研究歷程
首次觀測
伽瑪射線起源理論
關於γ射線爆發的起源有一種理論——它們是具有無窮能量的“巨超新星”（hypernova），在覺醒時留下巨大的黑洞。看起來γ射線爆發似乎是排成佇列的巨型黑洞。
太空產生
在太空中產生的伽馬射線是由恆星核心的核聚變產生的，因為無法穿透地球大氣層，因此無法到達地球的低層大氣層，只能在太空中被探測到。太空中的伽瑪射線是在1967年由一顆名為“維拉斯”的人造衛星首次觀測到。從20世紀70年代初由不同人造衛星所探測到的伽馬射線圖片，提供了關於幾百顆此前並未發現到的恆星及可能的黑洞。於90年代發射的人造衛星（包括康普頓伽馬射線觀測台），提供了關於超新星、年輕星團、類星體等不同的天文信息。
人工製造
斯特拉斯克萊德大學的蒂諾•雅諾辛斯基教授物理學家們發現超短雷射脈衝可以和電離氣體發生反應，並產生一束極其強大的雷射，它甚至可以穿透20厘米厚度的鉛板，要用1.5米厚的混凝土牆才能徹底禁止它。
這種超強雷射射線有諸多用途，其中包括醫學成像，放射性療法，以及正電子放射斷層造影術（PET）掃描。同時這種射線源還可以被用來監視密封存放的核廢料是否安全。另外，由於這種雷射脈衝極短，持續時間僅1千萬億分之一秒，快到足以捕獲原子核對激發的反應，這就使它非常適合用於實驗室中的原子核研究。
此次研究中使用的發射源比一般常見的伽馬射線發射設備要更小也更便宜。實驗在英國科學技術設施協會所屬盧瑟福—阿普爾頓實驗室的中央雷射設施中進行，除了斯特拉斯克萊德大學的科學家之外，還有來自格拉斯哥大學以及葡萄牙里斯本高等技術研究院的科學家參與了這項實驗。
這項研究得到了英國工程和物理科學研究協會，英國科學技術設施協會，雷射實驗室-歐洲聯盟以及極端光學設施項目組的支持。
產生原理
放射性原子核在發生α衰變、β衰變後產生的新核往往處於高能量級，要向低能級躍遷，輻射出γ光子。原子核衰變和核反應均可產生γ射線。其為波長短於0.2埃的電磁波。γ射線的波長比X射線要短，所以γ射線具有比X射線還要強的穿透能力。
伽馬射線是頻率高於1.5千億億赫茲的電磁波光子。伽馬射線不具有電荷及靜質量，故具有較α粒子及β粒子弱之電離能力。伽馬射線具有極強之穿透能力及帶有高能量。伽馬射線可被高原子數之原子核阻停，例如鉛或乏鈾。
測量方法
γ光子不帶電，故不能用磁偏轉法測出其能量，通常利用γ光子造成的上述次級效應間接求出，例如通過測量光電子或正負電子對的能量推算出來。此外還可用γ譜儀（利用γ射線與物質相互作用）直接測量γ光子的能量。
由螢光晶體、光電倍增管和電子儀器組成的閃爍計數器是探測γ射線強度的常用儀器。
主要危害
γ射線具有極強的穿透本領。人體受到γ射線照射時，γ射線可以進入到人體的內部，並與體內細胞發生電離作用，電離產生的離子能侵蝕複雜的有機分子，如蛋白質、核酸和酶，它們都是構成活細胞組織的主要成份，一旦它們遭到破壞，就會導致人體內的正常化學過程受到干擾，嚴重的可以使細胞死亡。
套用
核爆炸
貫穿輻射與其他核武器相比，γ射線的威力主要表現在以下兩個方面：一是γ射線的能量大。由於γ射線的波長非常短，頻率高，因此具有非常大的能量。高能量的γ射線對人體的破壞作用相當大，當人體受到γ射線的輻射劑量達到200－600雷姆時，人體造血器官如骨髓將遭到損壞，白血球嚴重地減少，內出血、頭髮脫落，在兩個月內死亡的機率為0－80%；當輻射劑量為600－1000雷姆時，在兩個月內死亡的機率為80－100%；當輻射劑量為1000－1500雷姆時，人體腸胃系統將遭破壞，發生腹瀉、發燒、內分泌失調，在兩周內死亡機率幾乎為100%；當輻射劑量為5000雷姆以上時，可導致中樞神經系統受到破壞，發生痙攣、震顫、失調、嗜眠，在兩天內死亡的機率為100%。二是γ射線的穿透本領極強。γ射線是一種殺人武器，它比中子彈的威力大得多。中子彈是以中子流作為攻擊的手段，但是中子的產額較少，只占核爆炸放出能量的很小一部分，所以殺傷範圍只有500－700米，一般作為戰術武器來使用。γ射線的殺傷範圍，據說為方圓100萬平方公里，這相當於以阿爾卑斯山為中心的整個南歐。因此，它是一種極具威懾力的戰略武器。
無聲武器
輻射警示標誌基本效應
當γ射線通過物質並與原子相互作用時會產生光電效應、康普頓效應和正負電子對三種效應。
康普頓效應
