CC BY
43
УДК 524.827
ОБЗОР ОКОЛОЗЕНИТНОЙ ОБЛАСТИ НЕБА НА ЧАСТОТЕ 30 ГГц С 32-ЭЛЕМЕНТНОЙ МАТРИЦЕЙ РАДИОМЕТРОВ РАТАН-600
© 2013 Ю. Н. Парийский1, Н. Н. Бурсов2, А. Б. Берлин1,
М. Г. Мингалиев2,3, Н. А. Нижельский2, В. А. Столяров2,4,
П. Г. Цыбулёв2, Т. А. Семенова2, В. Б. Хайкин1, А. А. Гречкин2
1Санкт-Петербургский филиал Специальной астрофизической обсерватории РАН,
Санкт-Петербург, 19в140 Россия
2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 3Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, 420008 Россия
4Кавендишевская Лаборатория, Кембриджский Университет, Кембридж, CB3 0HE Великобритания
Поступила в редакцию 1З апреля 2012 года; принята в печать 18 декабря 2012 года
Сообщается о предварительных результатах глубокого обзора неба в области 00h < RA < 24h,
40◦ Б < Dec < 42 ◦ Б на PATAH-600 с новой фокальной матрицей, состоящей из З2-х первичных излучателей, на предельной частоте радиотелескопа З0 ГГц, с разрешением вплоть до Б" по прямому восхождению и 30" по склонению. Приводятся первые результаты, включая новые оценки по анизотропии фонового излучения на масштабах (l > 3000) и шуму от дискретных радиоисточников в диапазоне волн между каталогами NVSS и IRAS.
Ключевые слова: реликтовое излучение
1. ВВЕДЕНИЕ
Основной задачей работы является уточнение данных о некоторых частотно-зависимых фоновых излучениях между наблюдателем и эпохой рекомбинации (прежде всего — роль синхротронного и теплового излучения Галактики, дискретных радиоисточников, дипольного излучения макромолекул) на слабо изученных ранее угловых масштабах, интересных для космологии. Работа проводится в рамках программы “Генетический код Вселенной” [1, 2]. Часть полученных на PATAH-600 результатов уже опубликована в работах [З—11 ].
В последние годы активно обсуждаются возможности исследования физики Вселенной на красных смещениях z ^ 1000 вплоть до эпохи “инфляции” методами наземной и космической астрономии [12—18]. Одно из многообещающих направлений — исследование интенсивности и поляризации реликтового фона на масштабах, много меньших запланированных в таких проектах как WMAP (l < 1000) и Planck (l < 2б00).
Это привело к целесообразности использовать PATAH-600 на предельной длине волны 1 см на масштабах, значительно меньших, чем планировалось первично, в соответствии со стандартной теорией поляризации в E-моде сахаровских осцилляций с максимумом поляризации на l = 1000.
Предполагалось, что эта поляризация в основном связана с томпсоновским рассеянием реликтовых фотонов на электронах, и в этом случае статистический шум в параметре Стокса О равен шуму в параметре Стокса и: (О2) = (и2). Первый цикл наблюдений, начатый в июне 2009 г., предполагал исследование интенсивности на малых (вплоть до разрешения радиотелескопа) угловых масштабах одного параметра Стокса (О), который меньше подвержен инструментальной поляризации, связанной с поляризацией излучения Земли, и влиянию щелей между панелями основной поверхности. В настоящей статье мы приведем предварительные результаты, полученные в основном по центральному сечению Н2Р-обзора [3], проходящему на склонении радиоисточника 3С84, с использованием нового радиометрического комплекса диапазона 30 ГГц — МАРС-3 [19, 20].
2. МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ Эксперименты по анизотропии реликтового излучения относятся к наиболее трудным в наблюдательной радиоастрономии. Мы поясним некоторые методы, используемые ведущими группами в этой области, которые позволяют получить оценки анизотропии до нескольких лК статистической обработкой. Целью основных экспериментов является
сравнение теоретических моделей с наблюдениями. Теория пока не в состоянии предсказывать карты реликтового фона и дает только корреляционные свойства флуктуаций фонового излучения неба (Cl). Это дает возможность ограничиться статистической оценкой анизотропии реликтового излучения, что позволяет при правильно поставленном эксперименте получать значимые результаты при чувствительности на элемент разрешения в получаемых картах неба значительно ниже анизотропии фона (Ть). Практически все астрофизические результаты сегодня основаны на этой информации. Чем больше область обзора, тем точнее определяется искомая дисперсия.
Чувствительность каждого элемента матрицы МАРС-3 составляет около 5 mK при т = RC = 1 с (это соответствует а = 10 mK в полосе 0—1 Гц). Для достижения предельной чувствительности необходимо реализовать все возможности многоэлементной матрицы (Nreceivers ^ 1) и использовать максимально большое время интегрирования (Ndays » 1).
Область обзора должна быть с достаточно большим числом элементов исследуемого масштаба, чтобы статистическая погрешность (Cosmic variance) была не более флуктуационной чувствительности.
Наземные наблюдения отягощены не только фоном атмосферы, но и (в первую очередь) вариациями этого фона в поле зрения радиотелескопа. Радиотелескоп фильтрует часть этого шума [21 ]. Остаточный шум все равно часто намного превышает шум радиометра [7, 9]. Здесь мы отметим, что анизотропия интенсивности реликтового фона на масштабах, подверженных влиянию атмосферы, в настоящей статье пока не обсуждается. Это ограничивает нас масштабами, недоступными WMAP и эксперименту Planck.
Одной из центральных задач проекта “Генетический код Вселенной” является исследование поляризации фонового излучения Вселенной. Ожидаемые сигналы малы, и требуется предельно тщательное выравнивание свойств каналов, регистрирующих сигналы в ортогональных поляризациях. Мы практически решили эту проблему с помощью независимой регистрации сигнала в одном и другом полупериоде модуляции [20], использовав сильный неполяризованный фон атмосферы для выравнивания свойств каналов в ортогональных поляризациях. Этот метод освоен полностью и позволяет реализовать чувствительность радиометров при поляризационных наблюдениях, по крайней мере, на всех угловых масштабах менее 1°. Кроме того, он полностью устраняет как вариации шумов атмосферы, так и вариации усиления в радиометрах (они тождественны в ортогональных поляризациях на масштабах модуляции).
Измерения в режиме полной мощности показывают, что на временных масштабах от нуля до нескольких секунд времени доминирует белый шум радиометров, на больших масштабах, как правило, доминирует шум, связанный с вариациями вида 1// радиометра, а на самых больших масштабах — шум вариаций атмосферного излучения.
3. НАБЛЮДЕНИЯ
РАТАН-600 позволяет проводить наблюдения в различных вариантах. Наблюдения с перископом позволяют охватывать больший интервал склонений в суточных разрезах неба, чем при наблюдениях без перископа на высоких углах места. Однако, оптимальным вариантом является Северный сектор вблизи местного Зенита. Этот вариант позволяет использовать очень большое без-аберрационное поле зрения и, следовательно, применять большие фокальные матрицы. Обсуждавшийся при экспертизе проекта Западный сектор также позволяет применять большие фокальные матрицы, однако, в этом случае матрица расширяет поле зрения по склонению пропорционально числу элементов матрицы, но не может использоваться для повышения чувствительности на элемент разрешения. Эффективный телесный угол диаграммы направленности РАТАН-600 приблизительно в восемь раз меньше на Северном секторе в Зените, чем на Южном секторе с перископом. Это уменьшает и шум фоновых источников, который является основным на многих каналах эксперимента Planck.
