伽玛射线暴(简称伽玛暴)是发生在宇宙学距离的强烈的伽玛射线爆发事件,探测到的光子能量高达GeV。2008年6月发射升空的Ferm空间望远镜上的大面积望远镜(Fermi/LAT)探测到的具有GeV辐射的伽玛射线暴表现出三个新的特征,分别为额外的幂律能谱成分,高能辐射的延迟到达,长期的高能辐射。高能伽玛射线观测为伽玛暴研究开启了一个新的电磁观测窗口。伽玛射线暴也被认为是加速甚高能宇宙射线的主要候选者之一,这一假设预言了伽玛射线暴也能产生高能中微子辐射。Pierre Auger天文台的甚高能宇宙射线观测以及IceCube对伽玛暴中微子的探测能够限制伽玛暴的性质,如激波加速粒子机制及喷流成分组成等。因此,甚高能宇宙射线和高能中微子的探测为伽玛暴研究提供了更多的研究手段。本文中,我们主要研究了伽玛暴的高能光子辐射起源,高能中微子辐射及甚高能宇宙射线与伽玛暴的联系等方面。第一章综合介绍了伽玛暴高能光子辐射,伽玛暴高能中微子辐射及伽玛暴作为极高能宇宙射线源的可能性。我们首先介绍了Fermi时代之前的伽玛暴研究及标准的火球模型。其次,我们介绍了Fermi/LAT的伽玛暴观测及高能伽玛射线辐射机制。然后,我们介绍了伽玛暴的高能中微子辐射。最后,我们描述了甚高能宇宙射线的观测特征,及对伽玛暴作为甚高能宇宙射线源需满足的要求。在第二章中,我们以短暴GRB090510为例,采用多波段观测数据(包括X射线和光学余辉数据),研究了伽玛暴长期高能光子辐射的起源。在其他低能波段观测的限制下,绝热正向激波同步辐射符合晚期(t>2s)的高能观测,但是在t<2s时其流量比观测到的高能辐射流量低。通过检验其他可能的机制,如反向激波同步辐射,反向激波自康普顿散射成分,或者交叉逆康普顿散射成分(正向/反向激波同步光子被反向/正向激波加速的电子散射),瞬时高能辐射的高纬度(曲率)成分等对早期高能光子辐射的贡献,我们认为早期的高能光子辐射应起源于瞬时辐射,而晚期的高能光子辐射来自于余辉正向激波的同步辐射。我们的结果否定了Kumar等人提出的早期高能辐射也来自正向激波辐射的观点。第三章中,我们研究了Klein-Nishina效应对伽玛暴高能余辉辐射的影响。我们发现,在较宽的参数空间中,早期高能电子的Klein-Nishina压制效应通常很强,使得它们的逆康普顿能损很小。这导致了相对较亮的高能同步余辉辐射,而能够被Fermi LAT探测到。因Klein-Nishina压制效应随时间增加而减弱,逆康普顿散射能损增大并在某些参数空间中超过同步能损。这使高能同步辐射比标准同步模型衰减得更快,从而可能解释在某些伽玛暴中观测到的早期高能伽玛射线流量的快速衰减(如GRB090902B)。第四章中,我们研究了X射线耀发活动期间的高能辐射的起源。Fermi/LAT首次在GRB100728A的X射线耀发活动期间探测到了具有硬谱的GeV辐射。我们发现GeV辐射的硬谱可以用外部逆康普顿散射(外部正向激波中的相对论性电子散射X射线耀发光子)起源解释。考虑到外部逆康普顿散射的各向异性散射效应,我们发现这一模型能够再现GRB100728A的GeV辐射的光变和能谱特征。第五章中,我们计算了低光度伽玛射线暴的高能光子辐射。我们的计算针对低光度伽玛暴的两种模型,一种是常规相对论性外流模型,初始洛仑兹因子大于10,另一种是半相对论性外流模型,初始洛仑兹因子约为1-2,计算中考虑了同步自康普顿散射和超新星(或巨超新星)壳层发出的光子的外部逆康普顿散射。我们发现高能观测可以帮助区分这两种模型。IceCube团组最近指出,IceCube的40条弦和59条弦的观测灵敏度已超过理论预言的伽玛暴中微子流量密度,因而他们声称IceCube的零探测结果对伽玛暴产生甚高能宇宙线的观点提出了挑战。在第六章中,我们修正了IceCube团组对伽玛暴中微子流量计算的错误,重新计算了IceCube的40条弦和59条弦运行期间对应的215个伽玛暴的中微子辐射,并发现在典型参数下,总的中微子辐射流量仅为IceCube探测极限的1/3。我们也采用了伽玛暴洛仑兹因子与暴能量之间的固有关系,计算了对应的伽玛暴中微子流量,并根据IceCube的零探测结果限制了伽玛暴的重子总能量所占的比例。我们还采用不同的伽玛暴光度函数计算了弥散的伽玛暴中微子流量,并发现对于某些光度函数,预计的流量超过了当前的IceCube的探测下限,进而限制了伽玛暴喷流中重子总能量所占的比例。第七章介绍了我对未来工作的展望,我们期望采用多信使研究手段进一步研究伽玛射线暴中粒子加速机制,喷流组成以及伽玛暴与宇宙射线之间的关系。