一天數次，γ射線暴（簡稱γ暴）會從外太空抵達地球。來自天空中隨機的方向，γ暴僅持續幾秒鐘。由於持續時間短，γ暴的位置一直無法精確的測定，直到1997年BeppoSAX衛星發現了γ暴之後持續數天的餘輝。由衛星提供的精確位置使光學和射電天文學家能探測到持續幾天至幾個月的光學、射電餘輝。在餘輝退去之後，寄主星系就能被識別出來。
通過對寄主星系紅移值的測量，發現γ暴釋放出巨大的能量。在極端情況下，γ暴GRB990123釋放了超過1054爾格的能量，相當於一顆恆星的靜止質能。現有的理論模型無法解釋如此大規模的能量釋放，導致了所謂的γ暴能源危機。
實事可能並非如此。3個小組發現原先對γ暴能量的估計也許偏高。γ暴釋放的能量可能「僅」為1051爾格左右。原因就是在噴流波束之中，早先的能量估計都假設γ暴的能量釋放是各向同性的，但是γ暴會形成張角為幾度的噴流波束。波束張角的變化會導致觀測流量和視亮度的變化。
按照γ暴的火球模型，緻密的「中央引擎」可以將火球的膨脹速度加速到相對論速度——接近光速。之後，激波將火球膨脹的動能轉化成γ射線。但是，內激波無法將所有的能量都轉化成輻射。外激波與周圍物質（星際物質或者是早期噴出的物質）的碰撞消耗了火球的大部分動能，並使之減速。外激波產生了餘輝。阿拉巴馬大學的康納頓（Connaughton）對γ暴GRB991216從γ暴階段到餘輝階段的觀測證實了這一觀點。
相對論時間延遲使以相對論速度噴出的球殼物質向前運動，沒有側向的膨脹。之後，在餘輝階段，火球減速並突然向四周膨脹。這一變化就產生了在GRB990510中所觀測到的在餘輝光變曲線中所出現的單色「噴流突變」（jet break）。噴流突變的時間取決於噴流的張角——張角小的噴流，較早出現噴流突變。因此餘輝提供了噴流張角的信息。
這一模型的一個直接推論使我們應該能觀測到孤立的餘輝——光學或者是射電餘輝，而且沒有γ射線對應體。當較窄的γ射線波束沒有指向地球而較寬的可見光或者射電輻射指向地球時，也會產生這一現象。事實上，我們預計會觀測到比γ暴多的孤立餘輝。但是到目前為止僅有一個觀測結果。在斯隆數字巡天（Sloan Digital Sky）中，馮德·班克（Vanden Berk）報告了這一神秘的光學暫現源。這一暫現源比超新星亮100倍。它也許是第一個觀測到的「孤立可見光閃」，因為當時BeppoSAX和康普頓γ射線天文臺並沒有探測到γ射線爆發。
加州理工大學的沙利（Sari）對已知紅移的17個γ暴的能量輸出作了分析。沙利及其同事通過這些γ暴的餘輝數據來估計噴流的張角。當這些張角被用於γ暴的能量估計時，γ暴的能量就被降低到了大約5×1050爾格。普林斯頓大學的潘納特斯庫（Panaitescu）和普林斯頓高級研究所的庫馬（Kumar）提出了一些不同的看法。使用餘輝的多波段光變曲線和光譜，他們建立了餘輝的發射模型，並且估計了在餘輝階段的相對論動能。他發現動能大約為3×1050爾格。
第三方獨立的分析也支持了上述的觀點。羅馬空間天體物理研究所的皮若（Piro）報告，在γ暴發生後的相同時刻BeppoSAX觀測到的21個餘輝的X射線流量分布都很窄。我們發現，按照火球模型，X射線的流量和相對論動能有關。這暗示著，較窄的X射線流量分布為動能分布的寬度提供了一個上限。