Оказалось полезным регистрировать сигналы отдельно от каждого СВЧ-входа (от каждой поляризации). Новый вариант системы сбора данных [22] позволяет это делать, сохраняя возможность использовать режим сканирования, как в интенсивности, так и в поляризации. Пока проект ограничивается накоплением данных в интенсивности и в одном параметре Стокса Q, принимая достаточно очевидную гипотезу о равенстве на больших l реликтового шума в Q и U параметрах Стокса. Как и на всех радиотелескопах, имеет место инструментальная поляризация антенны (Земля, СВЧ-тракты и прочие). Опыт наблюдений (и теория) показывают, что поляризация собственного излучения Земли может достигать нескольких градусов антенной температуры, но доминирует горизонтальная поляризация. Поэтому мы выбрали для исследования поляризации параметр Q, разность сигналов с позиционными углами +45° и —45° относительно вертикали. Это практически полностью снимает проблему поляризации Земли. Инструментальные эффекты в радиометрах уменьшены более чем на порядок, используя неполяризованную атмосферу как опорный сигнал. Выравнивая сигнал от атмосферы в плоскостях
Таблица 1. Статистика имеющихся данных: количество часовых наблюдений на первом этапе накопления
RA, h
00
01
02
03
04
05
06
07
08
09
10 11 12
13
14
15
16
17
18
19
20 21 22 23
Declination, deg
40.7 40.8 40.9 41.0 41.1 41.2 41.3 41.4 41.5 41.6 41.7 41.8 41.9 42.0 42.1 42.2
7 25 23 21 26 23 19 44 90 41 27 27 22 22 23 20
7 24 22 21 26 23 20 44 90 43 28 27 25 25 23 19
7 25 22 23 26 22 22 43 92 42 28 26 25 25 24 19
6 27 23 22 26 22 14 41 61 43 26 25 25 25 24 20
6 27 22 22 25 23 14 42 79 42 26 26 25 23 23 19
5 26 21 23 25 22 14 21 76 30 26 26 25 25 22 20
3 25 19 22 23 22 15 41 81 42 26 26 24 26 25 20
4 25 19 23 23 23 14 41 81 42 26 22 24 27 25 20
4 26 21 22 23 21 15 44 85 42 26 21 24 23 25 20
4 26 21 23 23 23 15 43 79 44 25 21 25 23 24 18
4 28 21 21 23 23 16 43 87 45 24 21 25 22 24 18
3 25 20 23 21 24 16 43 87 44 22 21 25 23 24 18
3 26 20 23 23 23 16 42 78 40 23 22 21 24 25 18
4 28 22 23 24 23 16 42 80 42 24 21 25 23 24 18
4 28 22 23 25 19 16 43 78 40 21 21 24 23 25 17
4 28 23 23 26 24 17 43 77 39 22 24 24 25 26 17
4 26 23 22 25 24 15 40 80 41 25 25 25 26 26 17
4 26 23 23 25 23 15 38 79 40 22 25 25 26 26 18
5 26 24 23 25 23 13 39 75 38 21 24 23 25 26 18
6 25 23 22 25 23 13 17 78 29 24 24 24 24 25 18
6 19 22 22 22 21 12 17 67 28 23 25 23 22 21 19
6 21 23 23 23 19 13 42 80 40 26 25 24 24 24 19
7 24 23 22 27 20 13 42 96 39 27 25 20 24 23 20
7 24 23 22 27 21 13 42 93 39 26 25 24 23 23 20
42.3
16
16
16
19
19
19
19
19
19
19
18
18
19
19
19
18
18
17
16
15
15
15 14
16
+45° и —45° (что легко сделать, имея независимую регистрацию этих каналов), мы добились резкого снижения всех основных инструментальных вкладов. Заготовлены также сменные входные тракты радиометров для перехода (при необходимости) к параметру Стокса U.
Интервал склонений, выбранный для наблюдений на МАРС-3, совпадает с выбранным для многочастотных наблюдений, где поле зрения обзора было оптимизировано между шумом радиометров и шумом “cosmic variance” (статистический шум,
связанный с конечным числом элементов разрешения).
