列数伽玛暴的非主流中心能源模型
伽玛射线暴分长短两类，长暴起源于大质量恒星坍缩，短暴起源于双中子星或中子星与黑洞的并合，可以说是如今学界的常识。不过在历史上，关于伽玛暴中心能源的模型陆续出现过上百种之多。尤其是在这一现象刚被发现不久，因为观测限制很有限，理论模型数量飞涨，一度比记录在案的爆发数量还要多。本人的毕业论文综述部分稍稍涉及了相关内容，不过考虑篇幅所限，不能详述，于是将其扩写成本文。
所谓非主流，本文指除宇宙学起源标准火球模型之外的其他所有理论，所以风靡一时甚至一度成为主流的中子星相关模型也位列其中。总的来说，模型所认为的爆发前身天体距离越远，对能量的要求就越高。如今文中列举的绝大多数模型现在早已淡出了研究者的视线，只有在历史综述中才会提及一二；但有些现在仍有用武之地，如某些特殊的伽玛暴可以用主流之外的其他模型来解释。
正文开始之前必须要指出的一个历史背景是，Vela时代的伽玛暴探测率很低，只有每年5次左右，而且由于数据匮乏，这仅有的少数爆发看上去还是在反银心方向略略超出的；当年的很多模型也都是服务于这些不成熟的观测的。如今我们知道，伽玛暴大约可以每天发生一次，而且在全天呈各向同性分布，这样相当一部分非主流模型也就失去了存在的价值，但是几十年前的研究者们在数据匮乏的情形下充分发挥出来的想象力也不得不让人佩服。另外不得不提的一点是，在伽玛暴领域，很多最初发表在Nature之类影响因子超高的名刊上的理论模型，现在看来已经是一文不值；反而是挺住了时间考验的宇宙学起源标准模型相关论文，倒是都发表在Astrophysical Journal等貌似更朴实的杂志上。抛开影响力不谈，其实Nature这样的刊物对论文的一大要求就是要足够吸引眼球，所以虽然其上发表的观测文章大抵称得上是划时代的发现，但至少相当一部分理论文章怕是有哗众取宠或爆炒概念之嫌，何况限于篇幅难以展开推导，读来也还是谨慎为妙。
以下按距离地球由近到远排序，从太阳系中的现象说起。由于模型数量过多，这里只是择其要（至少是个人认为比较有趣的部分）录之。
相对论性富铁星际尘埃散射太阳辐射 Grindlay & Fazio (1974)认为，当尺度在0.1厘米左右，洛仑兹因子过千的相对论性富铁颗粒进入太阳系，来到距离地球100天文单位处时，它们会在阳光的光致电离加热和熔融作用下由于静电力的作用而迅速瓦解电离，并释放出大量的铁粒子。这些铁离子随后会有效地散射阳光中被蓝移的光子，并经由荧光过程产生观测到的伽玛射线。至于这种颗粒的起源，文中认为可能是源自脉冲星的，它们可以在银河系中穿行数百秒差距的距离。由于1969年的两次伽玛暴正与蟹云脉冲星的自转突变时间重合，该理论甚至认为引发这两次爆发的正是来自蟹状星云的高速粒子。
相对论性带电星系际尘粒在太阳系中瓦解 Dasgupta (1979)指出，尺度介于3×10-6到3×10-5厘米之间的带电石墨颗粒可以在星系际介质中被加速，最终达到1000左右的洛仑兹因子（能量为1020尔格）。类似于Grindlay & Fazio (1974)描述的过程，这样的粒子在接近地球时也会瓦解，并经由荧光过程散射阳光。
太阳风层顶的磁重联 Kuznetsov (1982)分析了大约70个伽玛暴的空间分布，发现它们集中在某几个特定的日心坐标上，由此提出，此类事件起源于太阳系内的过程。如果将伽玛暴解释为太阳风层顶发生的磁重联事件，那么爆发的分布就反映了太阳磁层以及太阳系大尺度磁场的结构。如果这一理论成立，那么伽玛暴数量随时间的演化将与太阳活动相关。不过现在研究者已经确定，伽玛暴的分布各向同性，且与太阳活动无关，因此这一理论应该算是早年数据不足的一个产物。
