IV Missões e Perspectivas Futuras
O desenvolvimento de qualquer novo telescópio tem como objectivo principal um aumento da sensibilidade, combinado com uma melhor resolução angular e espectral. No regime de raios gama isto traduz-se invariavelmente numa melhor determinação das posições de fotão-interacção e das posições de energia-deposições dentro do meio de detecção. Uma determinação mais precisa das propriedades de interação dos raios gama leva diretamente a uma taxa de fundo reduzida, uma vez que os eventos celestiais verdadeiros são menos susceptíveis de serem confundidos com as interações de fundo. Praticamente todos os telescópio de raios gama em desenvolvimento procuram melhorar estas medições de interacção, explorando novas tecnologias de detecção. A resolução espacial e energética dentro dos materiais dos detectores é muito melhorada, por exemplo, com o uso de detectores de faixas semicondutoras e de pixels recentemente desenvolvidos (como silício, germânio e CdZnTe). O desafio contínuo é fabricar estes dispositivos sensíveis de pequena escala em quantidades suficientemente grandes e fiáveis para serem incorporados em novos instrumentos de grande área, a custos que possam ser razoavelmente acessíveis. Outra característica comum dos telescópios de alta energia é o grande número de sinais de dados que devem ser processados e registrados em sistemas de detectores multicanais. Para a operação eficiente de instrumentos de alta energia, é imperativo o uso crescente de projetos de circuitos integrados específicos para aplicações (ASICs), empregando técnicas de integração em escala muito grande (VLSI). Felizmente, a velocidade computacional e as capacidades de armazenamento de dados continuam a aumentar a um ritmo constante, e os experimentalistas são rápidos a explorar essas novas capacidades em seus projetos de instrumentos.
No momento da redação (2001), uma série de missões de raios gama estão programadas para lançamento em um futuro próximo (ver Tabela II). A chave entre estas é o Laboratório Internacional de Astrofísica de Raios Gama (INTEGRAL), uma missão da Agência Espacial Europeia (ESA) com a participação da Rússia e da NASA. O INTEGRAL será lançado em 2002 e será dedicado à espectroscopia de alta resolução (E/ΔE ∼ 500) e à imagem (∼ 12″ FWHM) na faixa de energia de 15 kev a 10 MeV. O INTEGRAL transporta dois instrumentos de raios gama, o espectrómetro SPI e o gerador de imagens IBIS, ambos operados como telescópios de captação de imagem codificados para uma identificação precisa da fonte. O SPI emprega detectores de germânio de alta pureza, enquanto o IBIS utiliza dois planos de detecção, uma camada frontal de elementos CdTe e uma segunda camada composta de pixels CsI. Em reconhecimento da necessidade de cobertura de banda larga, o INTEGRAL também transporta dois monitores de raios X codificados (JEM-X), bem como uma câmera de monitoramento óptico (a OMC). O principal objetivo científico dos instrumentos INTEGRAL é realizar estudos espectroscópicos de alta resolução de fontes na região da linha nuclear do espectro.
O Telescópio Espacial de Grande Área de Raios Gama (GLAST), programado para lançamento pela NASA em 2005, será a missão de acompanhamento do altamente bem-sucedido experimento CGRO EGRET. A sensibilidade do GLAST, de 20 MeV a 300 Gev, estender-se-á muito para além do alcance do EGRET, proporcionando uma cobertura muito necessária na região do Gev mal observada do espectro. Uma tecnologia mais moderna de rastreamento de partículas (detectores de faixas de silício) será empregada no GLAST no lugar das grelhas de câmaras de ignição utilizadas em telescópios de produção de pares anteriores. O GLAST terá um grande campo de visão (∼ 2 sr) e alcançará um fator de 30 de melhoria na sensibilidade do fluxo e um fator de 10 de melhoria na capacidade de localização de ponto-fonte em relação ao EGRET. O GLAST também terá um monitor de explosão de raios gama.
