stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
9A52-4 Tornado
Biến thể

9A52-4 Tornado là một hệ thống phóng loạt rốc-két. Có hai hệ thống khác; Một mô đun MLRS đặt trên xe tải MZKT-79306, có thể mang theo hai mô-đun BM-27 Uragan hoặc BM-30 Smerch, và một đặt trên xe tải Kamaz 6x6. Hệ thống "Tornado-G" là một gói nâng cấp cho BM-21 Grad hiện có. Chính phủ Nga đã đặt hàng mua 36 "Tornado-G" mới đặt trên khung gầm Kamaz 6x6, thay vì các hệ thống cũ đặt trên xe tải Ural-4320.
9A52-4 không nên bị nhầm lẫn với các hệ thống khác trong gia đình Tornado:
9A53-G Tornado (2x15 1x40 122mm, là mẫu nâng cấp của pháo phản lực bắn loạt BM-21 Grad, đặt trên xe tải Kamaz hoặc trên Ural-4320).
9A53-U Tornado (2x8 2x6 220mm, là mẫu nâng cấp của pháo phản lực bắn loạt BM-27 Uragan, đặt trên MZKT-79306).
9A53-S Tornado (2x6 2x4 300mm, là mẫu nâng cấp của pháo phản lực bắn loạt BM-30 Smerch, đặt trên MZKT-79306).
Một quả đạn 9M544 của hệ thống Tornado-S không nổ tại chiến trường Ukraine đã được chuyển đến Mỹ để nghiên cứu. Phía Mỹ phát hiện nhiều linh kiện điện tử dùng trong tên lửa là do các công ty điện tử nước ngoài sản xuất và được thiết kế để sử dụng cho các thiết bị dân dụng và gia dụng. Các linh kiện điện tử này có thể được mua dễ dàng với số lượng lớn từ trang bán lẻ trực tuyến AliExpress thuộc sở hữu của Tập đoàn thương mại điện tử Alibaba của Trung Quốc. Nhiều linh kiện nước ngoài này chỉ có giá vài đôla và Nga có thể dễ dàng mua trực tuyến vì chúng cũng có thể được sử dụng trong các ứng dụng phi quân sự.
Đạn tên lửa

| Biến thể> Tên | Biến thể> Kiểu | Tên lửa> Khối lượng | Tên lửa> Chiều dài | Đầu đạn> Khối lượng | Đầu đạn> Đạn con | Thời gian tự hủy | Tầm bắn> Tối thiểu | Tầm bắn> Tối đa |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| 9M55K | Đạn chùm, chống người | 800 kg | 7,6 m | 243 kg | 72 × 1.75 kg, với 96 mảnh (4,5g mỗi mảnh) | 110 giây | 20 km | 70 km |
| 9M55K1 | Đạn chùm, tự dẫn đường chống tăng | 800 kg | 7,6 m | 243 kg | 5 × 15 kg |  | 20 km | 70 km |
| 9M55K4 | Đạn chùm, rải mìn chống tăng | 800 kg | 7,6 m | 243 kg | 25 × 5 kg mìn | 24 tiếng | 20 km | 70 km |
| 9M55K5 | HEAT/HE-Phân mảnh | 800 kg | 7,6 m | 243 kg | 646 × 0.25 kg (xuyên giáp RHA 120 mm) | 260 giây | 20 km | 70 km |
| 9M55F | HE-Phân mảnh | 800 kg | 7,6 m | 258 kg |  |  | 20 km | 70 km |
| 9M55S | Vũ khí nhiệt áp | 800 kg | 7,6 m | 243 kg |  |  | 20 km | 70 km |
| 9M542 | Định vị dẫn đường vệ tinh (GLONASS), HE-Phân mảnh | 820 kg | 7,6 m | 250 kg |  |  | 40 km | 120 km |
Quốc gia sử dụng

