伽玛射线暴（简称伽玛暴，英文:Gamma-ray Burst，or GRB）是宇宙中伽玛射线的瞬时增亮现象。它是大爆炸以来宇宙中最强的电磁信号事件，各向同性能量可达到1052 erg以上。依据伽玛暴的光变曲线，我们可以把它们分为两类:长暴(long-duration)和短暴(short-duration)，分界线在2秒附近。通常认为长暴起源于大质量恒星塌缩，短暴起源于双致密星合并。一般来说，这两种起源有着共同的中心引擎图像:一个中心致密天体（通常是黑洞）加上环绕它的超吸积流(hyperaccretion flow)。吸积流依靠中微子大量发射并湮灭，或者依靠MHD过程，形成低重子污染的极端相对论喷流，从而触发伽玛暴。这种大量发射中微子的吸积流被称为中微子主导吸积流(NDAF)。这个图像目前获得了越来越多的观测支持。本文计算了以奇异星为中心致密天体的NDAF的结构。本文安排如下:　　第一章先简单介绍了伽玛暴的一些经典研究成果，然后重点介绍了不同起源下的伽玛暴中心引擎，包括大质量恒星塌缩、双致密星合并和磁星。最后介绍了NDAF的研究进展。　　第二章是作者的工作，计算了以奇异星为中心致密天体的NDAF的结构。作者采用了指定角速度半径分布的牛顿slim disk模型，考虑了详细的微观物理。奇异星会向吸积流反馈以中微子为载体的能量，因为不同吸积率下的吸积流对中微子的吸收散射能力不同，所以反馈能量对吸积流的影响程度也不同，吸积率较小时反馈能量的影响小，吸积率较大时反馈能量的影响大，分界点大约在0.3M☉s-1。由于这个原因，作者发现，奇异星周围的NDAF的结构对吸积率非常敏感。奇异星吸积一定质量的物质（约1M☉）后会塌缩为黑洞，为使奇异星在伽玛暴主暴阶段以后的继续存在并供给再活动的能量，作者希望在吸积率不很大的时候就能触发伽玛暴。作者发现，当吸积率等于0.3M☉s-1时，中微子湮灭光度达到了1051 erg.s-1，足以触发伽玛暴，若吸积时标小于3s，奇异星可以在主暴阶段之后继续存在。这个结果使得“奇异星-超吸积”图像可以成为主暴和再活动统一的中心引擎。另外，当吸积率等于1M☉s-1时，中微子湮灭光度达到了4×1051erg.s-1，这有利于解释某些光度极高的伽玛暴。　　第三章是作者对NDAF研究的一些展望。