IV Przyszłe misje i perspektywy
Rozwój każdego nowego teleskopu ma za główny cel zwiększenie czułości w połączeniu z poprawioną rozdzielczością kątową i spektralną. W zakresie promieniowania gamma przekłada się to niezmiennie na lepsze wyznaczanie pozycji interakcji fotonowych i rozkładu energii w detektorze. Dokładniejsze określenie własności oddziałującego promieniowania gamma prowadzi bezpośrednio do zmniejszenia współczynnika tła, ponieważ prawdopodobieństwo pomylenia prawdziwych zdarzeń niebieskich z oddziaływaniami tła jest mniejsze. Praktycznie każdy teleskop promieniowania gamma, nad którym trwają obecnie prace, dąży do poprawy pomiarów interakcji poprzez wykorzystanie nowych technologii detektorów. Rozdzielczość przestrzenna i energetyczna w materiałach detektorów została znacznie zwiększona, na przykład dzięki zastosowaniu nowo opracowanych półprzewodnikowych detektorów paskowych i pikselowych (takich jak krzem, german i CdZnTe). Ciągłym wyzwaniem jest wyprodukowanie tak czułych urządzeń na małą skalę w wystarczająco dużych i niezawodnych ilościach, aby można je było zastosować w nowych, wielkoskalowych instrumentach, po kosztach, na które można sobie pozwolić. Inną wspólną cechą teleskopów wysokoenergetycznych jest duża liczba sygnałów danych, które muszą być przetwarzane i rejestrowane w wielokanałowych systemach detektorów. Zwiększone wykorzystanie niestandardowych układów scalonych ASIC (Application-Specific Integrated Circuit) wykorzystujących techniki Very Large Scale Integration (VLSI) jest niezbędne do efektywnego działania instrumentów wysokoenergetycznych. Na szczęście szybkość obliczeniowa i możliwości przechowywania danych rosną w stałym tempie, a eksperymentatorzy szybko wykorzystują te nowe możliwości w swoich projektach instrumentów.
W chwili pisania tego tekstu (2001), wiele misji związanych z promieniowaniem gamma jest zaplanowanych do uruchomienia w najbliższej przyszłości (patrzTabela II). Najważniejszą z nich jest International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL), misja Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) z udziałem Rosji i NASA. INTEGRAL zostanie wystrzelony w 2002 roku i będzie przeznaczony do spektroskopii o wysokiej rozdzielczości (E/ΔE ∼ 500) i obrazowania (∼ 12″ FWHM) w zakresie energii od 15 kev do 10 MeV. INTEGRAL posiada dwa instrumenty promieniowania gamma, spektrometr SPI i kamerę IBIS, oba działają jako teleskopy z kodowaną aperturą dla dokładnej identyfikacji źródeł. W SPI zastosowano detektory germanowe o wysokiej czystości, natomiast IBIS wykorzystuje dwie płaszczyzny detektorów, przednią warstwę elementów CdTe i drugą warstwę złożoną z pikseli CsI. Ze względu na potrzebę szerokopasmowego pokrycia INTEGRAL posiada również dwa monitory rentgenowskie z kodową aperturą (JEM-X) oraz optyczną kamerę monitorującą (OMC). Głównym celem naukowym instrumentów INTEGRAL jest prowadzenie wysokorozdzielczych badań spektroskopowych źródeł w obszarze linii jądrowych widma.
Kosmiczny Teleskop Gamma-Ray Large Area Space Telescope (GLAST), którego wystrzelenie przez NASA jest planowane na 2005 rok, będzie kontynuacją bardzo udanego eksperymentu CGRO EGRET. Czułość GLAST, od 20 MeV do 300 Gev, będzie znacznie wykraczać poza zakres EGRET, zapewniając bardzo potrzebne pokrycie w słabo obserwowanym obszarze Gev widma. Bardziej nowoczesna technologia śledzenia cząstek (krzemowe detektory paskowe) zostanie zastosowana w GLAST w miejsce siatek iskrowo-komorowych używanych we wcześniejszych teleskopach produkujących pary. GLAST będzie miał duże pole widzenia (∼ 2 sr) i osiągnie 30-krotną poprawę czułości strumienia oraz 10-krotną poprawę zdolności lokalizowania źródeł punktowych w porównaniu z EGRET. GLAST będzie również wyposażony w monitor wybuchów promieniowania gamma.
