Миссия "Планк" разработана Европейским космическим агентством (ЕКА) для поиска ответов на ключевые вопросы космологии. Ее основная цель - определить геометрию и состав Вселенной, а также проверить, какие теории, описывающие ее рождение и эволюцию, - правильны, а какие - нет. Для достижения этой амбициозной цели нужно пронаблюдать космическое микроволновое фоновое излучение (МФИ), возникшее около 13 миллиардов лет тому назад, примерно, через 400 000 лет после Большого взрыва. Сейчас МФИ пронизывает всю Вселенную и наблюдается со средним значением температуры 2.726 К. Небольшие анизотропия или отклонения от этого среднего уровня, наблюдаемые на угловых масштабах, больших нескольких угловых минут, несут в себе богатую информацию о свойствах ранней Вселенной. Цель программы "Планк" - измерить эти величины с беспрецедентными точностью и разрешающей способностью. Как и все научные миссии ЕКА, "Планк" разработан в сотрудничестве с европейским научным сообществом. Два консорциума научных учреждений, каждый руководимый основными разработчиками, оснащают "Планк" приборами. Все эти приборы будут измерять величину МФИ и выделять его из излучения мешающих источников. Приборы будут размещены в фокусе телескопа, зеркало которого разработано в сотрудничестве с датским консорциумом институтов.
ЕКА руководит проектом, разрабатывает и готовит космический летательный аппарат, монтирует оборудование, готовит спутник и управление им к запуску. Старт планируется ракетой-носителем "Ариан" в июле 2008 года, совместно с космической обсерваторией им. Гершеля (Herschel Space Observatory, см. http://www.rssd.esa.int/Herschel). После запуска оба аппарата будут находиться на орбитах вокруг точки, удаленной на расстояние около 1.5 млн. км от Земли. Из такого выгодного во многих отношениях положения "Планк" будет свиппировать небо широкими полосами, в итоге покроет все небо по меньшей мере дважды.
Каждый из двух инструментальных консорциумов будет управлять своими приборами и трансформировать все данные в удобный научный продукт. В конце миссии (примерно в декабре 2010 года), они передадут конечный продукт ЕКА, где они будут архивированы и доступны широкой общественности. До этого времени три научных учреждения будут иметь исключительное право доступа к данным для научных целей.
Эта глава описывает устройство спутника и приборов, а также управление ими, сбор данных и научный анализ. Более детальную информацию обо всех аспектах "Планка" можно найти на сайтах http://www.rssd.esa.int/Planck и http://sci.esa.int.

В 1992 году команда СОВЕ анонсировала обнаружение флуктуаций температуры МФИ на угловых масштабах более 7 градусов на уровне T/T~10^-5. В феврале 2003 года команда WMAP привела предварительные результаты на масштабах около 15' с близкой чувствительностью. Эти результаты строго поддерживают инфляционную модель возникновения и эволюции Вселенной с Большим взрывом. Тем не менее, как мы покажем в следующей главе, многие фундаментальные космологические вопросы остаются открытыми. В частности, измерения МФИ с высокими угловым разрешением и чувствительностью требуют определения начальных условий для структурной эволюции, возникновения изначальных флуктуаций, существования топологических дефектов, а также природы и количества темной материи. В 1992 году ЕКА было инициатором двух экспериментов по измерению МФИ с помощью космических аппаратов (COBRAS и SAMBA). В 1996 году, проведя оценки, ЕКА в качестве третьей миссии (М3) в рамках научной программы третьего тысячелетия предложила комбинированный эксперимент, названный COBRAS/SAMBA. Впоследствии эксперимент был переименован в честь немецкого ученого Макса Планка (1858 -1947). Сегодня "Планк" представляет собой часть программы ЕКА "Cosmic Version 2020".

Главная цель миссии "Планк" измерить флуктуации МФИ с точностью, ограниченной только фундаментальными астрофизическими пределами. Чтобы сделать это, "Планк" должен снять все небо с беспрецедентной комбинацией чувствительности (T / T ~ 2x10^-6), углового разрешения (до 5') и частотного диапазона (30-857 ГГц). Этот уровень исполнения даст возможность "Планку" измерить угловой спектр мощности флуктуаций МФИ с большой точностью и позволит определить такие космологические параметры, как холодная темная материя и барионные плотности с ошибкой порядка одного процента или лучше. "Планк" будет изучать фундаментальную физику с энергиями более 10¹⁵ ГэВ, которых невозможно достигнуть любыми мыслимыми экспериментами на Земле. Наконец, планковские обзоры неба дадут богатую информацию о свойствах внегалактических источников, пыли и газа в нашей Галактике. Специфически необходимым результатом должно стать измерение эффекта Сюняева-Зельдовича в тысячах скоплений галактик.
ЕКА опубликовало сообщение об альтернативах оснащения "Планка" научным оборудованием в октябре 1997 года. Были приняты два проекта: Low Frequency Instrument (LFI, решетка радиометров на НЕМТ усилителях, работающая в диапазоне 30-100 ГГц и охлаждаемая до 20 К), возглавляемый N.Mandolesi (INAF, Bologna) и High Frequency Instrument (HFI, решетка болометрических приемников, перекрывающая частотный диапазон 100-857 ГГц и работающая при температуре 0.1 К), руководимый J.L.Puget (IAS, Orsay). После детального анализа независимых ученых, оба проекта были утверждены ЕКА в феврале 1999 года. Зеркала телескопа разрабатываются ЕКА и Консорциумом датских институтов (получившим название DK-Planck) и возглавляемым H.U.Norgaard-Nielsen (DSRI, Copenhagen).

Каждый из трех консорциумов (LFI, HFI и DK-Planck) соответственно разрабатывает, отлаживает и поставляет ЕКА набор программного обеспечения. LFI и HFI консорциумы дополнительно возложены обязанности по управлению их сложным оборудованием, сбору, обработке информации и переводу ее в привычный научный продукт. ЕКА, как руководитель всего проекта в целом, отвечает за разработку и сборку космического летательного аппарата, монтаж оборудования, подготовку спутника и управление им к запуску, а также передачу полученной информации широкой научной общественности.

"Планк" будет запущен вместе с космической обсерваторией им.Гершеля (тоже разработанной ЕКА, http://astro.estec.esa.nl/Herschel). "Планк" и "Гершель" будут летать на разных орбитах вокруг Второй точки Лагранжа системы Земля-Солнце. ЕКА опубликовало приглашение на участие в проекте в сентябре 2000 года по разработке, подготовке и запуску "Гершеля" и "Планка". Главным подрядчиком была выбрана фирма Alcatel Space (Канны, Франция). В дополнение к общему руководству Alcatel отвечает за модуль полезной нагрузки "Планка". Alenia Spazio (Турин, Италия) является главным субподрядчиком по модулю сервиса. Субподрядчики всех подсистем выбраны совместно ЕКА и Alcatel. Запуск "Гершеля" и "Планка" намечен на июль 2008 года.

