伽玛射线暴是发生在宇宙学距离上的最猛烈的爆发现象之一。白1997年第一个伽玛暴的余辉被探测到之后，伽玛暴的研究才开始发展起来。相对于天体物理学的其它研究领域，伽玛暴及其余辉的研究足一个年轻的分支。2004年底Swift成功发射为人们带来了丰富的早期余辉数据，这对标准火球模型提出了挑战。2008年6月Fermi高能卫星成功发射即将开创伽玛暴高能观测的新时代。　　 论文第一章比较详细地介绍了伽玛暴及余辉观测与理论的进展。观测部分介绍了五个伽玛暴观测卫星及它们的重要观测结果，重点介绍了Swift卫星的观测：理论部分介绍了伽玛暴的标准模型，余辉的标准模型及后标准效应。最后介绍了伽玛暴能源机制的相关模型。　　 论文第二章详细介绍了伽玛暴高能辐射的观测与理论，包括主要的高能探测器的介绍，伽玛暴瞬时辐射阶段及余辉阶段的高能观测，产生高能辐射的主要辐射机制并讨论了对应于伽玛暴不同阶段的高能辐射。　　 第三章主要介绍了我们刚早期Swift/XRT的数据来定火球初始洛仑兹因子的工作。如果早期X波段光变曲线有个峰值，并且峰前及峰后的光变和谱可以从正向激波出发得到解释，那么早期光变的上升可用作确定暴周是均匀介质或足星风环境。对薄壳层情形，峰值时刻出现在瞬时辐射结束之后，产生于均匀介质环境的暴可以得到比较准确的初始洛仑兹因子。最终，我们得到四个产生于均匀介质环境的暴的初始洛仑兹因子约为300；GRB090113可能产生于星风环境。　　 第四章主要介绍了长暴中产生于富中子内激波的可能的GeV辐射。注意以前考虑中子成分的文献中讨论的都是快中子，这里我们考虑慢中子。如果内激波发生的半径与中子衰变半径相当，那么绝大部分的中子已经衰变成质子，我们有必要考虑这个效应的影响。富中子内激波加热的电子可能会被后期又辐射出来的软伽玛光子冷却，从而形成GeV能段处的辐射。数值计算的结果表明，这样的高能辐射成分能够被Fermi捕捉到。　　 第五章讨论了近红移伽玛暴的极高能余辉辐射。由于极高能光子受红外背景的消光作刚很大，故我们只讨论近红移的伽玛暴。样本中的暴需要在低能余辉波段至少有两个独立波段的观测，观测数据丰富，并且光变是可以从余辉模型出发得到解释的。我们总共选取了六个近红移的暴，通过多波段低能余辉的拟合得到余辉模型参数，从而进一步计算正向激波的同步自康普顿辐射。在晚期余辉阶段，对于不存在中心能源再注入的暴，它们的极高能辐射由正向激波的同步自康普顿辐射主导。极高能光子事件的探测对暴本身及实际的观测条件都提出了要求。　　 第六章进行了工作总结。