Nga - Hơn 136 Tornado-G và một số lượng không xác định Tornado-S trong biên chế vào năm 2016.
Asteriscium fimbriatum

| Asteriscium fimbriatum> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Plantae
(không phân hạng): Angiospermae
(không phân hạng): Eudicots
Bộ (ordo): Apiales
Họ (familia): Apiaceae
Chi (genus): Asteriscium
Loài (species): A. fimbriatum
Danh pháp hai phần
Asteriscium fimbriatum Speg. 
Asteriscium fimbriatum là một loài thực vật có hoa trong họ Hoa tán. Loài này được Speg. mô tả khoa học đầu tiên năm 1897.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Asteriscium fimbriatum”. Truy cập ngày 10 tháng 6 năm 2013.
Asteriscium famatinense

| Asteriscium famatinense> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Plantae
(không phân hạng): Angiospermae
(không phân hạng): Eudicots
Bộ (ordo): Apiales
Họ (familia): Apiaceae
Chi (genus): Asteriscium
Loài (species): A. famatinense
Danh pháp hai phần
Asteriscium famatinense Hieron. & H.Wolff, 1908 
Asteriscium famatinense là một loài thực vật có hoa trong họ Hoa tán. Loài này được Hieron. & H.Wolff mô tả khoa học đầu tiên năm 1908.
Chú thích

↑  The Plant List (2010). “Asteriscium famatinense”. Truy cập ngày 10 tháng 6 năm 2013.
Chớp gamma
Ánh sáng muộn

Từ lúc đó trở đi chớp gamma là điều bí ẩn trong gần 30 năm đến tận tháng 2 năm 1997, khi ánh sáng muộn ([tiếng Anh] "afterglow") nhanh tàn của chớp gamma lần đầu tiên được ghi nhận trong vùng [ánh sáng]. Nguyên nhân là thành phần của một số chớp gamma bao gồm cả ánh sáng muộn trong các vùng quang phổ còn lại như [Tia X|X quang], [tử ngoại|cực tím], [ánh sáng], [tia hồng ngoại|hồng ngoại], [vi ba], [radio]. Nhờ đó ánh sáng muộn của chớp gamma trong vùng [ánh sáng] có thể quan sát bằng các [kính viễn vọng|kính thiên văn] trên mặt đất. Sau đó đã có nhiều chớp gamma được quan sát trên bề mặt [Trái Đất].
Lịch sử

Bài chi tiết: Lịch sử nghiên cứu chớp gamma
Chớp gamma lần đầu tiên đo được vào cuối thập niên 1960 bởi các vệ tinh Vela của quân đội Hoa Kỳ. Chúng được chế tạo nhằm phát hiện các chùm bức xạ tia gamma phát ra từ những vụ thử nghiệm vũ khí hạt nhân trong khí quyển. Hoa Kỳ đã nghi ngờ Liên Xô vẫn cố gắng thực hiện các vụ thử vũ khí hạt nhân bí mật ngay cả khi họ đã ký vào Hiệp ước cấm thử vũ khí hạt nhân (Nuclear Test Ban Treaty) vào năm 1963. Ngày 2 tháng 7 năm 1967, lúc 14:19 UTC, hai vệ tinh Vela 4 và Vela 3 dò được một chớp bức xạ gamma có dấu hiệu khác với nguồn gốc từ vụ nổ vũ khí hạt nhân. Không chắc chắn về điều gì đã xảy ra nhưng không xem đây là vấn đề đặc biệt khẩn cấp, đội nghiên cứu ở phòng thí nghiệm khoa học Los Alamos, do Ray Klebesadel đứng đầu, đã bắt đầu khảo cứu dữ liệu thu được. Khi có thêm các vệ tinh Vela được phóng lên cùng với các thiết bị tốt hơn, đội Los Alamos tiếp tục tìm thấy ở trong dữ liệu của họ các chớp gamma không thể giải thích được nguyên nhân. Bằng cách phân tích thời gian đến khác nhau của chớp đo được bởi các vệ tinh khác nhau, đội nghiên cứu có thể tìm ra vị trí sơ bộ nguồn phát của 16 chớp gamma và khẳng định chắc chắn chúng không có nguồn gốc từ Trái Đất hay Mặt Trời. Các khám phá này đã được giải mật và công bố vào năm 1973.
Hầu hết các lý thuyết ban đầu giải thích chớp tia gamma đều cho rằng các nguồn phát nằm bên trong Ngân Hà. Từ năm 1991, Đài quan sát tia gamma Compton (CGRO) và thiết bị BATSE (Burst and Transient Source Explorer), một thiết bị dò tia gamma cực kỳ nhạy gắn trên vệ tinh Compton, đã cung cấp dữ liệu chứng minh sự phân bố của các GRBs là đẳng hướng—không chệch về bất kỳ một hướng đặc biệt nào trong không gian. Nếu các nguồn nằm ở bên trong thiên hà của chúng ta thì chúng sẽ tập trung nhiều ở trong hay gần mặt phẳng thiên hà. Việc không có một miền tập trung đặc biệt nào của các GRB trên bầu trời chứng tỏ mạnh mẽ rằng các chớp gamma phải đến từ bên ngoài Ngân Hà. Tuy nhiên, một số mô hình của Ngân Hà vẫn phù hợp với sự phân bố đẳng hướng của các GRB.
Lịch sử > Các vật thể có khả năng là nguồn phát