На рисунках 1.1 и 1.2 показаны основные части "Планка": внеосевой телескоп диаметром 1.5 м; разделительная перегородка телескопа, которая выполняет защиту от рассеянного излучения и радиационное охлаждение; две современные криогенные системы с уровнями температур 20 К и 0.1 К; три конических V-образных экрана, выполняющих температурную развязку между теплой частью спутника и холодными телескопом и приемниками; сервисный модуль, называемый также космический корабль, или сокращенно S/C; и, наконец, солнечная батарея. В полете солнечная панель ориентирована на Солнце, все остальное всегда в тени.

Рис. 1.1. Основные элементы "Планка". Блок с приемной фокальной плоскостью содержит LFI и HFI комплекты приемников. Функция большой кольцевой перегородки - снижать уровень дальних боковых лепестков излучения. V- образные зеркальные конические экраны термически развязывают сервисный модуль (который содержит все теплые элементы спутника) от аппаратурного модуля. Спутник будет вращаться вокруг показанной стрелкой оси, так что солнечные батареи будут всегда направлены на Солнце, а приемники отвернуты от него. Рисунки предоставлены Alcatel Space (Канны).

Рис. 1.2. Аппаратурный блок с фокальной плоскостью. Комплект HFI приемников помещен внутри кольца из рупоров LFI радиометров и содержит криогенные системы на уровни 18 К, 4К, 2К и 0.1 К. Холодный LFI блок (20 К) крепится к конструкции телескопа двуногами.

Необходимые для радиометров криогенные температуры достигаются комбинацией пассивного излучения тепла и тремя активными охладителями. Телескопная перегородка и V-образные экраны - это ключевая часть пассивной термической системы. Перегородка, которая служит также экраном от рассеянного излучения, - это высокоэффективный зачерненный алюминиевый радиатор, выполненный в виде сот.
V-образные экраны - это набор из трех зеркальных конических панелей с углом 5^о между смежными щитами. Такая геометрия обладает высоко эффективной излучательной связью с холодным космосом и высокой степенью термической развязки между теплыми частями спутника и холодными - телескопом, перегородкой и радиометрами. Пассивное охлаждение обеспечивает достижение температуры порядка 50 К для телескопа и перегородки. Активные криогенные охладители понижают температуру до 20К и 0.1 соответственно.
Низкочастотные радиометры (LFI) перекрывают диапазон 30-70 ГГц тремя полосами*, высокочастотные (HFI) перекрывают 100-857 ГГц шестью полосами. Центры полос аппроксимированы логарифмически. Рабочие параметры оборудования приведены в таблице 1.1. LFI рупоры расположены кольцом вокруг HFI. Каждый рупор принимает излучение от телескопа и направляет его на один или несколько детекторов. Как видно на рис.1.3, это 9 частотных диапазонов, с центральными частотами от 30 до 857 ГГц. Три нижних частотных канала перекрываются LFI, шесть высокочастотных - HFI.

Рис. 1.3. Спектр МФИ и частотное покрытие каналов "Планка". Здесь показаны спектры и других источников флуктуаций неба на микроволнах. Пыль, синхротрон, свободно-свободные (free-free) температурные флуктуации (неполяризованные) - их уровни соответствуют данным WMAP Kp2 (85% неба, Bennet et al.2003). Уровни МФИ и галактических флуктуаций зависят от углового масштаба, показаны для масштаба 1^о. На малых угловых масштабах доминируют внегалактические источники. Минимум в диффузном ближнем фоне и наиболее чистое окно для флуктуаций МФИ расположены вблизи 70 ГГц. Высокочастотный край "Планка" чувствителен прежде всего к пыли.

Характеристики оборудования	LFI	HFI
Технология детектирования	НЕМТ решетки	Болометрические решетки
Центральная частота, ГГц	30  44  70	100  143  217  353  545  857
Полоса, /	0.2  0.2  0.2	0.33  0.33  0.33  0.33  0.33  0.33
Угловое разрешение, arcmin	33  24  14	10   7.1   5.0   5.0   5.0   5.0
T/T на пиксель (параметр Стокса I)a	2.0   2.7   4.7	2.5  2.2  4.8  14.7  147  6700
T/T на пиксель (параметры Q и U)a	2.8   3.9   6.7	4.0  4.2  9.8  29.8   ...   ...

^a цель (в K/K) за 14 месяцев накопления, 1 для квадратного пикселя, стороны которого приведены в строке "угловое разрешение".

Несмотря на то, что LFI и HFI сами по себе обладают беспрецедентными возможностями, комбинация данных от двух инструментов дает "Планку" фантастические возможности, избыточную информацию, возможность контроля (*100 ГГц канал, предложенный вначале, в 2003 году был исключен по бюджетным соображениям) систематических эффектов и ближних фоновых излучений, что крайне необходимо для достижения экстраординарных целей миссии. В частности, тот факт, что систематические эффекты в общем влияют по-разному на обе приемные части, дает "Планку" исключительные возможности определения и устранения систематических ошибок, это гарантирует то, что финальная карта будет ограничена только исключительно инструментальной чувствительностью и неустранимыми астрофизическими ближними фонами.

Все каналы LFI и 4 канала HFI могут измерять как линейную поляризацию, так и интенсивность. При комбинации сигналов, измеренных разными детекторами, плоскость поляризации которых повернута друг к другу с шагом 45^о, линейная поляризация принимаемого излучения будет определена полностью. Расположение рупоров и их ориентация выбраны оптимальными для этих измерений. Круговая поляризация "Планком" не определяется, но это не так важно, поскольку изначально предполагается, что МФИ не имеет круговой поляризации. Принципиальная наблюдательная задача "Планка" делать карты всего неба в 9 частотных каналах. Телескоп имеет внеосевую апланатную конструкцию с проектным диаметром 1.5 м и внешним рассеянием не более 1%. Ширины диаграмм телескопа для 9 частот приведены выше в таблице 1.1.

Карты "Планка" будут содержать не только сигнал от МФИ, но и от других астрофизических фонов Галактики (фри-фри, синхротрон, пыль), а также от внегалактических источников (рис.1.3). LFI покрывает частотный диапазон, где фри-фри и синхротронное излучение Галактики, а возможно и излучение вращающейся пыли доминирует над ближними фонами. HFI покрывает диапазон, где излучение пыли заведомо преобладает над ближними фонами. Вместе взятые, они занимают частотный диапазон, где есть возможность точного отделения МФИ от излучения фонов. Инструментальные систематические эффекты, а также локальные ошибки в определении параметров фонов, будут значительно снижены после обработки в готовых картах.

Конечный научный успех миссии зависит не только от работоспособности аппаратурного комплекса, но также от массы естественных астрофизических явлений, действия многих систематических эффектов, которые могут производить ложный сигнал (также рассеянный). С помощью моделирования доказано, что температурная чувствительность "Планка" будет ограничена скорее астрофизическими проблемами, чем аппаратурными. Наше современное знание поляризованных фонов не такое хорошее, как неполяризованных, но есть надежда, что ближние фоны будут определены и потенциально будут преобладать, источник неопределенности для поляризации. Многие систематические эффекты могут быть снижены предварительным выбором орбиты или стратегией сканирования неба. "Планк" будет летать по орбите Лиссажу вблизи точки Лагранжа L₂ системы Земля - Солнце (рис.1.4).

