Поиски в микроволновом и оптическом диапазонах



Мы поможем в написании ваших работ!


Мы поможем в написании ваших работ!



Мы поможем в написании ваших работ!


ЗНАЕТЕ ЛИ ВЫ?

Поиски в микроволновом и оптическом диапазонах



 

13.3.1. Поиски в микроволновой области

 

Рис 13.3

Рис. 13.3 демонстрирует несколько аргументов в пользу выбора микроволнового диапазона. Левая, длинноштриховая линия на рисунке показывает (в условных единицах) мощность излучения, приходящего к нам от Галактики. Это синхротронное излучение электронов при их движении в магнитном поле, пронизывающем нашу Галактику. Его мощность быстро уменьшается с ростом частоты, так что в области частот выше 103 МГц самым мощным источником микроволнового излучения становится то, которое сохранилось с эпохи Большого взрыва (средняя, короткоштриховая линия). На более высоких частотах поглощение в атмосфере Земли увеличивает порог обнаружимости внеземных источников, что и показывает правая штрих-пунктирная кривая на рис. 13.3. Три описанных эффекта объединены суммарной (сплошной) линией. Мы видим, что эта кривая имеет минимум в низкочастотной части микроволнового диапазона. Кроме того, уровень шума в приемниках микроволнового излучения возрастает с ростом частоты; на частотах выше 104 МГц он становится сильнее помех от реликтового излучения, хотя и ниже уровня атмосферных помех.

Итак, область частот вблизи 103 МГц самая лучшая: в ней фоновое излучение самое слабое (когда не мешают наземные радиостанции, работающие в этом диапазоне) и поглощение в атмосфере Земли минимальное. К тому же, энергия квантов hf на этих низких частотах весьма мала, так что передача информации с этим излучениемне потребует больших затрат энергии. Неудивительно, что именно в микроволновом диапазоне состоялся первый эксперимент по SETI. Это был Проект Ozma, предпринятый Фрэнком Дрейком в 1960 г. Измерялось излучение на частоте 1420 МГц от двух ближайших звезд солнечного типа (t Кита и e Эридана) с помощью радиотелескопа обсерватории Грин-Бэнк (Западная Виргиния), имеющего антенну диаметром 25 м. Общее время наблюдений составило около 150 часов, но сигналов, похожих на разумные послания, зарегистрировать не удалось.

Рис 13.4

Поиск на частоте именно 1420 МГц не был случайным. Но почему вообще встал вопрос о выборе частоты? Почему не наблюдали сразу во всем микроволновом диапазоне с помощью одного приемника? Ответ дает рис. 13.4, демонстрирующий преимущество узкой полосы частот при передаче сообщений. В этом случае сигнал четко выделяется на фоне естественный шумов. Если бы у сигнала и у фона не было флуктуаций, то все было бы прекрасно. К сожалению, и сигнал, и фон испытывают флуктуации, что возвращает нас к проблеме сигнал/шум (разд. 9.2.1). Область частот, в которой приемник регистрирует сигнал, называют шириной полосы пропускания. В Проекте Ozma она составляла 100 Гц. А ширина всего "окна" по обе стороны от частоты 1420 МГц составляет примерно 10000 МГц. Так что, ширина полосы пропускания составляла микроскопическую долю (10–8 ) ширины окна, пригодного для межзвездной связи. Однако вы можете спросить: "А почему бы приемнику не просканировать всю ширину окна?" Практически это невозможно, хотя бы потому, что потребуется уйма времени, чтобы прослушать все 108 частотных полос. Поэтому в Проекте Ozma приемник сканировал лишь узкую область вблизи частоты 1420 МГц.

Этот маленький участок спектра был выбран по той причине, что именно на частоте 1420,4 МГц излучает атом водорода, когда спин его электрона меняет свое направление относительно спина атомного ядра (протона). В результате атом переходит из состояния с более высокой энергией (спины электрона и протона направлены в одну сторону) в состояние с меньшей энергией (антипараллельные спины). Спектральная линия этого перехода одна из самых четких и повсеместно наблюдаемых в межзвездной среде. Это удобный репер для любого разумного существа, задумавшего передать сигналы в микроволновом диапазоне и не знающего, какую частоту выбрать. Разумеется, передачу нужно вести на частоте близкой к линии водорода, но не совпадающей с ней, чтобы послание было легче отделить от фонового излучения межзвездного водорода.