Trong nhiều thập kỷ sau khám phá GRB, các nhà thiên văn đã tiến hành tìm kiếm các bức xạ đồng hành phát ra từ nguồn chớp gamma ở những bước sóng khác nhau: nếu có bất kỳ một thiên thể nào có vị trí trùng với vị trí của chớp vừa mới quan sát được. Các nhà thiên văn đã xét nhiều loại vật thể khác nhau, bao gồm sao lùn trắng, pulsar, siêu tân tinh, cụm sao cầu, quasar, các thiên hà Seyfert, và các vật thể BL Lac. Tất cả những tìm kiếm này đã không thành công, và trong một vài trường hợp có thể xác định vị trí của các chớp với độ chính xác cao thì cho thấy không có một vật thể sáng tự nhiên nào nằm trong phạm vi được cho là nguồn phát GRB xác định bởi các vệ tinh. Kết quả này gợi ra nguồn phát GRB phải là những ngôi sao rất mờ hoặc nằm ở các thiên hà rất xa. Ngay cả các vị trí chính xác nhất cũng chứa tời vài sao mờ và thiên hà, và các nhà thiên văn tin rằng cần thiết phải có các thiết bị với độ chính xác cao hơn gắn trên những vệ tinh mới cũng như hệ thống thông tin cảnh báo phải nhanh hơn mới đủ để xác định rõ nguồn gốc của chớp gamma.
Phân loại

Biểu đồ cường độ ánh sáng (light curve) của chớp gamma rất đa dạng và phức tạp. Không có hai chớp tia gamma có đồ thị đường cong ánh sáng trùng nhau, với mức độ thay đổi lớn được quan sát ở hầu hết từng đặc tính: khoảng thời gian quan sát được phát ra có thể biến đổi từ vài mili giây cho đến vài chục phút, có một đỉnh nhọn hoặc thêm một vài đỉnh con, từng đỉnh có dạng đối xứng hoặc sáng lên nhanh chóng rồi mờ chậm dần. Hoặc trước khi xảy ra sự kiện chính có chớp yếu hơn xuất hiện sau đó (khoảng vài giây hoặc vài phút mà không có thêm phát xạ nào) đến giai đoạn bức xạ cường độ mạnh "thực sự". Đường cong ánh sáng của một số sự kiện có dạng cực kỳ hỗn độn và phức tạp mà không thể hiện rõ có phần đặc trưng nào.
Mặc dù một số biểu đồ cường độ ánh sáng có thể tái dựng lại sơ lược bằng cách áp dụng các mô hình đơn giản hóa, tiến trình hiểu biết đầy đủ các dạng đồ thị đường cong cường độ của ánh sáng khả kiến diễn ra một cách chậm chạp. Các nhà vật lý thiên văn đã đề xuất một số mô hình, nhưng chúng thường chỉ dựa trên các sự khác biệt trong hình dạng của đường cong và không phải luôn luôn phản ánh bản chất vật lý thực thụ khác nhau ở nguồn gốc của vụ nổ. Tuy nhiên, khi vẽ ra sự phân bố của khoảng thời gian quan sát đối với một số lớn các sự kiện chớp gamma, đã thể hiện rõ ràng hai kiểu khác nhau, gợi ra sự tồn tại của hai loại chớp tia gamma phân biệt: một loại "ngắn" với thời gian xảy ra trung bình trong khoảng 0,3 giây và một loại "dài" với thời gian trung bình 30 giây. Sự phân bố của hai loại này rất rộng với một miền giao nhau đáng kể, trong đó việc phân biệt kiểu sự kiện mà chỉ dựa trên khoảng thời gian xảy ra là rất khó. Các nhà vật lý thiên văn đã đề xuất thêm các hệ thống phân loại chớp tia gamma ngoài hệ thống hai loại vừa nêu, dựa trên dữ liệu quan sát và mô hình lý thuyết.
Phân loại > Chớp tia gamma ngắn

