以MeV级的光子能量为界，γ射线又可分为软硬两区，而硬γ射线的能量并无理论上限。因为不同能量光子的性质不同，因此γ射线的探测也并无全能段统一的方法。

无论对于哪个能段的γ射线光子，通过传统光路，经折射镜或反射镜（哪怕是掠射式反射）直接聚焦都是不可行的。理论上劳厄透镜可以聚焦γ光子，但截至21世纪20年代，将相关技术用于天文观测只有研讨和初步论证工作，尚未做到实用。对于能量较低的软γ射线与硬X射线的光子成像和探测技术存在诸多相通之处，都可以采用编码孔径或准直器来完成。但对于硬γ光子来说，它们的粒子性和穿透力更强，所以通常会采取不同的探测策略。

用于硬γ射线空间探测的设备包括基于某些特定材料荧光效应的闪烁体、基于高能光子电离过程的火花室、基于高能光子与正负电子对转化的对产生探测器、基于康普顿效应散射入射高能光子的康普顿探测器，还有基于高能光子光伏效应的半导体探测器等。火花室、对产生探测器或康普顿探测器可以给出入射光子的方位信息，因此根据它们记录的事件就能还原出源区的影像。但闪烁体之类的装置并不具备空间分辨率，如果要确定高能光子的来源，需要多台同类仪器配合工作，通过比较信号到达时间差的方式来进行判断。另外，由于这些仪器都可以被带电粒子激发，所以在使用时，配合反符合等屏蔽机制筛除宇宙线粒子是必需的。

对于能量达到数百GeV以至TeV的γ射线而言，探测方法又有区别。由于来自天体的这类辐射通常流量较低，想要实现有效探测，就需要增大探测器的体积，这样一来往往会超出航天发射的载荷限制。因此对这些光子的探测是在地面寻找它们同大气或水体发生相互作用，产生高速运动的次级粒子，并由此发射的切伦科夫辐射来进行的。大气切伦科夫望远镜的观测目标是大气之内的次级粒子切伦科夫事件，并由事件的分布和具体位置，判断诱发事件的源头是否是γ射光子（带电粒子与高能光子产生的次级簇射事件锥形态不同的），其起源又位于何处。为了为簇射事件有效定位，大气切伦科夫望远镜通常会多架协同组阵使用，以获得立体视角；同时还会配备反应时间超短的光电倍增管来放大短暂而暗淡的切伦科夫光。水切伦科夫望远镜的原理与大气切伦科夫望远镜类似，只是反应介质变成了水体。除了专门的地面切伦科夫望远镜，地面宇宙线观测站也可以兼职观测TeV的γ光子，不过这种方式所能达到的空间分辨率要差于前者。