Высокая чувствительность и стабильность измерительных приборов миссии ПЛАНК достигнута посредством совершенно новых технических разработок. Здесь мы отразим их существенные аспекты. Чтобы в космологическом окне на волне порядка 3 мм (соответствующая частота 100 ГГц) достичь углового разрешения в 10 минут дуги, раскрыв телескопа (рис. 10 и 11) должен составлять около 1.5 м.

Рис.10. Научная аппаратура миссии ПЛАНК включает в себя первичное и вторичное зеркала телескопа и два комплекта измерительной техники. Значительная часть приемных систем расположена вблизи фокальной плоскости телескопа, но большинство их компонентов распределено по всему зонду и на этой картинке не видны. К важнейшим частям относятся и криогенные агрегаты, которые охлаждают приемники до предельно низких температур.

Телескоп сконструирован так, что помехи от источников, расположенных вне поля зрения, минимизированы. Первичное и вторичное зеркала - эллиптические и установлены так, что падающее излучение не затеняется краями зеркал и механическими конструкциями. Подобные "кривые" оптические схемы уже использовались в прежних экспериментах по реликту.

Рис.11. Телескоп ПЛАНКа принимает излучение неба и направляет его на фокальную плоскость. Весь он высотой 3м и диаметром 3м, оба его зеркала, покрытых алюминием, состоят из искусственного материала, упрочненного углепластиком.

Поскольку в ПЛАНКе было необходимо разместить большое число приемников в широком частотном диапазоне, вся конструкция тщательно проработана. Зеркала состоят из искусственного вещества, армированного углепластиком с сотовой слоистой структурой и покрытого тонким слоем алюминия. Эти зеркала годятся для работы в открытом космосе, обеспечивают высокий коэффициент отражения (> 0.995), они легки, имеют малые ошибки поверхности (в среднем около 5 микрон) и стабильны к термическим воздействиям. Например, главное зеркало размером 2 х 1.5 м весит всего 28 кг, но достаточно прочно, чтобы выдержать стартовые перегрузки. Его форма остается неизменной, несмотря на то, что температура при старте составляет 300К, а при работе в космосе опустится до 40К.

При длинах волн, на которых наблюдает ПЛАНК, очень важны дифракционные эффекты. Они вызывают дифракционную картину, которая при больших отклонениях от оптической оси не убирается полностью. Рассеянный свет, который попадает на приемники с направлений, далеких от луча зрения, представляет для экспериментов по реликтовому фону большую проблему. В микроволновом диапазоне реликт составляет только около одного процента засветки от Земли, поэтому эксперименты на низких орбитах подвержены этому мешающему излучению. Только на орбитах, далеких от Земли, этот эффект заметно ослабляется, так как уменьшается телесный угол, под которым наблюдается Земля. Это - одна из главных причин, по которым для WMAP и ПЛАНКа выбраны орбиты вокруг либрационной точки Лагранжа L2 (см. SuW 1/2008, с.48). Из точки L2 наша Земля выглядит так же, как с Земли полная Луна. Но для высокой чувствительности ПЛАНКа даже в точке L2 нужно весьма эффективно экранировать рассеянный свет - допустимая граница лежит около 10 - 9, что для ПЛАНКа не достижимо никогда. Чтобы так эффективно подавить засветку, приемная оптика покрывает только малую часть телескопа, а весь телескоп окружен большими защитными экранами.

Рис.12. Наблюдаемые разными приемниками участки образуют очень дырявую картину (слева) и расположены на небе на 85 градусов от оси вращения космического зонда.

Исчерпывающая серия тестовых измерений (при которых были достигнуты беспрецедентные точности) показала, что необходимый уровень экранировки действительно получен. Параллельно этому было тщательно отработано программное обеспечение, затрагивающее все аспекты оптики, для всех приемников построены точные модели хода лучей и проверены измерениями.

Рис.13. Телескоп ПЛАНКа готовится к измерениям в холодном состоянии. Такая тщательная перепроверка оптических особенностей в теории и лабораторным путем соответствует самым современным технологиям в области микроволновых антенн.

Телескоп ПЛАНКа направляет фотоны из малой вырезки неба на фокальную плоскость.

Рис.14a. Модель конфигурации фокальной плоскости. Первые элементы устройств, которые они там встречают, - это рупорные антенны (рис.14b и c).

