SETI: Поиск Внеземного Разума: читать начало книги онлайн

Одним из самых замечательных достижений радиоастрономии явилось открытие радиолинии межзвездного водорода на волне 21 см. Аналогично тому, как в оптическом спектре звезд и галактик, наряду с непрерывным спектром, наблюдаются отдельные спектральные линии, излучаемые отдельными химическими элементами при определенных условиях, — так и в радиодиапазоне появилась теперь своя спектральная линия, излучаемая нейтральным водородом, заполняющим межзвездную среду. Частота ее 1420,4 МГц, длина волны 21 см. Существование этой линии было предсказано нидерландским астрономом Хендриком ван де Хюлстом в 1944 г., когда до оккупированной Голландии дошло известие о наблюдениях Ребера. Работа ван де Хюлста была опубликована в 1948 г. На нее сразу же обратил внимание И. С. Шкловский, он произвел расчет ожидаемой интенсивности линии и показал, что ее можно обнаружить с имеющимися радиотелескопами. В 1951 г. она была открыта практически тремя группами радиоастрономов в США, Голландии и Австралии. Наряду с линией водорода, И. С. Шкловский рассчитал возможность наблюдения некоторых других радиолиний, в том числе линию гидроксила ОН, но она была обнаружена только в 1963 г.

Таково было состояние радиоастрономии, когда в 1959 г. в журнале «Nature» появилась статья Джузеппе Коккони и Филипа Моррисона «Поиск межзвездных коммуникаций», в которой они проанализировали возможности радиосвязи с внеземными цивилизациями. В отличие от 1920-х годов речь уже не могла идти о сигналах с Марса или других планет Солнечной системы. Авторы рассмотрели возможность приема сигналов от существ, обитающих на планетах, обращающихся вокруг других звезд.

Свои доводы в этом отношении Коккони изложил немногим раньше в письме к директору обсерватории Джодрелл Бэнк Бернарду Ловеллу от 29 июня 1959 г.

«1. Жизнь на планетах не представляется очень редким явлением. Из десяти солнечных планет на одной расцвела жизнь, а, может быть, какая-то жизнь имеется и на Марсе. Солнечная система не является чем-то необычным; можно ожидать, что другие звезды со сходными характеристиками обладают подобным же числом планет. Вероятно, скажем, из сотни ближайших к Солнцу звезд несколько имеют планеты, где существует жизнь, находящаяся на высокой ступени развития.

2. Вероятно также, что на некоторых из этих планет живые существа развились гораздо дальше, чем люди на Земле. Цивилизация, опередившая нашу всего на несколько сот лет, обладала бы гораздо большими техническими возможностями, чем мы сейчас.

3. Предположим, что существует развитая цивилизация на некоторых из этих планет, т.е. в пределах 10 световых лет от нас. Возникает вопрос, как установить с ней связь?»[7].

Коккони и Моррисон считали, что единственной возможностью установления межзвездной связи является использование электромагнитных волн. Не говоря уже о том, что они распространяются с предельно возможной для физического взаимодействия скоростью с ≈ 300 000 километров в секунду, электромагнитные волны свободно проходят через намагниченную межзвездную плазму (в отличие, например, от заряженных частиц, которые бесконечно блуждают по запуганным силовым линиям галактического магнитного поты). Следующий вопрос —

какой участок спектра электромагнитных волн надо выбрать для межзвездной связи? Ведь шкала электромагнитных волн простирается от радиодиапазона до рентгеновских и гамма-лучей, включая субмиллиметровую и оптическую (инфракрасную, видимую и ультрафиолетовую) области спектра. Вначале Коккони полагал, что предпочтительнее использовать гамма-лучи. Его привлекало то, что естественные источники гамма-излучения очень редки, поэтому искусственный источник было бы легко обнаружить. Однако при обсуждении с Моррисоном последний подверг эту идею острой критике, указывая на трудности генерации и приема гамма-излучения. Эти доводы нельзя признать убедительными, ибо они исходят из характера развития нашей земной техники. Но, в конечном счете, Моррисон оказался прав. Дело в том, что в гамма-диапазоне очень высок уровень так называемого квантового шума, затрудняющего передачу и прием информации. А это — принципиальное обстоятельство, не связанное с уровнем развития внеземных цивилизаций.