4. ПОДГОТОВКА НАБЛЮДЕНИЙ
В начале цикла наблюдений по программе “Генетический код Вселенной” было обследовано качество поверхности вторичного зеркала облучателя тип 2. По геодезическим измерениям точность центральной части зеркала облучателя оказалась около 0.3 мм (СКО), без учета верхнего ряда элементов.
При подготовке антенны к обзору на длине волны 1 см выполнялась автоматическая автокол-лимационная (АК) юстировка Северного сектора радиотелескопа на волне 8 мм [23].
Кроме самой юстировки в рамках подготовки коротковолновых наблюдений на облучателе тип 2 проведен поиск фазового центра фокусирующей системы по максимуму АК фокального пятна во всем фокальном объеме вторичного зеркала. Продольный АК фокус системы находился смещением облучателя вдоль рельсов, а также уточнялось положение горизонта вторичного зеркала. Уровень первых боковых лепестков отклика АК фокального пятна составил порядка 2—3% от максимума сигнала на длине волны 8 мм (в ночное время).
Следующим этапом была привязка антенны и матрицы радиометров МАРС-3 по небу. Для этого проводился ряд наблюдений яркого источника 3С84. В результате этих работ боковые лепестки сформированной диаграммы направленности радиотелескопа на высоте наблюдений (примерно 88°) составили около 5%, куда дополнительно вошли угломестные и прочие ошибки установки антенны.
5. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ
В марте 2012 г. завершен первый этап накопления данных глубокого обзора неба в области 0h < RA < 24h, 40 °5 < Dec < 42 °5 с применением новой фокальной 32-элементной матрицы на предельной частоте радиотелескопа 30 ГГц в рамках программы “Генетический код Вселенной.”
С 2009 г. проведено пять циклов наблюдений продолжительностью 2—4 месяца каждый. Сечения по склонению проводились через в', с центральным сечением, проходящим через радиоисточник 3С84. Расстояние между сечениями больше, чем полуширина диаграммы направленности по склонению, но меньше, чем полная ширина диаграммы по склонению, определяемая размером панелей отражающей поверхности РАТАН-600.
Это позволяет отдельно обработать области на высоких галактических широтах (75°) и на низких (Млечный путь пересекается 2 раза). В Таблице 1 представлена итоговая статистика по первому этапу накопления данных.
Эта статистика позволяет оценить возможность более глубокой обработки для области основных сахаровских осцилляций и для метода Брейсуэлла 2D FFT [24] через “стрип-интегрирование.”
При проведении наблюдений около 15% данных теряется по различным причинам (атмосферные осадки, технические и другие причины). Остальные записи имеют удовлетворительное качество для исследования малых угловых масштабов (l > 1000).
При предварительной селекции полученных данных еще около 15% записей исключены из рассмотрения (на всех масштабах), в основном из-за погоды. Практически все остальные записи удовлетворительны для исследования малых угловых масштабов (I > 1000). Для более крупных масштабов необходима тщательная селекция записей, достаточно свободных от атмосферного шума и других помех. Некоторые опробованные нами ранее методы можно найти в [7, 9]. Массив данных, пригодных к дальнейшей обработке, как правило, на треть подвержен атмосферному влиянию.
Калибровка каналов по неполяризованному излучению атмосферы позволяет получить данные удовлетворительного качества по поляризации фонового излучения неба даже в очень плохих погодных условиях.
Аномальный низкочастотный шум практически отсутствует в поляризационных наблюдениях, где исчезает шум атмосферы и шум от нестабильности коэффициента усиления (см. рисунок).
6. АНАЛИЗ ДАННЫХ И ПЕРВИЧНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ
Данные 2009 г. по центральному Р2Р-сечению (2740 часовых записей) пока использованы для оценки некоторых параметров фонового излучения Вселенной.