伽瑪射線γ光子與原子外層電子（可視為自由電子）發生彈性碰撞，γ光子只將部分能量傳遞給原子中外層電子，使該電子脫離核的束縛從原子中射出。光子本身改變運動方向。被發射出的電子稱康普頓電子，能繼續與介質發生相互作用。散射光子與入射光子的方向間夾角稱為散射角，一般記為θ。反衝電子反衝方向與入射光子的方向間夾角稱為反衝角，一般記為φ。當散射角θ=0°，散射光子的能量為最大值，這時反衝電子的能量為0，光子能量沒有損失；當散射角θ=180°時，入射光子和電子對頭碰撞，沿相反方向散射回來，而反衝電子沿入射光子方向飛出，這種情況稱反散射，此時散射光子的能量最小。
光電子與普通電子一樣，能繼續與介質產生激發、電離等作用。由於電子殼層出現空位，外層電子補空位並發射特徵X射線。但該光人眼不可見，頻率最高，波長最短（波在真空中v=c光速，c=λf，λ波長，f頻率）。
電子對效應
能量大於1.02MeV的γ光子從原子核旁經過時，在原子核的庫侖場作用下，γ光子轉變成一個電子和一個正電子。光子的能量一部分轉變成正負電子的靜止能量（1.02MeV），其餘就作為它們的動能。被發射出的電子還能繼續與介質產生激發、電離等作用；正電子在損失能量之後，將與物質中的負電子相結合而變成γ射線，即湮沒（annihilation），探測這種湮沒輻射是判明正電子產生的可靠實驗依據。
相干散射
對低能光子（能量遠小於電子靜止能量）來說，內層電子受原子核束縛較緊不能視為自由電子。如果光子和這種束縛電子碰撞，相當於和整個原子相碰，碰撞中光子傳給原子的能量很小，幾乎保持自己的能量不變。這樣散射光中就保留了原波長。稱為湯姆遜散射(Thomsonscattering）或瑞利散射（Rayleighscattering）或相干散射（coherentscattering）。由於內層電子的數目隨散射物原子序數的增加而增加，外層電子所占比例降低，所以波長不變的散射光子強度隨之增強，而波長變長的康普頓散射光子強度隨之減弱。
瑞利相干散射引起的散射光子限制在小角度範圍內。即其光子角分布在光子的前進方向有尖銳的峰，偏轉光子的能量損失可以忽略。隨著散射光子散射角φ增大，波長不變的瑞利散射光子相對強度逐漸減弱，而波長變長的康普頓散射光子相對強度逐漸增強，同時波長的改變數也逐漸增大。
光致核反應
也稱為光核吸收，大於一定能量的γ光子與物質原子的原子核作用，能發射出粒子，例如（γ，n）反應。但這種相互作用的大小與其它效應相比是小的，所以可以忽略不計。光核吸收的閾能在5MeV或更高，這種過程類似於原子光電效應，但在這一過程中光子為原子核所吸收而不是由圍繞核轉動的殼層電子，光核吸收一般會引起中子的發射。光核吸收最顯著的特點是“巨共振”（giantresonance）。光核反應中的巨共振是一種偶極共振，它來自γ光子所引起的核的電偶極激發，稱為巨偶極共振（GiantDipoleResonance，GDR）。對於輕核，吸收截面的中心約在24MeV。隨著靶核質量數增加，中心能量減小，巨共振峰的位置也隨之減小，最重的穩定為12MeV，巨共振的寬度（相應於半最大高度截面的能量差）隨靶核而變化，大約為3-9MeV。即使是共振峰，光核截面比前面提到的光電截面要小，它對總截面的貢獻小於10%，然而在輻射禁止設計中，光核吸收很重要，因為所發射的中子比入射的光子在重核中具有更大的穿透性。在輻照技術中引起的放射性顯得更重要。
核共振反應
入射光子把原子核激發到激發態，然後退激時再放出γ光子。
圖1 γ射線與物質的三種主要相互作用示意圖
圖2 γ射線與物質的三種主要相互作用伽馬射線暴
現象
伽瑪暴“伽馬射線暴是宇宙中一種伽馬射線突然增強的一種現象。”中國科學院國家天文台趙永恆研究員說，伽馬射線是波長小於0.1納米的電磁波，是比X射線能量還高的一種輻射，伽馬暴的能量非常高。但是大多數伽馬射線會被地球的大氣層阻擋，觀測必須在地球之外進行。
冷戰時期，美國發射了一系列的軍事衛星來監測全球的核爆炸試驗，在這些衛星上安裝有伽馬射線探測器，用於監視核爆炸所產生的大量的高能射線。偵察衛星在1967年發現了來自浩瀚宇宙空間的伽馬射線在短時間內突然增強的現象，人們稱之為“伽馬射線暴”。由於軍事保密等因素，這個發現直到1973年才公布出來。這是一種讓天文學家感到困惑的現象：一些伽馬射線源會突然出現幾秒鐘，然後消失。這種爆發釋放能量的功率非常高。一次伽馬射線暴的“亮度”相當於全天所有伽馬射線源“亮度”的總和。隨後，不斷有高能天文衛星對伽馬射線暴進行監視，差不多每天都能觀測到一兩次的伽馬射線暴。