Рис. 1.4. Орбита "Планка" вблизи Второй точки Лагранжа системы Земля - Солнце (L₂). Ось вращения направлена на Солнце. Солнечными панелями затеняется приемная часть, а телескоп сканирует небо большими кругами с частотой 1 оборот в минуту.

Спутник будет вращаться со скоростью 1 оборот в минуту вокруг оси, смещенной на 85^о от направления поля зрения телескопа, так что наблюдаемая дорожка на небе будет описывать большие круги (Dupak and Tauber, 2004). Из точки L₂ ось вращения спутника будет постоянно направлена в противоположную от Солнца сторону, и спутник будет сам использовать перегородку для экранирования приемников от солнечной засветки. Эта стратегия минимизирует мешающие сигналы, вызванные тепловыми флуктуациями и приемом рассеянного излучения дальними боковыми лепестками диаграммы. Это позволяет также применить смелое решение использовать пассивную радиацию для охлаждения аппаратурного модуля - ключевую особенность всей тепловой конструкции "Планка".
Когда ось вращения следует за Солнцем, круг, наблюдаемый приемниками, смещается по небу примерно на 1^о в день. Все небо будет просмотрено (всеми рупорами) за время, чуть большее 6 месяцев; эта операция будет повторена дважды, в результате продолжительность миссии получается около 15 месяцев.

Комплект низкочастотных приемников "Планка" представляет собой третье поколение микроволновых радиометров для наблюдений из космоса анизотропии МФИ, считая от COBE Differential Microwave Radiometer (DMR) и Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP). Проект DMR, запущенный в 1989 году исследовал структуру пространственного распределения МФИ на угловых масштабах более 7^о (Smoot et al.1992). Используя по 2 радиометра с переключателями Дикке на каждой из трех частот 31, 53 и 90 ГГц, с шумовыми температурами в 250, 80 и 60 раз больше квантового предела соответственно, пары приемных рупоров были направлены на небо.
WMAP (Bennet et al.2003) был запущен в июне 2001 года и пронаблюдал все небо в пяти частотных диапазонах от 20 до 94 ГГц малыми решетками из радиометров, охлаждаемых радиационным путем, в режиме дифференциальной оптической системы из двух телескопов. Шумовые температуры были в 15-25 раз больше квантового предела, угловое разрешение от 56 до 14 минут. Комплект LFI (Bersanelli & Mandolesi 2000) c его большой решеткой криогенных радиометров представляет собой совершенно новый уровень технологий. Он разработан для получения карт неба (включая поляризованные компоненты) на частотах 30, 44 и 70 ГГц с высокой чувствительностью и отсутствием систематических ошибок. Сердце комплекта LFI . это компактная, 22-канальная многочастотная решетка дифференциальных радиометров со сверхмалошумяшими усилителями на криогенных транзисторах с высокой подвижностью электронов (HEMT) на фосфиде индия (InP). Для минимизации рассеиваемой мощности в приемном блоке, который охлаждается до 20 К, радиометры разделены на две подгруппы и соединены с блоком волноводами, как показано на рис.1.5.

Рис. 1.5. Решетка из LFI радиометров (слева), с элементами входного и выходного блоков (справа). Входы выполнены на широкополосных малошумящих НЕМТ транзисторах, первичные облучатели с гибридными канавками собирают излучение от телескопа. Волноводы передают усиленные сигналы от входа (при 20 К) к выходному блоку (при 300 К). Они разработаны с учетом радиометрических, термических и механических требований и термически связаны с тремя V-образными тепловыми экранами аппаратурного модуля. Выходной блок, размещенный на верху сервисного модуля "Планка", выполняет дополнительное усиление и детектирование, а также связь с системой сбора данных. Аппаратура HFI вставлена внутрь и прикреплена к раме LFI комплекта.

Схема радиометров преследует необходимость подавления шумов типа 1/f, возникающих при флуктуациях усиления и шумовой температуры в усилителях, эти шумы недопустимо велики для простой схемы полной мощности (total power). Поэтому принята дифференциальная квази-коррреляционная схема, в которой сигналы от неба и от чернотельной опорной нагрузки комбинируются в гибридном кольце (соединителе), усиливаются двумя независимыми усилительными трактами и разделяются вторым гибридом (рис.1.6). Шумы от неба и опорной нагрузки затем можно измерить и сравнить.
Так как опорный сигнал претерпевает те же вариации усиления в двух усилительных трактах, как и сигнал от неба, можно выделить полезный сигнал в неиспорченном виде. Интенсивность флуктуаций в выходных усилителях и детекторах реализуется при переключении фазовращателя с частотой около 8 кГц синхронно в каждом усилительном тракте. Режекция шумов типа 1/f и нечувствительность к другим систематическим эффектам оптимальны, если два входных сигнала эквивалентны. С этой целью опорные нагрузки охлаждаются до 4 К путем установки их на 4К ступени криостата HFI.
Кроме того, влияние остаточной раскомпенсации (менее 2 К в нормальных условиях) снижается введением модуляции коэффициента усиления при первичной обработке на борту для балансировки выходного сигнала (Seifert et al. 2002). Как видно на рис.1.6., дифференциальный приемник значительно повышает стабильность измеряемого сигнала.

Рис. 1.6. Вверху - схема входной части LFI радиометра. Входной блок расположен в фокусе телескопа "Планк" и состоит из: дважды профилированных первичных облучателей с канавками (Villa et al.2002); широкополосных (более 20%) ортомодовых разделителей линейных поляризаций с малыми потерями (0.2 дБ); радиометрических входных модулей с гибридами, криогенными малошумящими усилителями и фазовыми переключателями.
Внизу - выходные сигналы измерительного радиометра на 30 ГГц. Показаны сигналы от двух детекторных диодов (нечетного-.odd. и четного .even.), пришедших от неба и опорной нагрузки, в которых доминируют шумы с небелыми, типа 1/f составляющими. Однако выбрана такая схема радиометра, где 1/f компоненты в сигналах от двух диодов сильно коррелируют, так что разностный сигнал высоко стабилен и нечувствителен к флуктуациям типа 1/f.

