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宇宙伽玛射线暴(简称伽玛暴)是发生在宇宙学尺度上的高能爆发现象，涉及若干极端物理过程，为当今研究重要热点之一。伽玛暴研究中一个极具挑战性的问题涉及伽玛暴的中心引擎，即：什么过程导致的爆发及如何在很短的时间内把巨大的能量转化为观测到的辐射。经过四十余年的研究，目前人们一般认为伽玛暴的前身星为塌缩星或致密双星合并。观测数据的积累推动人们对伽玛暴前身星及中心机制的了解；同时理论模型的建立和完善，又让人们更好的认识观测现象。在攻读博士学位期间，针对伽玛暴研究中的热点问题，我分析了相应的观测数据，并研究了伽玛暴前身星性质。
在简要评述伽玛暴研究进展之后，论文的第二部分，基于与超新星成协的伽玛暴的观测和理论模型研究了伽玛暴与脉冲星踢速度。假设伽玛暴为不对称性爆发，而这种不对称性爆发是中心天体踢速度的直接来源。本论文研究了伽玛暴不对称性爆发可能的观测依据，这有助于人们未来对伽玛暴的爆发机制的深入理解。
论文第三部分，通过对伽玛暴爆发阶段的辐射和X射线的余辉观测数据的分析，对伽玛暴前身星进行了研究。研究了33个Swift观测到的长暴的余辉数据。假设X射线余辉标准光变曲线中陡降成分是由于曲率效应造成的，用一个折断幂率谱拟合X射线光变曲线，推导得到了爆发阶段最后一个辐射的零点t1、缓降成分的开始和结束时间t2和t3。我发现各向同性的峰值伽玛射线光度Lpeak，γ和伽玛射线能量Eiso，γ与缓降阶段各向同性的X射线能量Eiso，X和在t2时刻各向同性的X射线光度LX，t2是相关的。基于Kumar等人提出的伽玛暴爆发阶段和X射线余辉阶段都是由于中心黑洞对伽玛暴前身星不同层的物质的吸积模型，推导得到了前身星的性质参数。发现推导得到的核区的质量主要分布在Mc=0.1～5M⊙、伽玛暴爆发阶段吸积率为Mc=0.01～lM⊙/s、核区半径集中在Υc=108～1010 cm。旋转参数与暴的持续时间是相关的，这与塌缩星模型的预言是一致的。壳层区估计给出的半径和回落物质的质量分别为Υe=1010～1012 cm和Me=10-3～1M⊙。在缓降阶段和爆发阶段的吸积率是相关的，但是很低，即，Me=10-8～10-4M⊙/s。Υe的值比沃尔夫-拉叶星(Wolf-Rayet。简称WR)光球层的半径要小。在计算中，假设中心黑洞的质量为MBH=10M⊙因此。可以将本工作的结果与数值模型的结果做比较。有趣的是，本工作的样本中伽玛暴前身星的质量密度函数与质量为M=25M⊙的超新星前身星的数值模型的结果是一致的。
论文第四部分，对短暴的前身星进行了研究。短暴在它们寄主星系中的位置的观测为我们了解其前身星提供了很好的机会。基于短暴在寄主星系中偏移量的累积概率分布，对短暴在早型和晚型寄主星系中双星合并和大质量星塌缩起源进行了研究。发现大质量星的塌缩是短暴前身星之一，以大质量星塌缩为起源的短暴占所有已知偏移量的短暴的比例为0.37±0.13，这表明大多数的短暴仍然是起源于双星的合并。晚型寄主星系在所有寄主星系中的比例为0.82±0.05，如果寄主星系的质量分布函数是均匀的，那么这与观测中晚型与早型寄主星系的比例是一致的。
作为伽玛暴前身星的脉冲星模型中，磁场是必不可缺且是主导参数之一。在论文第五部分，我介绍了关于脉冲星磁层方面的工作。