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

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

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

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

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

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

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

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

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

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