Рис. 1.1.1. Шкала электромагнитных воли

Далее, для того чтобы сигнал можно было бы обнаружить, он должен выделяться на фоне излучения звезды, вблизи которой движется обитаемая планета. Следовательно, надо использовать диапазон спектра, в котором излучение самой звезды относительно мало. Кроме того, необходимо, чтобы сигнал не испытывал сильного ослабления при распространении через среду между цивилизациями. Коккони и Моррисон нашли, что всем этим условиям удовлетворяют радиоволны в диапазоне от 300 м до 1 см (частота 1 ÷ 30000 МГц). Более длинные волны заметно поглощаются в межзвездной среде, более короткие — в земной атмосфере[8].

Оставался, однако, еще один -— главный вопрос — на какой частоте внутри этого диапазона следует искать разумный сигнал. В обычном радиовещательном приемнике мы легко переходим с одной частоты на другую, поворачивая ручку настройки, и обследуя таким образом довольно широкий диапазон спектра. Но предельно-чувствительные радиоастрономические приемники предназначены, как правило, для наблюдения на одной определенной частоте. Они могут перестраиваться только в пределах очень узкого диапазона. Для исследования соседней полосы надо делать новый приемник. Перекрыть с помощью таких приемников весь свободный от поглощения диапазон радиоволн — технически очень сложная (почти безнадежная) задача.

И вот тут у Моррисона возникла блестящая мысль: использовать для межзвездной связи частоту радиолинии водорода 1420 МГц (длина волны 21 см), которая как раз попадает внутрь указанного диапазона (почти в самую его середину). Моррисон подчеркивал, что радиолиния водорода — это как бы созданный самой природой уникальный эталон частоты. Поэтому можно ожидать, что все цивилизации, «не сговариваясь», выберут ее для установления связи. Добавим еще, что водород — самый распространенный элемент во Вселенной, поэтому исследования на волне 21 см дают очень ценные сведения о строении Галактики. Отсюда следует, что любая цивилизация, занимающаяся изучением Космоса, даже в том случае, если она и не помышляет о межзвездной связи, рано или поздно, обнаружив радиолинию водорода, несомненно, начнет вести наблюдения в этой линии. Значит, если на ее частоте передавать сигналы межзвездной связи, они могут быть обнаружены в процессе обычных радиоастрономических наблюдений. Это должно быть дополнительным стимулом для передающей цивилизации использовать именно эту частоту.

Идея использовать частоту радиолинии водорода окончательно сформировалась летом 1959 г., когда Коккони и Моррисон встретились в Москве на конференции по космическим лучам. В августе они направили статью в «Nature», а в сентябре она была опубликована. В статье содержались необходимые расчеты, из которых следовало, что, если около ближайших к нам звезд имеются цивилизации, передающие радиопозывные на волне 21 см при помощи такой же, как у нас, техники (мощность передатчика, размер передающей антенны), то их сигналы можно обнаружить на Земле. Это открывало хорошие перспективы для начала поисков.

1.2. Проект «Озма»

Бывают идеи, которые намного опережают свое время. Они посещают одиноких мыслителей и остаются непонятыми и не принятыми, пока не приходит их срок. Только тогда, вспоминая о тех, кто сказал первое слово, мы поражаемся их гениальной прозорливости. Но когда идея созрела, когда она «носится в воздухе», она обычно затрагивает сразу несколько умов. Так произошло и с идеей межзвездной связи. В то время как Коккони и Моррисон вырабатывали свои предложения по межзвездной связи и пытались привлечь внимание английских коллег к этой проблеме[9] на их родине, в США, в Национальной радиоастрономической обсерватории (НРАО), уже велась подготовка к приему радиосигналов от внеземных цивилизаций на волне 21 см.

Одним из первых сотрудников НРАО был молодой радиоастроном Фрэнк Дрейк, только что закончивший аспирантуру Гарвардского университета. Когда он прибыл в Грин Бэнк в апреле 1958 г., обсерватория еще строилась. В марте 1959 г. было завершено сооружение 26-метрового радиотелескопа, предназначенного для исследования Галактики в линии водорода 21 см. Ф. Дрейк, с юности увлеченный идеей существования разумной жизни во Вселенной, задумался над гем, нельзя ли использовать этот радиотелескоп для приема сигналов от внеземных цивилизаций.

Как раз в это время были проведены первые попытки радиолокации Венеры. Дрейк рассуждал следующим образом. Предположим, передатчик внеземной цивилизации имеет те же характеристики, что и радар в Вестфорде, с помощью которого осуществлялась радиолокация Венеры. На каком расстоянии можно было бы принять эти сигналы с помощью 26-метрового радиотелескопа НРАО? Расчет показал, что прием возможен с расстояния 8,7 световых лет. Это равно расстоянию до Сириуса и вдвое превышает расстояние до ближайшей звезды Проксима Центавра. В сфере такого радиуса находятся 6 звезд. Если увеличить диаметр приемной антенны, соответственно увеличился и дальность приема. Так, с помощью 300 метровой антенны, которая сооружалась в то время на острове Пуэрто-Рико, можно было бы довести дальность обнаружения до 100 световых лет. В сфере такого радиуса содержится около 10000 звезд. Итак, связь на межзвездные расстояния вполне возможна. Каков должен быть характер сигнала?

