Краткая характеристика Проекта……………………………………3

Участники Проекта…………………………………………………...5

Цель Проекта………………………………………………………….7

К истории проблемы………………………………………………….7

Возможности радиотелескопа РАТАН-600
в исследовании анизотропии 3К фона……………...……………….9

Радиоисточники…………………………………………………..…12

Поляризация реликтового излучения……………………………...13

Выбор оптимальной длины волны…………………………………14

Атмосферный шум…………………………………………………..17

Диаграмма направленности РАТАН-600…………………………..20

Матричные решения……………………………………………...…25

Выбор режима наблюдений и размера исследуемой
области неба…………………………………………………………28

Подготовка отражающей поверхности радиотелескопа
к Эксперименту……………………………………………………..30

Проблема реализации флуктационной чувствительности………..33

Проблема разрешающей способности……………………………..34

Информационное обеспечение Проекта…………………………...35

Состояние Проекта на начало 2001 г………………………………37

К состоянию проблемы исследования анизотропии 3 К
излучения к 2001 г после Бумеранга и Максима …………………38

Приложение 1.Фоновые радиоисточники…………………………41

Приложение 2.Компьютерное моделирование
многочастотного обзора на радиотелескопе РАТАН-600………..51

Приложение 3.Планирование Эксперимента по поиску
"Сахаровских осцилляций" реликтового фона на
раиотелескопе РАТАН-600………………………………………..62

Приложение 4. Многоэлементная фокальная решетка в
микрополосковом исполнении (состояние дел)….…………….75
 
 

Предлагается проект нового поколения по исследованию с предельной точностью Анизотропии Реликтового Фона Вселенной с использованием крупнейшего в Мире рефлекторного радиотелескопа РОССИИ РАТАН-600 в свободной от пыли части “окна прозрачности” Галактики с высоким угловым разрешением, недоступным разрабатываемым и обсуждаемым проектам следующего века за рубежом.
 
 

Обнаружение в 1996-1997 гг. предсказанных А.Д. Сахаровым вариаций яркости неба на суб-градусных масштабах, которые несут в себе информацию о явлениях в период Большого Взрыва и непосредственно за ним, позволяет впервые в истории Естествознания поставить задачу количественного исследования причин, приведших к созданию всего наблюдаемого Мира.

Реализация проекта возможна немедленно после оснащения РАТАН-600 доступной уже сегодня приемно-измерительной аппаратурой матричного типа.

Головная Организация Проекта САО РАН- основной центр наземных исследований ближнего и дальнего Космоса, “Специальная Астрофизическая Обсерватория Российской Академии Наук”,

САО РАН, 357147 Карачаево-Черкесская Республика России, Нижний Архыз
Директор САО РАН: Член-корреспондент РАН Балега Юрий Юриевич,
Тел: (878)7846527, ФАКС: (096)9082931, Е-Mail: balega@sao.ru

К Эксперименту будут привлечены не только организации РАН, но также МОПО и МИННАУКА, включая ведущие ВУЗы страны, студенты и аспиранты, в рамках уже созданных структур, интегрирующих по указу Президента России интеллектуальный потенциал Академии наук и Высшей Школы, организации промышленности, связанные с разработкой и внедрением новых технологий в области многоэлементных фазированных антенных решеток, MMIC технологий, средств спутниковой связи, матричных систем в антенной технике, крупнейшие суперкомпьютерные центры России, разрабатывающие высокопроизводительные вычислительные технологии.

Необходимость немедленной реализации ПРОЕКТА диктуется уверенностью ведущих научных центров Мира в получении надежных результатов, наличием в России уникального для этой цели инструмента и творческого коллектива, стремительным ростом уровня помех в околоземном пространстве. Быстрая реализация ПРОЕКТА восстановит исторический приоритет России в одном из центральных направлений современного Естествознания.

Проект обсуждался на трех рабочих совещаниях в Европе, на международной конференции по Радиоастрономии в Санкт-Петербурге в 1997г., на Международной конференции КОСМИОН-97 по программе А.Д.Сахарова в Москве, Международной конференции памяти Гамова(GMIC-99) в Санкт-Петербурге, опубликован в трудах Евро-конференции по Космологии и физике элементарных частиц в 1997г, Transaction of Astronomy and Astrophysics v 19 n3-n4, p265, поддержан Советом по радиоастрономии при Президиуме РАН , Президиумом Санкт-Петербургского Отделения Российской Академии Наук, Отделением Общей Физики и Астрономии РАН , Секцией Физико-технических Наук РАН, Президентом РАН и Министерством Науки и Технологий РФ в 1998 г. и прошел экспертизу РАН в 2000г.

Реализация ПРОЕКТА осуществляется по этапам.

В настоящее время завершается финансирование ПЕРВОГО этапа (работы по оптимизации ПРОЕКТА, освоению специализированного вторичного зеркала РАТАН-600, снижение уровня рассеяния в инструменте, проведение детальных исследований и наблюдений на РАТАН-600 для уточнение роли всех видов мешающих фоновых излучений, освоение методики потоковой обработки данных, финансирование подрядных организаций по созданию действующих макетов типового ствола матричного радиометра с использованием новых технологий.)

ВТОРОЙ этап предусматривает создание 4-8 элементной матрицы нового поколения и внедрение ее в фокусе РАТАН-600, получение данных об анизотропии фоновых излучений на масштабах “Сахаровских осцилляций” с чувствительностью не хуже достигнутой в эксперименте “СОВЕ” для крупных масштабов, проведение пробных поляризационных наблюдений фоновых излучений всех видов на масштабах, предсказанных теорией.
 
 

ТРЕТИЙ этап завершает создание комплекса приемно-измерительной аппаратуры с адекватной для задачи параметрами, переход к накоплению данных и получение новых данных о физике Ранней Вселенной.
 
 
 
 

Российская Академия Наук

Объединение “САТУРН” , Украина

Изготовление матричного радиометра в волноводном исполнении.
 
 

Центр Теоретической Астрофизики (TAC), Дания

Теоретическое обоснование ПРОЕКТА, участие в обработке данных и интерпретации результатов.

Канарский Университет, Испания

Оптимизация эксперимента с целью проверки теории мелкомасштабных вариаций яркости фонового излучения Вселенной.

Эксперимент позволит:

1.Выбрать не противоречащий наблюдениям вариант физической теории, действующей в экстремальных условиях “Большого Взрыва”.

2.Выбрать вариант Космологии, адекватной данным по анизотропии 3К Реликтового фона.