Главный прогресс в свойствах криогенных InP HEMT усилителей был достигнут с начала разработки LFI комплекта. Эти радиометры установили мировой рекорд в диапазоне 30 - 70 ГГц и сравнимы или лучше других радиометров мм диапазона по шумам, полосам и малой потребляемой мощности. В усилителях на 30 и 44 ГГц использованы дискретные InP HEMT транзисторы, объединенные микроволновые интегральные схемы (MIC). На этих частотах паразитные связи и нестабильности, исходящие от соединительных проводников, контролируемы, и могут быть оптимизированы настройками на малые шумы. Усилители LFI имеют шумовые температуры ниже 7.5 К на 30 ГГц и полосы 20%.
На 70 ГГц будет 12 детекторных каналов. Усилители на эти частоты выполнены с использованием монолитных микроволновых интегральных схем (MMICs), которые объединяют все элементы схемы и НЕМТ транзисторы в едином InP чипе. На этих частотах MMIC технологии приводят не только к лучшим результатам, чем MIC технологии, но и собираются намного быстрее, и получаются гораздо миниатюрнее, чем из дискретных элементов.
Учитывая большое число усилителей, необходимое для частоты 70 ГГц, MMIC технологии во всех отношениях были предпочтительнее для LFI. Криогенные MMIC усилители были испытаны и на частотах 75-115 ГГц, где показали температуры менее, чем на 35К выше, по сравнению с диапазонами LFI. Таким образом, для LFI в полной мере были использованы обе технологии MIC и MMIC. Характеристики комплекса LFI приведены в таблице 1.2.

Характеристики оборудования	Центральная частота, ГГц  30   44   70
Технология InP HEMT усилителей	MIC    MMIC
Физическая температура усилителей	20 K
Система охлаждения	Сорбционный охладитель на H2
Число каналов	2     3     6
Угловое разрешение FWHM, мин.дуги	33     24     14
Эффективная полоса, ГГц	6     8.8     14
Чувствительность, мК Гц-1/2	0.17     0.20     0.27
Температура системы, К	7.5     12     21.5
Шумы на 30'пиксель, мкК	6     6     6
T/T по интенсивностиb, 10-6 мкК/К	2.0     2.7     4.7
T/T по поляризации (Q и U)b, 10-6 мкК/К	2.8     3.9     6.7
Максимальная систематическая ошибка на пиксель	<3     <3     <3

^-a Все подсистемы разрабатывались с целью достичь или превзойти параметры, приведенные в этой таблице.
^-b Расчетная чувствительность 1 на пиксель (квадрат со стороной, равной диаграмме FWHM), в единицах термодинамической температуры, после 2-кратного обзора всего неба (14 месяцев).

Достижение сложных технических целей комплексом LFI требует не только высокой чувствительности и углового разрешения, но и строгого контроля систематических ошибок. Детальный анализ и математическое моделирование основных возможных источников систематических эффектов и их влияние на наблюдения с LFI доведены до конца, включая влияние Галактики и тел Солнечной системы через боковые лепестки (Burigana et al.2001), картины рассеяния диаграммы (Burigana et al. 1998, 2002), эффекты, связанные с температурной нестабильностью (Mennela et al.2002), остаточные небелые компоненты шума (Maino et al. 1999, 2002a), неидеальности в радиометрах (Seifert et al. 2002), ошибки в положении спутника и нутации, а также точность калибровок (Bersanelli et al. 1996a). Главные шаги в этом направлении были сделаны еще на стадиях разработки и изготовления, продолжались во время создания математического обеспечения, было выяснено, что систематические эффекты малы и хорошо изучены, и их влияние существенно не повлияет на качество данных LFI. Цель такова, чтобы комбинация всех систематических эффектов в законченных картах неба была не более, чем 3 мкК на элемент разрешения.

1.3.1.3 Поляризация

LFI чувствителен к поляризованному сигналу на всех каналах. Как видно из таблицы 1.2, чувствительность по поляризации в корень из 2 ниже, чем по интенсивности, так как число поляризационных каналов вдвое меньше; более того, есть дополнительные сложности в вычитании поляризованных фонов, имеют место и другие потенциальные инструментальные эффекты. Тем не менее, комбинация LFI и HFI комплексов достаточна для ответа на некоторые ключевые вопросы о поляризации МФИ, как описано в главе 2. В частности, в диапазоне 70 ГГц поляризованный компонент галактического фона обещает быть как минимум сравнимым с космологическим поляризованным сигналом, таким образом, это идеальное окно для измерений поляризации МФИ.

1.3.2 Комплект HFI (High Frequency Instrument)

Комплект HFI "Планка" (рис.1.7 и 1.8; Lamarre et al.2003) будет наблюдать небо на 6 частотах от 100 до 857 ГГц, с чувствительностью нa низкочастотном краю, ограниченной фундаментальным пределом при статистике фотонов самого фона. Сердце HFI - это болометрические приемники (Bock et al. 1995; Lamarre et al. 2002; Jones et al. 2003), миниатюрные устройства, в которых приходящее излучение абсорбируется специальной решеткой (гридом), импеданс которой сравнивается с импедансом такой же решетки в вакууме, повышая температуру измерительного термометра. Эти приемники имеют исключительно высокие характеристики, они нечувствительны к ионизованному излучению и микрофонным эффектам.

Рис. 1.8. Вид фокальной плоскости HFI-части в разрезе.
Первичные облучатели Х-образной формы с канавками собирают излучение от телескопа и направляют его в болометрический объем через фильтры, определяющие рабочую полосу. Болометры двух видов: а) "паучья сеть" - которые поглощают излучение антенной, похожей на паутину, и б) "поляризационно-чувствительные" - болометры, в которых излучение принимается парой линейных гридов, расположенных ортогонально друг к другу. Каждый грид принимает только одну линейную поляризацию. Абсорбированная лучистая энергия повышает температуру термометра, расположенного или в центре "паучьей сети" или на краю каждого линейного грида.

Таблица 1.3. Расчетные параметры комплекса HFI^a

Характеристики оборудования	Центральная частота, ГГц  100   143   217   353   545   857
Спектральное разрешение /	3    3    3    3    3    3
Технология радиометров	Болометры-"паучья сеть" или поляризационные
Температура приемников, К	0.1 K
Система охлаждения	20K сорбционный охладитель +4K J-T+0.1K ожижение
Число болометров "паучья сеть"	0     4     4     4     4     4
Число болометров поляризационных	8     8     8     8     0     0
Угловое разрешение FWHM, мин.дуги	9.5    7.1    5.0    5.0    5.0    5.0
Эквивалентная шумовая температура, мкКс1/2	50    62    91    277    1998    91000
T/T по интенсивностиb, 10-6 мкК/К	2.5    2.2    4.8    14.7    147    6700
T/T по поляризации (Q и U)b, 10-6 мкК/К	4.0    4.2    9.8    29.8    ...    ...
Чувствительность к неразрешенным источникам, мЯн	12.0    10.2    14.3    27    43    49
SZ per FOV, 10-6	1.6    2.1    615    6.5    26    605

Для достижения чувствительностей, указанных в таблице 1.3, болометры комплекса HFI должны работать при температуре 0.1К, достигаемой системой из трех криоохладителей (см. рис.1.9): водородного сорбционного охладителя (1.3.1.1), обеспечивающего температуры 20 К для LFI и 18 К для HFI; рефрижератора Джоуля-Томпсона, управляемого механическими компрессорами, предварительно охлажденного до 18К сорбционным охладителем и обеспечивающего 4К для HFI; и, наконец, жидкостного рефрижератора разомкнутого типа ³Не⁴Не, обеспечивающего 0.1К. Компрессор охладителя на 4К построен по оппозитной схеме с компенсацией механических моментов. Вибрации значительно снижены путем активной электронной компенсации движений поршня.