Рис.14b. Фокальная плоскость низкочастотной аппаратуры (LFI); весь комплект охлаждается сорбционным насосом до 20К. Видны рупорные антенны на 30, 44 и 70 ГГц и часть модулей на 70 ГГц с волноводами. Центральное отверстие занимают высокочастотные приемники (HFI).

Рис.14c. Фокальную плоскость HFI комплекта занимают рупорные антенны различных размеров, перекрывающие шестью полосами частотный диапазон от 100 до 850 ГГц. Эта часть охлаждается криомашиной Стирлинга до 4К (первая ступень), а сами болометры до 0.1К.

Это резонансные антенны, собирающие микроволновое излучение и, тем самым, дающие возможность очень четко различать чувствительность в заданном направлении и рассеянный свет. После рупорных антенн судьба фотонов кардинально зависит от того, на какой вид детектора они попали.
В миллиметровом диапазоне волн имеется, главным образом, два вида технологии приемников. Первый основывается на корреляционном радиоприеме, концепция которого сходна с СОВЕ и WMAP и уже была использована Пензиасом Вильсоном в их знаменитом эксперименте в середине 1960-х годов. Другой, второй, построен на болометрических детекторах с фильтрами, которые охлаждаются до предельно низких температур и похожи на уже использованные в ряде баллонных экспериментов.
Ни одна из обеих технологий до сих пор не доказала, что в состоянии обеспечить необходимую чувствительность внутри всего спектрального диапазона ПЛАНКа. Поэтому на ПЛАНКе применены обе технологии с учетом их отдельных преимуществ. Аппаратура низкочастотной части рабочего диапазона (LFI) оснащена радиометрами, охлаждающимися до 20 К и перекрывающими частотный диапазон от 30 до 70 ГГц. Высокочастотное оборудование (HFI) состоит из болометров, охлаждающихся до 0.1К и шестью полосами перекрывающих диапазон от 100 до 850 ГГц. Наряду с телескопом эти приемники представляют собой недостижимую ранее комбинацию чувствительности широкого спектрального диапазона и покрытия неба.

Рис.14d. Собранные высокочастотные и низкочастотные комплекты аппаратуры устанавливаются на космический зонд. Фокальная плоскость расположена на плите, развернутой вниз.

Излучение с длиной волны более 3 мм накапливается в LFI приемниках (рис.15). Оно попадает в соответствующие волноводы, которые разделяют обе ортогональные линейные поляризации. Каждый поляризационный канал связан с собственным радиометром, так что сохраняется полная информация об интенсивности и линейной поляризации падающих фотонов. Большое преимущество когерентного приемника в том, что он может очень точно разделять друг от друга обе поляризации, точность лежит в диапазоне около 0.01%.

Рис.15. Вверху - схема пути сигнала через цепочку LFI радиометра (входная часть). Внизу - измеряемый сигнал, опорный сигнал и их разность. Стабильность разностного сигнала в 10 000 раз выше, чем отдельных компонентов. LFI часть содержит 11 рупорных антенн, связанных с 44 детекторами.

Радиометры начинаются с многокаскадных НЕМТ транзисторов (high electron mobility transistor), которые усиливают сигнал примерно в 10 миллионов раз. В НЕМТ транзисторе электроны проводимости ограничены двумерными слоями, снижающими рассеяние, подвижность электронов растет, поэтому шумы очень низки. ПЛАНК использует НЕМТы на фосфиде индия (InP) последнего поколения с шириной затвора всего лишь 50 нанометров. Собственные шумы НЕМТ транзистора значительно снижаются при очень низких температурах.
Чтобы оптимизировать возможности аппаратуры, вся входная часть LFI приемников охлаждается до 20 К. Другое преимущество InP НЕМТ транзисторов - их низкие токи питания, что для проведения криогенных экспериментов в космосе - неотъемлемое условие. Весь комплект из 44 усилителей потребляет менее 0.5 Вт. Недостаток НЕМТ усилителей в том, что они вводят дополнительный источник низкочастотных шумов (так называемые шумы типа 1/f). Чтобы подавить их влияние, сигнал от неба постоянно сравнивается с внутренним опорным источником (чернотельной нагрузкой) с температурой 4 К. Устроено это так, что перед каждым усилителем и после него установлены специальные устройства, позволяющие смешивать сигнал от неба с сигналом опорного источника.