邻近恒星的耀发 Stecker & Frost (1973)在Klebesadel (1973)宣布发现伽玛暴之后不久即提出，伽玛暴发生频率较高且并无成协的超新星，能谱和时变特性也与超新星不同，因此不大会是像物理学家Stirling Colgate早年认为的那样是起源于超新星爆发的。相反，伽玛暴在很多方面都与太阳的X射线暴存在类似行为，因此可能是恒星耀发的产物，伽玛光子源自电子的轫致辐射。在这一过程中，星体释放的总能量在1038到1039尔格之间，而X射线能段释放的能量在1035尔格的量级上。当然，现在看来，Stecker & Frost (1973)得出的结论纯粹是由于认识不足而导致的误判；恒星耀发模型作出的一系列预言，如伽玛能段的诸多谱线、重复爆发以及伴随而来的射电暴等都已经被观测否决。
致密星吸积耀发变星 在伽玛暴发现后不久，Lamb et al. (1973)也迅速提出，河内天体发生某些短时标现象也是伽玛暴的元凶。由于分布的相对均匀性，它们要么来自高银纬天区，要么源自地球附近，不过前者与致密星的预计分布不符。致密X射线源中表现出了时标相近的瞬变现象，因此伽玛暴也可能是源自致密天体吸积的，一种可能的机制是伴星耀发导致的吸积流突变。根据当时已有的数据，河内天体倒可以在亮度和发生率上满足观测。
磁化白矮星的不稳定性 考虑Vela卫星探测到的爆发相对反银心有所集中，Chanmugam (1974)提出了磁化白矮星的对流模型，实际上它是为前述白矮星耀发理论提供一个可能的发生机制。众所周知，白矮星内部的物质是呈简并态的。如果在简并物质中引入弱磁场，有可能会诱发星体内部的大尺度对流不稳定性。在观测上，当时已经发现了表面磁场107高斯的白矮星，在这样的星体内部的很小区域内，局域磁场可以达到一数值的100到1万倍，其中储存的磁场能量合1042尔格，若伽玛暴发生在100秒差距之外，其释放的能量也正是相当于此。更且如果伽玛暴多个辐射峰理解为不同的不稳定区域所致，光变时标对应磁流体不稳定性的时标（也就是阿尔芬穿越时标），理论与观测倒也大致相符。
吸积白矮星的坍缩 Woosley & Baron (1992)提出，吸积系统中的白矮星最终的命运可能不仅仅只有Ia型超新星一种。当白矮星达到钱德拉塞卡极限之后，其坍缩期间表面由于中微子吸收效应驱动的星风可能是接下来演化的决定性因素。如果条件合适，坍缩的白矮星可以达到每秒0.005倍太阳质量的质量损失率以及每秒5×1050尔格的能量注入率。由于高质量损失率会遮掩伴随而来的电磁辐射，这一模型也是仅适用于河内白矮星。
小行星撞击中子星 1979年3月5日，10架空间探测器记录下了一次猛烈的伽玛射线流量突增事件。由于这次爆发的光变曲线之后跟随有周期8秒的脉冲现象，因此许多研究者随之将伽玛暴解释为中子星相关的现象。Newman & Cox (1980)以及Colgate & Petschek (1981)先后提出并发展了小行星直接撞击河内中子星产生伽玛暴的理论，发现其预言的现象与1979年的此次事件吻合得很好。根据这一模型，小行星在撞击中子星表面之前应该已经发生瓦解，因此伽玛暴复杂的多峰式光变曲线被理解为不同碎块发生的撞击事件。碰撞后温度以及撞击点形状的迅速改变可以用于解释能谱迅速的演化。现在我们知道，1979年3月5日的爆发实为软伽玛射线复现源，与河内磁陀星相关，不能与正牌伽玛暴混为一谈，不过关于小行星撞击中子星的讨论似有过后续的讨论。
来自中子星彗星云的辐射 银盘内距离地球100秒差距以内的天体也可能产生各向同性分布的爆发式现象。年老的中子星可能是银盘中的主要成分之一。Harwit & Salpeter (1973)提出，只要彗星云距离中子星的前身恒星足够远，它们是可以在超新星爆发以及中子星形成的过程中幸存下来的。当云中的彗星撞击中子星表面时，就会产生伽玛暴。如果要满足当年的探测率，那么邻近的中子星每600年就要发生一次这样的撞击事件，而且该过程中彗星残片（设为3×1017克）释放的质量要有3%转化为辐射能。除了伽玛射线，该理论还预言这样的过程会产生X射线辐射。Shklovskii (1974)也在稍候提出了类似的模型，并指出白矮星与彗星的碰撞也会产生类似的现象，彗星撞击中子星或白矮星的过程分别可以产生1039以及1036-37尔格的能量。
