伽马射线暴是宇宙空间中短时间内伽马射线突然增亮的一种现象,它的持续时间从几毫秒到几百秒都有,能量范围从千电子伏特（ke V）到太电子伏特（Te V）。近年来随着卫星观测能力的提高,越来越多的伽马暴被记录下来,如今几乎每天都会探测到伽马暴事件。同时越来越多的伽马暴理论模型被提出,其中最受人们接受的模型是所谓的“火球”模型。目前观测上有很多不错的工作,这些工作对伽马暴观测数据进行了全面的统计,例如参数的分布,参数间的相关性等。尽管世界各地的天文学家做了如此多的研究,可是我们对于伽马暴的一些基本信息仍不明晰。伽马暴按照持续时间分为短暴和长暴两类,它们一般被认为产生自不同的前身星,对应不同的物理过程。由于长暴时间长,过程更复杂,相对而言短暴在短短两秒不到的时间内,光变和能谱没那么复杂。我本人对短伽马暴的光变和能谱数据进行了一些分析。本论文的结构如下:第一章简要介绍了伽马暴的基本信息,包括观测方面和理论方面,观测上分别从伽马暴的时域数据和频域数据上入手解释,理论上简要介绍目前比较认可的模型与辐射机制。第二章介绍了我们对9个亮短暴的分析,我们分别从光变曲线和能谱上分析了9个亮的短伽马暴。我们选择FRED函数来拟合伽马暴的每一个脉冲,得到了这些脉冲的上升时标和半峰全宽数据,并分析此数据得到了它们的相关性为:log（FWHM）=（-0.17±0.14）+（0.78±0.15）log（Trise）,说明了这些不同的脉冲可能源于同一个爆发区域。对于伽马暴的能谱分析,我们选择了四个模型BAND,CPL,BAND+Blackbody和CPL+Blackbody拟合它们的能谱,得到了它们的谱参数,流量数据,数据在第二章的表格中给出,利用这些数据,我们计算得出它们的相关性为:log Epeak =（-1.40±0.31）+（1.11±0.12）log（k T）。最后我们综合伽马暴光变和能谱的分析,推测了热成分和非热成分可能的起源以及可能存在的辐射机制。第三章介绍的是我们另一个工作,在这个工作中我们详细分析了具有复杂光变的多脉冲短伽马暴GRB 170206A。我们尝试用各种可能的模型组合来拟合这个短暴的积分谱和分辨谱。在做分辨谱分析时,我们把伽马暴的T90时间分了6个时间间隔,而且在T90前后各选了一段时间,总共8个时间段。我们发现了这个暴中存在很强的热成分,且热成分的流量跟非热成分有很强的正相关性,除此之外,我们拟合得到的低能谱指数比同步辐射理论预言的要硬。最后我们根据拟合的数据猜测热成分可能来自光学厚的光球层,非热成分源于光球层上的高能光子的逆康普顿散射,这样较硬的低能谱指数就可以得到比较好的解释。