IV Budoucí mise a vyhlídky
Vývoj každého nového teleskopu má za hlavní cíl zvýšení citlivosti v kombinaci se zlepšením úhlového a spektrálního rozlišení. V režimu záření gama se to vždy promítne do lepšího určení polohy fotonů a rozložení energie v detekčním prostředí. Přesnější určení vlastností interagujícího záření gama vede přímo ke snížení míry pozadí, protože je méně pravděpodobné, že skutečné nebeské události budou zaměněny s interakcemi na pozadí. Prakticky každý gama teleskop, který je v současné době vyvíjen, usiluje o zlepšení těchto interakčních měření využitím nových detektorových technologií. Prostorové a energetické rozlišení v detektorových materiálech se výrazně zvyšuje například díky použití nově vyvinutých polovodičových páskových a pixelových detektorů (jako je křemík, germanium a CdZnTe). Přetrvávajícím úkolem je vyrobit tato citlivá zařízení v malém měřítku v dostatečně velkém a spolehlivém množství, aby mohla být začleněna do nových velkoplošných přístrojů, a to za rozumně přijatelnou cenu. Další společnou charakteristikou vysokoenergetických teleskopů je velký počet datových signálů, které musí být zpracovány a zaznamenány ve vícekanálových detektorových systémech. Pro efektivní provoz vysokoenergetických přístrojů je nezbytné širší využití vlastních aplikačně specifických integrovaných obvodů (ASIC) využívajících techniky velmi rozsáhlé integrace (VLSI). Výpočetní rychlost a kapacita pro ukládání dat se naštěstí neustále zvyšuje a experimentátoři rychle využívají tyto nové možnosti při konstrukci svých přístrojů.
V době psaní tohoto článku (2001) je v blízké budoucnosti naplánováno zahájení řady misí zaměřených na záření gama (vizTabulka II). Klíčovou z nich je Mezinárodní laboratoř pro astrofyziku záření gama (INTEGRAL), mise Evropské kosmické agentury (ESA) s účastí Ruska a NASA. INTEGRAL bude vypuštěn v roce 2002 a bude se věnovat spektroskopii s vysokým rozlišením (E/ΔE ∼ 500) a zobrazování (∼ 12″ FWHM) v rozsahu energií od 15 kev do 10 MeV. INTEGRAL nese dva přístroje pro záření gama, spektrometr SPI a zobrazovací přístroj IBIS, které pracují jako dalekohledy s kódovanou clonou pro přesnou identifikaci zdrojů. SPI využívá vysoce čisté germaniové detektory, zatímco IBIS používá dvě roviny detektorů, přední vrstvu z prvků CdTe a druhou vrstvu složenou z pixelů CsI. Vzhledem k potřebě širokopásmového pokrytí nese INTEGRAL také dva rentgenové monitory s kódovanou aperturou (JEM-X) a optickou monitorovací kameru (OMC). Hlavním vědeckým cílem přístrojů INTEGRAL je provádět spektroskopické studie zdrojů s vysokým rozlišením v oblasti jaderných čar spektra.
Gama-Ray Large Area Space Telescope (GLAST), jehož vypuštění NASA plánuje na rok 2005, bude pokračováním velmi úspěšného experimentu CGRO EGRET. Citlivost GLASTu od 20 MeV do 300 Gev bude značně přesahovat rozsah EGRETu a poskytne tolik potřebné pokrytí v málo pozorované oblasti spektra Gev. V GLASTu bude použita modernější technologie sledování částic (křemíkové páskové detektory) namísto mřížek s jiskrovými komorami, které se používaly v dřívějších teleskopech vyrábějících páry. GLAST bude mít velké zorné pole (∼ 2 sr) a dosáhne 30násobného zlepšení citlivosti toku a 10násobného zlepšení schopnosti lokalizovat bodové zdroje ve srovnání s EGRET. GLAST ponese také monitor gama záblesků.