中子星自转突变 Pacini & Ruderman (1974)认为，自转缓慢的老年中子星自转突变可以引发伽玛暴。这类天体在银河系内的数量很多，在太阳系周围10秒差距内就可能存在数十乃至上百个。如果伽玛暴源自中子星相关过程，所需能量并不高，1秒差距外的中子星只要释放1034尔格即可。中子星的自转突变起因是磁层的剧烈变化或不稳定性，这一过程会产生大量高速粒子。如果粒子辐射并非与磁力线方向重合，那么该模型可以很好地解释当时的能谱观测，还预言在1 MeV处可能存在谱截断。根据观测，一颗中子星每10到20年就会发生一次自转突变，足以满足探测率的限制。但由于观测者没有发现任何一个与已知明亮脉冲星成协的伽玛暴，而且1 MeV的谱截断实际并不存在，该模型的可信度大打折扣。
中子星的突发吸积 若伽玛暴发生在河内，其能量需求与河内的稳态X射线源相当。因此Lamb et al. (1977)从发出X射线辐射的吸积致密星入手。该模型讨论了强磁化致密星（白矮星或中子星均可）的球对称吸积，证明这种吸积流在某些条件下会受到调制，表现为间歇性的吸积行为，由此会引发星体表面的突发性X射线或伽玛射线辐射。这种现象的能量在1036到1038-39尔格的量级上，具体表现有4种，最终分别在不同的加热机制的作用下停止。如果这一机制成立，那么我们应该可以看到重复暴，且两次爆发的间隙远长于爆发的持续时标。这在后来也被证明是不符合实际情况的。
中子星吸积物的碳爆燃 Woosley & Taam (1976)认为，中子星表面积累的吸积物发生碳爆燃即可引发伽玛暴。当存在强磁场时，中子星上吸积而来的物质并非均匀分布，而是集中在极冠区域的，这里的面积只相当于星体表面总面积的0.1%。大量物质在这里累积的结果就是压力逐渐增加，诱发核聚变反应，依次形成原子序数更大的元素。在这样的高温高压高密环境下，聚变产生的碳元素是处在简并态的，其上还覆盖着活跃燃烧的氢和氦层，让碳层升温。如果碳层密度足够高，中微子冷却率会骤减，让失控的碳爆燃成为可能，整个碳层在短时间内被消耗殆尽，释放出5×1039尔格的能量（但只有少数一部分处在伽玛射线能段），并由此产生伽玛暴。除了诸多的不确定因素，这个模型的问题在于谱形，它要求伽玛暴能谱呈数十亿开尔文的黑体谱形态，显然与实际的非热谱不符，因此也是伽玛暴发现之初观测不详尽时代的产物。
中子星外层氦闪的磁流体波冷却 20世纪80年代初，观测到的伽玛暴数量已经过百，人们大体明确了爆发在天空中的各向同性分布。但数百秒差距之内的近距离中子星作为暴源的可能性不仅没有被排除，反而还因为混入的软伽玛射线复现源得到了加强。Mitrofanov & Ostryakov (1981)也讨论了吸积中子星表层发生热核爆燃并引发伽玛暴的可能性，不过其诱发反应的是氦元素。爆燃是在星体表面堆积的吸积物质最底层发生的，这里热核反应产热的过程超过了冷却，因而温度上升；同时氦元素的积累速度也超过了核反应的消耗率，当吸积量达到一定程度，达到足够高的温度和压强时，就会诱发突然的爆燃。爆燃过程产生的能量可以经由阿尔芬波等磁流体波迅速有效地向外释放出去。这里的关键因素是爆燃区域要存在足够强的磁场，这样可以经由对流形成磁流体波。依照磁场强度不同，形成的现象可能还有两种，磁场越强则爆发能段越高。在这种模型框架下，能量的释放过程具有快速上升且变化时标短的特征，正对应了伽玛暴的观测。