Достигнутое время накопления за один месяц на элемент углового разрешения (5" 5) составляет 15 с времени на 1 канал, или 480 с на все каналы. Чувствительность в режиме полной мощности (когда раздельно регистрируются полу-периоды модуляции модуляционного радиометра) для одного канала равна 5 тК при 1 с времени интегрирования идеальным интегратором. Для месячного цикла наблюдений получаем результирующее СКО (среднеквадратичное отклонение), равное 5/л/480 ра 0.23 тК, что составляет около 2.3 тЛу для точечных радиоисточников при площади радиотелескопа в период наблюдений около 300 м2.
Для масштабов Б2-шума (примерно 1;) время накопления с матрицей за месяц составило 5232 с (примерно 1.5 часа).
Для масштабов, характерных для поляризации реликтового излучения (I = 1000,10"8) время накопления на такой элемент разрешения составило 56553 с (примерно 15.7 часов).
Для масштабов, доступных WMAP на волне 1 см (I = 500) накопленное время вдвое больше (113 105 с, или примерно 31.4 часов).
Для первого доплеровского пика оно еще больше, 282 764 с, или примерно 3.27 дня, на элемент разрешения.
10-
z
H
о
а*
10
10
“I----1---1--1--1—гт
4
l > 2500
б
10-
10-1
Frequency, Hz
100
Пример отсутствия аномального низкочастотного шума (параметр Стокса Q).
Большое время накопления позволяет приблизить чувствительность эксперимента на РАТАН-600 к опубликованным данным по анизотропии реликтового фона, а высокое разрешение и большая собирающая площадь дает возможность уточнить роль дискретных радиоисточников и отделить их от образований, связанных с SZ-шумом и “струнами,” и провести поисковые наблюдения в неисследованной области I ^ 1000.
В соответствии с международной практикой, для статистических оценок шума неба используется не пиксельная чувствительность, а корреляционные свойства шума. Это позволяет выделять сигналы с отношением Б/Ы существенно менее 1 при большом числе пикселей в поле зрения.
7. ШУМЫ НЕБА В ОБЛАСТИ МАСШТАБОВ, НЕДОСТУПНЫХ WMAP И ЭКСПЕРИМЕНТУ PLANCK
Анализ шумов в области 3GGG < l < 5GGG в цикле наблюдений 2009 г. пока проведен для центрального сечения RZF-обзора в режиме полной мощности. Полиномы Лежандра с указанными номерами гармоник соответствуют угловым масштабам в интервале 2 '2—3б, которые проходят через диаграмму РАТАН-600 за 12—2G c. В этой области временных масштабов получено достаточно большое время накопления, около 17 5GG c (примерно 5 часов) на пиксель, а аномальный шум радиометров полной мощности (1/f) и шум атмосферы не слишком ухудшают чувствительность по сравнению с “белым шумом.”
Дисперсия полусуммы двух независимых групп наблюдений оказалась близкой к дисперсии их по-луразности, что говорит о малости сигнала, общего для двух групп. Формально для шума, выраженного в единицах антенной температуры, мы получили:
^(1+П)/2 = 55-76 Р(\-\\)/2 = 55-49
Отсюда можно оценить ограничения на общий в двух группах сигнал. Сигнал (среднеквадратичное отклонение, СКО) в интервале 3000 < I < 5000 формально равен:
а = 5.4 ^K (+4 ^K / — 5 ^K).
(1)
Это меньше, чем сигнал в эксперименте СВ! для этих масштабов в несколько раз (приблизительно 27 лК), и меньше, чем в эксперименте В1МА (22 лК) [25] (рабочие частоты этих экспериментов близки к диапазону МАРС-3). СКО по антенной температуре меньше, чем СКО по яр-костной по ряду причин, и различие на масштабах с I = 3000 достигает 50%. С другой стороны, на этих масштабах наряду с обсуждаемым многими SZ-шумом [25, 26] появляется шум от дискретных радиоисточников и шум “гравитационного лин-зирования” [26]. Для разделения всех эффектов нужны специальные исследования.