Mezi mise určené speciálně pro studium gama záblesků patří HETE-2 a Swift. Sonda HETE-2 (High-Energy Transient Experiment-2) byla vypuštěna v roce 2000 a do provozu byla uvedena počátkem roku 2001. Tato družice nese tři vědecké přístroje: spektrometr s téměř všesměrovým zářením gama, širokoúhlý rentgenový monitor a sadu měkkých rentgenových kamer. Hlavním cílem mise HETE-2 je rychlá identifikace a přesná lokalizace gama záblesků, jejichž souřadnice budou během několika sekund předány pozemním observatořím pro hluboké vyhledávání protějšků. Nedávno vybraná mise Swift (její start je naplánován na rok 2003) bude rovněž provádět vícevlnné studie záblesků gama po vzoru BeppoSAX a HETE-2. Stejně jako její ptačí jmenovec se bude Swift „krmit za letu“ rychlou lokalizací záblesků gama s přesností ∼ 1-4′ a předáním souřadnic na zem během ∼ 15 s pro následné vyhledávání protějšků. Swift může být také rychle přeorientován k provádění pozorování pomocí svých rentgenových a ultrafialových/optických teleskopů, které budou použity ke studiu vlastností záblesků, určení polohy s přesností na obloukové vteřiny a určení vzdáleností pomocí spektrálních měření červeného posuvu.
Vysokoenergetický sluneční spektroskopický zobrazovač (HESSI) je mise financovaná NASA, jejímž cílem je studovat charakteristiky urychlování částic ve slunečních erupcích prostřednictvím rentgenového a gama záření, které při těchto energetických událostech vzniká. HESSI, jejíž start je naplánován na rok 2001 na vrcholu slunečního cyklu, bude provádět spektroskopická měření s vysokým rozlišením jaderných čar a základního bremsstrahlungového kontinua v rozsahu energií od 3 kev do 20 MeV pomocí sady chlazených detektorů z vysoce čistého germania. HESSI bude provádět zobrazování celého Slunce pomocí Fourierovy transformace s rozlišením ∼ 2″-36″ v celém citlivém rozsahu pomocí rotujících modulačních kolimátorů. Protože HESSI není stíněný, může provádět i další nesluneční pozorování, včetně měření galaktických difúzních čar způsobených radioaktivním 26Al (při 1,809 MeV) a pozitronovou anihilací (při 0,511 MeV).
V oblasti planetárních studií je na rok 2001 naplánován také start mise NASA Mars Odyssey. Mezi její sadu přístrojů patří spektrometr gama záření a dva detektory neutronů. Ty budou použity k úplnému zmapování povrchu Marsu a určení jeho prvkového složení. Neutronová a gama měření v kombinaci budou rovněž použita k získání odhadu obsahu vody v blízkosti povrchu Marsu.
Další experimenty a mise v oblasti gama záření byly označeny za vysoce prioritní pracovní skupinou Gamma-Ray Astronomy Program Working Group, poradním panelem NASA složeným z vědců z komunity zabývající se vysokými energiemi. Mezi jejich doporučení pro budoucí vývoj patří pokročilý Comptonův teleskop využívající nejnovější technologie detektorů pro použití v MeV oblasti spektra.
Vysokohorské vědecké balóny již dlouho slouží jako zkušební prostor pro nové přístroje. Gama teleskopy vyžadují dlouhé expozice kvůli relativně nízkým zdrojovým tokům a vysokému přístrojovému pozadí, zatímco doba trvání typického balónového letu může být bohužel často dosti omezená (maximálně několik dní). Proti této nevýhodě NASA nedávno zahájila projekt ULDB (Ultra-Long Duration Balloon), jehož plánované 100denní lety balonem kolem světa výrazně prodlouží dobu letu vědeckých přístrojů. Program ULDB poskytne tolik potřebné příležitosti pro lety balonů s delší expozicí a také atraktivní nízkonákladovou alternativu k plnohodnotným vesmírným misím.
Mezi kolaboracemi, které se aktivně zabývají pozemním studiem TeV gama záření ze vzduchu-Cherenkov, probíhá také řada snah o modernizaci stávajících zařízení, především prostřednictvím zvětšení optické sběrné plochy. Asi nejambicióznější jsou projekty spolupráce VERITAS s plánovanou soustavou sedmi 10m dalekohledů v USA, německo-francouzsko-italské skupiny HESS se 4 až 16 dalekohledy třídy 12 m, které mají být postaveny v Namibii, německo-španělského projektu MAGIC s dalekohledem o apertuře 17 m a japonské soustavy SuperCANGAROO se čtyřmi 10m dalekohledy v Austrálii. V rámci související spolupráce MILAGRO se v Novém Mexiku v USA buduje vodní Čerenkovův detektor se širokým zorným polem pro měření TeV. Jako zakrytý světlotěsný detektor má MILAGRO navíc tu výhodu, že může zůstat v provozu 24 hodin denně.
.