 

Современные поиски

 

Рис 13.5

После Проекта Ozma было предпринято несколько сотен программ поиска в микроволновом диапазоне; некоторые из них продолжались годами, а часть продолжается и сейчас. В некоторых проектах использовалась полоса пропускания шириной менее 1 Гц, но при этом приемник прослушивал космос одновременно в десятках и даже сотнях миллионов частотных каналов. Одним из них стал проект BETA (Billion Channel Extraterrestrial Array), осуществляемый с 1995 года под руководством американского физика Пола Горовица на 26-метровом радиотелескопе в Ок-Ридже (США). Ширина полос пропускания в этом проекте равна 0,5 Гц, а изучаемый диапазон охватывает область от 1400 до 1720 МГц (так что число каналов всё же чуть-чуть не дотягивает до заявленного в названии проекта миллиарда!). В 1998 году финансируемый на частные пожертвования Институт SETI в Калифорнии продолжил приостановленную NASA программу поисков внеземного разума; "восстав из пепла", она получила название Проект "Феникс". В нем используется небольшая часть наблюдательного времени крупнейшего в мире 305-метрового радиотелескопа в Аресибо (о. Пуэрто-Рико), а также 76-метрового Лавелловского радиотелескопа в Джодрелл-Бэнк, Великобритания (рис. 13.5 и 13.6). А в проекте SERENDIP IV (Search for Extraterrestrial Radio Emissions from Nearby Developed Independent Population) может принять участие любой пользователь Интернета. Приемник этого проекта постоянно подключен к радиотелескопу в Аресибо. Куда бы ни смотрел телескоп и какие бы наблюдения он ни проводил, не мешая ему, приемник фиксирует сигналы в диапазоне (1420 ± 1,25) МГц с разрешением 0,6 Гц. Если на вашем компьютере установлен скринсейвер SETI@home, он скачивает часть этих данных, в фоновом режиме анализирует их на наличие сигнала и возвращает результаты в базу данных центрального компьютера проекта SERENDIP. Подробнее об этом проекте можно прочитать на веб-сайте, адрес которого дан в Приложении.

Рис 13.6

Чувствительности используемой аппаратуры достаточно для обнаружения таких сигналов, какие мы сами могли бы послать в микроволновом диапазоне, на расстояниях, сравнимых с диаметром Галактики. Например, радиотелескоп в Аресибо способен связаться с таким же радиотелескопом, находящимся намного дальше соседних звезд. Предельная дальность связи зависит от мощности сигнала, ширины используемой полосы и частоты несущей волны. Для увеличения дальности необходимо уменьшить угловое расхождение пучка лучей. Его угловая структура напоминает функцию рассеяния точки в оптическом изображении (разд. 9.1), в которой основная энергия сконцентрирована в центральном кружке диаметром около l/D радиан. При D = 305 метров и l = 0,03 м (10000 МГц) угол l/D = 20², то есть пучок хорошо коллимирован. Если бы сигнал во всех направлениях имел такую же мощность, как в пучке, мы назвали бы это эквивалентной мощностью изотропного излучения (Equivalent Isotropically Radiated Power – EIRP). Поскольку в пучке излучается мощность 106 Вт, величина EIRP имеет значение порядка 1015 Вт. Возможно, внеземные цивилизации способны излучать и большие мощности. Так что, если они пошлют нам сообщение, мы обязательно его заметим.

 

13.3.2. Как должен выглядеть микроволновый сигнал внеземного разума?

Рис 13.7

 

Следует убедиться, что сигнал имеют искусственное, но не земное происхождение. Земное происхождение сигнала можно исключить, если он приходит с направления, фиксированного относительно звезд. Чтобы убедиться в этом, сигнал должен быть одновременно принят не менее чем двумя удаленными друг от друга телескопами; либо же он должен наблюдаться достаточно долго, чтобы мы смогли проверить, перемещается ли он по небу вместе со звездами. Земля вращается со скоростью 15° в час, так же должен перемещаться по прямому восхождению и "небесный передатчик".