Các sự kiện có thời khoảng ngắn hơn 2 giây được phân loại thành các chớp tia gamma ngắn. Chúng chiếm khoảng 30% số lượng chớp quan sát được, nhưng cho đến tận năm 2005, chưa có giai đoạn ánh sáng muộn nào được quan sát từ sự kiện ngắn nào và hiểu biết về nguồn gốc của chớp ngắn vẫn còn rất ít. Kể từ đó, hàng tá chớp gamma ngắn với ánh sáng muộn đã được phát hiện và xác nhận vị trí, một vài trong số chúng nằm ở vùng có ít hoặc không có quá trình hình thành các sao mới, như ở các thiên hà elip và vùng trung tâm ở các quần tụ thiên hà lớn. Kết quả này loại trừ khả năng liên hệ đến vụ nổ của một ngôi sao khối lượng lớn, xác nhận nguồn gốc vật lý của chớp tia gamma ngắn khác hẳn với các sự kiện dài. Thêm vào đó, dường như các chớp ngắn không đi kèm theo vụ nổ siêu tân tinh.
Bản chất thực sự của chớp ngắn vẫn chưa được biết rõ (hoặc liệu mô hình hiện tại về phân thành hai loại chớp đã chính xác), mặc dù giả thuyết hàng đầu cho rằng chớp tia gamma ngắn có nguồn gốc từ sự va chạm của hai sao neutron hoặc một sao neutron với một lỗ đen. Các va chạm này cũng được cho là tạo ra vụ nổ kilonovae, và chứng cứ về mối liên hệ giữa vụ nổ kilonova với chớp GRB 130603B đã được quan sát và xác nhận. Khoảng thời gian trung bình cho những sự kiện kéo dài 0,2 giây gợi ra đường kính vật lý của nguồn phát phải là rất nhỏ theo thuật ngữ trong ngành thiên văn vật lý; nhỏ hơn 0,2 giây ánh sáng (khoảng 60.000 km —bốn lần đường kính Trái Đất). Việc quan sát được các chớp tia X trong vòng vài phút cho đến vài giờ sau chớp tia gamma ngắn là phù hợp với sự kiện vật chất từ một sao neutron ban đầu bị nuốt bởi một lỗ đen trong thời gian ít hơn 2 giây, theo sau bởi sự kiện phát ra ít năng lượng hơn kéo dài trong vài giời, khi vật chất còn lại từ sao neutron bị xé toạc bởi lực thủy triều (không còn là neutronium nữa) còn trên quỹ đạo xoắn ốc về phía lỗ đen, bị hút dần về nó trong khoảng thời gian lâu hơn. Một phần nhỏ các chớp gamma ngắn có lẽ được tạo ra từ những vụ lóe sáng khổng lồ từ thiên thể phát tia gamma lặp lại trong những thiên hà ở gần.
Nguồn gốc của chớp tia gamma ngắn từ vụ nổ kilonovae đã được xác nhận khi chớp ngắn GRB 170817A đã được phát hiện 1,7 s sau tín hiệu sóng hấp dẫn GW170817, đó là tín hiệu từ vụ va chạm sáp nhập của hai sao neutron.
Phân loại > Chớp tia gamma kéo dài