3.Определить с беспрецедентной точностью (около 1%) основные параметры Вселенной и свойства невидимого “Темного Вещества”, заполняющего всю Вселенную с плотностью выше плотности обычной барионной материи.

Получение перечисленной информации из обнаруженной анизотропии 3К фона имеет фундаментальное значение для современного Естествознания, включая Астрономию, физику высоких энергий. Следует отметить и высокую гуманитарную значимость ПРОЕКТА для Цивилизации, так как впервые будут поняты причины возникновения света, вещества и всех структурных форм Вселенной, которые видит человек.

Предлагаемый эксперимент имеет прямое отношение к таким проблемам, как построение Единой Теории всех видов взаимодействий в природе (“TOE”, Theory Of Everything), к проблеме происхождения света и вещества во Вселенной, к выяснению причин , породивших галактики, звезды, цивилизации, само существование которой зависит от параметров Вселенной.

Проект, несомненно, относится к числу наиболее фундаментальных в современном Естествознании и особо престижных для отечественной Науки.
 
 

Формально, сенсацией ХХ века стало обнаружение в 1997г мелкомасштабных (доли градуса) вариаций фонового излучения Вселенной несколькими группами исследователей. Это явилось триумфом современной физической теории. Но фактически проверялась теория Расширяющейся (Фридман, 1922г) и Горячей (Гамов, 1946г) инфляционной модели (Глинер, Киржниц, Старобинский, Линде 1978) Вселенной.

Рис.2 Избыточный шум на масштабах "Сахаровских Осцилляций" обнаруженный на РАТАН-600 в экспериментах 1980г. Показано отношение сигнал/шум нормированное на шум квадруполя.

Необходимость существования затравочных флуктуаций состояния Вселенной для формирования всех видимых ее структур следовало еще из работ Лифшица, Халатникова, 1946г., которые показали несостоятельность точки зрения Ньютона (естественное гравитационное скучивание первично однородной среды). Первые варианты квантовой природы их высказаны Чибисовым, а все основные идеи развития их формировались тремя Российскими группами (Зельдович, Новиков, Дорошкевич, Шандарин и др; Гуревич, Чернин, Озерной и др). Первые реальные вычисления сделаны Сюняевым. Поляризационные эффекты впервые вычислены Полнаревым, Баско, затем Новиковым и Насельским. А.Д.Сахаров предсказал наличие акустических осцилляций фотон-барионной плазмы перед ее рекомбинацией и причины барионной асимметрии Мира. Гравитационный Шум и его влияние на фоновое излучение впервые также исследовалось в России (Герценштейн, Дубрович, Новиков, Грищук)

Идеи, разработанные этими группами, остаются основными в этой области – роль нового поколения за рубежом связана, прежде всего, с проведением цифрового моделирования на современных компьютерах, точных цифровых расчетов, что позволило более экономно планировать эксперименты.

Отметим приоритет России в области эксперимента. Уже стали признавать, что первая попытка использовать радиоволны для исследования окружающего мира была сделана (и запатентована) А.С.Поповым, первое указание на существование изотропного избыточного радио фона неба сделано почти за 10 лет до официального открытия 3К фона (Пензиас и Вильсон, 1965) в Пулковской Обсерватории (Т.Шмаонов, 1956). Первое глубокое исследование анизотропии реликтового фона проведено там же, в 1968г, а позднее проведена серия таких экспериментов, которые удалось подтвердить за рубежом только через 5 лет. Впервые в России удалось доказать, что 3К фон действительно является космологическим – он формируется, по крайней мере, за далекими скоплениями галактик и в то же время не связан с очень далекими дискретными объектами с чернотельными спектрами. Первый космический эксперимент по анизотропии 3К фона (РЕЛИКТ, Кардашев, Струков и др.) проведен почти на 10 лет раньше эксперимента СОВЕ в США. Вклад РАТАН-600 в поиск избыточного шума неба на масштабах, соответствующих "Сахаровским Осцилляциям" показан на рис2.

В 1997г по сопоставлению с зарубежными данными была доказана "чернотельность" этого избыточного шума (рис 3) .

Рис.3. Первое уверенное подтверждение "чернотельности" спектра "Сахаровских Осцилляций". Новые данные США в ММ диапазоне имеют ту же амплитуду шума как и данные 1980г РАТАН-600 на волне 7.6см, что говорит и том, что этот шум на субградусных масштабах имеет абсолютно черного тела (Планковский спектр) и совершенно не согласуется со спектром синхротронного, теплового излучения или излучения пыли в Галактики.

РАТАН-600 – единственный крупный инструмент начала 70-х годов, при проектировании которого учитывалась специфика исследований анизотропии 3К фона. Анализ текущих проектов показывает, что ни один наземный или космический вариант решения проблемы глубокого исследования мелкомасштабной анизотропии и ее поляризационных характеристик не в состоянии достичь такой же полноты, как РАТАН-600, при той же чувствительности приемной аппаратуры. Стоимость проекта составляет около 1% от стоимости лучших зарубежных вариантов.

Практически все ведущие теоретические и экспериментальные центры Мира включились сегодня в решение проблем, связанных с расшифровкой информации, закодированной в фоновом радиоизлучении, оставшемся после эпохи “Большого Взрыва”, и аналогия с биологическим генетическим кодом оказывается почти буквальной.
 
 

РАТАН-600 - единственный в Мире наземный рефлекторный радиотелескоп, позволяющий исключить влияние вариаций собственного излучения атмосферы Земли на точность измерений при исследовании вариаций яркости реликтового фона на всех угловых масштабах, участвующих в формировании “Генетического фона” Вселенной. Точность оказывается ограниченной только чувствительностью радиометрического комплекса. Внедрение новой технологии сверхмалошумящих матричных радиометров на основе InP HEMT технологии решает эту проблему. Большое свободное от аберраций поле зрения РАТАН-600 позволяет установить в фокальной плоскости 300-1800 радиометров, что на 2-3 порядка больше, чем в обычных параболических зеркалах, которые планируются использовать в начале следующего века для исследования анизотропии 3К фона. Это резко упрощает и удешевляет задачу реализации предельной чувствительности, необходимой в этом эксперименте и сокращает время накопления сигнала до разумных значений (1-3 года).

В таблице 1 даны технические возможности РАТАН-600 по сравнению с возможностями

самых престижных проектов следующего века (включая самый крупный проект Европейского Космического Агенства, “PLANCK SURVEYER Mission”, стоимость около 500 млн долларов, запуск в 2006г, поисковый проект “МАР” США , запуск в 2001г).

В таблице 2 мы даем сравнение погрешностей определения фундаментальных параметров Вселенной, в которой мы живем.