Рис. 1.9. Система охлаждения HFI включает в себя водородный сорбционный охладитель на уровень 18К, рефрижератор Джоуля-Томпсона замкнутого цикла на 4К и жидкостный охладитель, обеспечивающий 0.1К для болометров.

Охладитель на 0.1К использует новый принцип, базирующийся на трении, которому для работы не нужна гравитация, и, таким образом, он принципиально адаптирован для применения в космосе. Он разработан в Научном центре сверхнизких температур (CRTBT) в Гренобле (Франция, Benoit, Caussignac and Pujol, 1994). Запас газа достаточен для 30 месяцев работы. Для суммарного расхода ³Не и ⁴Не 12 моль/c достигнута мощность 100 нВт на 0.1К. Предварительно смесь расширяется в дросселе Джоуля-Томпсона, производя мощность охлаждения в несколько сот микроватт на 1.6К. Прототип такого охладителя был успешно применен для наземных астрономических наблюдений и для баллонного эксперимента "Археопс" (Archeops).
Внутренний вид системы охлаждения в разрезе показан на рис.1.9, выбрана конструкция типа "матрешка" для развязки ступени 0.1К от паразитного притока тепла. Внешняя коробка охлаждается до 4.5К механическим рефрижератором. Уровень 0.1К обеспечивает болометры и фильтры, определяющие полосы. Дополнительные фильтры и фокусирующие линзы находятся при 1.6К. Набор Х-образных ("спина к спине") входных рупоров, связывающих болометры с телескопом криостатирован на уровне 4К. Пассивное демпфирование и активное управление температурами гарантируют, что температурные флуктуации заметно не ухудшают уровень шумов болометров. Для измерения и регулирования температуры на уровне 0.1К разработаны специальные термометры.

Телескоп (рис.1.10) внеосевой апланатной конструкции, с двумя эллиптическими рефлекторами и эффективным диаметром 1.5 м. Оптическая система оптимизирована под комплект приемных устройств (8 HFI и 8 LFI). Характеристики апланатной конфигурации не так хороши на оптической оси, как так называемая Dragone-Mizuguchi конфигурация в фокусе Грегори, которая хотя и не устраняет астигматизм на оптической оси, но намного лучше для большой фокальной плоскости, необходимой для установки большого числа HFI и LFI рупоров. Основные характеристики обоих рефлекторов приведены в таблице 1.4.

Параметр	Первичное зеркало	Вторичное зеркало
Радиус кривизны эллипсоида, мм	1440.000	- 643.972
Коническая константа	- 0.86940	- 0.215424
Эллиптический параметр, мм	1555.98x1886.79	1050.96x1104.39
Вынос центра рефлектора от главной оптической оси, мм	1035.85	- 309.52

Из-за строгих требований к уровню рассеянного света, попадающего на приемники, рефлекторы сознательно недооблучены рупорами радиометров. Этот факт учтен в расчете требований к точности механической поверхности (MSE) рефлектора, которая варьирует от ~7.5 мкм (средний квадрат, rms) вблизи центра до ~50 мкм (rms) у краев. Такая точность поверхности обеспечивает оптической системе ошибку эквивалентного волнового фронта в ~15 мкм.
Для сохранения хороших оптических характеристик системы при рабочих температурах (~50 К) и ниже, рефлекторы изготовлены из многослойного армированного углеродного волокна сотовой структуры. Они покрыты алюминием, обладающим высокой отражательной способностью (>0.995) на рабочих частотах. Рефлекторы крепятся конструкциями из углепластика, которые поддерживают еще и фокусное оборудование, а также экраны - термические и рассеянного света. Придирчивое криогенное тестирование и длительная программа радиочастотных измерений показали, что "Планк" оправдает высокие ожидания.

1.4. Спутник

Спутник "Планк" вращается вокруг оси, направленной на Солнце. Его геометрическая конфигурация разработана для экранирования фокальной плоскости от рассеянного света Солнца, Земли и Луны и для обеспечения термической изоляции между теплыми частями спутника и холодными приемными устройствами.
"Гершель" и "Планк" будут запущены на орбиту совместно ракетой-носителем "Ариан -5". Рис. 1.11 показывает конфигурацию ракеты с "Планком" внутри стандартного адаптора, "Гершель" расположен над ним. В космосе "Гершель" и "Планк" отделятся от ракеты и проследуют независимо друг от друга на свои орбиты, используя автономные гидразиновые двигательные установки. После транзитной фазы длительностью 3-4 месяца "Планк" будет помещен на орбиту Лиссажу вокруг Второй точки Лагранжа системы Солнце-Земля-Луна. Эта орбита простирается на максимальный угол в 15^о, если смотреть с Земли. Из этого положения "Планк" будет постоянно держать свой аппаратурный модуль направленным в глубокий космос, экранированный от засветки Солнцем, Землей и Луной своими солнечными батареями.
Сервисный модуль содержит всю аппаратуру теплой электронной части, а также вспомогательное оборудование (телекоммуникационный блок, солнечные панели и батареи, контроль позиционирования, компьютеры, баки с ракетным топливом и т.д.). Он состоит из блока октагональной формы, расположенного вокруг несущей конической трубы. Баки с горючим и баки с рабочими веществами для криогеники HFI части расположены внутри трубы. Большинство других блоков расположено снаружи трубы, на боковых панелях октагонального блока, сбрасывая тепло излучением в космос.

Рис. 1.10. Оптическая система "Планка", включая разделительную перегородку и V-образные экраны, выполняющие защиту от рассеянного света и термическую изоляцию. Дополнительные детали LFI части на фокальной плоскости видны на рисунке справа вверху. Рефлекторы изготовлены Astrium GmbH (Фридрихсхафен), телескопные несущие конструкции выполнены фирмой Contraves, Цюрих. Рисунки предоставлены фирмой Alcatel Space, Канны. Направление зрения телескопа отстоит от оси вращения на угол 85^о. Отпечатки диаграмм на поле зрения телескопа на небе показаны внизу слева, максимальный размах на небе около 8^о. Каждое пятнышко соответствует 20дБ контуру картины излучения. Эллипсы представляют форму диаграмм и их ширину по уровню половинной мощности. Черные крестики показывают ориентацию пар анализаторов линейной поляризации в каждом рупоре. На этом рисунке диаграммы сканируют небо в горизонтальном направлении.
Система контроля положения спутника осуществляет вращение аппарата со скоростью 1 оборот в минуту и выдерживает направление на Солнце с точностью 10^о от оси вращения, обеспечивая термическую стабильность и электропитание оборудования. Телескоп-гид расположен вдоль электрической оси телескопа и измеряет скорость вращения, направление оси вращения и нутацию спутника. Эти данные используются для реконструкции местоположения спутника на земле. Процесс реконструкции обеспечивает достижение точности ориентации приемника около 0.5' и нуждается в периодической радиометрической калибровке по опорным небесным источникам.