中子星表面核爆燃导致小尺度磁重联 Bonazzola et al. (1984)认为，伽玛暴也是起源于中子星表面的核爆燃。但与Woosley & Taam (1976)和Mitrofanov & Ostryakov (1981)的不同之处是，该模型中爆燃区光深极大，核反应释放的光子无法被外界的观测者接收到。相反，伽玛光子的产生机制主要是小尺度的磁重联，而非聚变本身。聚变释放的能流在短时间内经由阿尔芬波被传输到吸积物的上层区域，重联区形成的电场负责将电子加速到极高的能量上，并发出同步辐射。
中子星吸积的不稳定性 Epstein (1985)依然是利用中子星吸积做文章，不过该模型认为爆发机制源自慢速自转的中子星表面与吸积盘之间的边界层内的不稳定性。这种不稳定性源自辐射，它导致吸积流中物质的突然下落，进而是辐射的突增。利用这一模型，GRB 781119被判定为距离地球数百秒差距的河内事件，而1979年3月5日的伽玛射线流量突增事件源自大麦哲伦云。针对前者的分析固然不靠谱，后者后来倒确实被证明是与大麦云中的超新星遗迹N49成协的，距离方面没有问题。
径向振荡的中子星 Muslimov & Tsygan (1986)认为，伽玛暴源自中子星的振荡。该模型探讨了磁化星体的径向脉动导致的真空电磁场变化，认为由于这种振荡可以形成点积不为零的近场电磁场，导致中子星周围的某些区域出现电场gap，进而有效地形成正负电子对以及伽玛射线辐射。
中子星大气中的QED磁场共振不透明度 20世纪80年代，银河卫星在GRB 880205等伽玛暴的能谱中发现了疑似中子星简谐共振吸收线的结构，一度使伽玛暴起源于河内的说法成为主流。这两条吸收线能段分别是20与40 keV，放在中子星环境下，可以解释为星体1.7×1038-39高斯在磁场所致。在这种背景下，Alexander & Mészáros (1989)考虑了相对论性量子电动力学磁共振不透明度，试图回答爆发中的谱线产生的问题。卫星所见的连续谱被归功于独立的高温辐射区，而发生回旋散射的吸收区位于星体大气内。不过这一理论并未解释伽玛暴本身发生的机制。
中子星磁层中的等离子体振荡 Melia (1990a)与Melia (1990b)提出，典型伽玛暴的能谱以及光变特征可以用中子星相对论性磁层中的等离子体振荡再加上周边黑体辐射场的逆康普顿散射阻尼来很好地解释，由此产生的爆发能量合1036尔格。该模型认为，由此产生的爆发应该伴有紫外以及软X射线辐射，各波段辐射强度的比例取决于相对磁场的视角。如果参数合适，等离子体振荡模型也会产生银河卫星所见的回旋吸收线。
致密星的激波加热与物质抛射 Bisnovatyi-Kogan et al. (1975)提出了三种产生伽玛暴的可能机制，分别是超新星爆发期间坍缩星包层对中微子辐射的吸收、被外源强激波加热的致密星，以及活跃中子星抛射物质的过程。其中第一种机制产生的伽玛射线辐射要远低于观测，所以不大可能。第二种机制可以将直径0.01到0.1倍太阳直径的致密星外层加热到108开尔文，并在短时间内产生总能量1042-43尔格的辐射（其中有10%左右处在0.1 MeV以上的伽玛射线能段），这样看来只有河内超新星才能产生观测到的爆发；但如果这一过程发生在河内，可能又存在爆发率偏低与辐射谱谱形的问题。第三种机制中，伽玛射线源自化学非平衡态的抛射物超重核的裂变、放射性元素的β衰变以及俘获自由中子的过程，产生的伽玛暴能量为1038-39尔格，而且爆发率也满足观测，当然，前提也是中子星位于河内。
快速自转的吸积黑洞能层散射 Piran & Shaham (1975)提出，河内的快速自转黑洞在能层深处会发生逆康普顿散射过程，由此产生伽玛暴。在爆发发生的时刻，黑洞视界附近会出现源自不稳定性的等离子体云。远处吸积盘由于粘滞过程产生的自由下落光子被等离子体云散射，并经由彭罗斯过程获得极高的能量。由于依赖于持续的吸积流，这一过程更可能在含有黑洞的双星系统中发生。