Все параметры рассчитаны по стандартной методике, используемой группой "ПЛАНК " (см "RED BOOK" и ссылки там) считая, что методика измерений устраняет все виды помех кроме белого шума радиометров.

Следуя предложению группы ПЛАНК, мы сравнили потенциал РАТАН-600 в исследовании “Сахаровских осцилляции” с другими проектами по параметру W *l²(рис.4).

Рис.4. Сравнение проекта ГКВ с другими CMBA проектами по основному параметру (s -pixel* lmax)². При чувствительности матрицы радиометров близкой к планируемой в эксперименте ПЛАНК проект ГЕН имеет близкую к ПЛАНКу результативность, при чувствительности каждого радиометра матрицы сравнимой с радиометрами ПЛАНКа результативность будет еще выше.

Невысокая стоимость настоящего ПРОЕКТА связана с тем, что он выполняется на уже построенном радиотелескопе, не требуется 130 млн. долл. на вывод в Космос, не требуется обеспечивать космический мониторинг проекта, существующей инфраструктуры САО РАН достаточно. Первый результативный этап исследования СМВА, описанный в ПРОЕКТЕ, предусматривает использование коммерчески- доступного оборудования, используемого в телекоммуникациях.
 
 

Внедрение новой технологии матричных радиометров резко повысит потенциал РАТАН-600 во многих областях наблюдательной радиоастрономии. Так, возникает новая возможность исследования дискретных образований в Ранней Вселенной на суб-миллиянском уровне в самом коротковолновом диапазоне окна прозрачности атмосферы.

Анализ возможностей РАТАН-600 в режиме использования современных радиометров типа планируемых за рубежом, дает, с полным использованием его возможностей, следующее:

1. Все классические радиогалактики типа Лебедь-А (FRII RG) оказываются доступными наблюдениям на любых красных смещениях вплоть до эпохи рекомбинации водорода во Вселенной, красное смещение 1000 (рис. 4).

2. Все объекты современных каталогов всего радио неба типа GB, PMN, включающие 100000 объектов, будут регистрироваться в этом эксперименте.

3.Все предельно объекты с плоскими спектрами из составляющихся сейчас предельно глубоких обзоров всего неба будут также уверенно регистрироваться (не менее 100000).

4.Все богатые скопления галактик с горячим газом могут быть исследованы по эффекту Сюняева- Зельдовича на любых (вплоть до эпохи рекомбинации водорода) расстояниях во Вселенной (не менее 10 000)

5.Все далекие объекты инфракрасного и субмиллиметрового неба с классическими инверсионными спектрами, которые планируется исследовать в космических экспериментах следующего поколения, будут более уверенно регистрироваться в этом эксперименте благодаря положительной К-поправке, в 1000 раз большей площади приема, и на несколько порядков меньшим шумом 3К фона и неразрешенных ИК объектов.(не менее 1000000, см. пробный эксперимент SCUBA).

6. Используя хорошо разработанную методику радио селекции ранних звездных систем и оценки их красных смещений, можно поставить задачу восстановления крупномасштабной структуры Вселенной на красных смещениях 2-4, что пока невозможно другими методами. Эти оценки могут быть определяющими при выборе реальной модели формирования структуры Вселенной.
 
 

Поляризационные свойства Реликтового фона являются его фундаментальной характеристикой. На масштабах более горизонта на момент рекомбинации поляризация помогает восстановить форму потенциала скалярного поля в первичной вакуумной фазе Вселенной. На малых масштабах она очень чувствительна к физике эпохи рекомбинации (z=1000) и к физике еще более ранней фазы возникновения "Сахаровских осцилляций" (100000<Z<1000). Разные модели Мира дают различную структуру всех параметров Стокса и это предлагается использовать для сравнения теории с наблюдениями. Для регистрации поляризации требуется более высокая чувствительность, однако, для наземных экспериментов имеются и свои преимущества:

Рис. 5a. Ожидаемая поляризация 3К фона. Максимальная чувствительность достигается на масштабах 6 угл. минут (l=1000), с амплитудой 7.5 m K. Этот масштаб близок к диаграмме одного элемента РАТАН-600 и поэтому регистрируемая антенная температура близка к яркостной. Разрешение РАТАН-600 много выше 6’, что используется для фильтрации многих видов мешающих шумов.

Сопоставление возможностей ПРОЕКТА со всеми проведенными ранее и планируемыми экспериментами, показывает полную конкурентоспособность РАТАН-600. Как показано в последние годы, данные по поляризации позволяют резко повысить точность определения ряда космологических параметров и снять неоднозначность в оценке некоторых(см Рис5b)

Рис.5b. По оси абсцисс отложен выигрыш в точности определения заданного космологического параметра при использовании данных как по интенсивности, так и по поляризации по сравнению точностью, реализуемой при использовании только интенсивности.

В соответствии с вычислениями группы “ПЛАНК”, точность определения 10 параметров может быть повышена в10 раз при использовании поляризационных данных совместно с данными по интенсивности.
 
 

]Проблема выбора волны является одной из основных. Приходится учитывать частотную зависимость не только многочисленных мешающих фоновых излучений, но и изменение их относительной роли в зависимости от исследуемого углового масштаба (т.е. от поведения пространственного спектра флуктуаций фоновых излучений). В последние годы создалось достаточно обоснованное мнение, что шумы неба минимальны на масштабах "Сахаровских Осцилляций" в диапазоне волн 30-300 ГГц (10-1 мм). Это "Галактическое Окно Прозрачности" является основным во всех текущих и планируемых экспериментах. Коротковолновый диапазон особо привлекателен, в связи с появлением болометров, которые на порядок чувствительнее СВЧ радиометров, но в то же время этим болометрам недоступны поляризационные исследования, и появилась новая опасность со стороны обнаруженной в 1997г популяции субмиллиметровых объектов неба. Длинноволновая граница определяется ролью фонового излучения ионизированного газа в Галактике и в меньшей степени- синхротронным излучением Галактики.

В последние годы возникли опасения, что имеется еще один мощный мешающий источник шума Галактики в см. диапазоне- макромолекулы, ионизация которых фотонами или космическими лучами приводит их при их вращении к дипольному излучению.