Чтобы убедиться в искусственном происхождении сигнала, нужно отвергнуть все естественные причины. В первую очередь, нужно вспомнить о пульсарах (разд. 11.1). Это особый тип нейтронных звезд, остатков эволюции массивных светил. Нейтронная звезда может излучать пучок радиоволн под углом к своей оси вращения, как показано на рис. 13.7(а). Если, вращаясь, она регулярно "освещает" своим лучом Солнечную систему, то мы регистрируем серию импульсов, как показано на рис.13.7(б), и называем такую нейтронную звезду пульсаром. Каждый его импульс состоит из короткого пакета радиоволн. Периоды вращения пульсаров составляют от миллисекунды до нескольких секунд, что и дает расстояние между импульсами. Так что, если бы мы не знали о вращающихся нейтронных звездах, то могли бы попасть в ловушку и ошибочно посчитать такую последовательность сигналов за послание разумных существ. Кстати, когда в 1967 году был обнаружен первый пульсар, рассматривалась и такая возможность, хотя и недолго. Вскоре появилось объяснение, основанное на модели вращающейся нейронной звезды.

Рис 13.8

Отсутствие смысла в сигналах пульсаров оказалось информацией – импульсы не содержат в себе никакого послания. Для передачи более полезной информации промежутки между импульсами должны меняться в соответствии с каким-то кодом, но пульсары равномерно "тикают", как очень хорошие часы. Одним из способов записи послания в сигнале служит двоичный код. В нем для записи применяются только два символа: назовем их "нулем" и "единицей". Это могут быть, например, две частоты излучения, которые попеременно использует передатчик (рис. 13.8), одна из них может соответствовать цифре 0, а вторая – 1. Большим преимуществом двоичного кода является то, что его легко обнаружить, и что послание, записанное так в микроволновом луче, довольно слабо искажается, преодолевая межзвездное пространство. Хотя некоторые природные процессы могут генерировать микроволновое излучение, перескакивающее между двумя частотами, но вряд ли они способны создать смысловой ряд в двоичном коде. Можно ожидать, что послание инопланетян будет содержать не сложные символы, а последовательность цифр в двоичном коде. Цифры 0 и 1 сохранят свой смысл, а запись "10" будет означать число 2, запись "11" – число 3, "100" – 4, и т. д. (но возможно, числа 2 и 4 окажутся записаны как "01" и "001", если они читают справа налево). Теперь представим, что несколько раз подряд мы приняли последовательность цифр, которая после ее перевода в десятичную форму выглядит как 31415927. Да ведь это же первые 8 цифр числа p, отношения длины окружности к ее диаметру! После этого у нас уже не останется сомнений, что сигнал послан разумными существами.

Подводя итог, можно сказать, что ожидаемое нами микроволновое послание от внеземной цивилизации должно быть передано при помощи узкополосного сигнала, в котором оно записано достаточно простым и легко определяемым кодом (весьма вероятно, двоичным), и должно содержать информацию, в корне отличную от природных явлений (скажем, несколько разрядов числа p). Можно спорить о том, сможем ли мы понять в этих посланиях что-либо, за исключением очевидных математических соотношений. Будем надеяться, что цивилизация, пытающаяся установить связь, сделает свои послания максимально простыми и ясными. Что нового мы при этом узнаем, и как это повлияет на нас, сказать трудно, но ясно, что эффект будет сильным. Пока наша задача – обнаружить такое послание.