Missões projetadas especificamente para estudos de explosão de raios gama incluem HETE-2 e Swift. O High-Energy Transient Experiment-2 (HETE-2) foi lançado em 2000, e tornou-se operacional no início de 2001. Este satélite transporta três instrumentos científicos: um espectrômetro de raios gama quase unidirecional, um monitor de raios X de campo amplo e um conjunto de câmeras de raios X macias. Um dos principais objectivos da missão HETE-2 é a rápida identificação e localização precisa de explosões de raios gama, cujas coordenadas serão transmitidas em segundos para observatórios terrestres para buscas profundas de contrapartidas. A recém selecionada missão Swift (cujo lançamento está previsto para 2003) também realizará estudos de rajadas de raios gama em vários comprimentos de onda, à maneira do BeppoSAX e do HETE-2. Tal como o seu nome de aviário, o Swift irá “alimentar-se da mosca” localizando rapidamente as explosões de raios gama para ∼ 1-4′ precisão, e transmitindo as coordenadas para o solo dentro de ∼ 15 s para pesquisas de contrapartidas de seguimento. O Swift também pode ser rapidamente reorientado para realizar observações com seus telescópios de raio X e ultravioleta/óptico que serão usados para estudar as propriedades de pós-brilho, fixar posições a níveis de segundos de arco e determinar distâncias através de medições espectrais de redshift.
O High-Energy Solar Spectroscopic Imager (HESSI) é uma missão financiada pela NASA para estudar as características de aceleração de partículas em erupções solares através do raio X e emissão de raios gama produzidos nestes eventos energéticos. O HESSI, previsto para lançamento em 2001 no pico do ciclo solar, realizará medições espectroscópicas de alta resolução de linhas nucleares e do contínuo bremsstrahlung subjacente na faixa de energia de 3 kev a 20 MeV com um conjunto de detectores de germânio refrigerados de alta pureza. A HESSI realizará a imagem de Fourier-transformação do Sol completo em ∼ 2″-36″ resolução em sua faixa sensível, utilizando colimadores moduladores rotativos. Como a HESSI não está protegida, também pode realizar outras observações não solares, incluindo a medição das linhas difusas galácticas devido à radiação 26Al (a 1,809 MeV) e aniquilação positrónica (a 0,511 MeV).
Na área dos estudos planetários, a missão Mars Odyssey da NASA também está programada para lançamento em 2001. Entre seu conjunto de instrumentos estão um espectrômetro de raios gama e dois detectores de nêutrons. Estes serão usados para mapear completamente a superfície marciana e determinar a sua composição elementar. As medições de neutrões e raios gama em combinação também serão usadas para obter uma estimativa do conteúdo de água da quase superfície marciana.
Outros experimentos e missões de raios gama foram identificados como de alta prioridade pelo Grupo de Trabalho do Programa de Astronomia de Raios Gama, um painel consultivo da NASA composto por cientistas da comunidade de alta energia. Entre suas recomendações para desenvolvimento futuro está um telescópio Compton avançado que emprega as mais recentes tecnologias de detecção para aplicação na região MeV do espectro.
O balão científico de alta altitude tem servido há muito tempo como um banco de ensaio para novos instrumentos. Os telescópios de raios gama requerem longas exposições, devido ao fluxo relativamente baixo da fonte e ao fundo instrumental elevado, enquanto que a duração de um típico vôo de balão, infelizmente, pode muitas vezes ser bastante limitada (alguns dias no máximo). Para contrariar este inconveniente, a NASA iniciou recentemente o projeto do Balão de Ultra-Longa Duração (ULDB), cujos vôos de balão planejados de 100 dias ao redor do mundo estenderão em muito o tempo de vôo para instrumentos científicos. O programa ULDB oferecerá oportunidades muito necessárias para voos de balão de longa duração, bem como uma alternativa atraente de baixo custo para missões espaciais em larga escala.
Entre as colaborações ativamente engajadas em estudos de raios gama TeV em terra – Cherenkov também há uma série de esforços em andamento para atualizar as instalações existentes, principalmente através de um aumento na área de coleta óptica. Talvez os mais ambiciosos sejam os da colaboração VERITAS, com um conjunto planeado de sete telescópios de 10 m nos EUA, o grupo HESS germano-franco-italiano com 4 a 16 telescópios de 12 m a serem construídos na Namíbia, o projecto MAGIC germano-espanhol com um telescópio de 17 m de abertura e o conjunto SuperCANGAROO japonês com quatro telescópios de 10 m na Austrália. Em um esforço relacionado, a colaboração MILAGRO está construindo um detector de água-Cherenkov com um amplo campo de visão no Novo México, nos EUA, para medições TeV. Como um detector à prova de luz coberto, o MILAGRO tem a vantagem adicional de poder permanecer operacional por 24 h por dia.