8. ШУМЫ НА МАСШТАБАХ ДИАГРАММЫ РАТАН-600
Эти масштабы в 1-пространстве соответствуют временным интервалам от 0.3 до 2 с. Обычно
з
2
Таблица 2. Статистика обнаруженных деталей. Здесь Expected — ожидаемое число радиоисточников по исследованию NVSS-популяции на коротких волнах; Obs — наблюдаемое число объектов; Noise — ожидаемое число деталей для белого шума с реализованной чувствительностью; Ta — антенная температура обнаруженных деталей
S/N Число объектов Т -Lay mK Пиковая плотность потока, mJy
Obs Expected Noise
>3 120 5 128 1.5 15
>4 6 4 4 2 20
>5 2 3 0 2.5 25
предполагается, что на этих масштабах к шумам радиометров добавляется некоторый шум от фоновых радиоисточников.
В полное поле зрения РАТАН-600 по склонению на волне 1 см входит вертикальная диаграмма одного элемента основной поверхности. Это составляет около 6' по уровню “нулевой мощности.” В суточном разрезе неба в это поле попадают тысячи источников ЫУББ- и РЩБТ-каталогов. Однако можно надеяться, что объекты с инверсными спектрами будут видны в Р2Р-обзоре на длине волны 1 см.
Проведена оценка числа пикселей на среднемесячном разрезе неба, где сигнал на выходе радиотелескопа ощутимо превосходит дисперсию шума. В Таблице 2 приводятся результаты для 180 000 пикселей размером НРВЖ
Мы приняли область обзора в центральном сечении примерно 3П°. Это скорее нижний предел области неба, определяемый полушириной диаграммы по половинной мощности по склонению (0 '.5). Реально чувствительность радиотелескопа не нулевая в диаграмме элемента отражающей поверхности (6'). К сожалению, на столь коротких волнах не проводилось ни одного “слепого” обзора неба, кроме очень грубого обзора WMAP и глубоких обзоров очень малых областей неба на УРА. Малая область обзора неба на центральном сечении позволяет пока утверждать, что число радиоисточников с инверсными спектрами, как в ЫУББ-каталоге, так и не попавших в него, не велико. Это не противоречит данным работы [27] (1% объектов с инверсными спектрами). По завершению всего Р2Р-обзора (16 сечений по склонению) можно увереннее оценить их число.
На уровне меньше 4 а можно провести статистическую оценку шума от дискретных радиоисточников, используя стандартные методы корреляционного анализа. Одновременно структура
функции корреляции между массивами (и автокорреляции) позволяет разделить разные источники шума (шумы в дальней зоне радиотелескопа, шумы атмосферы в апертуре РАТАН-600, 5 — коррелированные шумы радиометра). Эффективность корреляционного метода зависит от размера массива. Погрешности в коэффициенте корреляции, как известно, порядка 1/N1/2, где N — число независимых элементов в массиве. Для одного центрального сечения максимальное N близко к числу диаграмм в сечении (24 х 3600/0.5 w 17 300) и около 2 765000 для всего RZF-обзора, так что планируемый выигрыш в отношении сигнал/шум составит V2 765 000 и 1663.
Все данные по центральному сечению (около 3400 однорупорных суточных массивов) были разбиты на две группы, дисперсии их полусуммы и полуразности приведены ниже в градусах антенной температуры вместе с погрешностями определения дисперсий.
Анализ полученного по центральному сечению массива показал наличие слабого, коррелированного в двух независимых группах сигнала, несколько большего, чем ожидаемый при моделировании шума фоновых источников со средним двухчастотным (1.4—30 ГГц) спектральным индексом
0.8(Sv va). Попытка согласовать реально наблюдаемый шум с модельным потребовала уменьшить их спектральный индекс до 0.6—0.7.
