伽玛射线暴（简称伽玛暴）是一种来自太空任意方向的伽玛射线（εγ～0.1-1MeV）脉冲式辐射现象,最早由Vela卫星在1967年发现,一直以来它都是萦绕在天文学家心头的一个重大谜团。1997年伽玛暴余辉的发现使得人们终于能够准确地测定伽玛暴的红移和寻找它们的宿主星系,从而确定了伽玛暴的宇宙学起源;同时,余辉的发现也促进了伽玛暴及其余辉标准模型的建立:即瞬时辐射起源于伽玛暴外流体内部的能量耗散（通过内激波或磁重联等过程）,而余辉辐射则来自于外流体在暴周环境中运动时所形成的外激波（即伽玛暴冲击波）。为了对更早阶段的辐射进行多波段观测,美国国家航空航天局（NASA）于2004年11月发射了专门用于伽玛暴研究的Swift卫星。该卫星工作以来,以其快速响应与精确定位的能力和多波段观测的手段取得了一系列令人瞩目的成就（本文第一章将对此进行较为详细的综述）,开创了伽玛暴研究的Swift新时代。基于Swift时代以来的研究进展,本文第二至六章将对伽玛暴早期余辉辐射特征以及若干多波段瞬时辐射进行理论解释和模型预言。此外,作为作者攻读博士学位期间的另一项工作,本文第七章将就中子星的演化问题进行一些研究。对中子星性质的更多了解,可能对更好地认识伽玛暴中心能源有所帮助。Swift卫星观测到的X射线余辉早期缓慢衰减和X射线耀发现象,在余辉标准模型下均无法理解,因此本文第二、三两章的研究将致力于解决这两个问题。（1）对于余辉的缓慢衰减,基于已有的Poynting外流演化理论,我们认为中心能源在暴后通过磁过程继续释放的能量将导致一个由正负电子对主导的极端相对论性星风,其作用在伽玛暴冲击波上而形成相对论性星风泡（包括一对相对论性正反激波）。我们的数值计算结果表明,根据反向激波磁化程度的不同,可将相对论星风泡大致分为正向和反向激波主导两种类型。对观测数据的拟合则显示,由于反向激波化物质对冲击波做功以及反向激波本身的辐射,相对论星风泡模型能够很好地解释某些早期变平的X射线余辉光变曲线。（2）对于X射线耀发现象,一般认为起源于中心能源在暴后的间歇性能量爆发,而滞后的内激波过程则是将这些爆发所释放的能量最终转化为X射线辐射的一种可能的有效途径。我们将在第三章中对滞后内激波的动力学进行细致描述,并由此进一步得到X射线耀发的理论光度和光变曲线。通过与X射线耀发观测统计性质的比较,可对滞后内激波模型的动力学参数给出了限制,而这些参数直接描述了中心能源所抛出壳层的性质。能够较好解释X射线余辉缓慢衰减现象的能量注入模型主要有两类,分别是相对论星风泡模型和伽玛暴外流体Lorentz因子径向分布模型。对这两类模型加以区分是一个迫切的任务,而对它们进行多波段研究自然是十分有效的手段。本文第四章研究了这两类模型所预言的高能余辉辐射特征,主要考虑了电子与低能同步光子的逆Compton散射过程。这两类模型的共同点是能量注入流均以物质主导（不同的是一为轻子一为重子）,因此我们首先为它们建立了统一的动力学方程。其后的数值计算结果表明,两类模型都将预言一个与缓慢衰减的X射线余辉相伴随的高能辐射光变平台;但由于相对论星风泡模型中反向激波的相对论性和反向激波化物质的轻子性,它所给出的高能辐射流量将可能比另一个模型高出近一个量级,这一区别为Fermi卫星的观测鉴别提供了突破口。此外,我们也对X射线耀发的高能辐射进行了类似的计算,发现只有对于相对较亮的X射线耀发,其同步自Compton高能对应体才可能被Fermi卫星观测到。除了电磁辐射窗口,我们还将在第五章中探讨可能的早期中微子余辉,具体针对类似于GRB 060218这样一类低光度伽玛暴（人们普遍关心在这些暴中是否存在相对论性的冲击波）。观测表明,GRB 060218的早期X射线辐射由超新星激波的热辐射主导,它将对可能存在的相对论性冲击波的辐射性质产生重要影响。我们详细计算了在热X射线光子及其逆Compton化成分的作用下,冲击波中高能质子通过Pγ反应和π±介子衰变辐射高能中微子的能力。鉴于普遍认为的低光度伽玛暴非常高的发生率,这些可能被探测到的余辉中微子将能够为限制低光度伽玛暴瞬时辐射机制提供线索。第六章的研究将从余辉辐射转移到瞬时辐射,具体针对GRB 080319B的光学和伽玛射线多波段瞬时辐射。GRB 080319B最突出的特点是具有一个裸眼可见的光学对应体,其流量比伽玛射线能谱外推到光学波段所得到的流量高出四个多量级。为了解释这一特殊情况,我们提出了内激波双成分同步辐射模型,认为内激波中成对出现的正反激波可能具有十分不同的Lorentz因子,正是其中相对论性的反向激波产生了伽玛射线辐射,而光学辐射则来自于非相对论性的正向激波。拟合结果显示,只要伽玛暴外流体的Lorentz因子涨落足够大,该模型便能够解释GRB 080319B瞬时辐射的基本特征,同时所给出的逆Compton辐射GeV流量小于或约等于同步MeV流量（而相对应的同步加同步自Compton模型则存在GeV流量过高的问题）。如前所述,第七章将专门研究中子星的演化。众所周知,通过引力波辐射制动和粘滞耗散加热,中子星的r模不稳定性将对星体的旋转演化和热演化产生影响。该章的研究表明这种影响对（r模所引起的）星体较差旋转的程度有一定的依赖。较差旋转将使孤立中子星在某一阶段出现轻微的自加速,同时也使粘滞耗散加热显著增强;对于低质量X射线双星中的中子星,r模处于饱和状态的时间在整个吸积循环演化周期中所占的比例也将因为较差旋转而被明显提高。更为有趣的是,较差旋转还将引起中子星在～60-90Hz频段强烈的近似单色的引力波辐射。最后,第八章中将是作者在完成了以上研究工作之后对伽玛暴及其余辉研究现状的一点思考和展望。另外,为了方便读者理解和查阅,在附录A中摘录和推导了一些与伽玛暴研究相关的物理基础知识,在附录B和C中则较为系统地介绍了伽玛暴及其余辉的标准模型和一些后标准效应。