伽马暴喷流成分仍然是一个基本问题,火球模型预言的热成分只在极少数的伽马暴中被发现,大部分伽马暴都能被一个Band函数描述。本论文基于Fermi卫星数据,主要探究有多少比例的伽马暴能够观测到明显的热成分,其物理参数的数值如何?目前这些工作都没有进行系统研究。本工作基于2008-2019年Fermi卫星探测到的517个亮伽马暴,通过比较常见的各种谱模型,利用贝叶斯判断准则(BIC),系统研究伽马暴瞬时辐射中的热成分现象。主要结果有:(1)寻找到32个伽马暴瞬时辐射谱中具有明显的热成分候选源(占总数比为6.2%),其中金样本的伽马暴候选源有19个,银样本候选源有9个,铜样本候选源有4个。结果表明瞬时辐射中的热成分的伽马暴比例小于6.2%。(2)基于这些样本,对其黑体温度和流量等一些观测值进行统计,得到黑体温度kT在时间积分谱和分辨谱中的典型值分别为log(kT/keV)=(1.36±0.16)和log(kT/keV)=(1.42±0.27),黑体流量与观测总流量比值fth的典型值分别为log fth=(-1.71±0.52)和 logfth=(-1.46 ±0.45)。(3)基于混合光球层模型,本工作对8个具有红移的热成份金样本候选源的物理参数进行系统分析,在中心引擎半径r0=107 cm、r0=108 cm和r0=109 cm情况下的结果为:1)中心引擎的磁化因子1+σ0的典型值较小,大约为1、1和log(1+σ0)=1.2±0.4,表明在r0越小时,其值越小;2)无量纲化熵η的典型值大约为logη=3.2±1.8、logη=2.4±1.6和logη=2.1 ±0.8结果表明在r0越小时,其值越大;3)光球层半径rph的典型值分别为log(rph/cm)=12.0±0.5、log(rph/cm)=11.9±0.5 和 log(rph/cm)=11.8±0.5;4)光球层的体洛伦兹因子Γph的典型值大约为logΓpn=3.0±0.6、logΓph=3.1±0.8和logΓph=2.4±0.5;5)光球层的磁化因子 1+σph在r0=107 cm、r0=108 cm典型值为 1,r0=109 cm时,分布大致在log(1+σph)=1.2;6)距离中心引擎1015 cm处的磁化因子1+σ15的大部分为1,最大值为6.5。(4)本工作还分析了热成分候选源参数之间相关性关系发现:kT-FBB、kT—η、kT—rph、Γph-kT和rph-Γph之间存在相关关系。在搜索样本的过程中发现GRB 130310A非常特殊,在暴的早期存在热成分(kT～6keV),而且有一个非常高的峰值能量Ep约为9265.0 keV,Ep呈“由硬到软”的模式。Ep-Liso关系图表明,高Ep不是来自于非饱和耗散光球层模型。通过假设红移z=0.1至8,当r0～109 cm时存在1+σ15>1,但其红移在约为3的区域时1+σ15=1,说明其高Ep起源于ICMART的概率较低。光球层-内激波模型可以解释高峰值能量Ep,这需要电子的洛伦兹因子达到γe～60和εe～0.06。