Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://mavr.sao.ru/hq/lrk/plank.html
Дата изменения: Unknown
Дата индексирования: Sat Apr 9 23:23:06 2016
Кодировка: koi8-r

Поисковые слова: внешние планеты
Radioteleskope
Миссия "Планк"
ESA-SCI (2005)1, June, "PLANCK: The Scientific Programme"
(Отчет рабочей группы)
перевод с англ. Нижельского Н.А.

1.1 Краткий обзор

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.

1.2 Введение

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.

1.3 Аппаратурный модуль

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 5о 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 1о. 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.

Таблица 1.1. Рабочие характеристики приемников "Планка"

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 45о, 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 85о 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 1о 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.

1.3.1 Комплект низкочастотных радиометров (LFI)

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 7о (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.

Таблица 1.2. Расчетные параметры комплекса LFIa

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).

1.3.1.1 Охладитель на уровень 20 К

Охлаждение входных частей LFI до 20 К достигается водородным сорбционным криоохладителем замкнутого цикла (Wade et al. 2000; Bhandary et al.2000,2001), который также обеспечивает предварительное охлаждение HFI до 18 К. Охладитель работает на принципе термоциклирования с комплектом компрессоров, заполненных гидридом металлов для абсорбирования и десорбирования газообразного водорода, который в качестве рабочей жидкости в рефрижераторе Джоуля-Томпсона (JT). Компрессор связан с радиатором при температуре 270+-10 К в теплой части спутника, а водородные трубопроводы предварительно пассивно охлаждаются до 50 К, прежде чем достигнуть 20 К расширительного клапана.
Необходимая вариация давления достигается циклированием температуры компрессоров с 270 до ~265 К. Во всей системе используется шесть идентичных компрессоров, каждый снабжен газовым переключателем для оптимизации их температурного режима. В любое время один из компрессоров - горячий и с повышенным давлением газа, другой охлаждается, третий нагревается, в то время как три оставшиеся холодные и абсорбируют газ. Такой принцип действия гарантирует отсутствие вибраций и передачи их к радиометрам, это уникальное преимущество такого рода охладителя весьма удачно реализовано в "Планке".

1.3.1.2 Систематические эффекты

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. 1.7. Входная часть с фокальной плоскостью HFI.
Телескоп фокусирует излучение на входы рупоров с гибридными канавками. Этот поток потом фильтруется и детектируется в болометрах при низкой температуре (0.1 К). Видны дополнительные элементы охладителей на уровни 20,4 и 0.1 К, а также концы жгутов. Жгуты экранированы подвижными гофрами и направляют сигналы от болометров к усилительным устройствам на JFET, смонтированным в коробке на раме телескопа. От этой коробки через другой жгут сигнал направляется на выходные устройства, находящиеся в сервисном модуле при комнатной температуре.
Характеристики и ожидаемые параметры HFI-части приведены в таблице 1.3. 52 боло