伽馬射線暴所釋放的能量甚至可以和宇宙大爆炸相提並論。伽馬射線暴的持續時間很短，長的一般為幾十秒，短的只有十分之幾秒。而且它的亮度變化也是複雜而且無規律的。但伽馬射線暴所放出的能量卻十分巨大，在若干秒鐘時間內所放射出的伽馬射線的能量相當於幾百個太陽在其一生（100億年）中所放出的總能量！
在1997年12月14日發生的伽馬射線暴，它距離地球遠達120億光年，所釋放的能量比超新星爆發還要大幾百倍，在50秒內所釋放出伽馬射線能量就相當於整個銀河系200年的總輻射能量。這個伽馬射線暴在一兩秒內，其亮度與除它以外的整個宇宙一樣明亮。在它附近的幾百千米範圍內，再現了宇宙大爆炸後千分之一秒時的高溫高密情形。
然而，1999年1月23日發生的伽馬射線暴比這次更加猛烈，它所放出的能量是1997年那次的十倍，這也是人類迄今為止已知的最強大的伽馬射線暴。
爭論
關於伽馬射線暴的成因，至今世界上尚無定論。有人猜測它是兩個中子星或兩個黑洞發生碰撞時產生的；也有人猜想是大質量恆星在死亡時生成黑洞的過程中產生的，但這個過程要比超新星爆發劇烈得多，因而，也有人把它叫做“超超新星”。
為了探究伽馬射線暴發生的成因，引發了兩位天文學家的大辯論。
天文觀測站但是幾年之後，情況發生了變化。1991年，美國的“康普頓伽馬射線天文台”發射升空，對伽馬射線暴進行了全面系統的監視。幾年觀測下來，科學家發現伽馬射線暴出現在天空的各個方向上，而這就與星系或類星體的分布很相似，而這與銀河系內天體的分布完全不一樣。於是，人們開始認真看待帕欽斯基的伽馬射線暴可能是銀河系外的遙遠天體的觀點了。由此也引發了1995年帕欽斯基與持相反觀點的另一位天文學家拉姆的大辯論。
然而，在1995年的那個時候，世界上並沒有辦法測定伽馬射線暴的距離，因此辯論雙方根本無法說服對方。伽馬射線暴的發生在空間上是隨機的，而且持續時間很短，因此無法安排後續的觀測。再者，除短暫的伽馬射線暴外，沒有其他波段上的對應體，因此無法藉助其他波段上的已知距離的天體加以驗證。這場辯論誰是誰非也就懸而未決。幸運的是，1997年義大利發射了一顆高能天文衛星，能夠快速而精確地測定出伽馬射線暴的位置，於是地面上的光學望遠鏡和射電望遠鏡就可以對其進行後續觀測。天文學家首先成功地發現了1997年2月28日伽馬射線暴的光學對應體，這種光學對應體被稱之為伽馬射線暴的“光學餘輝”；接著看到了所對應的星系，這就充分證明了伽馬射線暴宇宙學距離上的現象，從而為帕欽斯基和拉姆的大辯論做出了結論。
到目前為止，全世界已經發現了20多個伽馬射線暴的“光學餘輝”，其中大部分的距離已經確定，它們全部是銀河系以外的遙遠天體。趙永恆研究員說，“光學餘輝”的發現極大地推動了伽馬射線暴的研究工作，使得人們對伽馬射線暴的觀測波段從伽馬射線發展到了光學和射電波段，觀測時間從幾十秒延長到幾個月甚至幾年。
超新星再次引發爭論難題一個接著一個。2003年3月24日，在加拿大魁北克召開的美國天文學會高能天體物理分會會議上，一部分研究人員宣稱它們已經發現了一些迄今為止最有力的跡象，表明普通的超新星爆發可能在幾周或幾個月之內導致劇烈的伽馬射線大噴發。這種說法一經提出就在會議上引發了激烈的爭議。
伽馬射線暴爆發瞬間大多數天體物理學家認為，強勁的伽馬射線噴發來自恆星核心坍塌導致的超新星爆炸而形成的黑洞。麻省理工學院的研究人員通過錢德拉X射線望遠鏡追蹤了2002年8月發生的一次時長不超過一天的超新星爆發。在這次持續二十一小時的爆發中，人們觀察到大大超過類似情況的X射線。而X射線被廣泛看作是由超新星爆發後初步形成的不穩定的中子星發出。大量的觀測表明，伽馬射線噴發源附近總有超新星爆發而產生的質量很大的物質存在。
反對上述看法的人士認為，這些說法沒有排除X射線非正常增加或減少的可能性。而且，超新星爆發與伽馬射線噴發之間存在時間間隔的原因仍然不明。
無論如何，人類追尋來自浩瀚宇宙的神秘能量———伽馬射線暴的勢頭不會因為一系列的疑惑而減少，相反，科學家會更加努力地去探索。作為天文學的基礎研究，這種探索對人們認識宇宙，觀察極端條件下的物理現象並發現新的規律都是很有意義的。
