GRB 970508 是一次於協調世界時 1997 年 5 月 8 日 21 點 42 分發生的伽瑪射線暴（簡稱），即伽瑪射線瞬間急速增強。伽瑪射線暴的發生通常與遙遠星系的爆炸相關，放出電磁波中能量最強的伽瑪射線，並且在之後的一段長時間內放射波長較長的 餘輝（X 射線、紅外線、可見光、紫外線和無線電波）。 是被安裝在 X 射線天文學衛星上的伽瑪射線暴監視系統探測到的。天文學家馬克梅茨格斷定，的爆發點距離地球有 60 億光年，這是人們第一次量度伽瑪射線暴的距離。 這次爆發前，天文學界並對於伽瑪射線暴發生地點會距離地球多遠並沒有共識。一些學者認為它們發生在銀河系以內，但因為能量不高而顯得暗淡；其他學家則認為它們發生在宇宙大尺度距離上，並不發生在銀河系內，而且能量極高。儘管伽瑪射線暴可能有很多種，意味著兩種理論可以共存，但是這次量度出來的大距離明確地證明射線暴發生在銀河系外。 GRB 970508 也是第一個被探測到放射無線電波 餘輝 的伽瑪射線暴。天文學家戴爾弗雷利用無線電波強度的波動，得以算出其來源膨脹的速度幾乎達到光速。這提供了有力的證據，證明伽瑪射線暴是相對論性的爆炸。 發現 第一個伽瑪射線暴是在 1967 年由維拉號人造衛星（一系列用於探測太空中核爆的衛星）觀測到的。Schilling 2002 pp 1216 第一個被觀測到的伽瑪射線暴餘輝是的 X 射線餘輝，Costa 1997 由（一顆義大利 荷蘭人造衛星，主要任務是研究 X 射線）發現。Schilling 2002 pp 5860 協調世界時 1997 年 5 月 8 日 21 點 42 分，衛星上的伽瑪射線監視儀器記錄到了一個伽瑪射線暴，其時長為 15 秒。Pedersen 1997 這次爆發也被研究太陽的尤利西斯號及康普頓伽瑪射線天文臺上的 爆炸及瞬時爆發源實驗 探測到，Kouveliotou 1997 並位於衛星兩個 X 射線廣角相機的拍攝範圍內。幾個小時以內，衛星工作小組就將其位置固定在一個直徑大約 10 角分的誤差範圍內。Schilling 2002 pp 115116 觀測 確定好射線暴的粗略位置之後，工作小組成員恩里科科斯塔聯絡了美國國家射電天文臺甚大天線陣的天文學家戴爾弗雷爾。後者於協調世界時 1 點 30 分（發現後 4 小時內）開始在 20 釐米波長做觀測。弗雷爾在準備觀測的時候，聯絡了正在操作海爾望遠鏡的天文學家斯坦尼斯拉夫傑科夫斯基。後者馬上對照了他的照片與數位巡天上之前的照片，但並沒有發現誤差範圍以外的新訊號。傑科夫斯基在加州理工學院的同事對資料進行了更多分析，但也找不到任何新訊號。Schilling 2002 pp 116117 第二晚，傑科夫斯基再次觀測同一區域。他比較了兩晚的圖片，但沒有天體的光度在 5 月 8 日至 9 日有明顯減弱。梅茨格注意到有一顆星體增加了亮度，但他估計那是顆變星，而不是伽瑪射線暴。由簡凡帕拉迪斯率領的一個阿姆斯特丹研究團隊成員泰圖斯嘉拉瑪和保羅格魯特對比了望遠鏡於 8 號和威廉赫歇爾望遠鏡於 9 號所拍攝的照片，同樣未能發現在此時段減弱亮度的光源。 發現了此次射線暴的 X 射線餘光之後，團隊提供了一個更準確的方位，而梅茨格之前以為是變星的星體仍然在這個誤差較小的範圍記憶體在。加州理工大學團隊和阿姆斯特丹的團隊均未發布任何有關這顆天體的結論。5 月 10 日空間望遠鏡研究所的霍華德邦德發布了他的發現，Bond 1997 並由之後的可見光餘光證實。Schilling 2002 pp 118120 1997 年 5 月 10 日晚之 11 號清晨，梅茨格的同事查爾斯斯泰德爾在凱克天文臺錄得了該星體的光譜，並將資料交給梅茨格。梅茨格其後辨認了一組鎂和鐵的吸收譜線，得出紅移值為 z 08349 00002，Varendoff 2001 p 383Metzger 1997aMetzger 1997b 表示來自射線暴的光線已被大約 60 億光年以外的物質吸收。Katz 2002 p 148 儘管射線暴本身的紅移還未被確認，但是我們能夠推論射線暴來自更加遙遠的地方，因為吸收光譜的物質必須處於地球與射線源之間。