Misje zaprojektowane specjalnie do badań wybuchów promieniowania gamma obejmują HETE-2 i Swift. High-Energy Transient Experiment-2 (HETE-2) został wystrzelony w 2000 roku i stał się operacyjny na początku 2001 roku. Na pokładzie tego satelity znajdują się trzy instrumenty naukowe: spektrometr promieniowania gamma o bliskim kierunku, szerokopolowy monitor rentgenowski oraz zestaw kamer miękkiego promieniowania rentgenowskiego. Głównym celem misji HETE-2 jest szybka identyfikacja i dokładna lokalizacja wybuchów promieniowania gamma, których współrzędne będą przekazywane w ciągu kilku sekund do naziemnych obserwatoriów w celu poszukiwania ich głębokich odpowiedników. Niedawno wybrana misja Swift (planowany start w 2003 roku) również przeprowadzi wielopoziomowe badania wybuchów promieniowania gamma, w sposób podobny do BeppoSAX i HETE-2. Podobnie jak jego ptasi imiennik, Swift będzie „żywił się w locie”, szybko lokalizując wybuchy promieniowania gamma z dokładnością ∼ 1-4′ i przesyłając współrzędne na ziemię w ciągu ∼ 15 s w celu poszukiwania ich odpowiedników. Swift może być również szybko przekierowany w celu przeprowadzenia obserwacji za pomocą teleskopów rentgenowskich i ultrafioletowych/optycznych, które będą wykorzystywane do badania właściwości poświaty, ustalania pozycji z dokładnością do arcsekundy i określania odległości poprzez pomiary widmowe przesunięcia ku czerwieni.
High-Energy Solar Spectroscopic Imager (HESSI) jest finansowaną przez NASA misją mającą na celu zbadanie charakterystyki przyspieszania cząstek w rozbłyskach słonecznych poprzez emisję promieniowania rentgenowskiego i gamma wytwarzaną w tych energetycznych wydarzeniach. HESSI, którego wystrzelenie planowane jest na 2001 r. w szczytowym momencie cyklu słonecznego, będzie wykonywał wysokorozdzielcze pomiary spektroskopowe linii jądrowych i leżącego u ich podłoża kontinuum bremsstrahlungu w zakresie energii od 3 kev do 20 MeV za pomocą zestawu chłodzonych detektorów germanowych wysokiej czystości. HESSI będzie wykonywał obrazowanie Słońca w całości w technice transformaty Fouriera z rozdzielczością 2″-36″ w całym zakresie czułości dzięki zastosowaniu obrotowych modulowanych kolimatorów. Ponieważ HESSI jest nieekranowany, może również przeprowadzać inne obserwacje pozasłoneczne, w tym pomiary galaktycznych linii rozproszonych spowodowanych radioaktywnym 26Al (przy 1,809 MeV) i anihilacją pozytonów (przy 0,511 MeV).
W dziedzinie badań planetarnych, misja NASA Mars Odyssey ma również wystartować w 2001 roku. Wśród jej zestawu instrumentów znajdują się spektrometr promieniowania gamma i dwa detektory neutronów. Posłużą one do pełnego odwzorowania powierzchni Marsa i określenia jej składu pierwiastkowego. Pomiary neutronów i promieniowania gamma w połączeniu będą również wykorzystywane do uzyskania szacunkowej zawartości wody w marsjańskiej bliskiej powierzchni.
Inne eksperymenty i misje związane z promieniowaniem gamma zostały określone jako priorytetowe przez Gamma-Ray Astronomy Program Working Group, panel doradczy NASA składający się z naukowców z wysokoenergetycznej społeczności. Wśród ich zaleceń dla przyszłego rozwoju jest zaawansowany teleskop Comptona wykorzystujący najnowsze technologie detektorów do zastosowania w regionie MeV widma.
Wysokogórskie baloniarstwo naukowe od dawna służy jako poligon doświadczalny dla nowego oprzyrządowania. Teleskopy promieniowania gamma wymagają długich ekspozycji, ze względu na stosunkowo niski strumień źródła i wysokie tło instrumentalne, podczas gdy czas trwania typowego lotu balonem jest niestety często dość ograniczony (najwyżej kilka dni). Aby przeciwdziałać tej wadzie NASA zainicjowała niedawno projekt Ultra-Long Duration Balloon (ULDB), którego planowane 100-dniowe loty balonem dookoła świata znacznie wydłużą czas unoszenia się instrumentów naukowych. Program ULDB dostarczy bardzo potrzebnych możliwości dla lotów balonowych o dłuższym czasie trwania, jak również atrakcyjną tanią alternatywę dla pełnowymiarowych misji kosmicznych.
Wśród kolaboracji aktywnie zaangażowanych w naziemne badania Powietrza-Cherenkowa promieniowania gamma TeV, istnieje również szereg wysiłków podejmowanych w celu unowocześnienia istniejących urządzeń, głównie poprzez zwiększenie optycznej powierzchni kolektora. Być może najbardziej ambitne z nich to projekt VERITAS, w ramach którego planuje się budowę siedmiu 10-metrowych teleskopów w USA, niemiecko-francusko-włoska grupa HESS z 4 do 16 teleskopów klasy 12-m, które mają być zbudowane w Namibii, niemiecko-hiszpański projekt MAGIC z teleskopem o aperturze 17-m, oraz japoński projekt SuperCANGAROO z czterema 10-m teleskopami w Australii. W ramach powiązanego projektu MILAGRO, w Nowym Meksyku w USA budowany jest wodny detektor Czerenkowa o szerokim polu widzenia do pomiarów TeV. Ponieważ MILAGRO jest detektorem światłoszczelnym, jego dodatkową zaletą jest to, że może pracować przez 24 godziny na dobę.