Проведенные на РАТАН-600 исследования структуры и мощности этих компонент со значительно большим, чем ранее разрешением, показали, что с учетом всех новых данных волна 1см близка к оптимальной. Это открывает новые возможности использования наземных средств исследования. В настоящем проекте волна 1см выбрана в качестве центральной. Для предельно глубоких исследований может понадобиться некоторая фильтрация мешающих шумов неба – это легко делается кросс- корреляционной обработкой многочастотных массивов данных, учитывающей отличие частотного спектра этих шумов от спектра искомого чернотельного излучения Вселенной. В 80-х годах мы продемонстрировали это в эксперименте ХОЛОД, теперь эта методика является стандартной для всех планируемых экспериментов. Важно, что все мешающие фоны имеют различное число свободных параметров – 5 и более для пылевой компоненты, 3 для синхротронной компоненты и только 1 для свободно- свободных переходов оптически тонкого газа в Галактике. На волне 1 см из всех фонов доминирует именно этот фон. Пример влияния различных фонов по новым данным показан на Рис 6, 7.

Атмосфера достаточно прозрачна на волне 1см, однако, вариации яркости атмосферы могут на много (в десятки и сотни раз) ухудшать чувствительность радиометров. Классические методы борьбы с атмосферным шумом достаточно известны начиная с 50-60 годов. Наиболее полно проблема обсуждалась в России и даны ясные рекомендации. Здесь отметим, что основными являются метод диаграммной модуляции и метод двухчастотного анализа данных. (Есепкина, Корольков, Парийский "Радиотескопы и радиометры"). Эти методы имеют свои ограничения, их эффективность зависит от размера радиотелескопа (апертурное осреднение и эффект ближней зоны) и от углового размера исследуемого объекта. Основой двухчастотной фильтрации является корреляция мешающего щума на различных волнах со спектром, отличным от спектра исследуемого излучения . Эта корреляция выше для зеркал большого размера (рис 9 и рис 10).

Рис. 9 Атмосфера: корреляция шума на различных волнах для РАТАН-600. Высокая корреляция шума атмосферы на различных частотах при совершенно отличном от “черного тела” спектре значительно снизить влияние атмосферы.Высокая корреляция связана с тем, что для больших рефлекторов вся атмосфера находится в ближней зоне радиотелескопа. Остаточный шум после чистки близок к шуму радиометра.

Для оценки эффективности метода диаграммной модуляции (двухлучевого сканирования) необходимо знать структурную функцию атмосферного шума. Для планируемого эксперимента мы провели специальные более глубокие исследования на РАТАН-600 с использованием радиометров, на порядок более чувствительных, чем это делалось ранее. Эти исследования дали возможность определить область пространственных частот (или угловых масштабов на небе), выше которой РАТАН-600 свободен от шумов Земли, т.е. эквивалентен выносу его за пределы Земной атмосферы. Эта граница показана на рис 12.

Рис. 10 Корреляция шума на различных волнах для Южного полюса. Видно, что при наблюдениях на малых телескопах на различных волнах шум атмосферы также коррелирован, но эффективность фильтрации шумов атмосферы много ниже- на разных волнах излучают существенно различные области атмосферы.

Рис 12. Область угловых масштабов на небе, где РАТАН-600 свободен от шумов.Земли. Данные нормированы на эксперимент 1999г на РАТАН-600 на волне 1.38см. Чем больше размер рефлектора, тем эффективнее все виды борьбы с ее шумом. Размер РАТАН-600 позволяет реализовать чувствительность радиометров на всех масштабах менее 1-0.5 град.

Рис.13 Поиск шума 1/f при поляризационных исследованиях. Длительные наблюдения на РАТАН-600 показали. что аномальный н.ч. шум РАТАН-600 при исследовании поляризации меньше белых шумов радиометра на всех масштабах менее 10мин. дуги, что достаточно для поиска предсказанной теорией поляризации

Из рис.13 видно, что даже без всяких чисток все детали 3К фона с масштабами "Сахаровских Осциляций", менее 0.5 град, могут исследоваться с полной реализацией флуктуационной чувствительности современных радиометров. Этот рисунок показывает также, что специальных мер по фильтрации "Поляризационного шума" Галактики, яркость которого пропорциональна кубу частоты, применять нет необходимости.

Одним из достоинств конструкции РАТАН-600 является малоаберрационная фокальная зона, что до сих пор использовалось главным образом для установки приемников различных диапазонов волн и получения моментальных спектров космических источников, а также в режиме слежения источника с помощью подвижной каретки облучателя. В настоящее время на РАТАН-600 ведутся работы по созданию высокоэффективных широкодиапазонных совмещенных облучателей, что наряду с другими достоинствами (единый фазовый центр) высвободит значительную часть фокальной зоны для матричных приемных систем нового поколения. На рис. 14 показана фокальная зона облучателя тип 1 с многочастотным приемным комплексом.

Диапазон углов наблюдений 90-88 градусов можно считать оптимальным для выполнения многолучевого обзора и даже на более низких углах размеры низкоаберрационной зоны остаются значительными. На рис.15 а,б приведены двумерные диаграммы направленности(ДН) в основной и паразитной линейной поляризации (элементы матрицы Мюллера M11 и М32 соответственно) на оси и в 1 м от оси для высот 90 град. и 85 град., где аберрации уже существенны, но их масштаб не выходит за пределы всех пиков Сахоровских осцилляций.

Рис.15а. Двумерные диаграммы направленности РАТАН-600 на волне 1см, высота H=90^о основная(вверху) и паразитная линейная (внизу) поляризации при выносах первичного облучателя из фокуса х=0 (слева) и х=1000 мм (справа).

Рис.15б. Двумерные диаграммы направленности РАТАН-600 на волне 1 см, высота H=85 град основная (вверху) и паразитная линейная (внизу) поляризации при выносах первичного облучателя из фокуса х=0 (а) и х=1000 мм (б). Серый цвет на рисунке соответствует уровню менее 5% от максимального значения на оси ДН. В нижей части рисунка белый и черный цвета соответствуют разным знакам, что существенно уменьшает интегральный эффект при исследовании всех масштабов анизотропии 3Кфона в параметрах I,U,Q

Рис. 17a. Аберрационные кривые в фокальной области радиотелескопа. C- высота источника 90 град , B-высота источника 89 град., Е- высота источника 45 град в режиме РАДИОШМИДТ телескоп. Рис. 17б. Мощностные вертикальные диаграммы направленности для антенной системы "Юг+Плоский" РАТАН-600 при максимально плотной и оптимальной упаковке приемных элементов на волне 1 см.  

Как показано ранее, особенность РАТАН-600- малые аберрации в некоторых режимах работы. Для реализации этого преимущества целесообразно использовать антенные решетки в фокальной плоскости РАТАН-600 с максимально возможным числом элементов. Практические шаги в поиске оптимального решения в этом направлении описываются ниже.