Hầu hết các sự kiện đã được quan sát (70%) có khoảng thời gian diễn ra lớn hơn 2 giây và được phân loại thành chớp tia gamma dài. Bởi vì các sự kiện này chiếm đa số và chúng có xu hướng có bức xạ muộn sáng nhất, các chi tiết và đặc điểm của loại này đã được quan sát tốt hơn so với các đặc điểm của lớp tia gamma ngắn. Hầu như các chớp gamma dài đã được nghiên cứu kỹ đều có mối liên hệ với một thiên hà có vùng hình thành sao mạnh, và trong nhiều trường hợp cũng có liên hệ với vụ nổ siêu tân tinh suy sụp lõi, và do vậy có mối liên hệ giữa chớp GRB dài và sự kết thúc của các ngôi sao khối lượng lớn. Quan sát bức xạ muộn của chớp GRB dài, ở vị trí có độ dịch chuyển đỏ cao, cũng cho kết quả nhất quán với chớp GRB dài có nguồn gốc từ những vùng hình thành sao.
Phân loại > Chớp tia gamma siêu kéo dài

Những sự kiện này nằm ở phần cuối của biểu đồ phân bố các chớp GRB dài, diễn ra lâu hơn 10.000 giây. Chúng đã từng được đề xuất xếp thành một lớp các sự kiện riêng biệt, có nguồn gốc từ sự suy sụp hấp dẫn của một sao khổng lồ xanh, hay một sự kiện ngôi sao bị xé toạc bởi lực thủy triều hoặc bởi sao từ mới hình thành. Chỉ một số nhỏ các sự kiện như vậy đã được phát hiện, với đặc trưng cơ bản là khoảng thời gian phát xạ tia gamma. Sự kiện xảy ra trong thời gian lâu được nghiên cứu nhiều nhất đó là GRB 101225A và GRB 111209A. Tỷ lệ phát hiện thấp các sự kiện như thế có thể là do độ nhạy thấp của các thiết bị đo hiện tại đối với các sự kiện xảy ra trong thời gian dài, hơn là phản ánh tần suất xảy ra thực sự của kiểu sự kiện này. Mặt khác, một nghiên cứu năm 2013, chỉ ra tồn tại chứng cứ cho một lớp các sự kiện GRB siêu kéo dài với một loại nguồn phát được đề xuất, và cần thiết phải có quan sát đa bước sóng để đi đến được kết luận chính xác.
Thiên thể gốc > Sự kiện tác động bởi lực thủy triều

Một lớp sự kiện chớp tia gamma mới đã được phát hiện qua sự kiện GRB 110328A bởi Kính thiên văn không gian tia gamma Swift vào ngày 28 tháng 3 năm 2011. Ở sự kiện này chớp tia gamma đã phát ra trong khoảng 2 ngày, lâu hơn rất nhiều so với một sự kiện GRB siêu dài, và nguồn này còn tiếp tục phát ra tia X trong nhiều tháng. Vị trí nguồn phát nằm ở vùng trung tâm của một thiên hà elip nhỏ ở khoảng cách tương ứng với dịch chuyển đỏ z = 0,3534. Tranh luận về bản chất của vụ nổ này vẫn chưa chấm dứt khi có hai quan điểm cho rằng vụ nổ xuất phát từ sự suy sụp hấp dẫn của một sao lớn hay đây là sự kiện xé toạc vật chất bởi lực thủy triều đi kèm với chùm tia tương đối tính, mặc dù cách giải thích sau nhận được nhiều sự ủng hộ hơn.
Sự kiện tác động bởi lực thủy triều kiểu này xảy ra khi một ngôi sao bị lực thủy triều của một lỗ đen siêu khối lượng xé toạc nó ra, và có thể tạo ra chùm tia tương đối tính với năng lượng bức xạ mạnh ở bước sóng gamma. Sự kiện GRB 110328A (còn được ký hiệu là Swift J1644+57) ban đầu được giải thích là kết quả của sự xé toạc ngôi sao trong dãy chính bởi lực thủy triều từ một lỗ đen siêu khối lượng lớn gấp vài triệu lần khối lượng Mặt Trời, tuy thế về sau có thêm lập luận cho rằng lực thủy triều từ lỗ đen khối lượng bằng vài chục nghìn lần khối lượng Mặt Trời đã xé tan một sao lùn trắng quay gần nó.
Cơ chế phát xạ

