伽马射线天文学是指以伽马射线研究宇宙的天文学分支。伽马射线是可穿透整个宇宙的电磁波中最高能量的波段，也是电磁波谱中波长最短的部分。

伽马射线天文学是指以伽马射线研究宇宙的天文学分支。伽马射线是可穿透整个宇宙的电磁波中最高能量的波段，也是电磁波谱中波长最短的部分。

伽马射线可由太空中的超新星、正电子湮灭、黑洞形成、甚至是放射衰变产生。例如超新星SN 1987A就发射了来自超新星爆炸的放射性产物钴56释放的伽马射线。大多数天体释放的伽马射线一般认为并非来自放射衰变，而是和X射线天文学一样来自加速的电子、电子和正电子作用（但因为能量较高而产生伽马射线）。

早在开发出可以侦测到宇宙中伽玛射线的仪器之前，天文学家就已经知道在宇宙中应该有天体可产生如此高能的光子。1948年时的尤金·芬伯格和亨利·普里马科夫；1952年的早川幸男和I·B·哈钦松、特别是1958年时菲利浦·莫里森的研究让科学家相信在宇宙中有多种不同的物理机制可产生伽玛射线辐射。这些机制包含宇宙线和星际物质的交互作用、超新星爆炸、加速电子和磁场交互作用。但直到1960年代人类才有能力侦测到宇宙中的伽玛射线。

绝大多数来自太空的伽玛射线都会被地球大气层吸收，因此直到开发出伽玛射线接收仪器并以气球和太空探测器送到大气层以上之前，伽玛射线天文学一直无法发展。第一个送上绕地球轨道的伽玛射线天文卫星是1961年发射的探索者11号卫星，接收到少于100个伽玛射线粒子。观测发现伽玛射线在宇宙中各个方向辐射，这暗示有某种一致的“伽玛射线背景”。因此预期这可能是宇宙射线和星际物质交互作用的结果。

第一个真正的天文物理伽玛射线源是太阳的耀斑，是莫里森预测的明显2.223 Mev谱线。该谱线是来自于质子和中子形成氘的过程。在太阳耀斑中，在太阳闪焰中，中子似乎是高能加速粒子交互作用中的次级产物。这些最早的伽玛射线谱线是来自轨道太阳天文台3号、轨道太阳天文台7号、和之后于1980年发射的太阳极大期任务卫星。鲁文·拉马第等人因为太阳的观测结果而使其理论受到启发。

来自本银河系的强力伽玛射线辐射于1967年首次被轨道太阳天文台3号的侦测器侦测到。该卫星侦测到621次被认为是来自宇宙深处伽玛射线的事件。不过，伽玛射线天文学的快速进步则是在1972年的小型天文卫星2号（Second Small Astronomy Satellite, SAS-2）和1975到1982年的COS-B天文卫星进行观测之后。这两颗卫星的观测让科学家看到令人兴奋的高能宇宙（有时候也称为“狂暴的”宇宙，因为宇宙中会产生伽玛射线的事件多倾向于高速撞击一类的事件）。这两颗卫星的观测确定了早期的伽玛射线背景，并画出了首幅伽玛射线波段的详细宇宙背景图，以及侦测到一定数量的伽玛射线点源。不过这两颗卫星的仪器分辨率仍不足以确定绝大多数伽玛射线点源是特定恒星或恒星系统。

伽玛射线天文学的其中一项发现是由一系列军事卫星在1960年代末期到1970年代早期发现。一系列设计作为侦测核试爆伽玛射线的船帆座卫星的侦测器发现了来自在太空远处的伽玛射线。后来侦测器确定伽马射线爆持续约1秒到数分钟，并且会在未预料的方向突然出现、闪烁之后光度衰减至与伽马射线背景相当。基于1980年代包含苏联金星号系列探测器和美国先驱者金星计划等仪器收集的资料，这些戏剧性地高能闪光仍然是一个谜。这些物体似乎是来自宇宙极远处，而目前最可能的理论是其中一部分可能是会形成黑洞的极超新星。

