伽马射线双星是由大质量恒星（O型星,或Be型星）和致密星组成的双星系统,是大质量双星的演化过程中一个很短的阶段。目前观测到了9个伽马射线双星系统,其中有两个的致密天体已经被证认为脉冲星,我们认为其它伽马射线双星的致密天体可能也是脉冲星。伽马射线双星系统具有从射电到Te V能段的非热谱。非热谱很可能来自激波区域的辐射,而激波则是脉冲星风与大质量恒星星风相互碰撞产生的。有人提出X射线和Te V辐射分别是激波处加速的脉冲星风粒子的同步辐射和逆康普顿散射产生的。伽马射线双星是研究脉冲星风和激波物理,以及大质量双星系统演化一个独特的实验室。脉冲星风物理中的一个尚未解决的重要问题是磁能是如何转换为脉冲星风的粒子能量。最近的研究表明,能量转换的机制可能磁重联,但磁重联发生的位置仍在讨论中。以孤立的脉冲星为例,脉冲星风的辐射主要出现在脉冲星风星云,而在终止激波之前的脉冲星风辐射很难被探测到。对于伽马射线双星系统,如果致密天体是脉冲星,则脉冲星风与伴星密集软光子场之间的逆康普顿过程将产生高能辐射。因此,我们期望对伽马射线双星高能辐射的研究可以用来限制能量转换的区域。目前已经观察到了伽马射线双星辐射的轨道调制现象,X射线和Te V能段的流量峰值位置是一致的,激波辐射模型解释可以解释这一现象。另一方面,Ge V辐射的峰值位置通常与X射线和Te V波段的峰值位置不同。这表明Ge V辐射机制不同于X射线或Te V辐射。因此,在本论文中,我们探讨了伽马射线双星的Ge V辐射起源于激波上游未受冲击脉冲星风的逆康普顿过程的可能性。LMC P3是迄今为止观测到的最亮的伽马射线双星,也是第一个在银河系外发现的。它在Ge V能段的光度至少是LS 5039的4倍。LMC P3的伴星是一个O型星,因此不会存在来自外流盘的软光子。这对于我们研究脉冲星风的性质十分有利。我们研究LMC P3的Ge V辐射,根据已有的LMC P3的轨道参数,对它的光变和能谱进行了拟合。我们发现,当前的模型能够解释观测到的Ge V辐射轨道调制幅度,以及Ge V峰值位置相对于X射线和Te V的峰值位置的偏移。为了解释观测到的Ge V能段的流量变化,我们认为磁能转换为动能的位置发生在脉冲星的光柱面附近。伽马射线双星的另一个重要问题是如何区分微类星体模型和脉冲星风模型。在本论文中,我们提出用X射线极化特性来区分两种模型。我们预计,对于脉冲星模型,偏振位置角沿轨道相位变化360度,而对于微类星体模型,偏振位置角随轨道相位的变化很小。因此,我们研究了脉冲星模型中可能出现的偏振特性,并讨论了未来观测的可行性,例如IXPE（Imaging X-ray Polarimetry Explorer）。我们预计伽马射线双星系统的X射线辐射是由激波的同步辐射产生的。因为激波区域的磁结构在理论上的不确定性,我们探索了三种不同情况的磁场结构:环向场,极向场,球谐场,并讨论这三种情况下的偏振特性。我们把模型应用于LS 5039,并对其将来的观测做了一些预言。LS 5039是位于银河系内的伽马射线双星,其X射线流量较高,而且在长时标上十分稳定。基于IXPE的探测灵敏度,如果LS 5039的X射线辐射区域的磁场由环向场主导,在一个轨道周期之内（3.9天）它的线偏振现象可能被观测到。如果它的磁场是极向场或者是球谐场,想要得到显著的偏振现象则需要超过10天的观测时长。