Cơ chế chính xác trong đó các chớp tia gamma biến đổi năng lượng thành bức xạ vẫn chưa được hiểu biết đầy đủ, và cho đến 2010 vẫn chưa có một mô hình được chấp nhận phổ biến giải thích cho quá trình này xảy ra như thế nào. Bất kỳ một mô hình thành công nào về cơ chế phát xạ GRB phải giải thích được quá trình vật lý sản sinh ra bức xạ gamma mà cho kết quả khớp với dữ liệu quan sát đa dạng của đồ thị đường cong cường độ ánh sáng, phổ và các đặc điểm khác. Thử thách đặc biệt đó là mô hình cần phải giải thích được hiệu quả biến đổi rất cao như đã quan sát thấy ở một số vụ nổ: một số chớp tia gamma có thể biến đổi lên tới một nửa (hoặc hơn) năng lượng vụ nổ thành bức xạ gamma. Các quan sát ở giai đoạn sớm sau vụ nổ về ánh sáng muộn của sự kiện GRB 990123 và GRB 080319B, mà đồ thị đường cong cường độ ánh sáng quang học được ngoại suy từ phổ của bức xạ gamma, đã gợi ra rằng hiệu ứng tán xạ Compton ngược có thể là quá trình chủ yếu ở một số sự kiến như thế. Theo cách giải thích này, các photon năng lượng thấp tồn tại trước đó bị tán xạ bởi các electron tương đối tính mang năng lượng cao ở bên trong vụ nổ, đẩy năng lượng của photon lên cao gấp nhiều lần và biến chúng thành các tia gamma năng lượng cao.
Bản chất của bức xạ ánh sáng muộn trong bước sóng dài hơn (từ tia X đến sóng vô tuyến) theo sau chớp gamma được hiểu một cách tốt hơn. Bất kỳ năng lượng nào giải phóng bởi vụ nổ mà không phát ra dưới dạng chớp gamma sẽ có dạng năng lượng vật chất hoặc bức xạ chuyển động ra bên ngoài với vận tốc gần bằng tốc độ ánh sáng. Khi vật chất này va chạm với môi trường khí liên sao, nó tạo ra hiện tượng sóng xung kích có vận tốc tương đối tính lan truyền ra bên ngoài vào không gian liên sao. Một sóng xung kích thứ hai, sóng xung kích ngược, có thể lan truyền ngược lại vào vật chất được bắn ra. Các electron mang năng lượng cực lớn bên trong sóng xung kích được gia tốc bởi từ trường địa phương mạnh và phát ra bức xạ synchrotron có bước sóng trên toàn bộ phổ điện tử. Mô hình này đã được áp dụng thành công để giải thích đặc điểm của nhiều ánh sáng muộn đã được quan sát ở những thời điểm sau của các chớp gamma (từ vài giờ đến vài ngày), mặc dù có những khó khăn trong giải thích mọi đặc điểm của ánh sáng muộn ngay gần thời điểm sau khi chớp tia gamma xảy ra.
Tỷ lệ xảy ra và các hiệu ứng nguy hại tới sự sống