Многоэлементная приемная решетка разрабатывается в настоящее время в двух вариантах:

Опытный экземпляр одного радиометрического ствола “МАРС” в 2001г был установлен в фокусе РАТАН-600, и были проведены первые пробные наблюдения. Чувствительность канала была близка к ожидаемой, но обнаружены резервы для ее повышения. На рис.20 продемонстрирована высокая степень корреляции атмосферных шумов на центральной волне эксперимента, 1 см, с шумами атмосферы на волне близкой к атмосферной линии водяного пара, 1.35 см. Высокий коэффициент корреляции (0.999) позволяет надеяться на возможность глубокой чистки шумов атмосферы даже в плохую погоду.

Рис.21. Прототипы 8(слева) и 3x8(справа) элементных приемных решеток диапазона 26-30 ГГц.

Около 82% неба доступно исследованиям с помощью РАТАН-600. Чем больше область обзора, тем менее влияние на точность измерений конечности числа независимых элементов разрешения (проблема "Cosmic Variance"). Однако, при фиксированном общем времени накопления сигнала уменьшается точность определения яркости каждого элемента разрешения. Для каждого доплеровского пика можно найти оптимальный размер области неба. Чем выше чувствительность радиометра, тем большую область неба удается исследовать. Оптимум достигается при условии, когда отношение СИГНАЛ/ШУМ=1 на каждом пикселе. При этом относительная ошибка в определении главного параметра, Cl, амплитуд пространственного спектра мощности реликтового фона, оказывается минимальной. Ясно, что при идеальном приемнике все определяется только COSMIC VARIANCE, и можно исследовать все небо с точностью, определяемой только числом элементов, если пиксельная чувствительность близка к Cl. Для вариаций реликтового фона очень большего масштаба (например, для квадруполя) даже с идеальным радиометром нельзя получить точность, выше 40% для проверки гипотез нужно заставить Вселенную "рождаться" много раз! Для больших значений l ситуация резко упрощается. Более того, можно изменить постановку задачи и ограничить точность измерения космологических параметров разумной величиной, скажем, 1%-3%. Считается, что теория пока не готова к более точным проверкам. Тогда можно найти для заданной чувствительности радиометра минимальный размер исследуемой области, где достигается эта точность за выделенный для эксперимента интервал времени. В этом случае, если fsky- доля неба, исследованного c пиксельной чувствительностью близкой к Cl, имеем:

Ясно, что единого для всех l решения нет, и разные группы решают проблему по разному. Для всех космических проектов, как правило, оптимизируется скорость сканирования диаграммы по небу. Для РАТАН-600 наиболее простой режим - режим неподвижного относительно Земли инструмента. Скорость перемещения диаграммы по небу определяется вращением Земли и время накопления сигнала от каждого пиксела размером 100/l градусов за 1 день наблюдений составляет (100/l) * 4' sec (d) .

При (Cl*l*(l+1)/2pi)^0.5=70 микроК отношение СИГНАЛ/ШУМ=1 за сутки достигается при флуктуационной чувствительности радиометра или матрицы около 1мК/ сек^0.5 для всех прошедших через диаграмму радиотелескопа пикселов при cos(d)=1 и при соответственно меньшей чувствительности при исследовании областей неба с большим склонением. Число суточных пикселей составляет:

Таким образом, за одни сутки на одном экваториальном сечении при любой чувствительности радиометра нельзя получить точность определения спектра мощности реликтового фона Вселенной выше:

Ограничив себя разумными пределами по точности определения пространственного спектра мощности 3К фона, 1-3%, можно найти размеры минимальной области неба, необходимой для достижения требуемой точности эксперимента. При работе с радиометрами высокой чувствительности эта область может быть значительно меньше, чем при стандартной оптимизации на минимум значения dCl/Cl. Так как каждая компонента спектра независима, то можнео повысить чувствительность осредняя данные по интервалу dl=lmax-lmin. C другой стороны, наличие систематических эффектов включая абсолютную калибровку данных практически ограничивает точность измерений цифрой 3-5% независимо от времени накопления сигнала. Поэтому, поиск компрмисса по области неба оказывается зависимым от многих плохо формализуемых факторов.

 Рис. 23. Все параметры как функция 1/w= (s_pixelQ_fwhm/T0)²

Пример формального решения по выбору оптимальной области неба, рассчитанного для проектируемого матричного радиометра с чувствительностью 0.5мК/сек и для значений l=1000, наиболее интересных при исследовании поляризационной структуры 3К фона, приведен на рис.22.

Зависимость точности определения некоторых основных параметров Космологии от числа и качества радиометров в фокальной плоскости приведена на Рис 23, 24
 
 

К настоящему времени выполнены все геодезические работы по формированию высокоточной отражающей поверхности нового облучателя тип 5 (рис.25), на который ляжет основная нагрузка в Эксперименте. Среднеквадратичная точность привязки панелей поверхности облучателя тип 5 была доведена до 0.2 мм, что обеспечит минимальный вклад рассеянного фона вторичного зеркала в Эксперименте.

Точность отражающей поверхности 3- секторов РАТАН-600(Северного, Западного и Южного) в три последних года была существенно улучшена c помощью "переобшивки" поверхности щитов с учетом рабочей волны Эксперимента -10 мм. К настоящему времени завершена "переобшивка" и Плоского отражателя. Среднеквадратичная ошибка поверхности снизилась в результате в 5-8 раз (рис. 24), что значительно уменьшило вклад широкого поля рассеяния отражающей поверхности Главного зеркала на волне 10 мм.

В табл.5 приведены оценки рассеянной мощности на волне 10 мм для основных угловых маштабов на небе, соответствующих характерным(выделенным) масштабам поверхности щита до и после "переобшивки" Северного сектора РАТАН-600 по результатам геодезических измерений и наблюдениям Солнца на волне 3.2 мм .

Существенное уменьшение рассеянного фона Главного и Вторичного зеркал РАТАН-600 является важным фактором снижения вклада наземных фоновых эффектов на пути подготовки к Эксперименту по исследованию 3К фона.

(a)                                                   (b)

РАТАН-600 подготовлен для использования радиометров предельной чувствительности и после установки специальных экранов площадью около 8000 кв.м. вклад излучения Земли в температуру системы уменьшен до значений менее температуры неба на центральной волне эксперимента 1см.