Таким образом, оба сигнала претерпевают те же воздействия, проходя через параллельные цепочки НЕМТов. Если взять их разность, то эти дополнительные шумы исчезают, а сигнал становится в 10 тысяч раз стабильнее, чем при использовании одной цепочки. Остающиеся помехи в измеряемом сигнале снижаются далее с помощью способа обзора неба космическим зондом, при котором сравнение измерений ведется на интервалах в одну минуту. Далее сигналы поступают в волноводы длиной полтора метра, которые соединяют между собой холодные (20 К) и теплые (300К) части оборудования. После дальнейшего усиления в 1000 раз сигналы регистрируются детекторными диодами. Чтобы подавить дополнительные нестабильности, вносимые теплой частью, фазовый переключатель 4000 раз в секунду коммутирует сигналы от неба и опорной нагрузки. Постоянное напряжение на выходе детектора усиливается, интегрируется, оцифровывается, затем информация сжимается и посылается на наземную станцию. Все эти меры служат тому, чтобы обеспечить стабильность инструмента, достаточную для обнаружения флуктуаций в микрокельвин на уровне фона, который в миллион раз ярче.
Комплект LFI аппаратуры был протестирован в лаборатории на различных стадиях разработки, от отдельных частей до всей системы в целом. При этом получились значения чувствительности, соответствующие ожидаемым, и стабильность, превосходящая самые оптимистические прогнозы.

Излучение с длинами волн короче 3мм собирается в аппаратуре HFI. Точный частотный диапазон определяется интерференционным фильтром, устроенным так, что его нагревание излучением изолируется и не передается далее внутрь. В зависимости от типа болометра выбирается какое-то заданное направление вектора поляризации или не выбирается. Избранные фотоны абсорбируются в болометре, поскольку падающая электромагнитная волна возбуждает электроны в адсорбере, а затухающее движение электронов преобразуется в теплоту. Это тепло повышает температуру на крохотную величину, в пределах 0.1 микрокельвина, которая измеряется твердотельными термометрами из легированного кремния.
Среди детекторов HFI двадцать не поляризованы. Они принимают излучение ненаправленной решеткой сопротивлений, похожей на паутину. 32 болометра чувствительны только к линейно поляризованному свету. Они принимают излучение двумя ортогонально расположенными решетками из параллельных проволочек-сопротивлений, из которых только поляризованные параллельно к проволочкам компоненты электрического поля и принимаются. Предельная чувствительность HFI аппаратуры достигается только при охлаждении болометров и окружающего их пространства (камеры) до температуры 0.1 К. При тестировании болометры показали чувствительность, лежащую вблизи границы, установленной квантовой физикой в абсорбирующем материале. ПЛАНК - это первый космический эксперимент, в котором детекторы охлаждаются до столь низких температур. Чтобы этого достичь, часть HFI оборудования, лежащая на фокальной плоскости, устроена как русская матрешка (рис.16).

Рис.16. Слева - разрез через систему охлаждения и расположение детекторов HFI показывает различные термические компоненты "русской матрешки". В центре - схематический разрез детекторного модуля; вверху - охлаждаемые до 4К входные рупорные антенны, излучение проходит через фильтр (при 1.6 К) и достигает болометра (0.1К). Справа - болометр "паучья сеть" и два поляризационно-чувствительных болометра.

Она состоит из вставленных друг в друга холодных слоев, каждый их которых защищает последующий от излучения и теплопроводности более теплых частей. Каждый слой охлаждается отдельной криомашиной. При этом обеспечивается охлаждение последней ступени до 0.1К. Система экранирования настолько эффективна, что для охлаждения последней ступени необходима мощность менее микроватта. Температура плиты, на которой расположены болометры, тоже должна быть очень низкой и очень стабильной, так как флуктуации температуры болометра можно принять за настоящий сигнал от неба. Чтобы достичь стабильности температуры на уровне нанокельвина, была разработана оригинальная конструкция и предельно чувствительные термометры.