在這些報告中也有一些小分歧。例如，沙利及其同事認為γ射線能量的變化因子為2，我們的報告則認為變化因子為10。但是，整個物理過程是清楚的，中央引擎輸出相對論性能量，大致和γ暴中的γ射線能量相當。
這些報告導致了幾個重要的結果。第一，修正以後的能量大約是1051爾格，大致和超新星爆炸釋放的能量相當。同時它也排除了一些γ暴的能源模型，例如，磁脈衝星和中子星合併模型。而對於大質量恆星模型則不必再為能量來源提供解釋了。
γ暴能量輸出的不變性為這些不可思議的爆炸加了很強的限制條件。它預示（但不要求）γ射線和餘輝要釋放出整個能源的能量。例如，在γ暴的坍縮星模型中，黑洞和吸積盤組成了中央引擎。這個模型為相對論噴流提供了兩個能源：黑洞的旋轉能和吸積盤的引力能。γ暴中釋放的近乎不變的能量預示，儘管吸積盤的質量和黑洞的旋轉在不同的系統中千差萬別，但黑洞的質量吸積和黑洞轉動能到噴流動能的轉化是差不多的。
γ射線能量以及餘輝的相似性還進一步預示γ射線的輻射機制十分的高效。這對於γ暴模型中的「內引擎」和產生γ射線的內激波又是一個很強的限制條件。
最後，較小的波束張角還預示γ暴的發生率應是觀測到的500倍。觀測到的γ暴的發生率為每個星系每107年一次，而確切的發生率是每個星系每10<sup>5</sup>年一次。這一發生率是如此的高，以至於在每一百個超新星遺蹟中，我們預計可以找到一個γ暴遺蹟。安耶（Ayal）和皮瑞（Piran）估計，考慮到γ暴和超新星爆發表徵的不同（一個是兩道噴流，一個是球形膨脹），在爆發後的150-1000年內就可以從超新星遺蹟中區分出γ暴遺蹟。射電觀測在半徑3千萬光年的範圍內應該能找到2-20個非球形γ暴。
現在的許多會議大家都在討論來自新的γ暴研究衛星高能暫現源探測器（High Energy Transient Explorer，HETE）的觀測結果。HETE用於給γ暴定位，並將它的精確位置傳回地球。這樣地面上的光學和射電望遠鏡就能捕捉到γ暴的餘輝了。HETE還沒有達到每年定位20個γ暴的預定目標。但是，在軟X射線再現源中探測到了超過200次的X射線暴。HETE發現了第一個餘輝GRB010921。
HETE確認了BeppoSAX發現的「富X射線暴」。這些暴的峰譜在10-50KeV之間，它的持續分布和長時間γ暴很相似。阿拉巴馬大學的其蓬（Kippen）認為所有BATSE發現的長暴中的25-30%是富X射線的。至今仍不清楚這是一種新型的爆發——所謂的「X射線閃」，或者僅僅是一般的γ暴，只是由於其紅移大於5使得γ射線紅化成了X射線。
事實上，放出1051爾格能量的γ暴穩坐宇宙中能量釋放的頭把交椅。從能量的角度來講，γ暴與超新星成協。然而，超新星在幾個月中釋放出10<sup>49</sup>爾格的輻射能，之後在大約1萬年的時間裡消耗剩下的10<sup>51</sup>爾格的動能。與之形成對比的是，γ暴在幾秒鐘內便將能量轉化成γ射線。而且，γ暴還是宇宙中最亮的天體。
芝加哥大學的藍伯（Lamb）指出，即使γ暴的紅移值為10，其餘輝的可見光亮度也可以達到18-20等。因此，γ暴在整個宇宙中清晰可見。高紅移γ暴（目前紅移最高的γ暴是GRB000131，紅移值為4.5）是研究早期宇宙的有力工具。當然限制是這些強烈的爆發僅僅持續很短的時間。只有眼疾手快才能抓住它。而這正是HETE的專長。