Число радиометров, которые можно установить в фокальной плоскости РАТАН-600, зависит от высоты исследуемой области над горизонтом. Предельные значения достигаются на высоких углах и составляют более 500 при использовании одномерных матричных радиометров и в несколько раз более в случае двумерных (многорядных) матриц. Расширение безаберрационного поля РАТАН-600 до предельных значений по всему небу возможно в режиме РАДИОШМИДТ телескоп при использовании фазированных решеток в фокальной плоскости, что было опробовано на РАТАН-600 ранее. Даже простые варианты одномерных фазированных решеток позволят реализовать и второй важный параметр эксперимента- иметь предельно большое число элементов разрешения на небе за то же общее время проведения эксперимента. Возможность установки столь большого числа радиометров резко отличает РАТАН-600 от всех других рефлекторных антенн и позволяет в принципе реализовать и чувствительность (и число одновременно исследуемых элементов разрешения) в десятки раз более высокую, чем планируется в самых крупных экспериментах (ПЛАНК, 2006г, около 500 млн. долл. США). Реализация этих предельных возможностей РАТАН-600 возможна при стоимости настоящего проекта около 15% от стоимости проекта ПЛАНК. Как показано в проекте ПЛАНК, значительную часть проблем Космологии и Физики высоких энергий можно решить с чувствительностью, близкой к 0.3 мК/сек., а учитывая практически неограниченное разрешение РАТАН-600, в ПРОЕКТЕ предусматривается выделение крупного этапа исследований интенсивности и поляризации 3К фона с чувствительностью, рекомендованной проектами типа MAP и ПЛАНК.

Реализацию предельных возможностей РАТАН-600 возможна уже в текущем десятилетии.

Требуемая чувствительность (0.3мК/сек) может быть достигнута на радиотелескопе РАТАН-600 либо установкой нескольких достаточно дорогих криорадиометров предельной чувствительности (стандартный вариант для проектов типа ПЛАНК) либо, используя особые, не имеющие аналогов, геометрические и электродинамические свойства РАТАН-600, реализовать ту же чувствительность установкой в его фокусе многоэлементного матричного радиометра с использованием серийно выпускаемых относительно дешевых малошумящих микрочипов-усилителей, разработанных для систем наземно-космической связи, работающих при комнатной температуре. Стоимость вложений ведущих западных фирм в разработку и создание монолитных интегральных (MMIC) технологий, широко используемых при производстве чипов, и уменьшение шумов MMIC усилителей составляет несколько миллиардов долларов США, что существенно снижает требуемые расходы на реализацию проекта.

Анализ показывает, что этот путь пока значительно дешевле (и проще в эксплуатации). Пробные партии таких малошумящих MMIC усилителей используются для построения матричных приемных систем в России (НПО "Светлана") и Украине (НПО "Сатурн"). Проведенные испытания 8-ми элементной решетки в микрополосковом исполнении с MMIC МШУ ("Светлана") подтверждают перспективность их использования в многоэлементных приемных системах. Никаких принципиальных проблем на пути реализации этого варианта нет, его стоимость будет составлять менее одного процента от стоимости приемных систем в космическом исполнении, создаваемых для проекта ПЛАНК. В настоящее время имеется договоренность с западными фирмами – производителями MMIC МШУ на поставку необходимых комплектующих на весь проект немедленно.

Итак, проблема реализации необходимой в Эксперименте радиометрической чувствительности достаточно просто решается при получении средств на оплату комплектующих и трудозатрат в организациях- исполнителях. Важно, что при решении задачи построения приемных устройств для целей Проекта существенно повышается технологический уровень организаций-исполнителей, осваивающих новейшие технологии, применимые в области создания современных приемных средств для наземнo-космических телекоммуникаций.
 
 

Проблема разрешающей способности является одной из самых трудных в космических экспериментах. Чем выше разрешение, тем точнее определяются значения Cl, а, следовательно, и все космологические параметры. Более того, поляризационные свойства реликтового фона можно исследовать только с высоким разрешением. РАТАН-600 снимает эту проблему полностью- разрешающая способность его на центральной волне эксперимента по уровню половинной мощности составляет 0.07' x 0.8' со слабым рассеянным фоном в телесном угле 0.07' х 3.5'. Поэтому, для всех масштабов более 3.5' устанавливается термодинамическое равновесие между небом и нагрузочным сопротивлением- антенная температура оказывается близка к яркостной температуре.

Более того, даже одномерное высокое (рис. 25) разрешение позволит значительно полнее, чем в экспериментах следующего поколения типа "ПЛАНК", исследовать дискретные образования в ранней Вселенной и определять с секундной точностью их координаты.

Наземные методы апертурного синтеза решают проблему разрешения, однако, связь между антенной и яркостной температурой ухудшается пропорционально отношению физической площади к синтезируемой, S_физ / D². Компенсировать эти потери можно только увеличением времени экспозиции сигнала, которое увеличивается пропорционально уже квадрату потерям в сигнале. Наконец, новые крупные параболические наземные зеркала имеют достаточное разрешения для выделения мелкомасштабной анизотропии, однако, менее чем РАТАН-600 защищены от атмосферного шума и не могут быть использованы в течении нескольких лет только для исследования анизотропии 3К фона.

Рис. 25 Преимущество РАТАН-600 в исследовании мелкомасштабных флуктуаций в сравнении с проектами PLANCK и COBE. Использование даже одного из 4х секторов для реализации проекта ГЕН дает разрешение много выше чем на высоких частотах в проекте ПЛАНК сохраняя при этом существенно меньшие потери чем в системах апертурного синтеза по поверхностной яркости . Показан и предельный вариант использования всей кольцевой апертуры с геометрической площадью 10 000 кв.м.

Информационное обеспечение Проекта включает сбор данных, первичную обработку данных, хранение исходных массивов, передачу данных для глубокой обработки и длительного хранения по скоростным информационным сетям, глубокую обработку данных, организацию универсальной базы данных эксперимента, скоростной доступ к ней заинтересованных пользователей.

Уникальная информация о реликтовом фоне Вселенной, получаемая в процессе эксперимента , не будет в обозримое время иметь аналогов и составит основу для многих исследований- это по существу “ГЕНОФОНД” Вселенной.

Первичное формирование “ГЕНОФОНДА” осуществляется на РАТАН-600, где исходные данные после предварительной обработки поступают в локальную Базу данных САО РАН , образуя локальный Архив исходных данных. Глубокая многомерная обработка массивов данных производится в Санкт – Петербурге (ИВВиБД) и в Ростове на Дону (Ростовский Государственный Университет). C этой целью используются пакеты программ, разработанные в зарубежных центрах обработки данных по анизотропии 3 К фона и отечественные высокопроизводительные вычислительные технологии. Реализациюя скоростного (128-256 кбит/сек) доступа РАТАН-600 к сети Интернет позволит оперативно сбрасывать накопленные данные в универсальную базу данных ИВВиБД для глубокой обработки и скоростного доступа к ней основных участников проекта: РГУ, МГУ, СПбГУ, АКЦ ФИАН и др.