Рис. 1.11. "Планк" и "Гершель" готовы к запуску ракетой "Ариан-5". Оба спутника разделятся сразу после запуска и проследуют независимо друг от друга к своим орбитам. Рисунок предоставлен фирмой Alcatel Space (Канны).

Спутник будет на связи с наземной станцией ЕКА, расположенной в New Norcia, Австралия с использованием приемо-передатчика Х-диапазона и антенны со средним усилением и диаграммой 30^о, установленной вдоль оси вращения. Данные будут передаваться на Землю в течение 3 часов во время промежутка видимости без перерыва в наблюдениях. До 48 часов записи могут копиться в постоянной памяти компьютера на борту с помощью сжатия данных в три раза без потери информации.

1.4.1.5 Наземное управление и обработка данных

Наземная деятельность по "Планку" включает в себя три взаимосвязанных и перекрывающихся элемента: управление спутником и оборудованием; сбор и обработка данных и их научный анализ.
1.5.1 Управление Спутник "Планк" будет управляться Центром управления миссией (МОС) в Дармштадте (Германия). Спутник будет работать в автоматическом режиме, за исключением периодических контактов с землей по ~3 часа ежедневно, в течение которых будут сбрасываться все данные за прошедшие 24 часа. Оборудование будет управляться из Центра группами инженеров из институтов-разработчиков, отвечающих за работоспособность, калибровки, оптимальные режимы работы своего оборудования. Планирование обзора и вся научная координация будут проводиться из научного офиса "Планка" в Голландии.

1.4.1.5.2. Обработка данных

Научные данные будут ежедневно посылаться из Центра управления миссией в центры обработки данных (DPCs), созданные аппаратурными консорциумами. Эти центры ответственны за все этапы обработки данных, начиная от сырой телеметрии и кончая готовым научным продуктом. Успех миссии зависит от комбинации измерений обоих аппаратурных комплексов. Унификация упрощает задачу достижения поставленных целей и получения простого набора данных от двух центров. Проведена координация работ между двумя центрами, от выбора общей системы для обмена данными и информацией, разработки общего матобеспечения для линий связи при обработке данных, определения путей преобразования полученной информации в общепринятый научный продукт.
Центры являются частью основной инфраструктуры управления - объединенной системы данных и информации "Планка" (IDIS, Bennett et al.2000). IDIS включает в себя 5 компонент: документация, математическое обеспечение, координация процессом (например, управление каналами передачи данных), данные (получение, обработка, передача), внутренняя связь между компонентами IDIS. Центры управляют и рядом других процессов: рабочими характеристиками каждого приемника и телескопа (обнаружительная способность, коэффициент черноты, изменения характеристик во времени, главный и боковые лепестки диаграммы и т.д.); калибровкой данных и данными на промежуточных уровнях обработки. Организация центров данных насчитывает 5 уровней (рис. 1.12):

Рис. 1.12.

• Уровень 1: телеметрия и управление оборудованием (без научной обработки данных);
• Уровень 2: сжатие данных и калибровка (требует детальной информации о о состоянии оборудования);
• Уровень 3: разделение компонентов и оптимизация (требует совместного анализа данных HFI и LFI частей);
• Уровень 4: выдача готового продукта (прием, архивирование, подготовка печатных материалов);
• Уровень S: моделирование данных, полученных от миссии "Планк", на базе программных систем, принятых всеми консорциумами.

Для снижения затрат и надежности сохранения данных при редукции уровень 4 обеспечивается двумя консорциумами, каждый уровень 1 содержит телеметрические данные от обоих комплексов, а каждый уровень 2 преобразовывает данные от своего комплекса аппаратуры. Двойная реализация уровня 3 необходима для гарантирования избыточности и взаимной проверки данных такой важной миссии, как "Планк". Такая конфигурация обработки данных согласована обоими HFI и LFI консорциумами для обеспечения наилучших возможностей при обмене данными и обработке, а также оптимизации ресурсов и взаимных контактов.
Уровень 1 имеет прямую связь с центром управления миссией в Дармштадте. Он получает телеметрические данные из центра (от обоих комплексов и самого спутника) и обеспечивает его информацией, необходимой для безопасного и оптимального управления оборудованием. Круглосуточное управление возложено на две отдельные команды специалистов по управлению аппаратурой (каждая отвечает за свой комплекс и состоит в основном из его разработчиков).
За время своего образования и развития центры обработки данных пополнились научными вкладами ученых из многих институтов обоих консорциумов: тех, кто разрабатывал модели и программы обработки данных, тех, кто строил спутник, разрабатывал алгоритмы для повышения устойчивости и надежности передачи информации. Программное обеспечение для обработки LFI данных разрабатывалось во многих местах, географически далеко отстоящих друг от друга. Управление комплексом LFI сосредоточено в Триесте, где оно осуществляется совместно группами OAT и SISSA.
Уровень 4 обеспечивается MPA, Garching (Германия). Уровень S сосредоточен в MPA, с широкой поддержкой других команд. Центр обработки HFI данных - это более распределенная система, уровни 1 и 2 обеспечиваются многими институтами, расположенными в основном под Парижем, но с участием институтов из Англии.
Уровень 3 обработки HFI данных сконцентрирован в Кембриджском университете. Уровни 4 и S осуществляются совместно с LFI.

1.5.2.1 Вычислительные проблемы

Некоторые шаги обработки данных, описанные выше, далеки от тривиальных, например, составление карт (т.е. преобразование временных файлов с записями в карты неба) и разделение компонентов (т.е. выделение микроволнового фона из излучения мешающих более близких фонов). Точные алгоритмы для решения таких задач связаны с матричными операциями по всей базе данных (временным файлам или картам), сложностью вычисления O (М³) (Bond et al.1999), где М - число элементов в матрице.
Это было успешно проделано в эксперименте СОВЕ, где разрешение было 7^о, а в случае "Планка" М большое, до 5х10⁷ пикселей на карту или ~10¹⁰ точек во временном файле на каждый приемник в год. Точный алгоритм невозможно вычислить с компьютерными возможностями, которые могут быть использованы на временной шкале работы "Планка".
К счастью, возможны быстрые гибридные аппроксимации, которые могут дать очень простые пути для методов точного решения (Efstathiou 2004). Уже разработаны рациональные решения проблемы картографирования с использованием ряда упрощающих допущений, пригодных и для случая поляризованного излучения (напр. Gasperis et al.2001). Задача достичь за приемлемое время результата с максимальной точностью решаема при сведении к минимуму концептуальных проблем.
Простые выводы можно применить и для разделения компонентов. Классический путь решения проблемы - это использование методов максимальной энтропии (MEM, Hobson et al.1998), которые основываются на некоторой априорной информации. Комбинация МЕМ метода с алгоритмами выделения источников, в частности, базирующаяся на вейвлетах (Cayon et al.2000), уже успешно опробована (Vielva et al.2001). Тем не менее, такие нелинейные методы не дают необходимой точности определения микроволнового фона в каждой точке.
Для решения этой проблемы разработаны новые классы алгоритмов. Например, анализ независимых компонентов (ICA) обещает интересные результаты и в то же время более прост в вычислениях (Baccigalupi et al. 2000). Улучшенная версия системы, "быстрый ICA" еще более повышает скорость вычислений. Преимущество ICA - независимость алгоритма от априорной информации, слабая сторона проявляется в случае квазиточечных источников. Были проведены пробы по комбинированию ICA с алгоритмами по вейвлетному определению источников для более полного вычитания точечных источников.