Schilling 2002 pp 121123Katz 2002 p 149 光譜中缺少萊曼 α 森林，因此限制了紅移值 z 23。芝加哥大學的丹尼爾E裡查特經進一步研究指出 z 109。這是第一次科學家能夠量度伽瑪射線暴的紅移 Schilling 2002 p 120Reichart 1998 卡拉阿託天文臺錄得了數條可見光光譜，波長位於至和至，但並未發現發射譜線。CastroTirado 1998 被發現後 5 天，於 5 月 13 日，弗雷爾繼續用甚大天線陣進行觀測。他在射線暴處觀察波長 35 釐米，並立即探測到強訊號。24 小時之後，這個訊號明顯增強，另外他也探測到波長為 6 釐米和 21 釐米的訊號。這是第一次確認發現了伽瑪射線暴的無線電餘光。Schilling 2002 p 124Katz 2002 p 147NRAO 1997 之後的一個月內，弗雷爾觀測到這個無線電源的亮度各天有著明顯的波動，但平均持續上升。不同波長訊號的波動並不一致，普林斯頓大學的傑里米古德曼解釋這是因為銀河系中星體間的電漿導致了無線電波的曲折。只有當放射源的視直徑小於 3 微角秒，這種無線電亮度的迅速變化才會發生。Schilling 2002 p 125 特性 在能量範圍為 40 至 700keV 間運作的伽瑪射線暴檢測器錄得了 185 03 106 ergcm2 （185 03 nJm2）的積分通量，而寬視場相機測得 07 01 106 ergcm2（07 01 nJm2）的積分通量。Galama 1998 爆發和瞬變源試驗裝置（簡稱）（201000 keV）錄得 31 02 106 ergcm2（31 02 nJm2）的積分通量。 爆發後大約 5 小時，該天體在 U 頻（光譜的紫外線區域）的視星等為 203 03，在頻（光譜的紅色區域）為 212 01。首次探測到爆發後大約兩天，餘光在兩個光譜區域達到亮度頂峰值，U 頻的 196 03 於 5 月 11 日 0213 UTC，和頻的 198 02 於 5 月 10 日 2055 UTC。 在基特峰國立天文臺的天文學家詹姆斯E羅茲分析了射線暴，並發現它的輻射的方向性不強。Rhoads 1999 弗雷爾和他的同事進行進一步的分析，算出爆發放出的總能量約為 51050 ergs（51043 J），而羅茲得出伽瑪射線的總能量約為 31050 erg（31043 J）。這表示此次爆發的伽瑪射線與噴射物的動能相當，因此可以排除任何不能有效製造伽瑪射線的射線暴模型。Paczyński 1999 p 2 距離尺度與發射模型 這次爆發之前，天文學家對伽瑪射線暴的距離並沒有一致的觀念。儘管爆發的均向性表示他們並不在銀河系平面上發生，一些天文學家提出這些射線暴在銀河系的扁球體內發生，而其亮度不高是因為放射的能量不高。也有人認為射線暴發生在物理宇宙學範圍內的其他星系中，它們能被探測到是因為能量極高。所量度的距離和計算出來的射線暴釋放的總能量都支援後者理論，一場爭論就此結束。Schilling 2002 p 123 整個 5 月，無線電訊號的波動逐漸消失。這表示自從探測到爆發之後，這無線電源顯著地擴大了。利用已知的距離和波動消失的時間，弗雷爾算出無線電源幾乎以光速膨脹。Waxman 1998 現有的模型已經包括了以相對論速度膨脹的可能性，但這是第一次有強烈的證據支援這一理論。Schilling 2002 p 126Piran 1999 p 23 主星系 的餘光在爆發被探測之後 1982 天後達到頂峰亮度值，並其後以冪定律斜度減弱超過 100 天。餘光最終消失，顯示出其寄主：一個不斷製造恆星的矮星系，視星等為 V 254 015。Bloom 1998 這個星系符合扁率為 070 007 的指數盤。可見光餘光的紅移為 z 0835，與主星系 z 083 的紅移值相符，表示與過去觀測的射線暴有所不同，可能和一個活動星系核相關。Fruchter 2000 腳註 參考資料 Category1997 年發現的天體 970508