Разработка систем сбора и первичной обработки данных а также локальной базы данных производится силами САО РАН .

Первичные потоки данных будут поступать круглосуточно из системы сбора на базе сигнальных процессоров в течении 3 лет со скоростью 10Гц. При наличии 256-1800 приемных каналов (12 разрядов) скорость поступления исходных данных будет поддерживаться на уровне 1- 3 Гбайт/сутки. Первичная редукция данных уменьшает их объем в 1-10 раз в зависимости от характера производимой обработки данных. Суточный поток данных после их первичной редукции составит 0.3-3 Гбайта. Необходимая скорость устойчивой транспортировки данных для последующей глубокой обработки и хранения составит до 10-50 кбит/сек.

Кросс- корреляционная обработка каналов матричного радиометра на основной волне наблюдений позволяет отфильтровать атмосферный и низкочастотный инструментальный шум (первичная редукция). Дальнейшая обработка данных производится робастными алгоритмами и суммированием многодневных данных по одному и тому же сечению неба. Фильтрация шумов Галактики и Метагалактики (дискретных радиоисточников) производится с помощью кросс- корреляционного и Гаусс- анализов осредненных массивов, полученных на различных волнах и с использованием международных каталогов. Все перечисленные процедуры освоены на малых объемах данных в САО РАН. Весь эксперимент прошел этап компьютерного моделирования.

Мы видим, что предельно глубокая программа исследований анизотропии 3К фона с применением новых технологий позволяет значительно продвинуть многие проблемы внегалактической астрономии, резко поднять потенциал основного наблюдательного центра России в коротковолновом диапазоне волн, начать исследования по программам следующего поколения в области предельно далекого Космоса (поляризационные и спектральные наблюдения на суб-микроК уровне, новые комплексные исследования совместно с 6м телескопом САО в Радио и ИК областях и т.п.).
 
 

1. Установлены специальные охлаждающие радиотелескоп экраны площадью около 8000 кв.м. для защиты входных СВЧ трактов от излучения Земли и горячей атмосферы.

2. Значительно (до 0.2 мм ср.кв) повышена точность панелей основной поверхности 3-х секторов РАТАН-600 (7.4м х 450м каждый) и Плоского отражателя , теперь они могут быть использованы вплоть до 30 ГГц без ощутимых потерь. Существенно (в 7-8 раз) снижено широкое поле рассеяния отражающей поверхности радиотелескопа на волне 10 мм, что особенно важно для решения фоновых задач.

3. Сооружено новое большое вторичное зеркало с фокальной линией длиной 4.8м, что допускает использование крупных матричных радиометров нового поколения. Поверхность зеркала сформирована с точностью 0.2 мм ср.кв.

4. Сооружены новые высокоточные (0.3мм) рельсовые пути на Южном и Северном секторе РАТАН-600. Это позволяет использовать их для позиционирования нового тяжелого вторичного зеркала при наблюдениях на самой высокой частоте ПРОЕКТА, 30ГГц.

5. Начата пробная эксплуатация в режиме наблюдений систем автоматического позиционирования и горизонтирования облучателя тип 1 с лазерной рулеткой и лазерным уровнем горизонта, что повышает точность Эксперимента и уменьшает переменную составляющую вклада паразитных фоновых эффектов в процессе длительного Эксперимента.

6. Завершено создание многочастотной фокальной решетки нового поколения с 5 радиометрами с чувствительностью несколько мК/сек. Эта решетка готова для проведения сопутствующих многочастотных исследований с целью фильтрации всех видов мешающего излучения.

7. Проведены значительно более качественные исследования атмосферных шумов и продемонстрирована эффективность их фильтрации с использованием методов "ближней зоны".

8. Начаты эксперименты с матричными радиометрами двух типов на основной волне 30 ГГц с использованием новейших технологий, однако сроки их завершения полностью зависят от объемов финансирования.

9. Первый образец одного радиометрического ствола матрицы с волноводным входом прошел испытания в фокусе РАТАН-600 и показал удовлетворительные результаты.

10. Прошли успешные лабораторные испытания приемные модули 8-элементной активной антенной решетки в микрополосковом исполнении линейной и круговой поляризации: шумы, полоса, согласование, взаимное влияние элементов, усиление оказались близкими к расчетным значениям.

11. Исследована низкоаберрационная фокальная зона РАТАН-600 доступная для размещения многоэлементных матричных приемных систем. Показано, что в ряде режимов радиотелескопа до 3000 приемных элементов в микрополосковом исполнении можно разместить в трехмерной фокальной решетке оптимальной конфигурации, что может значительно повысить как интегральную чувствительность так и поле зрения радиотелескопа.

12. Вычислены элементы матрицы Мюллера для предполагаемого режима наблюдений вблизи Зенита с большим выносами СВЧ облучателей от оси радиотелескопа. Показано, что при проведении наблюдений поляризации "Сахаровских Осцилляций" требования к симметрии диаграмм в Е и Н плоскостях незначительны и вполне реализуемы инструментально.

13. Выполнено макетирование 16-ти канальной системы сбора на сигнальном процессоре в целях последующего проектирования многоканальных систем сбора на сигнальных процессорах и приобретения опыта работы с матричными приемными системами.

14. Успешно завершено компьютерное моделирование Эксперимента нового поколения на РАТАН-600 и показана эффективность использования его при исследовании анизотропии 3К фона на субградусных угловых масштабах.

15. Показана эффективность использования РАТАН-600 как поискового инструмента при исследовании эффекта Сюняева-Зельдовича от предельно далеких скоплений галактик.

16. Проведены глубокие исследования предсказанного радиоизлучения макромолекул в и показано, что его вклад в фоновое излучение Галактики мал.

17. Исследованы ограничения на изучение поляризационных свойств 3К фона с помощью РАТАН-600 и показана возможность реализации полной флуктуационной чувствительности РАТАН-600 на всех масштабах "Сахаровских осцилляций".

18. В 1999г началась финансовая поддержка ПРОЕКТА- международная (ИНТАС) и Российская (РФФИ, КОСМИОН), в 2000г- первые поступления от Президиума РАН и СПб Научного Центра РАН.

Покажем, почему космологи и физики считают как раз наоборот.

Что же действительно получено БУМЕРАНГОМ и МАКСИМА?

Исследованы небольшие площадки на небе составляющие <1.6% от небесной сферы и сделаны новые оценки ряда космологических параметров, по возможности- независимо от других источников информации. В таблице 6 приведены значения этих параметров по уточненным в 2001 году ( Netterfield et al, astro-ph/1044460, 33 автора из 13 НИИ 4х стран) данным.
 