Общее число NVSS-источников во всей области обзора (40° 5 < Dec < 42 ?5) более 32 000, что с учетом площади обзоров примерно равной 300П° дает порядка 100 источников на 1П°, или 1 источник с инверсным спектром. Тогда ожидаемое число только NVSS-источников со стандартными спектрами (0.8) составляет около пяти для площадки размером около 0°017 х 300° (5П°).
9. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Мы привели предварительные результаты наблюдений на матричном радиометрическом комплексе МАРС-3. Уже накопленные данные позволили получить чувствительность по белому шуму, вполне сопоставимую с достигнутой в эксперименте WMAP по деталям того же углового размера.
Как и ожидалось, шум радиометра все равно доминирует над шумом ожидаемых сигналов, и в таких случаях оказывается эффективной корреляционная методика оценки статистических свойств сигнала за счет большого числа элементов исследуемого размера. Мы считаем, что эта методика будет полезной и при завершении всех планируемых работ по проекту РАН “Генетический код Вселенной.”
Одновременно выявлены и основные источники шумов, препятствующие реализации чувствительности по белому шуму. Это, прежде всего, шум атмосферы, резко растущий с ростом размера исследуемых деталей, и аномальный шум радиометров, который виден и на меньших масштабах. Шум атмосферы одинаков на всех каналах матрицы, поэтому не осредняется при суммировании данных по всем каналам. Шум радиометров независим в каналах и осредняется как корень из числа каналов.
При исследовании очень мелких масштабов остается только белый шум радиометров. Это позволило сделать независимые оценки для полиномов Лежандра с l ^ 1000, и для оценки роли дискретных радиоисточников в режиме близкого сканирования. Показано, что шум неба на масштабах 3000 < l < 5000 меньше, чем получено в экспериментах прошлых лет (например, CBI эксперимент [25]). Шум от дискретных радиоисточников близок к ожидаемому [27] и не предполагает существования обсуждаемой в литературе новой популяции радиоисточников, по крайней мере, на уровне примерно 1 mJy на длине волны 1 см.
Поляризационные наблюдения практически полностью устраняют шум атмосферы и аномальный шум радиометров. Дальнейшее накопление данных позволит получить астрофизически значимые результаты по поляризации на основных масштабах. Достигнутая чувствительность по поляризации близка к ожидаемой на l = 1000 и выше чем шум от мелкомасштабной поляризации Галактики на высоких широтах.
Для продвижения по чувствительности при измерении интенсивности предполагается использовать данные по излучению атмосферы в линии водяного пара [21 ]. Для этого установлен трехчастотный комплекс радиометров на волны 1.38, 2.7 и 6.2 см рядом с матричным радиометрическим комплексом МАРС-3. Для исследования интенсивности на не слишком больших масштабах устанавливается радиометр на волне 1 см на предельно большом расстоянии от МАРС-3 на фокальной линии вторичного зеркала. Дальнейшая обработка покажет эффективность этих методов. Борьба с аномальным шумом радиометров требует кардинальных методов и пересмотра структуры радиометров (например, по типу эксперимента Planck [26]).
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы статьи выражают благодарность службе эксплуатации и группе АСУ радиотелескопа РАТАН-600 за обеспечение длительных наблюдений на РАТАН-600 с высокой чувствительностью. Работа выполнена при финансовой поддержке Российского фонда фундаментальных
исследований (гранты 11-02-12036-офи-м-2011, 11-02-00489-а) и Министерства образования и науки Российской Федерации (государственные контракты 14.518.11.7054, 16.518.11.7062 и 16.552.11.7028).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. http:/www.spbf.sao.ru/CG/.