Chớp tia gamma có thể có hiệu ứng ảnh hưởng nguy hại hoặc phá hủy sự sống. Khi xem vũ trụ như một tổng thể, môi trường an toàn nhất cho sự sống tương tự như trên Trái Đất là những vùng có độ tập trung các sao thấp nhất ở bên rìa của những thiên hà lớn. Kiến thức của chúng ta về các loại thiên hà và sự phân bố của chúng cho thấy sự sống mà chúng ta biết chỉ có thể tồn tại ở khoảng 10% thiên hà trong vũ trụ. Hơn nữa, các thiên hà có độ dịch chuyển đỏ, z, lớn hơn 0,5 là không phù hợp cho sự sống vì chúng ta biết rằng ở các thiên hà này sẽ có tỷ lệ xảy ra chớp gamma cao hơn và khoảng cách giữa các sao trong thiên hà rất gần nhau.
Mọi GRB đã được quan sát cho đến nay đều nằm bên ngoài Ngân Hà và vô hại với Trái Đất. Tuy nhiên, nếu một sự kiện GRB xảy ra bên trong thiên hà của chúng ta và chùm bức xạ của nó chiếu thẳng đến Trái Đất, tác động của nó có thể ảnh hưởng nguy hại và dẫn tới phá hủy các hệ sinh thái. Hiện tại, các vệ tinh quan sát phát hiện được trung bình một sự kiện GRB trong một ngày. Vụ nổ GRB gần nhất xảy ra vào tháng 3 năm 2014 là GRB 980425, nằm cách Trái Đất 40 mêgaparsec (130.000.000 ly) (z=0,0085) trong một thiên hà lùn kiểu SBc. GRB 980425 có năng lượng thấp hơn nhiều so với một GRB trung bình và có thể có liên hệ với siêu tân tinh loại Ib SN 1998bw.
Ước chính xác tỷ lệ xảy ra chớp tia gamma là khó khăn; đối với một thiên hà có kích cỡ xấp xỉ Ngân Hà, ước lượng dự đoán tỷ lệ xảy ra (đối với GRB kéo dài) từ 1 sự kiện trong vòng 10.000 năm, cho đến 1 sự kiện trong 1.000.000 năm. Chỉ một tỷ lệ phần trăm nhỏ các sự kiện GRB chiếu tới Trái Đất. Ước lượng tỷ lệ xảy ra đối với sự kiện GRB ngắn thậm chí còn khó hơn bởi vì độ lớn góc mở của chùm tia chưa xác định được chính xác, nhưng có thể tỷ lệ xấp xỉ bằng so với GRB kéo dài.
Vì các GRB được cho là phát ra hai chùm tia theo hai hướng ngược nhau, chỉ có các hành tinh nằm dọc theo hướng của các tia này mới chịu ảnh hưởng của bức xạ gamma năng lượng cao.
Mặc dù các sự kiện GRB chiếu đến Trái Đất đi kèm với một cơn mưa tia gamma gây phá hủy các hệ sinh thái chỉ mới là sự kiện giả thuyết, các sự kiện năng lượng cao đến từ ngoài Trái Đất đã được quan sát xảy ra ở trong bầu khí quyển của hành tinh.
Tỷ lệ xảy ra và các hiệu ứng nguy hại tới sự sống > Các hiệu ứng giả thuyết từng tác động tới Trái Đất

Sự kiện chớp tia gamma đủ gần có tác động tới sự sống có thể xảy ra một lần trong khoảng 5 triệu năm hay lâu hơn — và khoảng 1000 lần kể từ khi hình thành Trái Đất.
Sự kiện tuyệt chủng Ordovic–Silur lớn xảy ra cách nay 450 triệu năm có thể có nguyên nhân từ một GRB. Các loài bọ ba thùy ở cuối kỷ Ordovic mà sống trong tầng sinh vật phù du gần bề mặt đại dương có thể đã bị chiếu xạ mạnh hơn so với những sinh vật sống ở tầng nước sâu, giúp chúng có thể tồn tại ở trong những vùng giới hạn. Điều này trái ngược với những phần thông thường của các sự kiện tuyệt chủng, trong đó các sinh vật với mức độ phân bố rộng lớn kiếm thức ăn tốt hơn. Một cách giải thích khả dĩ đó là bọ ba thùy tồn tại ở vùng nước sâu được bảo vệ tốt hơn khỏi bức xạ cực tím đi kèm với sự kiện. Một trong những bằng chứng khác ủng hộ cho giả thuyết này đó là trong cuối kỷ, các loài động vật thân mềm hai mảnh vỏ sống trong hang dường như ít bị tuyệt chủng so với động vật thân mềm hai mảnh vỏ sống trên bề mặt.
Một trường hợp khác đó là quá trình tăng carbon-14 trong giai đoạn 774-775 mà có thể do chớp GRB gây ra, tuy nhiên cũng có thể nguyên nhân là từ chớp lóe Mặt Trời (solar flare).
Tỷ lệ xảy ra và các hiệu ứng nguy hại tới sự sống > WR 104: Một ứng cử viên cho GRB nằm gần

Bài chi tiết: WR 104
Một ngôi sao kiểu Wolf–Rayet trong hệ sao WR 104, nằm cách 8.000 năm ánh sáng (2.500 pc), được coi là một ứng cử viên GRB gần trong tương lai mà có thể gây ra các hiệu ứng nguy hại tới sự sống trên Trái Đất. Các nhà thiên văn dự đoán ngôi sao sẽ phát nổ trong một vụ nổ siêu tân tinh suy sụp lõi ở thời điểm khoảng 500.000 năm tới và có khả năng vụ nổ sẽ tạo ra chớp tia gamma. Nếu điều này xảy ra, sẽ có xác suất nhỏ để Trái Đất nằm trong chùm tia gamma từ vụ nổ.
Các ứng cử viên GRB trong Ngân Hà

