可能起源于球状星团的短暴
短伽玛暴宿主星系的发现是雨燕卫星的重要成就之一。这类爆发的宿主星系形态多样，从产星率近乎为0、成员以老年恒星为主的椭圆星系到富含年轻恒星的星暴星系兼而有之，所以爆发本身似乎不能与产星活动直接联系起来，更可能是双致密星（双中子星，或中子星与黑洞）并合的结果。在星系种类多样化之外，短暴的位置也值得一提：它们普遍相对宿主星系的中心存在较大偏移。如果认为短暴起源于致密星，那么偏移可以用前身星在成为中子星时遭受的不对称作用力（kick）来解释。
偏离宿主星系的程度可以通过双致密星的星族合成来研究。这种作用力分为两个成分，其一源自中子星的形成，其二与超新星抛射物质的各向异性有关。假设kick的大小存在某种分布，考虑了并合所需时间后可以求出短暴的偏移量。当然，由于质量较大的椭圆星系由于星系晕中的轨道运行速度超过了kick速度，而质量较小的星暴星系轨道运动速度也相对较小，星系的特性也会影响最终的偏移情况。当前使用星族合成的方法可以较好地解释绝大多数短暴的偏移，但是有些短暴（如GRB 060502B）虽然发生在kick理应不明显的椭圆星系中，但偏移量非常之大，几乎位于宿主星系之外；甚至还存在一些无主短暴，如GRB 061201与GRB 080503等。这些暴在星族合成理论的框架下很难合理解释。
星族合成情形对短暴偏移量的预言（彩色条带）与观测值（黑点）的比较，左侧为双中子星并合情形，右侧为中子星与黑洞并合情形（与前者的区别是，一般认为黑洞形成时不会遭受较强的kick）。GRB 060502B是图中左起第三个数据点。（图片来源：Church et al. 2011）
这其中最大的不确定性来自kick的分布，不同的模型对此预言不同，对应的kick速度大者可达每秒数百千米，小者只有每秒20千米。但是计算表明，kick的分布对最终的结果似乎没有太大的影响。哪怕将速度初始值提高一倍，也难以解释GRB 060502B。虽然双致密星确实有很小的概率可以在距离宿主星系很远的地方发生，但是对于GRB 060502B来说还是不现实的。而无主短暴进一步说明了大偏移量的普遍性：如果爆发距离宿主星系过远，在观测上是难以将它与某个星系联系起来的。不过由于GRB 060502B不存在对应的光学余辉（可以归结为远离宿主星系所以星际介质密度很低），宿主星系的搜索是在X射线观测的误差范围内进行的，不同的小组通过不同方法给出了不同的结果：它可能是一个距离爆发较远的明亮椭圆星系，也可能是距离爆发处较近的暗淡星系。
如果认为明亮的椭圆星系就是GRB 060502B的宿主，就会引入一种有趣的可能性：源自球状星团的短暴。由于极高的恒星密度，球状星团内可能会经由动力学相互作用形成双致密星，这样的双致密星运动特性与前身星关系不大。Grindlay et al. (2006)认为，短暴可能会诞生在这样的环境中，并指出相当一部分短暴应该是起源于星团中的。
球状星团的分布范围比星系主体更广，可以达到100千秒差距。如银河系的球状星团主要集中在银盘之外的辽阔银晕中。这样毋须考虑不确定的kick问题，其中的短暴已经自然拥有了更大的偏移量。
短暴爆发率与相对宿主星系偏移量的关系，图中长虚线表示球状星团中的短暴，实线表示星族合成理论对双中子星并合的预言，短虚线表示对中子星和黑洞并合的预言，单独的数据点表示GRB 060502B爆发的位置。（图片来源：Church et al. 2011）
对球状星团短暴爆发率的粗略估计表明，无论是在椭圆星系还是产星星系中，这样的爆发较离散双致密星更低。但是考虑当前对银晕星团中的中子星认识得并不全面，而且并合过程所花费的时间范围也没有完全反映在计算中，实际的爆发率可能会高得多，甚至能与离散双致密星系统相当。不过就算不考虑这些修正，用球状星团中的并合事件来解释GRB 060502B也已经足够，何况该暴的宿主星系正是富含球状星团的椭圆星系。
如果不借助星团，只考虑宿主星系的演化，也有Zemp et al. (2009)等工作认为，考虑了暗物质晕的演化之后，双致密星的偏移量也会增大。但由于现在对这些模型的研究甚少，尚且不能完全下定论。
