشافات كبيرة خلال هذه الفترة. واحدة من أنجح بعثات الفضاء حتى الآن، وأطلق مرصد سويفت الفضائي في عام 2004 ولا يزال يعمل اعتبارًا من عام 2009 وهو سريع وحساس للغاية مجهز للكشف عن أشعة غاما والانفجارات تلقائيًا. وفي الآونة الأخيرة تم اكتشاف الانفجارات بمعدل عدة مئات في السنة، بعضها متألق بما يكفي فتكون طاقته عالية للغاية أو قريبًا نسبيًا من الأرض. علاوة على ذلك فهو يعطي إشارة للارض عند اكتشافه لانفجار حدث، وهو متصل بشبكة من المراصد على الأرض ومن ضمنها تلسكوبات البصرية التي تستجيب على الفور للإشارات المرسلة من القمر الصناعي وتقوم بمتابعة انفجار أشعة غاما، في غضون بضع ثوان من بعد اكتشاف المرصد الفضائي له.
بينت القياسات الجديدة على مدى السنوات القليلة الماضية أن انفجارات أشعة غاما القصيرة تعتبر فئة منفصلة (على الأرجح بسبب دمج النجوم النيوترونية وغير المرتبطة بالمستعرات العظمى)، واكتشاف الموسعة، عدم انتظام النشاط في اشتعال موجات أشعة اكس دائم للكثير من بعد دقائق من GRBs أكثر، واكتشاف معظم GRB مضيئة الأكثر بعدًا GRB 090423) عن الأجسام في الكون.
انفجار أشعة غاما وهيج متعقب
اكتشفت خلال التسعينيات من القرن الماضي أنواع للإصدارات النجمية تكون لفترة قصيرة وذات طاقة محددة وشديدة (عادة تكون سريعة الظهور وشديدة على هيئة أشعة غاما ثم يليها وهيج في الضوء المرئي يتلاشى تدريجيًا، كما هو الحال في نوفا أو المستعر الأعظم، وانفجارات أشعة غاما المتنوعة. وبعضها يبين منحنيين ضوئيين متتطابقين أحدهما قبل الآخر، ويأتيان في أعقاب أنفجار أشعة غاما.
وقد يكون هناك تباين كبير بين الأنواع: تختلف مدة الانبعاثات المشاهدة بين ثوان إلى مئات الدقائق. ويمكن أن يكون هناك ذروة واحدة للإصدار أو عدة قمم متتالية أصغر subpulses، وبعض الانفجارات تسبقها خطوة تمهيدية «للحدث».
انفجار أشعة غاما وهيج متعقب
على الرغم من أن بعض المنحنيات الضوئية يمكن استنساخها باستخدام نماذج فيزيائية مبسطة،  لوحظ عدم إحراز تقدم في فهم التنوع الكامل للانفجارات، واقترحت طرق للتصنيف ولكن كثيرًا ما تكون قائمة على أساس الاختلافات في أشكال منحنيات الضوء. ولكن هذه الاختلافات قد لا تكون ناجمة عن مجموعة متنوعة من الافتراضات وطرق مختلفة للتوفيق بين الافتراضات الفيزيائية والمنحنى المشاهد  بالنسبة لعدد كبير من انفجارات أشعة غاما bimodality تظهر واضحة، مما يشير إلى وجود اثنين من الأنواع منفصلة هي: «قصيرة» وهي الأحداث التي يبلغ متوسط مدتها حوالي 0.3 ثانية، وعملية «طويلة» وهي الأحداث التي يبلغ متوسط مدتها نحو 30 ثانية. مع وجود تداخل كبير في المنطقة الوسطية بين أمد 2 ثانية و20 ثانية. قد تلزم تصنيفات إضافية وراء أنواع هذه الانفجارات، ولا بد من استمرار المشاهدات وتطوير النظريات للوصول إلى حل مرضي.
