伽马射线暴(Gamma-Ray Burst，GRB)是自宇宙大爆炸以来发生在宇宙当中的最剧烈的天体活动过程。最明亮的GRB的各向同性等价能量可以高达～1055 ergs。自从二十世纪六十年代首次发现GRB以来，经过数十年的努力研究，不管在实验上还是理论上都取得了很大的进步。GRB主暴阶段的光谱通常可以用一个分段的幂律函数（即Band函数）很好地拟合。vFv能谱的峰值大约在0.1-1MeV之间。在某些特别明亮的GRB中，可以观测到1GeV以上能量的光子。这些GeV光子的一个显著特点是，它们普遍比MeV光子晚几秒钟被观测到。为了避免双光子湮灭过程，这些光子通常被认为是从一束极端相对论的喷流发射出来的。根据磁模型，喷流的洛伦兹因子随着时间不断增大，直到一个饱和值Γsat。然后喷流以稳定的速度向外运动。仅当喷流的速度足够大，使得光深小于1时，光子才能发射出来。因为高能光子的光深比低能光子的光深大，这就很自然地解释了GeV光子的时间延迟现象。在本论文中，我们利用磁模型详细计算了GeV光子相对于MeV光子的时间延迟。我们发现时间延迟强烈依赖于喷流的饱和洛伦兹因子。受此启发，我们利用磁模型限制了四个GRB的饱和洛伦兹因子。在这四个GRB中，一个属于短暴，另外三个属于长暴。我们发现，对于长暴，Γsat≈260;对于短暴，Γsat≈720。一个重要的现象是，长暴的MeV光子是在喷流的加速阶段发射的。对光子极化的测量为检验模型的有效性提供了一个很有用的工具。最近的观测数据显示有些GRB光子具有很高的线性极化。特别是，GRB041219A的极化率与光子能量成反相关。更有趣的是，GRB100826A的极化方向在两个相邻时间段内改变了～90°。目前虽然已经提出了很多模型，但是它们都不能对极化-能量关系，特别是极化方向的改变给出令人满意的解释。基于磁模型，我们计算了一束具有初始极化的光子被任意分布的电子散射后光子的极化。我们发现，散射后光子的极化依赖于光子能量和观测角。极化率随着光子能量的增加而减小。这与GRB041219A的观测数据相吻合。此外，正如磁模型所预言，如果MeV光子是在喷流的加速阶段发射的，则GRB100826A极化方向的改变是喷流加速的自然结果。我们进一步计算了一束极端相对论的喷流当中的同步自康普顿辐射的极化性质。我们发现，极化-亮度关系与磁场的结构密切相关。未来对极化-亮度关系的测量为限制发射区域的磁场结构提供了一个强有力的方法。最后，我们利用GRB的极化来限制洛伦兹破坏的大小，得到最严格的上限为ξ＜8.0×10-17。