Около 82% неба доступно исследованиям с помощью РАТАН-600. Чем больше область обзора, тем менее влияние на точность измерений конечности числа независимых элементов разрешения (проблема "Cosmic Variance"). Однако, при фиксированном общем времени накопления сигнала уменьшается точность определения яркости каждого элемента разрешения. Для каждого доплеровского пика можно найти оптимальный размер области неба. Чем выше чувствительность радиометра, тем большую область неба удается исследовать. Оптимум достигается при условии, когда отношение СИГНАЛ/ШУМ=1 на каждом пикселе. При этом относительная ошибка в определении главного параметра, Cl, амплитуд пространственного спектра мощности реликтового фона, оказывается минимальной. Ясно, что при идеальном приемнике все определяется только COSMIC VARIANCE, и можно исследовать все небо с точностью, определяемой только числом элементов, если пиксельная чувствительность близка к Cl. Для вариаций реликтового фона очень большего масштаба (например, для квадруполя) даже с идеальным радиометром нельзя получить точность, выше 40% для проверки гипотез нужно заставить Вселенную "рождаться" много раз! Для больших значений l ситуация резко упрощается. Более того, можно изменить постановку задачи и ограничить точность измерения космологических параметров разумной величиной, скажем, 1%-3%. Считается, что теория пока не готова к более точным проверкам. Тогда можно найти для заданной чувствительности радиометра минимальный размер исследуемой области, где достигается эта точность за выделенный для эксперимента интервал времени. В этом случае, если fsky- доля неба, исследованного c пиксельной чувствительностью близкой к Cl, имеем:

Ясно, что единого для всех l решения нет, и разные группы решают проблему по разному. Для всех космических проектов, как правило, оптимизируется скорость сканирования диаграммы по небу. Для РАТАН-600 наиболее простой режим - режим неподвижного относительно Земли инструмента. Скорость перемещения диаграммы по небу определяется вращением Земли и время накопления сигнала от каждого пиксела размером 100/l градусов за 1 день наблюдений составляет (100/l) * 4' sec (d) .

При (Cl*l*(l+1)/2pi)^0.5=70 микроК отношение СИГНАЛ/ШУМ=1 за сутки достигается при флуктуационной чувствительности радиометра или матрицы около 1мК/ сек^0.5 для всех прошедших через диаграмму радиотелескопа пикселов при cos(d)=1 и при соответственно меньшей чувствительности при исследовании областей неба с большим склонением. Число суточных пикселей составляет:

Таким образом, за одни сутки на одном экваториальном сечении при любой чувствительности радиометра нельзя получить точность определения спектра мощности реликтового фона Вселенной выше:

Ограничив себя разумными пределами по точности определения пространственного спектра мощности 3К фона, 1-3%, можно найти размеры минимальной области неба, необходимой для достижения требуемой точности эксперимента. При работе с радиометрами высокой чувствительности эта область может быть значительно меньше, чем при стандартной оптимизации на минимум значения dCl/Cl. Так как каждая компонента спектра независима, то можнео повысить чувствительность осредняя данные по интервалу dl=lmax-lmin. C другой стороны, наличие систематических эффектов включая абсолютную калибровку данных практически ограничивает точность измерений цифрой 3-5% независимо от времени накопления сигнала. Поэтому, поиск компрмисса по области неба оказывается зависимым от многих плохо формализуемых факторов.

 Рис. 23. Все параметры как функция 1/w= (s_pixelQ_fwhm/T0)²

Пример формального решения по выбору оптимальной области неба, рассчитанного для проектируемого матричного радиометра с чувствительностью 0.5мК/сек и для значений l=1000, наиболее интересных при исследовании поляризационной структуры 3К фона, приведен на рис.22.

Зависимость точности определения некоторых основных параметров Космологии от числа и качества радиометров в фокальной плоскости приведена на Рис 23, 24