2010年11月，费米伽玛射线太空望远镜发现了两个位于银河系中心的巨大伽玛射线泡。这两个伽玛射线泡外观是互相镜像对称[1]。这些高能辐射造成的气泡被认为是从超大质量黑洞喷射，或者是数百万年前大量恒星形成的遗迹。这些气泡的范围横跨25000光年。该发现确定了之前在银河系中心有巨大未知结构的线索是正确的。

耀斑是指太阳或恒星大气层表面的爆炸，最早是以光学波段在太阳上观测到。耀斑会产生大量且涵盖全电磁波谱，从波长最长的无线电频谱到最高能伽玛射线的电磁辐射。耀斑发生期间高能粒子产生和伽玛射线辐射多数是因为高能质子等重离子结合有关。而这些过程可被科学家以伽玛射线观测，其他电磁波段无法观测到。耀斑中由原子核产生的伽玛射线最早在1972年8月4日和7日，以及1977年11月22日被发现。

在1977年高能天文台计划发展期间，NASA即宣布计划建立观测伽玛射线的“大天文台”。1980年代设计的康普顿伽玛射线天文台是伽玛射线侦测器技术的重大进步，该天文台于1991年发射。康普顿伽玛射线天文台携带了四个在时间和空间分辨率上大幅度进步的主要侦测仪器。该天文台提供了大量伽玛射线观测资料，大幅提升了人类对宇宙高能过程的认识。2000年6月时康普顿伽玛射线天文台因为陀螺仪失效，脱离轨道进入地球大气层烧毁。

BeppoSAX卫星于1996年发射，2003年脱离轨道坠毁。该卫星主要是研究X射线，但也观测伽玛射线爆。透过确认第一个位置相当于伽玛射线爆的非伽玛射线源，建立了确认伽玛射线爆准确位置的方式，以及使用光学观测遥远星系中伽玛射线爆的余晖。

高能瞬态探测器2号（High Energy Transient Explorer 2, HETE-2）于2000年10月发射，原预定观测2年，但目前确定直到2007年3月仍在观测。

NASA的雨燕卫星发射于2004年，并携带爆发警示望远镜（BAT）观测伽玛射线爆。

BeppoSAX和HETE-2观测了大量位置相当于伽玛射线爆的X射线和光学源，确定了伽玛射线爆的距离和光学余晖细节。这些观测让天文学家相信大多数的伽玛射线爆是巨大恒星的爆炸（超新星或极超新星）。

近年主要的太空伽玛射线天文台是国际伽玛射线天体物理实验室（INTEGRAL）和费米伽玛射线空间望远镜。INTEGRAL是ESA的任务，并且捷克、波兰、美国和俄罗斯也加入该计划，于2002年10月17日发射。NASA于2008年6月11日发射费米伽玛射线空间望远镜，该望远镜酬载大面积望远镜和伽玛射线爆监视系统研究伽玛射线爆。

超高能的伽玛射线（光子能量高于30 GeV）则可被地球表面的设备侦测到。如此高能的光子因为流量极低，侦测器有效面积对于太空望远镜而言过大而无法使用。但幸运的是，如此高能的光子会在地球大气层中产生大量的次级粒子，因此可被地球表面的装置观测到；这些观测包含直接辐射计数和经由观测超相对论光子产生的契忍可夫辐射。

大气层契忍可夫辐射成像技术（Imaging Atmospheric Cherenkov Technique, IACT）已于近年达到其最高分辨率。蟹状星云于1989年首先被美国亚利桑那州霍普金斯山的弗雷德·劳伦斯·惠普尔天文台发现是稳定的TeV级伽马射线来源。大多数的契忍可夫望远镜，例如高能立体视野望远镜、超高能辐射成像望远镜阵列系统（Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System, VERITAS）、神奇望远镜和CANGAROO III都可在数分钟内侦测到蟹状星云的超高能辐射。

绝大多数被观测到的高能光子（最高达到16 TeV）多数是来自银河系外的耀变体马卡良501（Markarian 501, Mrk 501）。这些观测是由观测大气层中契忍可夫辐射的HEGRA（High-Energy-Gamma-Ray Astronomy）完成。

伽马射线天文观测在较低能量部分仍受到非伽马射线背景辐射限制；而在较高能范围可侦测到一定数量的光子。较大的侦测器面积和更好的背景抑制是在该领域进步的关键。