旋转黑洞的不稳定吸积 Piran & Shaham (1977)进一步发展了黑洞能层散射理论，说明了具体机制。该论文认为，快速自转的黑洞吸积流中的不稳定性会造成伽玛射线暴。这其中的辐射机制是落向黑洞的X射线光子发生的逆康普顿散射，接收到的光子能量越高，就形成于越靠近黑洞的地方，能量最高的光子产生于能层深处；整个爆发的持续时标对应吸积盘内区的崩溃，而快速光变是爆发期间暴源光深存在局域变化所致。这一模型最大的问题在于吸积流粘性的不确定性。如果模型成立，那么理应发现某些与已知黑洞吸积系统成协的伽玛暴，还会观测到某些能谱极软的低能暴。现在虽然后一点已经是观测事实了，但前一条却基本被否决。
双白矮星的并合与新生磁陀星的自转减慢 Metzger et al. (2008a)提出的短暴模型，专门用于解释某些具有延展辐射的那一部分短暴（其实双白矮星并合形成伽玛暴的观点在Eichler et al. 1992中就已经论述过了）。这些爆发的延展辐射时标虽长，却并无成协的超新星，因此更有可能是起源于致密星相关过程的。Metzger et al. (2008a)认为，宇宙学距离上新形成的快速自转（周期为毫秒级）中子星即原磁陀星产生于吸积诱发的双白矮星（或双中子星）并合。并合期间新生磁陀星的吸积过程对应短暴的主辐射峰；流量较弱的延展辐射是磁陀星早期演化的产物，期间相对论性星风会在数十秒的时标内将磁陀星的自转能提取出去；而二者之间10秒左右的延迟正是磁陀星冷却并将中微子加热的星风加速到极端相对论性速度所需的时间。计算表明，拥有1毫秒自转周期以及3×1015高斯磁场的新生磁陀星可以产生GRB 060614这样的伽玛暴。另外同年发表的Metzger et al. (2008b)指出，吸积系统中的白矮星质量超过钱德拉塞卡极限后，只要产生的中子星磁场足够强，也可能发生类似的过程。
夸克新星 夸克星的存在已经得到了不少理论家的探讨；同时高密度夸克物质的物态也是受到关注的话题。Ouyed et al. (2001)提出，如果将二者结合起来，可以用宇宙学距离上夸克星的新星爆发来解释伽玛暴。
中子星相变为奇异星 Cheng & Dai (1996)提出，处于低质量X射线双星中的某些中子星可能拥有足够大的质量，可以发生奇异物质相变，从而转化为奇异星。这样的过程释放出的能量足以满足宇宙学距离上伽玛暴的需要，而且爆发率也与观测相符。随后Dai & Lu (1998)又提出，存在较差自转的奇异星可以产生伽玛暴火球，并形成毫米脉冲星。奇异星模型的最大优点是，其重子污染微乎其微，辐射以磁场为主导，最终抛射物的洛仑兹因子可以达到数千，这样就规避了伽玛暴重子火球带来的一系列麻烦。
中子星进动 Blackman et al. (1996)认为，宇宙学距离上呈团块状的相对论性中子星喷流掠过视线方向时，就会产生伽玛暴。由于喷流具有相对论性运动，存在相对论性集束效应，因此对能量的要求大大放松。这里的喷流是持续性的，由于存在不同的进动模式，因此既可以产生短时标的爆发，又可以保证爆发不会在视野中再现。至于团块的起源和加速机制，文中将其归结为大振幅的电磁波作用。Fargion 1999也利用类似的模型将伽玛暴与软伽玛射线复现源统一了起来，认为后者处在喷流演化的晚期阶段。
强磁场快自转中子星 基于康普顿伽玛射线天文台BATSE仪器发现的伽玛暴各向同性分布，Usov (1992)提出了一种宇宙学距离上伽玛暴的起源模型，涉及河外高速自转磁陀星的形成。这种磁陀星可能是源自磁场超高的吸积白矮星坍缩的。磁陀星形成后，高速的自转与超强的磁场会导致中子星在几秒之内快速损失自转动能：高速自转的磁场形成了强电场，由此出现了光学厚的正负电子云。正负电子云高速逃离星体表面，其光球辐射导致了所见的伽玛射线与X射线。由于是光球辐射所致，这一模型预言的伽玛暴辐射也应该是以热谱为基础的。