Как и в LFI аппаратуре, здесь использована модульная схема считывания информации, чтобы достичь нужной стабильности. Считывающая электроника построена на усилителях с модулированным темновым током и низкими шумами, усилители были разработаны специально для этого проекта. Ни один, уже работающий, прибор в мире не похож на HFI систему, для которой были разработаны новые элементы, новые принципы и совершенно новая архитектура. Возможности HFI системы, измеренные в лаборатории, оправдывают самые оптимистические ожидания. Это означает также, что точность измерений в космосе будет определяться, прежде всего, количеством информации, содержащейся в самом излучении. содержащейся в самом излучении.

Неординарным техническим заданием для ПЛАНКа была комплексная термическая разработка, необходимая для работы обеих частей приемной аппаратуры: LFI радиометры должны работать при температуре 20К, а HFI болометрам нужно еще более требовательное охлаждение до 0.1К. Такого сложного криогенного оборудования в космосе не было никогда. Поставленная цель достигнута путем комбинации пассивного охлаждения с активной трехступенчатой системой охлаждения. Космический зонд имеет три термических экрана ("V-профиля"), разделяющие теплый (300К) отсек питания от холодного телескопа и приборного отсека, находящегося в темноте.

Рис.17. Эта модель показывает, как сильно влияет система охлаждения на всю архитектуру спутника. Три V-профиля обеспечивают пассивное охлаждение до 50К, сорбционными охладителями достигаются температуры 18-20К, а охладителями на эффекте Джоуля-Томпсона до 4К. Емкости с ³Не и ⁴Не служат для охлаждения болометров до 0.1К. На врезке показаны трубопроводы для подачи охлаждающей жидкости к фокальной плоскости.

Термические испытания криогенной модели ПЛАНКа показали, что температура в приборном отсеке не превышает 50 К. Активные цепи производят дальнейшее охлаждение до предельно низких температур, необходимых детекторам. Применены три различных активных охладителя, работающие как одна интегрированная система: водородный сорбционный охладитель, обеспечивающий температуры 20К для LFI части и 18 К для HFI аппаратуры, охладитель Джоуля-Томпсона, выдающего 4 К для HFI и холодных нагрузок LFI радиометров, а также гелиевый охладитель с разрежением и открытым циклом, который дает 0.1 К для HFI болометров. Вибрации активных охладителей представляют собой дополнительный источник нежелательных эффектов. Поэтому уровень температур 18-20К достигается специально разработанным водородным сорбционным охладителем, не содержащим механически подвижных частей. Охладитель работает по термическому циклу с 6 компрессорами, заполненными металлгидридом. В зависимости от температуры этот материал абсорбирует водород или снова выделяет его. Водород является рабочим веществом для охладителя Джоуля-Томпсона. В каждый момент времени один из компрессоров нагрет и выдает газообразный водород под высоким давлением, другой компрессор охлаждается, третий нагревается, а три холодные абсорбируют газ. Такой род работы не создает вибраций для детекторов, что является исключительным свойством такого рода охладителей.

4К - ступень состоит из охладителя Джоуля-Томпсона, работающего от механических компрессоров, предварительно охлаждающихся сорбционным охладителем до 18К. Эти компрессоры работают в положении "голова к голове", которое компенсирует импульс. Вибрации еще затем снижаются путем электронной компенсации толчков компрессоров. Свободная от вибраций ступень 0.1К, наконец, использует новый принцип разрежения, базирующийся на трении и для работы требующий невесомости - прежде всего поэтому он рассчитан на использование только в космосе. Не только низкие температуры, но и их стабильность необходимы для успеха ПЛАНКа. Пассивные элементы теплового рассеяния и активные для понижения температур обеспечивают стабильность различных ступеней охлаждения на уровне ниже собственных шумов детекторов. Несколько цифр иллюстрируют термические требования, поставленные перед коллективом разработчиков: отсек питания потребляет около 1800 Вт, в то время как детекторы могут измерять мощность 10^-17Вт (т.е. десять миллиардных миллиардной части ватта!), а напряжения на уровне 1 нановольта. Приемники ПЛАНКа чувствительны ко всем видам энергии - тепловой, электрической или механической. Это означает, что все типы мешающих источников энергии должны подавляться в 10²⁰ раз, что требует экстремальной комбинации знаний, опыта, творчества при разработке, моделировании и экспериментальных работах!

Интересные Интернет-ссылки о миссии ПЛАНК находятся на
www.suw-online.de/artikel/936596/