1.5.2.2 Моделирование канала связи

Основная цель моделирования данных "Планка" - это прием и подготовка информации для проведения ее анализа. Первичные карты неба, частотные зависимости, мешающие источники, формы диаграмм лучей, стратегии сканирования, случайные и систематические ошибки должны быть проверены при моделировании в отдельности, а также необходимо детально изучить их влияние на сжатие данных и конечные результаты. С другой стороны, полагается, что моделируемое программное обеспечение охватит все значимые аспекты микроволнового неба и процесс наблюдения на достаточно высоком уровне.
Моделирование данных "Планка" имеет также и другие цели. Одна из них - создание прототипа архива данных, используя результаты моделирования. Как только смоделированные данные достигнут или превысят объем реальных планковских данных, обращение и доступ к этим данным можно имитировать, используя опять-таки моделирование. Другая вторичная цель состоит в том, что производство смоделированных данных "Планка" концептуально сходно с обработкой наблюдательного материала, а программное обеспечение может быть использовано для обоих случаев. Этим подразумевается, что инфраструктура Интегрированной системы данных и информации IDIS, которая сейчас разрабатывается, будет также протестирована прогонкой смоделированных файлов.
Таким образом, процедура моделирования - это основа для проверки инфраструктуры и работы центра DPS. В настоящее время уже произведено несколько терабайт смоделированных данных. Код источников во всех моделях доступен через базу программ IDIS. Полный набор программ по моделированию успешно размещен на многих машинах, включая компьютеры с Linux и мультипроцессорные машины с общей памятью. Новые модули постоянно интегрируются и включаются в сеть IDIS.

1.4.1.5.3 Научный анализ

1.5.3.1 Виды поставляемых данных

Ожидаемые основные научные материалы миссии "Планк":
• Калиброванные по времени данные;
• Карты всего неба на каждой частоте;
• Карты компонентов по всему небу, включая сам микроволновый фон, плюс галактический синхротрон, фри-фри, излучение пыли и т.д.;
• Итоговый каталог компактных источников, включающий галактические и внегалактические объекты. Каталог будет содержать также скопления галактик, выявленных с помощью эффекта Сюняева-Зельдовича.

Этот научный продукт будет выдан совместно двумя центрами DPS, он будет опубликован спустя два года после завершения миссии. Этот период выбран из расчета, что один год уйдет на преобразование наблюдательных данных в привычный научный продукт, и еще один год на него будут иметь преимущественное право использования консорциумы "Планка". Когда этот период закончится, научные результаты будут предоставлены ЕКА, то же самое касается и опубликования архивов по аппарату "Гершель". Таким образом, через два года после завершения обзора, данные "Планка" станут достоянием общественности.
В дополнение к перечисленным выше формальным условиям, препринт каталога компактных источников обзора всего неба будет опубликован для проведения последующих наблюдений дискретных источников на других инструментах. Этот каталог появится примерно через 9 месяцев после завершения обзора, т.е. через 16 месяцев после начала миссии. Хотя качество этого продукта будет не таким высоким, как итоговых каталогов источников "Планка" в части полноты, чувствительности, координатной точности или точности калибровки, оно позволит оперативно провести наблюдения интересных объектов другими обсерваториями. Это в значительной части важно и для "Гершеля", время жизни которого ограничено.

1.5.3.2 Использование данных

Цели "Планка" будут достигнуты только тогда, когда научная информация будет полностью проанализирована. Как отмечено выше, три консорциума "Планка" в течение первого года будут обрабатывать полученные данные, в течение второго будут иметь преимущественное право на научное использование результатов.
Принципиальная цель "Планка" - снять карты микроволнового фона по всему небу. Главные ожидаемые научные результаты космологические, поэтому к команде "Планка" будет приковано повышенное внимание в течение этих двух лет. Тем не менее, как бай- продукт выделения МФИ, "Планк" сделает карты всех основных источников излучения от микроволнового до далекого инфракрасного диапазона по всему небу, откроет перспективы постановки ряда других астрофизических задач.
В частности, физика пыли на длинных волнах и относительное распределение межзвездной материи (нейтральной и ионизованной) и магнитных полей будут исследованы по картам распределения пыли, фри-фри и синхротрона. В области изучения зарождения звезд, "Планк" будет проводить систематический поиск на небе плотных холодных скоплений, которые являются первой стадией процесса звездообразования.
Одно специфическое и локальное искажение МФИ, которое будет картографировано "Планком" - это эффект Сюняева-Зельдовича (SZ), возникающий на Комптоновском взаимодействии фотонов МФИ с горячим газом в скоплениях галактик. Четко выраженная спектральная кривая эффекта SZ позволяет чисто выделить его из первичной анизотропии. Физика газовых конденсаций в скоплениях потенциальных источников - важный элемент в вопросе понимания физики образования структуры и рождения самих галактик.
Обзоры излучения ближних фонов "Планка" дадут богатый астрофизический материал, сравнимый с картами IRAS и COBE-DIRBE, но на более коротких волнах. Он будет перекрывать широкий частотный диапазон (30-857 ГГц), иметь высокое угловое разрешение (от ~30' на 30 ГГц до ~5' на 217 ГГц и выше), предельно низкие шумы и хорошую калибровку. Три фактора влияют на точность калибровки.
Во-первых, угловая чувствительность (диаграмма) каждого приемника аккуратно измерена в большом динамическом диапазоне (до 100 дБ), используя яркие протяженные источники (например, планеты) для углов, соответствующих ближним лепесткам диаграммы, и Солнце, Луну, Землю и Млечный путь для средних и далеких лепестков.
Во-вторых, "Планк" разработан с отсутствием систематических эффектов, так что сигнал МФИ будет измерен с точностью до мкК.
В-третьих, абсолютная калибровка приемников "Планка" на частотах вплоть до 353 ГГц будет получаться годичной модуляцией диполя МФИ на орбите Земли вокруг Солнца, поэтому относящемуся к фундаментальным константам. Цель "Планка" - обеспечить фотометрическую калибровку лучше 1% на всех частотных каналах, где МФИ велико (т.е. до 353 ГГц).