磁陀星巨耀发 2004年底，河内软伽玛射线复现源SGR 1806-20发生了一次巨耀发，期间释放的总能量高达2×1046尔格，比先前观测到的类似现象高上一百倍。巨耀发事件一般被归结为磁陀星大尺度的磁重联与外壳重组事件，其光变曲线初期通常会表现出一个持续时间不到1秒的明亮尖峰。因此Hurley et al. (2005)指出，发生在邻近星系中的某些巨耀发事件在观测上可以表现为短暴，我们看到的只是其尖峰部分。同时Tanvir et al. (2005)通过比较已知短暴与邻近星系的位置，认为可能有10%到25%的短暴是起源于低红移（0.025以下）宇宙的，它们中的一部分可能是磁陀星巨耀发的功劳。
中等相对论性湍流的康普顿散射 Thompson (1994)从坡印廷流主导的相对论性磁流体超亮星风出发，提出发自快速自转中子星或富中子盘的星风会因为螺旋发电机效应生成超强的极向磁场。星风中的流体不稳定性或磁重联事件诱发了中等相对论性的阿尔芬湍流，其中的大散射光深处的康普顿化过程形成了伽玛光子，观测上就表现为伽玛暴。
加农炮弹 与经典的坍缩星模型一样，Dado et al. (2002)提出的伽玛暴加农炮弹模型仍认为长暴起源于大质量恒星的死亡。但它认为伽玛暴是由超新星爆发期间发出的一系列加农炮弹式相对论性喷流产生的，并且指出这样可以很好地拟合红移已知的一系列伽玛暴的光学余辉，光变曲线中的反常行为都可以归结为星际介质在炮弹运动方向上的密度变化。不过Dado et al. (2002)似乎并未涉及炮弹的产生机制，懒得去考证该小组后来发表的一系列论文了……
Supranova Vietri & Stella (1998)提出的两阶段supranova模型认为，伽玛暴的全过程要发生两次爆发。第一次是在主暴前数周乃至数月的超新星爆发，期间形成一颗快速自转的超重中子星；随后中子星自转逐渐减慢，直到自转离心力无法支持自身引力坍缩成为黑洞，并产生伽玛暴。这一模型提出的目的是解决伽玛暴环境中的重子污染难题。由于形成超重中子星的超新星扫清了周围的介质，而中子星自转减慢主要是经由磁场的双极辐射而非物质主导过程，这其中并不需要太多的重子参与。不过现在由于已经提出了一系列的伽玛暴磁场主导模型，而且观测上主暴和超新星之间的时间差远没有数月之久，所以这一模型已经很少有人提及。
II型超新星激波冲破星周包层 物理学家Stirling Colgate早在发现伽玛暴的Vela卫星发射之前，就应邀评估过卫星可能观测到的天文现象，并指出河外爆发的核心坍缩型超新星激波突破恒星包层的过程有可能产生伽玛暴。Colgate (1974)进一步探讨了这个问题，指出当超新星前兆激波在穿出星体时，非平衡激波的热化引发的轫致辐射与逆康普顿散射会释放出总能量为1048尔格的光子。这一能量值现在看来偏低，不过与数十兆秒差距外的河外超新星的观测数据相符。爆发光变曲线中最明亮的伽玛射线脉冲对应激波穿过具有氢包层的II型超新星表面的事件。虽然现在长暴已经被敲定为与超新星成协，但成协超新星都是不具备氢线的Ib/c型，所以这一模型也是存在很大问题的。
黑洞潮汐瓦解恒星 GRB 060614是一个兼具长短暴特性的特殊伽玛暴。它的持续时标虽长，却并不具有成协超新星，且光变行为更接近于短暴。Lu et al. (2008)为此提出了中等质量黑洞瓦解恒星的模型。这一模型既可以解释缺乏超新星成分的观测事实，而且还可以产生较长的爆发时标。此外该暴光变曲线中还存在不太显著的9秒准周期性现象，也可以归结为环绕黑洞的开普勒运动周期。虽然Lu et al. (2008)是伽玛暴模型中的非主流，但后来一度被归为伽玛暴之列的Swift J1644+57持续数月，学界公认的解释就是它起源于类似的潮汐瓦解过程，只不过这次的主角是星系中心的特大而非中等质量黑洞。