2. Yu. N. Parijskij, Astronom. and Astrophys. Trans. 19, 265 (2000).
3. N. N. Bursov, Yu. N. Pariiskii, E. K. Maiorova, et al., Astron. Rep. 51, 197(2007).
4. N. N. Bursov, Candidate’s Dissertation in Mathematics and Physics (SAO RAS, Nizhnii Arkhyz, 2003).
5. T. A. Semenova, N. N. Bursov, and Yu. N. Pariiskii, Astron. Rep. 51, 257 (2007).
6. T. A. Semenova, Yu. N. Pariiskii, and N. N. Bursov, Astron. Rep. 53, 1 (2009).
7. T. A. Semenova, Yu. N. Parijskij, and P. G. Tsybulev, Astrophysical Bulletin 64, 191 (2009).
8. T. A. Semenova, N. N. Bursov, and Yu. N. Parijskij, Astrophysical Bulletin 64, 270 (2009).
9. T. A. Semenova, Candidate’s Dissertation in Mathematics and Physics (SAO RAS, Nizhnii Arkhyz, 2009).
10. P. G. Tsybulev, A. B. Berlin, N. A. Nizhel’skij, et al., Astrophysical Bulletin 62, 193(2007).
11. V. A. Stolyarov, Yu. N. Parijskij, N. N. Bursov, et al., Astrophysical Bulletin 67, 29 (2012).
12. D. Baumann, M. G. Jackson, P. Adshead, et al., arXiv:astro-ph/0811.3919v1 (2008).
13. A. H. Guth, Phys. Rev. D 23, 347 (1981).
14. A. D. Linde, Phys. Lett. B108, 389(1982).
15. A. Albrecht and P. J. Steinhardt, Phys. Rev. Lett. 48, 1220(1982).
16. A. D. Linde, Phys. Lett. B129, 177(1983).
17. A. A. Starobinsky, Phys. Lett. B 91, 99(1980).
18. A. A. Starobinsky, JETP Lett. 30, 682 (1979).
19. A. B. Berlin, G. M. Timofeyeva, N. A. Nizhelsky, et al., Astronom. and Astrophys. Trans. 19, 559 (2000).
20. A. B. Berlin, Yu.N. Parijskij, N.A. Nizhelskij, et al., Astrophysical Bulletin 67, 340 (2012).
21. Н. А. Есепкина, Д. В. Корольков, Ю. Н. Парий-ский, Радиотелескопы и радиометры (Наука, Москва, 1973).
22. P. G. Tsybulev, Astrophysical Bulletin 66, 109 (2011).
23. В. Б. Хайкин, Н. Н. Бурсов, Д. М. Караваев и др., в “Тезисы докладов ВАК-2010” (Нижний Архыз, 2010), с. 35.
24. J. L. Pawsey and R. N. Bracewell, Radio Astronomy (Clarendon Press, Oxford, 1955; Изд. иностр. лит., Moscow, 1958).
25. A. Cooray, A. Melchiorri, Physical Review D 66 083001,(2002).
26. http://www.rssd.esa.int/SA/PLANCK/docs/ /Bluebook-ESA-SCI(2005)1_V2.pdf.
27. B. S. Mason, T. J. Pearson, A. C. S. Readhead, et al., Astrophys. J. 591, 540 (2003).
Circumzenithal Sky Region Survey at the Frequency of 30 GHz with the 32-Element
Radiometer Matrix of the RATAN-600
Yu. N. Parijskij, N. N. Bursov, A. B. Berlin, M. G. Mingaliev, N. A. Nizhel’skii, V. A. Stolyarov, P. G. Tsybulev, T. A. Semenova, V. B. Khaikin, A. A. Grechkin
We report the preliminary results of a deep sky survey in the field of 00h < RA < 24h, 40?5 < Dec < 42?5 with the RATAN-600 and its new focal 32-feed receiver matrix at the limiting radio frequency of 30 GHz, with the resolution up to 5" in right ascension and 30" in declination. The first results, including new estimates of the anisotropy of background radiation at the scales of(l> 3000) and noise from discrete radio sources in the wavelength range between the NVSS and IRAS catalogs are listed.
Keywords: cosmology: cosmic background radiation