انفجار أشعة غاما وهيج متعقب
وقد لوحظ أن مدة معظم انفجارات أشعة غاما تستمر بين 2 إلى 30 ثانية وتصنف هذه بأنها انفجارات أشعة غاما الطويلة. لأن هذه الأحداث تشكل الغالبية من الانفجارات، وأنها تميل إلى أن تكوّن شفقًا لامعًا. وقد درست تفاصيل ذلك النوع من الانفجار وقورنت بنظرائهم القصيرة. تقريبًا كل انفجارات أشعة غاما المدروسة ترتبط بتشكيل النجوم في مرحلة النسق الأساسي وكذلك يرتبط بمرحلة مستعر أعظم بشكل لا لبس فيه، ويتزامن انفجار أشعة غاما الطويل لنجم مع موت النجوم الهائلة (ذات كتلة تزيد مئات المرات عن كتلة الشمس).
الأحداث ذات المدة الأقل من ثانيتين تصف أنفجار أشعة غاما القصيرة الأمد. حتى عام 2005 لم تكتشف تلك الانفجارات إلا في حالات قليلة، والقليل معروف عن كيفية حدوثهم. واكتشفت في نجوم المجرة وكذلك في نجوم المجرات الأهليلجية الكبيرة والمتوسطة. وتُستبعد هذه الانفجارات في النجوم الضخمة، مؤكدة أن طبيعة الانفجارات القصيرة (أقل من ثانيتين) تختلف عن الانفجارات الطويلة التي تحدث في نجوم تبلغ كتلتها مئات المرات من كتلة الشمس. ويعتقد أن انفجار أشعة غاما القصير الأمد يكون مصاحبًا لتحول نجم عادي الكتلة (مثل كتلة الشمس) إلى نجم نيوتروني بعد استهلاكه لوقوده.
انفجار أشعة غاما نفاثات انطلاق الطاقة
انفجارات أشعة غاما تكون شديدة جدًا فهي تلاحظ من الأرض على الرغم المسافات العظيمة بيننا وبينها التي تبلغ أحيانًا مليارات السنين الضوئية (مقارنة مع بضع عشرات من السنين الضوئية بيننا وبين نجوم مجرتنا، مجرة درب التبانة). الأكثر من هذا هو انطاق الطاقة في هيئة أشعة غاما لمدة قصيرة (من عدة ثوان إلى 30 ثانية)، ثم يتبعها إصدارات أشعة كهرومغناطيسية من جميع الأنواع من أشعة سينية وأشعة فوق البنفسجية وضوء مرئي، وأشعة تحت الحمراء وأشعة راديوية تستغرق عدة دقائق أو عدة أيام. وكما في حالة انفجار أشعة غاما 080319ب على سبيل المثال كان يتبع انفجار أشعة غاما وهيج متعقب (أنظر أسفله) بلغت ذروته 5.8 قدر ظاهري. وهو تألق مماثل لتألق النجوم التي ترى بالعين المجردة على الرغم من بعد الانفجار عنا مسافة 7.5 مليار سنة ضوئية.
تحتاج شدة اللمعان المسجلة الآتية من بعد كبير إلى مصدر للإشعاع قوي جدًا. وباعتبار أن النجم يصدر تلك الطاقة متساوية في جميع الاتجاهات فإن انفجار مثل انفجار أشعة غاما 080319ب قد يبلغ تحول كتلة تعادل كتلة الشمس إلى طاقة في هذا الوقت القصير الذي يبلع عدة دقائق.
انفجار أشعة غاما نفاثات انطلاق الطاقة
لا نعرف في الفيزياء تفاعل ينتج تلك الطاقة الهائلة في ذلك الوقت القصير. لهذا فيعتقد أن إصدار أشعة غاما يكون موجها في اتجاه معين وينحصر فيه الجسيمات والإشعاع في هيئة نفاثة (أو نفاثتين) تنطلق بسرعة مقاربة من سرعة الضوء. ويمكن تقدير اتساع مخروط النفاثة من تعيين المنحنى الضوئي للوهيج المتعقب: وهو زمن ينخفض فيه الوهيج المتعقب انخفاضًا مفاجئًا بعد انخفاض بطيء، وذلك في الوقت الذي تقل فيه سرعة انطلاق النفاثة وتقل كثيرًا عن سرعة الضوء (كلما كانت الجسيمات في النفاثة سريعة كلما تفاعلت مع بعضها البعض بشدة وتطلق أشعة غاما).
ويبدو من المشاهدات أن زاوية مخروط النفاثة قد تختلف بين 2 إلى 20 درجة.