活动星系核内特大质量天体的坍缩 Prilutskii & Usov (1975)提出的一个奇怪的模型，认为活动星系核内一个特大质量天体坍缩可以释放出足以驱动伽玛暴的能量，达到每秒1052到1053尔格的光度。不过该论文至今仍无英译版，本人不通俄语，无法作进一步介绍了，只是这个思路着实有趣，不记上一笔说不过去啊……
蝎虎BL天体在引力波作用下的摆动 McBreen & Metcalfe (1988)提出的这个模型更加奇怪，它认为当致密辐射源（如蝎虎BL天体这样的活动星系核）受到宇宙随机引力波背景辐射作用时，会发生位置的摆动，由此导致辐射源经过前景透镜星系放大的影像位置来回摆动，亮度出现增减。根据这一理论，伽玛暴源自引力透镜现象，而非辐射源本身的变化；而倘或模型成立，则可以根据伽玛暴的光变来分析星系核黑洞吸积盘内区的情况。
黑洞蒸发 说来黑洞蒸发模型应该是本人最早听到的一种伽玛暴理论了。Hawking (1974)提出，早期宇宙中的不均匀性可能会形成大量小质量（不足1015克）的原初黑洞。这些黑洞的质量会伴随霍金辐射逐渐减小，在其生命最后的十分之一秒内会释放出1030尔格的能量，表现为伽玛暴。除了其预言的能量偏低之外，还有一点值得注意的是，根据该模型，黑洞的辐射应该是热谱，而这并不符合实际情况。
白洞爆发 白洞是一种至今只存在于理论中的天体，作为黑洞的对立面，物质会从其中源源涌出。Narlikar & Apparao (1975)最早提出，从奇点爆发而出的经典白洞在共动系中如由零压物质组成，将有可能出现伽玛射线流量突增。 不过白洞发出的辐射谱在共动系中是亮度不变的单色谱，变换到观测者系中则是能量呈-3次方衰减的指数谱，这显然与真正伽玛暴的拐折幂律谱加多峰光变曲线不符。文中还提出白洞可以解释活动星系核等天体，鉴于当年星系中央的特大质量黑洞还不是天文学界的共识，暂且饶了两位作者。
正反物质湮灭 Vincent (1976)认为，宇宙中的正反物质理应对称，物质的存在必然伴以数量相当的反物质。当正反物质彼此碰撞时，就会发生湮灭，并伴以伽玛射线辐射。该模型预言的碰撞事件发生频率、释放能量强度以及空间分布与当年的伽玛暴观测数据倒也相符。不过这一模型也是时代的产物，依稀记得根据现在的宇宙学理论，大爆炸之初发生的对称破缺会让物质粒子数量略略胜出来着……
宇宙弦尖端辐射 宇宙弦是宇宙中的拓扑缺陷所在，源自极早期宇宙普朗克时期过后不久的相变期，其中束缚着线状的伪真空，线密度超过每厘米1022克。根据大统一理论，宇宙弦可能具有超导特性，超强的磁场从其中延伸而出。Babul et al. (1987)以及Paczyński (1988)指出，这种宇宙弦可以分布在任何红移处，且会作相对论性振荡。宇宙弦尖端的放电事件可以发出高度准直的强烈辐射。来自宇宙弦的爆发发生率可以超过每年100次，在早期模型中算是相当高的。如果所有伽玛暴都源自宇宙弦，那么如果不计伽玛射线的吸收，观测到的爆发数量相对能流应该存在-1.7次方的关系。后来Cheng et al. (2010)提出，GRB 080913、GRB 090423等高红移暴发生率超过了坍缩星模型的预言，不妨将其归结为宇宙弦的电磁暴，但这一模型对低红移处的绝大多数爆发并不适用。
相对论性电子散射宇宙微波背景 Zdziarski et al. (1991)认为，高红移宇宙中的相对论性电子束可以逆康普顿散射宇宙微波背景辐射，由此产生伽玛暴。这样的狭窄电子束可能是源自宇宙弦尖端的，散射后的背景光子也集中在非常窄的伽玛射线束中。这一机制产生的伽玛暴具有快上升慢下降的光变特性，且能谱硬度也随时间推移逐渐变软。不过由于微波背景辐射强度的限制，这样的爆发流量是存在上限的，其上升时标也较短，只有10毫秒左右。
