Doba trvání záblesku je standardně kvantifikována parametrem $T_{90}$, což je časový interval, během kterého detektor zaznamená od $5,$ do $95,$ celkové fluence fotonů. Analýza katalogu BATSE (Kouveliotou et al. 1993) prokázala bimodální rozdělení $T_{90}$:

• Short GRBs (SGRB): $\langle T_{90} \rangle \approx 0,8\text{ s}$ ($T_{90} < 2\text{ s}$), tvrdší energetické spektrum (charakterizované větším poměrem fluencí ve vyšších kanálech). Fyzikálním původcem je koalescence kompaktních binárních systémů (BNS / NS-BH), jak bylo přímo potvrzeno současnou detekcí GW170817 a GRB 170817A.
• Long GRBs (LGRB): $\langle T_{90} \rangle \approx 30\text{ s}$ ($T_{90} > 2\text{ s}$), měkčí spektrum. Původcem je kolaps rotujícího jádra masivní Wolf-Rayetovy hvězdy bez vodíkové obálky (typ SN Ic-BL, jako SN 1998bw spojená s GRB 980425).

Při předpokladu izotropního vyzařování dosahuje zdánlivá izotropní ekvivalentní energie:

U extrémních záblesků (např. GRB 221009A) přesahuje $E_{\mathrm{iso}} \approx 10^{47}\text{ J} \approx 10^{54}\text{ erg}$, což převyšuje klidovou hmotnostní energii Slunce ($M_\odot c^2 \approx 1,8 \times 10^{47}\text{ J}$).

Vyzařování je však silně kolimováno do úzkého kužele s polovičním úhlem otevření $\theta_{\mathrm{jet}} \sim 2^\circ - 10^\circ$. Skutečná uvolněná energie $E_\gamma$ je korigována geometrickým faktorem $f_b$:

Po započtení kolimace se skutečná elektromagnetická energie záblesků soustředí do standardnějšího rozmezí $E_\gamma \sim 10^{43} - 10^{45}\text{ J}$. Úhel otevření $\theta_{\mathrm{jet}}$ se odvozuje z pozorovacího zlomu v křivce dosvitu (jet break time $t_j$), kdy relativistický kužel záření $1/\Gamma$ zpomalí natolik, že překročí geometrický úhel $\theta_{\mathrm{jet}}$.

Pokud by se energie $\sim 10^{44}\text{ J}$ uvolnila v kompaktním objemu o poloměru $R \approx c \Delta t \sim 300\text{ km}$ izotropně, optická hloubka pro tvorbu párů procesem $\gamma\gamma \to e^+e^-$ by byla obrovská:

Fotony by nemohly uniknout a záření by mělo čistě termální rovnovážné spektrum černého tělesa. Pozorované spektrum je však striktně netermální (Bandova funkce složená ze dvou navazujících mocninných funkcí).

Tento problém kompaktnosti vyžaduje, aby hmota výtrysku expandovala s ultrarelativistickým Lorentzovým faktorem:

Relativistický pohyb přináší tři klíčové efekty:

1. Skutečný poloměr emise v klidovém systému zdroje je $R \sim 2\Gamma^2 c \Delta t$, což snižuje hustotu fotonů faktorem $\Gamma^{-4}$.
2. V klidové soustavě proudu mají fotony nižší energii $E' = E/\Gamma$, takže pouze malý zlomek fotonů překročí prahovou energii pro tvorbu párů $E_1' E_2' > 2 (m_e c^2)^2$.
3. Optická hloubka klesá úměrně $\tau_{\gamma\gamma} \propto \Gamma^{-(2\beta+2)}$, čímž se plazma stává průhlednou pro netermální emisi generovanou synchrotronovým vyzařováním vnitřních rázových vln.