ونظرًا لأن إصدارات أشعة غاما تكون منحصرة في نفاثات ضيقة فيعتقد أن معظم تلك النفاثات أو الانفجارات لا نراه من الأرض. وتركيز إصدار النجم لأشعة غاما في نفاثة في اتجاه الأرض هو الذي يجعل لمعان النجم يبدو أشد كثيرًا عن أن يصدره موزعًا في جميع الاتجاهات. وعند أخذ ذلك في الحسبان فيمكن تقدير الطاقة المنطلقة في النفاثة من النجم بنحو 1044 جول، أي نحو 1/2000 من كتلة الشمس.
انفجار أشعة غاما نفاثات انطلاق الطاقة
وهذه الطاقة يمكن مقارنتها بالطاقة الصادرة من مستعر أعظم نوع 1ب أو 1سي. وقد شوهدت مستعرات عظمى عظيمة التألق متزامنة مع حدوث انفجارات أشعة غاما بالقرب منها.
وتعضد مشاهدات انحصار انطلاق الطاقة في نفاثات في انفجارات أشعة غاما في مشاهدات مستعرات عظمى من نوع 1 سي قريبة ويكون انطلاق الطاقة فيها أيضًا غير متساويًا كرويًا. وكذلك من تسجيلات أشعة راديوية تستمر فترة طويلة من بعد أن يخفت إصدار أشعة غاما.
انفجار أشعة غاما أسلاف
نظرًا للمسافة الهائلة بيننا وبين مصادر انفجار أشعة غاما فمن الصعب تحديد أسلاف والنظم التي تنتج هذه التفجيرات، وتحديدها بدقة. وهي تحدث لنجوم بالغة الكتلة حيث تقدر كتلتها بنحو 20 إلى 100 كتلة شمسية.
انفجار أشعة غاما أسلاف
واقتران حدوث الانفجارات الطويلة مع مستعر أعظم وحقيقة حدوثها في مجرات تتكون فيها نجوم جديدة بسرعة تؤيد رأي حدوثها في نجوم بالغة الكتلة. وأكثر التفسيرات قبولًا هو أن ميكانيكية حدوث الانفجار الطويل تنتج طبقًا لنموذج الكولابسار،
الذي يتميز بقلب للنجم عظيم الكتلة، ذو معدنية منخفضة، ونجم يدور بسرعة عظيمة حول محوره حيث يتقلص في هيئة ثقب أسود عند نهاية عمره. وتنهار مادة النجم القريبة من قلبه مشكلة دوامة هائلة في شكل قرص تقلصي. ويتسبب انهيار المادة في الثقب الأسود في تكون نفاثتين تنطلقان بسرعة مقاربة من سرعة الضوء تنطلقان عبر محور الدوران متخللة غلاف النجم وهي تتكون من أشعة غاما وجسيمات بلازما. وبعض النماذج المفترضة للانفجار تميل إلى القول بأن الانفجار ينشأ عن ما يسمى بالنجم المغناطيسي وليس عن ثقب أسود، مع الإبقاء على باقي مواصفات النموذج (من وجهة تقلص قلب نجم عظيم الكتلة وتكون النفاثات الهائلة السرعة).
ومن أقرب نجوم المجرة التي يمكن أن تنفجر في صورة أنفجار أشعة غاما النجوم عظيمة الكتلة من نوع نجوم ولف-رايت وهي نجوم ذات درجة حرارة عالية جدًا، تعمل على بعثرة هيدروجينها الباقي وبعض أجزاء طبقتها العليا في الفضاء تحت فعل ضغطها الإشعاعي.
إيتا كارينا ونجم WR 104 هي من النجوم المرشحة للانفجار مع إصدار أشعة غاما. ولكن لا يبدو أن نجمًا من نجوم مجرتنا له الصفات التي تؤدي إلى انفجاره كانفجار أشعة غاما.
زمن جهة أحرى فإن الظواهر تشير إلى أن انفجارات أشعة غاما القصيرة الزمن أن تنتج عن اندماج نجمين مزدوجية من نوع النجوم النيوترونية.
وطبقًا لنموذج هذا النوع من الانفجار أن النجمين يقتربان شيئًا فشيئًا من بعضهما في مسار حلزوني بسبب إشعاعهما الجاذبي.
