一天数次γ射线暴（简称γ暴）会从外太空抵达地球，γ暴仅持续几秒钟。由于持续时间短，γ暴的位置一直无法精确的测定，直到1997年BeppoSAX卫星发现了γ暴之后持续数天的余辉。由卫星提供的精确位置使光学和射电天文学家能探测到持续几天至几个月的光学、射电余辉。在余辉退去之后，寄主星系就能被识别出来。

通过对寄主星系红移值的测量，发现γ暴释放出巨大的能量。在极端情况下，γ暴GRB990123释放了超过1054尔格的能量，相当于一颗恒星的静止质能。现有的理论模型无法解释如此大规模的能量释放，导致了所谓的γ暴能源危机。

实事可能并非如此。2001年11月，3个小组发现原先对γ暴能量的估计也许偏高。γ暴释放的能量可能“仅”为1051尔格左右。原因就是在喷流波束之中，早先的能量估计都假设γ暴的能量释放是各向同性的；但是γ暴会形成张角为几度的喷流波束，波束张角的变化会导致观测流量和视亮度的变化。

按照γ暴的火球模型，致密的“中央引擎”可以将火球的膨胀速度加速到相对论速度——接近光速。之后，激波将火球膨胀的动能转化成γ射线。但是，内激波无法将所有的能量都转化成辐射。外激波与周围物质（星际物质或者是早期喷出的物质）的碰撞消耗了火球的大部分动能，并使之减速。外激波产生了余辉。美国阿拉巴马大学的康纳顿（Connaughton）对γ暴GRB991216从γ暴阶段到余辉阶段的观测证实了这一观点。

相对论时间延迟使以相对论速度喷出的球壳物质向前运动，没有侧向的膨胀。之后，在余辉阶段，火球减速并突然向四周膨胀。这一变化就产生了在GRB990510中所观测到的在余辉光变曲线中所出现的单色“喷流突变”（jet break）。喷流突变的时间取决于喷流的张角——张角小的喷流，较早出现喷流突变。因此余辉提供了喷流张角的信息。

这一模型的一个直接推论使我们应该能观测到孤立的余辉——光学或者是射电余辉，而且没有γ射线对应体。当较窄的γ射线波束没有指向地球而较宽的可见光或者射电辐射指向地球时，也会产生这一现象。事实上，我们预计会观测到比γ暴多的孤立余辉。但是到目前为止仅有一个观测结果。在斯隆数字巡天（Sloan Digital Sky）中，冯德 · 班克（Vanden Berk）报告了这一神秘的光学暂现源。这一暂现源比超新星亮100倍。它也许是第一个观测到的“孤立可见光闪”，因为当时BeppoSAX和康普顿γ射线天文台并没有探测到γ射线爆发。

加州理工大学的沙利（Sari）对已知红移的17个γ暴的能量输出作了分析。沙利及其同事通过这些γ暴的余辉数据来估计喷流的张角。当这些张角被用于γ暴的能量估计时，γ暴的能量就被降低到了大约5×10⁵⁰尔格。普林斯顿大学的潘纳特斯库（Panaitescu）和普林斯顿高级研究所的库马（Kumar）提出了一些不同的看法。使用余辉的多波段光变曲线和光谱，他们建立了余辉的发射模型，并且估计了在余辉阶段的相对论动能。他发现动能大约为3×10⁵⁰尔格。

第三方独立的分析也支持了上述的观点。罗马空间天体物理研究所的皮若（Piro）报告，在γ暴发生后的相同时刻BeppoSAX观测到的21个余辉的X射线流量分布都很窄。我们发现，按照火球模型，X射线的流量和相对论动能有关。这暗示着，较窄的X射线流量分布为动能分布的宽度提供了一个上限。

在这些报告中也有一些小分歧。例如，沙利及其同事认为γ射线能量的变化因子为2，我们的报告则认为变化因子为10。但是，整个物理过程是清楚的，中央引擎输出相对论性能量，大致和γ暴中的γ射线能量相当。

图为M16 鹰嘴星云

这些报告导致了几个重要的结果。第一，修正以后的能量大约是10⁵¹尔格，大致和超新星爆炸释放的能量相当。同时它也排除了一些γ暴的能源模型，例如，磁脉冲星和中子星合并模型。而对于大质量恒星模型则不必再为能量来源提供解释了。

γ暴能量输出的不变性为这些不可思议的爆炸加了很强的限制条件。它预示（但不要求）γ射线和余辉要释放出整个能源的能量。例如，在γ暴的坍缩星模型中，黑洞和吸积盘组成了中央引擎。这个模型为相对论喷流提供了两个能源：黑洞的旋转能和吸积盘的引力能。γ暴中释放的近乎不变的能量预示，尽管吸积盘的质量和黑洞的旋转在不同的系统中千差万别，但黑洞的质量吸积和黑洞转动能到喷流动能的转化是差不多的。

γ射线能量以及余辉的相似性还进一步预示γ射线的辐射机制十分的高效。这对于γ暴模型中的“内引擎”和产生γ射线的内激波又是一个很强的限制条件。

最后，较小的波束张角还预示γ暴的发生率应是观测到的500倍。观测到的γ暴的发生率为每个星系每10⁷年一次，而确切的发生率是每个星系每105年一次。这一发生率是如此的高，以至在每100个超新星遗迹中，我们预计可以找到一个γ暴遗迹。安耶（Ayal）和皮瑞（Piran）估计，考虑到γ暴和超新星爆发表征的不同（一个是两道喷流，一个是球形膨胀），在爆发后的150～1000年内就可以从超新星遗迹中区分出γ暴遗迹。射电观测在半径3000万光年的范围内应该能找到2～20个非球形γ暴。

现在的许多会议都在讨论来自新的γ暴研究卫星高能暂现源探测器（High Energy Transient Explorer，HETE）的观测结果。HETE用于给γ暴定位，并将它的精确位置传回地球。这样地面上的光学和射电望远镜就能捕捉到γ暴的余辉了。HETE还没有达到每年定位20个γ暴的预定目标。但是，在2001年夏，在软X射线再现源中探测到了超过200次的X射线暴。在2001年9月，HETE发现了第一个余辉GRB010921。

HETE确认了BeppoSAX发现的“富X射线暴”。这些暴的峰谱在10～50 KeV之间，它的持续分布和长时间γ暴很相似。阿拉巴马大学的基彭（Kippen）认为，所有BATSE发现的长暴中的25～30%是富X射线的。至今仍不清楚这是一种新型的爆发——所谓的“X射线闪”，或者仅仅是一般的γ暴，只是由于其红移大于5使得γ射线红化成了X射线。

事实上，放出10⁵¹尔格能量的γ暴稳坐宇宙中能量释放的头把交椅。从能量的角度来讲，γ暴与超新星成协。然而，超新星在几个月中释放出10⁴⁹尔格的辐射能，之后在大约1万年的时间里消耗剩下的10⁵¹尔格的动能。与之形成对比的是，γ暴在几秒钟内便将能量转化成γ射线。而且，γ暴还是宇宙中最亮的天体。

芝加哥大学的拉姆（Lamb）指出，即使γ暴的红移值为10，其余辉的可见光亮度也可以达到18～20等。因此，γ暴在整个宇宙中清晰可见。高红移γ暴（目前红移最高的γ暴是GRB000131，红移值为4.5）是研究早期宇宙的有力工具。当然限制是这些强烈的爆发仅仅持续很短的时间，只有眼疾手快才能抓住它，而这正是HETE的专长。

[Science，2002年2月8日]