IV Misiones futuras y perspectivas
El desarrollo de cualquier nuevo telescopio tiene como objetivo principal un aumento de la sensibilidad, combinado con una mejor resolución angular y espectral. En el régimen de rayos gamma, esto se traduce invariablemente en una mejor determinación de las posiciones de interacción de los fotones y de los depósitos de energía dentro del medio de detección. Una determinación más precisa de las propiedades de los rayos gamma en interacción conduce directamente a una reducción de la tasa de fondo, ya que es menos probable que los verdaderos eventos celestes se confundan con las interacciones de fondo. Prácticamente todos los telescopios de rayos gamma que se están desarrollando en la actualidad tratan de mejorar estas mediciones de interacción aprovechando las nuevas tecnologías de los detectores. La resolución espacial y energética dentro de los materiales de los detectores ha mejorado mucho, por ejemplo, con el uso de detectores de tiras y píxeles semiconductores recientemente desarrollados (como el silicio, el germanio y el CdZnTe). El reto permanente es fabricar estos dispositivos sensibles a pequeña escala en cantidades suficientemente grandes y fiables como para incorporarlos a los nuevos instrumentos de gran superficie, a unos costes razonablemente asequibles. Otra característica común de los telescopios de altas energías es el gran número de señales de datos que deben ser procesadas y registradas en los sistemas de detectores multicanal. Para el funcionamiento eficaz de los instrumentos de alta energía es imprescindible el uso de diseños de circuitos integrados de aplicación específica (ASIC) que emplean técnicas de integración a muy gran escala (VLSI). Afortunadamente, la velocidad de cálculo y las capacidades de almacenamiento de datos siguen aumentando a un ritmo constante, y los experimentadores se apresuran a explotar estas nuevas capacidades en sus diseños de instrumentos.
En el momento de escribir este artículo (2001), hay varias misiones de rayos gamma programadas para su lanzamiento en un futuro próximo (véase la Tabla II). Entre ellas destaca el Laboratorio Internacional de Astrofísica de Rayos Gamma (INTEGRAL), una misión de la Agencia Espacial Europea (ESA) con participación de Rusia y la NASA. INTEGRAL se lanzará en 2002 y se dedicará a la espectroscopia de alta resolución (E/ΔE ∼ 500) y a la obtención de imágenes (∼ 12″ FWHM) en el rango de energía de 15 kev a 10 MeV. INTEGRAL lleva dos instrumentos de rayos gamma, el espectrómetro SPI y el generador de imágenes IBIS, ambos operados como telescopios de apertura codificada para la identificación precisa de las fuentes. El SPI emplea detectores de germanio de alta pureza, mientras que el IBIS utiliza dos planos detectores, una capa frontal de elementos CdTe y una segunda capa compuesta por píxeles CsI. Reconociendo la necesidad de una cobertura de banda ancha, INTEGRAL también lleva dos monitores de rayos X de apertura codificada (JEM-X), así como una cámara de vigilancia óptica (la OMC). El principal objetivo científico de los instrumentos de INTEGRAL es llevar a cabo estudios espectroscópicos de alta resolución de fuentes en la región de la línea nuclear del espectro.
El Telescopio Espacial de Gran Área de Rayos Gamma (GLAST), cuyo lanzamiento está previsto por la NASA en 2005, será la misión de seguimiento del exitoso experimento CGRO EGRET. La sensibilidad de GLAST, de 20 MeV a 300 Gev, se extenderá mucho más allá del rango de EGRET, proporcionando una cobertura muy necesaria en la región poco observada de Gev del espectro. En GLAST se empleará una tecnología más moderna de seguimiento de partículas (detectores de banda de silicio) en lugar de las rejillas de cámaras de chispas utilizadas en anteriores telescopios de producción de pares. GLAST tendrá un gran campo de visión (∼ 2 sr) y logrará un factor de 30 de mejora en la sensibilidad del flujo y un factor de 10 de mejora en la capacidad de localización de fuentes puntuales en comparación con EGRET. GLAST también llevará un monitor de estallidos de rayos gamma.