 

13.3.3. Результаты и перспективы поисков в микроволновом диапазоне

 

Хотя уже несколько раз регистрировались необычные сигналы, все они были короткими, не повторялись и не имели явных признаков искусственного происхождения. Так что, пока поиски в микроволновом диапазоне не привели к обнаружению сигналов внеземного разума (ETI). Неудачи можно объяснить как одиночеством человечества во Вселенной, так и тем, что посылаемые ETI сигналы слишком слабы или слишком широкополосны. Вряд ли это могло бы быть при целенаправленных попытках связи (разд. 13.3.1), но вполне возможно, если передачи адресованы только обитателям собственной планеты или соседних планетных систем. Тогда мы оказываемся в роли перехватчиков. Можно допустить, что ETI подслушивают нас с тех пор как у нас появилось радио- и телевизионное вещание, и мы начали пользоваться радарами. Если не учитывать ранние, слабые радиосигналы, то радио- и микроволновая оболочка Земли простирается сейчас примерно на 100 световых лет и охватывает около 20 тыс. звезд. Однако эти сигналы довольно слабы и с удалением от Земли становятся еще слабее – обратно пропорционально квадрату расстояния. Кроме того, самые мощные наши передатчики (радары) имеют полосу шириной около 1000 Гц. Следовательно, соотношение сигнал/шум у них быстро ослабевает уже в пределах Солнечной системы. Поэтому даже у ближайших к нам звезд ETI должны иметь значительно более чувствительные приемники, чем наши, чтобы зарегистрировать такой сигнал, а его широкая полоса может помешать им распознать его искусственное происхождение.

Однако, если ETI действительно существуют и пытаются связаться с нами, то наиболее вероятными причинами неудачи можно считать малое число узкополосных интервалов частоты, которые мы исследовали, и малое количество наблюдавшихся до сих пор звезд. Кроме того, наблюдению каждой из звезд мы уделяем очень короткое время; а если ETI прочесывают небо очень узким лучом, то за это короткое временя мы вполне можем его пропустить.

Исследования продолжаются, и есть планы по их расширению. Сейчас на обсерватории Хэт-Крик (США) строится система радиотелескопов "Аллен" (Allen Telescope Array – ATA). Этот инструмент будет состоять из 350 параболических антенн диаметром по 6,1 м, так что общая площадь антенн составит около 10 000 квадратных метров. Это примерно в семь раз меньше площади телескопа в Аресибо, но зато новый телескоп будет одновременно наблюдать много объектов в диапазоне 500 – 11000 МГц, и к тому же большая часть его рабочего времени будет отдана задаче SETI. Телескоп ATA начнет наблюдать уже в 2005 г. Кроме того, Лига SETI (SETI League) построила радиотелескоп меньшего размера в Нью-Джерси, США. Если эти и другие радиотелескопы не позволят нам обнаружить ETI, скажем, к 2025 году, то мы должны будем сделать вывод, что разумная жизнь чрезвычайно редка в Галактике, или же разумные существа редко используют микроволновой диапазон для межзвездной связи.

 

13.3.4. Поиски в оптическом диапазоне (OSETI)

 

Рис 13.9

Оптический диапазон включает в себя не только видимый свет, но также ультрафиолетовое и инфракрасное излучение (рис.13.2). Однако при поиске разумных сигналов в оптическом диапазоне (OSETI) работы в основном ведутся в видимой области, поэтому далее мы будем обсуждать "видимый" SETI.

На первый взгляд, видимая область не представляется перспективной. Хотя земная атмосфера прозрачна для видимого света, существует слишком много естественных источников излучения, таких как звезды и светящийся межзвездный газ. Нужно не забывать, что обитаемые планеты располагаются рядом со звездами. Прибор, который открывает перспективы перед OSETI – это мощный лазер. Лазерный свет имеет много особенностей, но наиболее важной здесь является его способность фокусироваться в очень узкий пучок с угловым диаметром значительно меньшим секунды дуги. К тому же, он может иметь большую мощность. Уже в начале 1990-х годов мощность лазерного сигнала в виде четко разделенных импульсов длительностью в несколько наносекунд (1 нс = 10–9 с ) достигала 1013 Вт. Сфокусированный до 0,1² , пучок дает в импульсе эквивалентную мощность изотропного излучения (EIRP) порядка мощности Солнца (3,85´1026 Вт)! Мы легко можем представить себе ETI, создавших импульсный лазер, по яркости (в пределах пучка) превышающий мощность их звезды на несколько порядков.

