IV Tulevat tehtävät ja tulevaisuudennäkymät
Minkä tahansa uuden teleskoopin kehittämisen ensisijaisena tavoitteena on herkkyyden lisääminen yhdistettynä kulma- ja spektrinerotuskyvyn parantamiseen. Gammasäteilyalueella tämä tarkoittaa poikkeuksetta fotonien vuorovaikutuspaikkojen ja energia-asemien parempaa määrittämistä havaitsevassa väliaineessa. Vuorovaikutuksessa olevien gammasäteiden ominaisuuksien tarkempi määrittäminen johtaa suoraan taustamäärän vähenemiseen, koska todelliset taivaalliset tapahtumat sekoittuvat vähemmän todennäköisesti taustavuorovaikutuksiin. Käytännöllisesti katsoen jokainen parhaillaan kehitteillä oleva gammateleskooppi pyrkii parantamaan näitä vuorovaikutusmittauksia hyödyntämällä uusia ilmaisintekniikoita. Ilmaisinmateriaalien alueellista ja energiaresoluutiota parannetaan huomattavasti esimerkiksi käyttämällä hiljattain kehitettyjä puolijohdeliuska- ja pikseli-ilmaisimia (kuten pii, germanium ja CdZnTe). Jatkuva haaste on valmistaa tällaisia herkkiä pienen mittakaavan laitteita riittävän suuria ja luotettavia määriä, jotta ne voidaan sisällyttää uusiin laajamittaisiin mittalaitteisiin kohtuullisin kustannuksin. Toinen korkeaenergiateleskoopeille ominainen piirre on suuri määrä datasignaaleja, jotka on käsiteltävä ja tallennettava monikanavaisissa detektorijärjestelmissä. Sovelluskohtaisten integroitujen piirien (ASIC) lisääntyvä käyttö, jossa käytetään VLSI-tekniikoita (Very Large Scale Integration), on välttämätöntä suurienergiavälineiden tehokkaan toiminnan kannalta. Onneksi laskentanopeus ja datan tallennuskapasiteetti kasvavat tasaista vauhtia, ja kokeentekijät hyödyntävät näitä uusia mahdollisuuksia nopeasti instrumenttisuunnittelussaan.
Tätä kirjoitettaessa (2001) on lähitulevaisuudessa suunniteltu käynnistettäväksi useita gammasäteilylentoja (ks. taulukko II). Keskeinen näistä on kansainvälinen gammasäteilyastrofysiikan laboratorio INTEGRAL (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory), joka on Euroopan avaruusjärjestön (ESA) tehtävä, johon osallistuvat myös Venäjä ja NASA. INTEGRAL on tarkoitus laukaista vuonna 2002, ja se on tarkoitettu korkearesoluutioiseen spektroskopiaan (E/ΔE ∼ 500) ja kuvantamiseen (∼ 12″ FWHM) energia-alueella 15 kev – 10 MeV. INTEGRALissa on kaksi gammasäteilymittaria, SPI-spektrometri ja IBIS-kuvantamislaite, joita molempia käytetään koodatun aukon teleskooppina lähteiden tarkkaa tunnistamista varten. SPI:ssä käytetään erittäin puhtaita germaniumilmaisimia, kun taas IBIS:ssä käytetään kahta ilmaisintasoa, CdTe-elementtien etukerrosta ja CsI-pikseleistä koostuvaa toista kerrosta. Laajakaistaisen kattavuuden tarpeen vuoksi INTEGRALissa on myös kaksi koodatun aukon röntgenmonitoria (JEM-X) sekä optinen valvontakamera (OMC). INTEGRAL-instrumenttien ensisijainen tieteellinen tavoite on tehdä korkearesoluutioisia spektroskooppisia tutkimuksia säteilylähteistä spektrin ydinlinja-alueella.
Gamma-Ray Large Area Space Telescope -avaruusteleskooppi (Gamma-Ray Large Area Space Telescope, GLAST), jonka NASA aikoo laukaista avaruuteen vuonna 2005, on jatko-operaatio erittäin menestyksekkäälle CGRO:n EGRET-kokeelle. GLASTin herkkyys 20 MeV:stä 300 Gev:iin ulottuu huomattavasti EGRETin herkkyysaluetta laajemmalle, mikä tarjoaa kipeästi kaivattua kattavuutta spektrin huonosti havaitulla Gev-alueella. GLASTissa käytetään uudenaikaisempaa hiukkasseurantatekniikkaa (piiliuska-ilmaisimet) aikaisemmissa parituotantoteleskoopeissa käytettyjen kipinäkammioristikoiden sijasta. GLASTin näkökenttä on suuri (∼ 2 sr), ja sen vuoherkkyys paranee 30-kertaiseksi ja pistemäisten lähteiden paikannuskyky 10-kertaiseksi EGRETiin verrattuna. GLASTissa on myös gammapurkausmonitori.