إلى أن يحطم كل نجم الآخر بسبب قوى المد والجزر حتى يندمجان في ثقب أسود. ويعمل انهيار المادة على الثقب الأسود المتكون على تكوين دوامة مادية على هيئة القرص تؤدي إلى انفجار مشابه لنموذج الكولابسر.
انفجار أشعة غاما آليات انفجار أشعة غاما
الوسائل التي يمكن بها انفجارات أشعة غاما تحويل الطاقة إلى الإشعاع لا تزال غير مفهومة تمامًا، واعتبارًا من عام 2007 لم يكن هناك نموذج مقبول عمومًا لكيفية حدوث هذه العملية. أي نموذج ناجح للجي آر بي الانبعاثات يجب أن تفسر عملية فيزيائية لتوليد أشعة غاما الانبعاثات التي تتوافق مع التنوع الملاحظ في ضوء المنحنيات، والأطياف، وغيرها من الخصائص. تحديًا من نوع خاص هو الحاجة إلى شرح كفاءات عالية جدًا أن يتم الاستدلال على ذلك من بعض الانفجارات: بعض انفجارات أشعة غاما يمكن تحويل ما يصل إلى النصف (أو أكثر) من الطاقة في انفجار أشعة غاما. الملاحظات الأخيرة من نظيره البصرية مشرق من جي آر بي 080319B، الذي انحناء الضوء مترابطة مع أشعة غاما ضوء المنحنى  قد اقترح أن كومبتون عكسية قد تكون عملية مهيمنة في بعض المناسبات. في هذا النموذج، الموجودة من قبل المنخفضة فوتونات الطاقة متناثرة من الإلكترونات النسبية في الانفجار، وزيادة طاقتها عن طريق عامل كبير وتحويلها إلى أشعة غاما.
انفجار أشعة غاما آليات انفجار أشعة غاما
يتراوح الطول الموجي لأشعة الوهيج المتعقب بين الأشعة السينية إلى نطاق الأشعة الراديوية. أي أن الطاقة المنبعثة من جراء الانفجار لم يشع بعيدًا في الانفجار نفسه يأخذ شكل المسألة أو الطاقة الانتقال إلى الخارج في ما يقرب من سرعة الضوء. ويصطدم هذا الموضوع مع غاز ما بين النجوم المحيطة بها، فإن ذلك يخلق النسبية موجة الصدمة التي تنتشر ثم إلى الأمام في الفضاء بين النجوم. والثاني موجة الصدمة، صدمة عكس ذلك، قد نشر في هذه المسألة مرة أخرى إلى إخراجه. الالكترونات نشيطة للغاية في إطار موجة الصدمة التي عجلت بها حقول مغناطيسية قوية المحلية وتشع كما الانبعاثات السنكروتروني في معظم أنحاء الطيف الكهرومغناطيسي. هذا النموذج كان ناجح عمومًا في نمذجة سلوك الشفق لوحظ في العديد من المرات في وقت متأخر (غالبًا، لساعات بعد أيام من الانفجار)، على الرغم من أن هناك صعوبات شرح كل ملامح الشفق بعد وقت قصير جدًا من انفجار أشعة غاما
انفجار أشعة غاما معدلات وآثار ذلك على الحياة
كشف الأقمار الاصطناعية التي تدور حاليًا في المتوسط حوالي انفجار واحد لأشعة غاما في اليوم الواحد بسبب انفجارات أشعة غاما مرئية لتشمل معظم المسافات في الكون يمكن ملاحظتها، وبلغ حجم التداول تشمل المليارات من المجرات، وهذا يشير إلى أن انفجارات أشعة غاما يجب أن تكون الأحداث نادرة للغاية في المجرة. قياس معدل بدقة أمر صعب، ولكن لمجرة تقريبًا نفس حجم مجرة درب التبانة، المعدل المتوقع (لGRBs طويل) هو واحد عن كل سنة انفجر 100,000 إلى 1,000,000. نسبة ضئيلة فقط من هذه سوف تبث نحو الأرض. تقديرات معدلات GRBs قصيرة، بل هي أكثر غموضًا بسبب الكسر مبتهجًا غير معروف، ولكن ربما تكون قابلة للمقارنة.