伽玛射线暴是宇宙大爆炸以来宇宙中最强的爆炸事件，伽玛射线暴观测为天体物理学和宇宙学的研究提供了大量的信息。在这份报告中，我们研究了伽马暴物理的几个方面。　　费米卫星观测到有一些伽马暴的GeV光子到达时间比MeV光子有延迟。为了避免大的光学深度，一些伽马暴洛伦兹因子的最小值要高于1000。在第二章中，我们利用以磁为主的喷流模型详细的计算了MeV和GeV的光子之间的时间延迟。我们发现，延迟时间在很大程度上依赖于喷流的饱和洛仑兹因子。我们使用磁模型计算了最亮的四颗伽马暴的洛伦兹因子，计算结果表明，这些伽马暴的洛伦兹因子远小于采用“‘单区”模型得到的结果。短暴GRB090510有一个最小的洛伦兹因子385，而三个长暴GRB080916C，GRB090902B GRB090926具有几乎相同洛伦兹因子260。另一个有趣的结果是，长暴的GeV光子是在喷流达到饱和洛伦兹因子后产生，而对于短GRB，MeV和GeV光子是在同一相产生，也就是说，或者处于扩张阶段，或者处于滑行阶段。　　偏振测量是研究伽玛射线暴辐射机制的一个重要的工具。在第3章中，我们研究了同步光子被冷电子通过康普顿散射所造成的极化。观察到的极化度依赖于光子的能量和视角。考虑典型喷流的洛仑兹因子约为200，能量大于10MeV的光子的偏振比能量小于1MeV的光子的偏振要小。在合适的视角，偏振达到其最大值，并且偏振方向相对于初始的偏振方向转动了90°。因此，同步辐射加康普顿散射模型能够自然可以解释GRB100826A的极化方向的变化。　　在量子电动力学基础上，我们给出了有初始极化的单色光束被具有任意能谱的各项同性电子散射所产生的极化值的一个通用公式。当电子静止时，散射公式约化为Fano矩阵。我们研究了三种电子能谱，分别是电子处于静止，电子有幂率谱分布和电子处于热力学分布。如果初始入射光束是极化的，在大视角处电子的偏振被极大削弱了。由于热电子的偏振度比幂律电子少约1倍。如果初始光子没有极化，当观测角度是π/4时，软的伽玛射线可导致约15％的偏振。对于各向同性电子，一个显着的特点是极化入射的光子能量大约是1 MeV的时偏振取得极大值，这个特点对幂率谱和热力学谱的电子都成立。这个特点可以用来区分逆康普顿和同步辐射模型。　　GeV光子的时间延迟现象可以用来研究量子引力效应。结合磁喷流模型，我们在第五章研究了可能的洛伦兹破却效应。长暴和短暴都可以纳入一个统一的框架来研究洛伦兹破却，我们得到的量子引力能标在～1.0×1020 GeV。