 

Как видно, за исключением некоторого повышения точности определения полной плотности Вселенной, все параметры близки к полученным ранее, а погрешности их оценки не выше имевшихся ранее. Поэтому считается, что главное достижение БУМЕРАНГА - подтверждение правильности наших представлений о горячей Вселенной и наиболее уверенное доказательство существования акустических колебаний в период рекомбинации водорода. Именно это и придает энтузиазм всем группам, работающим над проектами ближайших лет – качественный прогресс близок и более серьезно и энергично стали обсуждаться возможные эксперименты ПОСТ-ПЛАНКОВСКОГО времени. Выделяются следующие новые области исследований:

1. Детальное, с 1%- точностью изучение динамики процесса рекомбинации водорода при z=1000 c восстановлением “начальных условий” формирования возмущений в самой ранней Вселенной.

2. Переход к исследованиям эпохи реального формирования объектов после рекомбинации в нейтральном газе с первичным хим-составом (10<z<1000). Пока ситуация к сожалению такова: мы видим “готовые” галактики, квазары на предельно больших красных смещениях, z= 5-7, и никаких признаков объектов в период рекомбинации водорода. Именно здесь, в т.н. “Темные Века” (Dark Ages) происходит формирование протообъектов всех типов. До сих пор эта область была не только трудно доступна наблюдательным средствам, но и мнению многих не могла исследоваться в принципе из-за большой Томсоновской оптической толщи. То, что мы видим эпоху рекомбинации говорит о доступности исследования этой загадочной области Вселенной.

3. Изучение явлений в период вторичной ионизации Вселенной и поиск ответа на вопрос об источниках ПЕРВОГО СВЕТА (Догалактические звезды? Черные дыры? Галактики?)

Эксперименты типа БУМЕРАНГ, МАКСИМА подтвердили, что современное естествознание скорее удаляется чем приближается к разгадке Вселенной. Эти эксперименты независимо от предыдущих наблюдений показали, что светящееся вещество, которое было основным предметом изучения человеком в течении тысячелетий на небе, составляет лишь 1-2 % от основных, скрытых форм , и что эти формы даже не барионного происхождения. Доминирует нечто, условно названное Ламбда-членом или Греческим термином “Пятая сила”, квинтэссенция, и в некотором роде происходит возрождение теории ЭФИРА. Оказалось, что все, что мы видим, лишь помогает нам использовать звезды, галактики, квазары, как “пробные частицы” для понимания истинной природы вещей.
 
 

Как возникли сами барионы, из которых состоит все на Земле, звезды, остается загадкой, и гипотезы их возникновения нарушением законов симметрии в микромире оказалась пока не подтверждено данными ускорителей. Активно обсуждается обоснованность таких основ, как стабильность физических констант, применимость теории гравитации на всех масштабах, возможная роль многомерной топологии в формировании Вселенной и т.п. На генеральной Ассамблее МАС широко обсуждалась проблема множественности Вселенных (Uni-verse - Multi-verse). Ожидается, что основной поток экспериментальных данных по всем упомянутым направлениям пойдет именно при исследовании Ранней Вселенной методами радиоастрономии в основном ее “Окне Прозрачности”- (1см-1мм). Именно поэтому Академия США приняла решение цитируемое ниже:

"The US National Academy of Science mid-decadal review "A New Space Astronomy and Astrophysics" places the determination of the geometry and content of the Universe by measurement of microwave background anisotropy AS A HIGHEST SCIENTIFIC PRIORITY, above all other areas including the detection of planets, X-ray and gamma ray astronomy"
 
 

Проект “ГЕНЕТИЧЕСКИЙ КОД ВСЕЛЕННОЙ” относится к этой категории экспериментов высокого приоритета. РАТАН-600 здесь может играть особую роль многие годы в связи с уникальными свойствами его в изучении слабых фоновых излучений.

Следующие проблемы сегодня кажутся наиболее актуальными в рамках реализуемого сейчас проекта и доступными в принципе для РАТАН-600 при оснащении его адекватным оборудованием.

1. Уточнение положения 1 максимума с максимальной точностью

2. Исследования поляризации "Сахаровских Осцилляций", где когерентность первичных возмущений проявляется особенно резко

3. Уточнение амплитуды и положения по крайней мере 2х вторичных максимумов

4. Уточнение процесса рекомбинации и вторичной ионизации, исследование предсказанных многочисленных эффектов возникающих после эпохи рекомбинации

5. Поиск путей экспериментального исследования "протообъектов" в эпоху "Dark Ages", 10<Z<1000, включая спектральные наблюдения объектов образующихся из элементов первичного нуклеосинтеза (Дубрович и др)
 
 

Далее, в приложениях 1-3 приведены некоторые результаты компьютерного моделирования предлагаемого Эксперимента (подробнее см. Кандидатскую диссертацию А.В. Чепурнова, 1997 г, САО РАН). Приводимые расчеты сделаны для радиотелескопа РАТАН-600 в состоянии до 1997 г. Новые данные (табл. 1, 2 основного проекта) учитывают улучшенную поверхность и достижимую сегодня чувствительность радиометров. В приложении 4 приведены некоторые технические детали по одному из направлений создания многоэлементной фокальной решетки.

     Korolkov D.V., Parijskij Y.N.,  Sky and Telescopes, 1979, 4, p.7
     Popov A.S., Electrician,1897,v.40,N 1021
     Parijskij Y. et al Bull.Spec.Astroph.Obs.,1996, v.40, p.5
     Parijskij Y.,Korol'kov D.,Sov.Csi.Rev.Aph.Space Phys.1986,v.5,p.40.
     Sakharov A.D.,JETP (Journal of Experimental and Theoretical Physics),1965,v.49,p.345
     Sakharov A.D., "Cosmoparticle Physics- Inter-discipline Problem",Vestnikof Academy of Science USSR, 1990, N4,
     39 (It is the last A.D. Sakharov publication)
     Parijskij Y.N., Korolkov D.V.,Experiment "Cold" , Sov. Sci. Rev. E Astrophys. Space Phys., Vol. 5,1986, pp. 39-179
     Yu.Pariskij at al. "Dark Ages" of the Universe. Proceed. of International School of Astrophysics " D. CHALONGE",
     1997. 
     M.Bersanelli, N.Mandolesi. In Proceed. of  2-nd ESA Workshop on Millimetre Wave Technology, MilliLab, Espoo,
     Finland, 1998.
     V.K. Dubrovich. Spectral-Spatial Fluctuations (SSF) of CMBR