Chưa có một chớp tia gamma nào được ghi nhận nằm trong thiên hà của chúng ta, dải Ngân Hà, và liệu đã từng có một sự kiện như thế xảy ra hay chưa vẫn còn là câu hỏi chưa có câu trả lời. Bằng hiểu biết thu được dần dần từ các sự kiện GRB và thiên thể gốc phát ra, số lượng các sự kiện GRB đã quan sát được trong quá khứ, các ứng cử viên tiềm năng GRB trong tương lai đã dần tăng lên trong các danh mục khoa học. Các chớp GRB kéo dài có liên quan tới vụ nổ siêu tân tinh siêu sáng, hay hypernovae, và hầu hết các sao biến đổi khổng lồ xanh (luminous blue variable, LBVs), và các sao Wolf–Rayet quay nhanh được cho là đang ở giai đoạn cuối của vòng đời của chúng và sẽ kết thúc bằng vụ nổ siêu tân tinh suy sụp hấp dẫn ở lõi đi kèm với chớp gamma kéo dài. Tuy vậy, hiểu biết về GRB phát ra từ các thiên hà nghèo kim loại ở kỷ nguyên đầu trong lịch sử tiến hóa của vũ trụ vẫn còn hạn chế, và không thể ngoại suy trực tiếp rộng ra bao hàm các thiên hà đã tiến hóa và các vùng sao có độ kim loại cao hơn như ở Ngân Hà.
Chú thích

↑  Một trường hợp ngoại lệ nổi bật là sự kiện ngày 5 tháng 3 năm 1979, một chớp cực kỳ sáng đã được xác định vị trí thành công nằm ở tàn tích siêu tân tinh N49 trong Đám Mây Magellan Lớn. Hiện nay sự kiện này được giải thích là do bởi chớp lóe khổng lồ (giant flare) do sao từ phát ra, có liên hệ với chớp lóe từ nguồn phát tia gamma mềm (soft gamma repeater) hơn là có "bản chất thực sự" của chớp tia gamma.
↑  GRB được đặt tên theo ngày mà chúng được phát hiện: hai chữ số đầu tiên là năm, hai chữ số tiếp theo là tháng và hai chữ số cuối là ngày, chữ cái cuối cùng là thứ tự mà chúng xuất hiện trong ngày đó. Ví dụ chữ cái 'A' đặt cho tên của chớp tia gamma đầu tiên được phát hiện, chữ cái 'B' cho chớp thứ hai và cứ như thế. Đối với các chớp xuất hiện trước năm 2010 chỉ có mội vài chớp là có thêm chữ cái do chưa có nhiều thiết bị phát hiện.
↑  Khoảng thời gian của một chớp được đo điển hình bằng đại lượng T90, chu kỳ thời gian mà 90% năng lượng của chớp được phát ra. Các quan sát gần đây ở các GRB "ngắn" cho thấy chúng được theo sau bởi một chớp thứ hai, có thời gian phát xạ dài hơn khi mở rộng thời gian đo của đường cong ánh sáng từ khoảng thời gian T90 lên đến vài phút: các sự kiện này chỉ mang nghĩa ngắn khi không xét đến chớp thứ hai này.
Ateuchus carcavalloi

| Ateuchus carcavalloi> Phân loại khoa học |
| --- | --- |
Giới (regnum): Animalia
Ngành (phylum): Arthropoda
Lớp (class): Insecta
Bộ (ordo): Coleoptera
Phân bộ (subordo): Polyphaga
Phân thứ bộ (infraordo): Scarabeiformia
Liên họ (superfamilia): Scarabaeoidea
Họ (familia): Scarabaeidae
Chi (genus): Ateuchus
Loài (species): A. carcavalloi
Danh pháp hai phần
Ateuchus carcavalloi Vulcano & Pereira & Martinez, 1976 
Ateuchus carcavalloi là một loài bọ cánh cứng trong họ Bọ hung (Scarabaeidae).