Возможный тип лазерного сигнала, который могли бы послать ETI, показан на рис. 13.9, именно на него рассчитано большинство OSETI. Импульсы с колоссальной максимальной мощностью порядка 1018 Вт, но с продолжительностью всего в 1 нс, передаются с интервалом в 1 сек. Поэтому средняя мощность составляет «всего» 109 Вт, что близко к мощности крупной электростанции и, в принципе, доступно для тех ETI, которые по энергетическим ресурсам не сильно отличаются от нас. Если угол расхождения пучка мощностью 1018 Вт равен 0,01² (что достижимо), то EIRP импульса составит около 1034 Вт, что примерно в 108 раз превосходит светимость звезды типа Солнца. В этом случае 10-метровый оптический телескоп на Земле сможет легко зарегистрировать короткие фотонные вспышки в импульсах, приходящих с расстояния в сотни световых лет. Более того, здесь нет проблемы выбора частотного диапазона. Хотя в каждом наносекундном импульсе укладывается примерно полмиллиона длин волн видимого диапазона, и поэтому полоса частот могла бы быть очень узкой, фотонное отношение сигнал/шум даже без фильтрации остается вполне удовлетворительным на расстоянии в 300 св. лет.

Такие мощные импульсы, разделенные равными промежутками времени, напоминают импульсы пульсаров, которые не несут информации. Даже если менять расстояние между импульсами, послание будет передаваться очень медленно. Но мощные импульсы должны лишь привлечь наше внимание, а между ними ETI могут передавать более слабые импульсы с большей частотой (рис. 13.9). Нам нужно заметить эти быстрые импульсы и, измеряя расстояния между ними, принять сообщение. Для регистрации слабых информационных импульсов, возможно, потребуется фильтрация, хотя и они могут оказаться широкополосными.

В пределах 300 св. лет от Солнца располагается около полумиллиона звезд. Но не все звезды доступны для OSETI, поскольку, в отличие от микроволнового излучения, видимый свет легко поглощается и рассеивается пылью. Следовательно, области за пылевыми облаками становятся недоступными, и это накладывает серьезные ограничения на наблюдения больших запыленных областей, таких как Туманность Ориона и центральная часть Галактики [К счастью, в пределах 300 св. лет от Солнца плотных пылевых облаков нет. Поэтому все звезды в этой области доступны для OSETI. – Прим. ред.].

Еще одна проблема OSETI связана с чрезвычайной узостью лазерного луча. Если ETI хочет направить сигнал к определенной звезде, то необходимо будет вычислить положение этой звезды в момент прихода к ней сигнала. При расходимости луча в 0,01² диаметр пучка на расстоянии в 300 св. лет составит около 1 а. е. Следовательно, для звезды, расположенной на расстоянии в 300 св. лет, нужно вычислить, где она будет находиться через 300 лет с точностью в 1 а. е. Для этого требуется очень точно знать собственное движение звезды. Только в последние годы мы получаем данные такой точности с космического телескопа Hipparcos (разд. 10.1.3).

Было сделано всего несколько попыток поиска сигналов в оптическом диапазоне, однако в последние годы активность поиска возросла, отчасти из-за появления мощных импульсных лазеров. Пионером таких поисков стал британский инженер Стюарт Кингсли (Stuart Kingsley), который руководит обсерваторией Columbus OSETI в США с начала 1990-х. Это частная обсерватория с 25-см телескопом. Пол Горовиц с коллегами работают с 1998 г. на обсерватории OSETI в Ок-Ридже (США), где на 1,5-м телескопе параллельно c поиском экзопланет ищут оптические сигналы ETI. Оба эксперимента по OSETI основаны на поиске импульсов; этот подход в основном сохранится и в будущем. Масштабы оптических поисков сейчас возрастают и планируется их резкое расширение, хотя крупнейшим инструментом пока будет всего лишь 1,8-м телескоп, строящийся Горовицем с коллегами. Есть, правда, надежда, что небольшую часть наблюдательного времени крупнейших телескопов мира удастся получить под задачу OSETI. Это увеличит шанс первого обнаружения ETI.

 



Последнее изменение этой страницы: 2016-04-23; Нарушение авторского права страницы; Мы поможем в написании вашей работы!

infopedia.su Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав. Обратная связь - 35.171.146.141 (0.018 с.)