Las misiones diseñadas específicamente para el estudio de estallidos de rayos gamma son HETE-2 y Swift. El High-Energy Transient Experiment-2 (HETE-2) fue lanzado en el año 2000 y entró en funcionamiento a principios de 2001. Este satélite lleva tres instrumentos científicos: un espectrómetro de rayos gamma casi omnidireccional, un monitor de rayos X de campo amplio y un conjunto de cámaras de rayos X blandos. Uno de los principales objetivos de la misión HETE-2 es la identificación rápida y la localización precisa de los estallidos de rayos gamma, cuyas coordenadas se transmitirán en cuestión de segundos a los observatorios terrestres para realizar búsquedas profundas de homólogos. La misión Swift, recientemente seleccionada (cuyo lanzamiento está previsto para 2003), también llevará a cabo estudios en múltiples longitudes de onda de las explosiones de rayos gamma, a la manera de BeppoSAX y HETE-2. Al igual que su homónimo aviar, Swift se «alimentará sobre la marcha» localizando rápidamente los estallidos de rayos gamma con una precisión de ∼ 1-4′, y transmitiendo las coordenadas a tierra en un plazo de ∼ 15 s para realizar búsquedas de contrapartida. Swift también puede reorientarse rápidamente para llevar a cabo observaciones con sus telescopios de rayos X y ultravioleta/ópticos que se utilizarán para estudiar las propiedades del resplandor posterior, fijar las posiciones a niveles de arcosegundos y determinar las distancias mediante mediciones espectrales de corrimiento al rojo.
El High-Energy Solar Spectroscopic Imager (HESSI) es una misión financiada por la NASA para estudiar las características de la aceleración de partículas en las erupciones solares a través de la emisión de rayos X y gamma producida en estos eventos energéticos. HESSI, cuyo lanzamiento está previsto para el año 2001, en el punto álgido del ciclo solar, realizará mediciones espectroscópicas de alta resolución de las líneas nucleares y del continuo de bremsstrahlung subyacente en el rango de energía de 3 kev a 20 MeV con un conjunto de detectores de germanio de alta pureza refrigerados. HESSI llevará a cabo imágenes por transformada de Fourier de todo el Sol con una resolución de ∼ 2″-36″ en todo su rango sensible mediante el uso de colimadores modulantes giratorios. Dado que HESSI no está blindado, también puede realizar otras observaciones no solares, incluida la medición de las líneas difusas galácticas debidas al 26Al radiactivo (a 1,809 MeV) y a la aniquilación de positrones (a 0,511 MeV).
En el ámbito de los estudios planetarios, la misión Mars Odyssey de la NASA también tiene previsto su lanzamiento en 2001. Entre su conjunto de instrumentos se encuentra un espectrómetro de rayos gamma y dos detectores de neutrones. Estos instrumentos se utilizarán para elaborar un mapa completo de la superficie marciana y determinar su composición elemental. Las mediciones de neutrones y rayos gamma combinadas también se utilizarán para obtener una estimación del contenido de agua de la superficie marciana.
El Grupo de Trabajo del Programa de Astronomía de Rayos Gamma, un panel asesor de la NASA compuesto por científicos de la comunidad de alta energía, ha identificado otros experimentos y misiones de rayos gamma como de alta prioridad. Entre sus recomendaciones para el desarrollo futuro se encuentra un telescopio Compton avanzado que emplee las últimas tecnologías de detección para su aplicación en la región MeV del espectro.
Los globos científicos de gran altitud han servido durante mucho tiempo como banco de pruebas para nuevos instrumentos. Los telescopios de rayos gamma requieren largas exposiciones, debido a los flujos comparativamente bajos de las fuentes y a los altos fondos instrumentales, mientras que la duración de un vuelo típico en globo, desafortunadamente, puede ser bastante limitada (unos pocos días como máximo). Para contrarrestar este inconveniente, la NASA ha iniciado recientemente el proyecto de globos de duración ultra larga (ULDB), cuyos vuelos de 100 días alrededor del mundo ampliarán en gran medida el tiempo en el aire de los instrumentos científicos. El programa ULDB proporcionará oportunidades muy necesarias para realizar vuelos en globo de mayor exposición, así como una atractiva alternativa de bajo coste a las misiones espaciales a gran escala.
Entre las colaboraciones que participan activamente en los estudios aire-Cherenkov en tierra de los rayos gamma TeV también hay una serie de esfuerzos en marcha para mejorar las instalaciones existentes, principalmente a través de un aumento del área de recogida óptica. Quizá los más ambiciosos sean los de la colaboración VERITAS, con un conjunto previsto de siete telescopios de 10 m en Estados Unidos, el grupo germano-francés-italiano HESS, con 4 a 16 telescopios de 12 m que se construirán en Namibia, el proyecto germano-español MAGIC, con un telescopio de 17 m de apertura, y el conjunto japonés SuperCANGAROO de cuatro telescopios de 10 m en Australia. En un esfuerzo relacionado, la colaboración MILAGRO está construyendo un detector de agua-Cherenkov con un amplio campo de visión en Nuevo México en los Estados Unidos para las mediciones TeV. Al tratarse de un detector estanco a la luz cubierto, MILAGRO tiene la ventaja añadida de que puede permanecer operativo durante las 24 horas del día.