1.5.3.3 Научное руководство

Всеми участниками миссии признано, что хотя "Планк" и обладает двумя комплексами аппаратуры, они участвуют в едином эксперименте с четко определенными задачами. Достижение лучших научных результатов требует высокой степени сотрудничества всех участников. Три консорциума "Планка" включают в себя около 450 ученых из 25 институтов Европы и США, в них работает также большая группа европейских космологов и группа "субмиллиметровых" астрофизиков. Многие из этих ученых являются активными участниками разработки программного обеспечения для бортовой аппаратуры или центров обработки данных. После запуска они будут вовлечены в работу с приемниками, центров обработки и анализ данных.
Ясно, что большое число людей, их удаленное географическое распределение, связанное с различными сроками исполнения заданий, требуют управления, сходного с большими экспериментами по физике элементарных частиц, чем с работой астрономических обсерваторий. Эта деятельность направляется научной командой "Планка" - группой ученых под председательством руководителя проекта от ЕКА. Научная команда отвечает за распределение исследовательских работ, а также за создание и исполнение прав на материалы и публикационную политику вплоть до конца действия привилегии.
В качестве части своей работы, научная команда обеспечивает выполнение базовой программы "Планка", которая описывает научные исследования, запланированные консорциумами в течение приоритетного периода. Базовая программа - это содержательный план, который использует все преимущества научного потенциала "Планка" и удовлетворяет интересам многих ученых, привлеченных к проекту. Эта публикация содержит детальное описание его целей и возможностей.
Научная программа "Планка" будет откорректирована перед запуском для принятия и утверждения научных разработок на последующие несколько лет.

1.6 Благодарности
Эта публикация выполнена при поддержке всего научного сообщества "Планка" и под руководством научной команды "Планка".

Литература

• Baccigalupi, C., Bedini, L., Burigana, C., De Zotti, G., Farusi, A., Maino, D., Maris, M., Perotta, F., Salerno, E., Toffolatti, L., Tonazzini A., 2000, NNRAS, 318, 769.
• Bennett, C. L.,et al.,2003, ApJS, 148, 63.
• Bennett, K., Passian, J.F., Signet, F., Banday, A. J., Bartelmann M., Gispert, R., Hazel, A., O.Mullane, W., Vuerli, C., 2000, in: Advanced Global Communications Technologies for Astronomy, R. I. Kibrick and A. Wallander eds., Proc. of SPIE 4011, 2.
• Benoit A., Caussignac, M., Pujol, S., 1994, PhyB, 197, 48.
• Bersanelli, M., Muciaccia, P.F., Natoli, P., Vittorio, N., Mandolesi, N., 1996, Astronomy&Astrophysics Suppl., 122, 1.
• Bersanelli, M., Mandolesi, N., 2000, Astroph. Lett.&Comm.,37, 171.
• Bhandari, P., Prina, M., Ahart, M., Bowman, R.C., Wade, L.A., 2001, Cryocooler, 11, 541.
• Bhandari, P., Bowman, R.C., Chave, R.G., Lindensmith, C.A., Morgante, G., Paine, C., Prina, M., and Wade, L.A., 2000, Astr. Letter and Commumications, 37, 227.
• Bock, J.J., Chen, D., Mauskopf, P.D., Lange, A.E., 1995, Space Sci. Rev., 74, 229.
• Bond, J.R., Crittenden, R.G., Jaffe, A.H., Knox, L.,1999, Computers in Science&Engineering, 1,21.
• Burigana, C., Maino, D., Gorski, K., Mandolesi, N., Bersanelli, M., Maltoni, M., Villa, F., Valenziano, l., Banday, A., Wandelt, B., 2001 A&A, 373, 345.
• Caion, L., Sanz, J.L., Barreiro, R.B., Martinez-Gonsalez, E, Vielva, P., Toffolatti, L., Silk, J., Diego, G.M., Argueso, F., 2000, MNRAS, 315, 757.
• Dupak, X., Tauber, J.A., 2004, A&A in press, (astro-ph/0409405).
• Efstachion, G., 2004, MNRAS, 349, 603-626.
• Gaertner, S., Benoit, A., Lamarre, J.-M., Giard, M., Bret, J.-L., Chaband, J.P., Desert, F.-X., Faure, J.-P., Jegoudez, G., Lande, J., Leblanc, J., Lepeltier, J.P., Narbonne, J., Piat, M., Pons,R., Serra, G., and Simiant,G., 1997, A&A Suppl., 126, 151.
• Hobson, M.P., Jones, A.W., Lasenby, A.N., Bouchet, F.R., 1998, MNRAS, 300, 1.
• Jones, W.S., Bhatia, R.S., Bock, J.J., Lange A.E., 2003, SPIE, 4855, 227.
• Lamarre, J.M., Ade, P.A.R., Benoit, A., De Bernadis, P., Bock, J., Bouchet, F., Bradshaw, T., Charra, J., Church, S., Couchot, F., Delabroille, J., Efstachion, G., Giard, M., Geraud-Heraud, Y., Gispert, R., Griffin, M., Lange, A., Murphy, A., Pajot, F., Puget, J.-L., and Ristorcelli, L., 2000, Astro. Lett. and Communications, 37, pp.161-170.
• Lamarre, J.M., Piat, M., Ade, P.A.R., Bock, J., De Bernadis, P., Giard, M., Lange, A., Murphy, A., Torre, J.P., Benoit, A., Bhatia, R.S., Bouchet, F.R., Maffei, B., Puget, J.-L., Sidivala,R., Yourchenko, V., 2002, in Low Temperature Detectors (LTD9), Madison (Wiscn), July 23-28, 2001, AIP Conference Proceedings Series, 605, 571.
• Lamarre, J.-M., Puget, J.-L., Piat, M., Ade, P.A.R., Lange, A., Benoit, A., De Bernadis, P., Bouchet, F.R., Bock, J., Desert, F.X., Emery, R., Giard, M., Maffei, B., Murphy, A., Torre, J.P., Bhatia, R., Sidivala,R., Yourchenko, V., 2003, SPIE, 4850, 730.
• Maino, D., Burigana, C., Maltoni, M., Wandelt, B., Gorski, K., Malaspina, M., Bersanelli, M., Mandolesi, N., Banday, A., Hivon, E., 1999, A&A Suppl., 140, 383.
• Maino, D., Burigana, C., Gorski, K., Mandolesi, N., Bersanelli, M., 2002a, A&A, 387, 356.
• Maino, D., Farusi, A., Baccigalupi, C., Perrotta, F., Banday, A.J., Bedini,L., Burigana, C., De Zotti, G., Gorski, K.M., Salerno, E., 2002, MNRAS, 334,53.
• Mennella, A., Bersanelli, M., Burigana, C., Maino, D., Mandolesi, N., Morgante, G., Stanghellini, G., 2002, A&A, 384, 736.
• Seifert, M., Mennella, D., Burigana, C., Mandolesi, N., Bersanelli, M., Meinhold, P., Lubin, P., 2002, A&A, 391, 1185.
• Vielva, P., Barreiro, R.B., Holson, M.P., Martinez-Gonsalez, E., Lasenby, A.N., Sanz, J.L., Toffolatti, L., 2001, MNRAS, 328, 1.
• Wade, L.A., Bhandari, P., Bowman, R.C., Paine, C., Morgante, G., Lindensmith, A., Crumb, D., Prina, M., Sugimura, R., Rapp, D., 2000, Advances in Cryogenic Eng., 45, 499.

---