Erityisesti gammapurkausten tutkimiseen suunniteltuja operaatioita ovat HETE-2 ja Swift. High-Energy Transient Experiment-2 (HETE-2) laukaistiin vuonna 2000, ja se aloitti toimintansa vuoden 2001 alussa. Satelliitissa on kolme tieteellistä instrumenttia: lähes suuntaamaton gammaspektrometri, laajakenttäröntgenmonitori ja pehmeän röntgensäteilyn kamerat. HETE-2:n tärkeimpänä tavoitteena on gammasäteilypurkausten nopea tunnistaminen ja tarkka paikantaminen, ja niiden koordinaatit välitetään sekunneissa maanpäällisille observatorioille syvien vastineiden etsintää varten. Äskettäin valittu Swift-lähetys (jonka on määrä käynnistyä vuonna 2003) tekee myös gammapurkausten moniaaltopituustutkimuksia BeppoSAXin ja HETE-2:n tapaan. Nimikkolintunsa tavoin Swift ”ruokailee lennossa” paikallistamalla gammapurkaukset nopeasti ∼ 1-4′ tarkkuudella ja lähettämällä koordinaatit maahan ∼ 15 sekunnin kuluessa jatkotutkimuksia varten. Swift voidaan myös nopeasti suunnata uudelleen suorittamaan havaintoja röntgen- ja ultravioletti-/optisilla teleskoopeillaan, joita käytetään jälkihehkun ominaisuuksien tutkimiseen, sijainnin määrittämiseen kaarisekunnin tarkkuudella ja etäisyyksien määrittämiseen punasiirtymispektrimittausten avulla.
HESSI (High-Energy Solar Spectroscopic Imager) on NASA:n rahoittama operaatio, jonka tarkoituksena on tutkia hiukkasten kiihtyvyyden ominaispiirteitä auringonpurkausten yhteydessä näissä energeettisissä tapahtumissa syntyvän röntgen- ja gammasäteilykeilan perusteella. HESSI, joka on tarkoitus laukaista vuonna 2001 Auringon syklin huipulla, tekee korkearesoluutioisia spektroskooppisia mittauksia ydinviivoista ja niiden taustalla olevasta bremsstrahlung-jatkumosta energia-alueella 3 kev:stä 20 MeV:iin jäähdytetyillä erittäin puhtailla germaniumilmaisimilla. HESSI tekee Fourier-muunnoskuvauksia koko Auringosta ∼ 2″-36″ resoluutiolla koko herkkyysalueella käyttämällä pyöriviä moduloivia kollimaattoreita. Koska HESSI on suojaamaton, sillä voidaan tehdä myös muita kuin aurinkohavaintoja, kuten mitata radioaktiivisen 26Al:n (1,809 MeV) ja positronien annihilaatiosta (0,511 MeV) johtuvia galaktisia diffuusiviivoja.
Planeetantutkimuksen alalla NASA:n Mars Odyssey -lentolaivue on myös suunniteltu laukaistavaksi vuonna 2001. Sen instrumenttisarjaan kuuluu gammaspektrometri ja kaksi neutronidetektoria. Niitä käytetään Marsin pinnan täydelliseen kartoittamiseen ja sen alkuainekoostumuksen määrittämiseen. Neutroni- ja gammasäteilymittausten yhdistelmää käytetään myös arvion saamiseksi Marsin lähipinnan vesipitoisuudesta.
Muut gammasäteilykokeet ja -tehtävät on määritetty erittäin tärkeiksi Gamma-Ray Astronomy Program Working Group -työryhmässä, joka on NASA:n neuvoa-antava paneeli, joka muodostuu korkea-energiayhteisön tutkijoista. He suosittelevat muun muassa kehittynyttä Compton-teleskooppia, jossa käytetään uusimpia ilmaisintekniikoita spektrin MeV-alueella sovellettavaksi.
Korkealla tapahtuva tieteellinen ilmapallolentotoiminta on jo pitkään toiminut testialustana uusille instrumenteille. Gammateleskoopit vaativat pitkiä valotusaikoja, koska lähdevirrat ovat verrattain pieniä ja instrumenttien tausta on suuri, kun taas tyypillisen ilmapallolennon kesto on valitettavasti usein melko lyhyt (korkeintaan muutama päivä). Tämän epäkohdan poistamiseksi NASA on hiljattain käynnistänyt ULDB-hankkeen (Ultra-Long Duration Balloon), jonka suunnitelluilla 100 päivän mittaisilla ilmapallolennoilla maailman ympäri pidennetään huomattavasti tieteellisten instrumenttien lentoaikaa. ULDB-ohjelma tarjoaa kipeästi kaivattuja mahdollisuuksia pidempikestoisiin ilmapallolentoihin sekä houkuttelevan ja edullisen vaihtoehdon täysimittaisille avaruuslennoille.
TeV:n gammasäteilyn ilma-Cherenkov-tutkimuksia maanpinnalla aktiivisesti tekevien yhteistyötahojen joukossa on myös useita pyrkimyksiä nykyisten laitteistojen päivittämiseksi ensisijaisesti kasvattamalla optista keräysaluetta. Ehkä kunnianhimoisimpia ovat VERITAS-yhteistyö, jossa suunnitellaan seitsemän 10 metrin teleskoopin ryhmää Yhdysvaltoihin, saksalais-ranskalais-italialainen HESS-ryhmä, jossa Namibiaan rakennetaan 4-16 12 metrin teleskooppia, saksalais-espanjalainen MAGIC-hanke, jossa teleskooppi on 17 metrin aukkoinen, ja japanilainen SuperCANGAROO-ryhmä, jossa on neljä 10 metrin teleskooppia Australiassa. Samassa yhteydessä MILAGRO-yhteistyössä rakennetaan New Mexicossa Yhdysvalloissa TeV-mittauksia varten vesi-Cherenkov-ilmaisin, jolla on laaja näkökenttä. Koska MILAGRO on katettu, valoa läpäisemätön detektori, sen lisäetuna on, että se voi olla toiminnassa 24 tuntia vuorokaudessa.