При заданной мощности передатчика дальность радиопередачи тем больше, чем меньше (уже) полоса частот передаваемого сигнала. Следовательно, для обеспечения большей дальности сигнал должен быть узкополосным. Такой сигнал имеет еще одно преимущество: его легко отличить от космических радиоисточников естественного происхождения, поскольку они, как правило, излучают в широкой полосе частот. Далее, если передатчик расположен на планете, обращающейся вокруг звезды, то, вследствие эффекта Доплера, его частота должна периодически меняться. Это также поможет отличить сигнал внеземной цивилизации от космических шумов естественного происхождения (и от их земных помех). Наконец, если при передаче информации используется амплитудная модуляция, то мощность сигнала будет испытывать вариации со временем.

При выборе диапазона волн для межзвездной связи Дрейк уделил основное внимание анализу шумов. Он считал, что шумы аппаратуры можно не принимать во внимание, а точнее, их не следует принимать во внимание, так как с развитием радиотехники мы неизбежно придем к состоянию, когда они могут быть сделаны меньше шумов фона. Он назвал это «принципом технического совершенства». Под техническим совершенством Дрейк подразумевает такое состояние техники, когда пределы чувствительности аппаратуры определяются не ее недостатками (например, шумами приемника), а естественными ограничениями, над которыми человек не властен. При этом дальнейшее совершенствование аппаратуры не имеет смысла. Дрейк постулировал, что земная радиотехника достигнет этого состояния в течение ближайших 50 лет. (Сейчас, спустя 40 лет, можно констатировать, что его прогноз успешно сбывается.)

Таким образом, весь период от начала использования радиоволн до состояния совершенной радиотехники должен занять период порядка 100 лет. В истории становления нашей земной цивилизации то всего лишь короткий миг. Если это верно и для других цивилизаций, то значит они очень быстро, скачком переходят из состояния отсутствия радиотехники к состоянию совершенной радиотехники. Цивилизаций, подобных нашей, которые находятся в переходном состоянии, должно быть очень мало. Следовательно, те цивилизации, сигналы которых мы надеемся обнаружить, уже достигли технического совершенства в радиотехнике. Поэтому для них существенны лишь естественные, принципиально неустранимые ограничения. К таким ограничениям относятся шумы фона. Дрейк рассмотрел два источника фона — галактическое радиоизлучение и радиоизлучение атмосферы.

Галактический фон обусловлен суммарным излучением радиоисточников, он определяет радиояркость неба за пределами атмосферы, подобно тому, как яркость фона ночного неба вне атмосферы определяется суммарным излучением звезд[10]. И точно также, как яркость ночного неба ограничивает возможность наблюдения слабых оптических объектов — так и яркость радиофона ограничивает возможность обнаружения слабых радиосигналов. Если прием сигналов ведется с поверхности планеты, то вклад в наблюдаемую радиояркость неба будет давать также излучение атмосферы.

Рис.1.2.1. Зависимость яркости фона от частоты в радиодиапазоне, по Ф. Дрейку, 1960 г. Приведены две составляющие — галактический фон и излучение земной атмосферы. Суммарная кривая имеет минимум в области 10³-10⁴ МГц. В этой области целесообразно искать сигналы межзвездной связи. Современные данные — см. гл. 7

Дрейк рассмотрел зависимость яркости фона от частоты в радиодиапазоне. На рис. 1.2.1., взятом из его статьи[11], по горизонтальной оси отложена частота, а по вертикальной — температура, характеризующая интенсивность излучения фона. Как видно из этого рисунка, на низких частотах преобладает галактический фон, на более высоких — фон, связанный с излучением атмосферы. Суммарная кривая имеет четко выраженный минимум в области от 1000 до 10000 МГц (или по длинам волн от 30 см до 3 см). Эта область минимума шумов и является наиболее подходящей для межзвездной связи. Она значительно уже, чем указанная Коккони и Моррисоном. Радиолиния водорода попадает внутрь этого диапазона. Дрейк также высказался за то, чтобы искать сигналы на частоте этой линии. В цитированной выше статье, вышедшей в 1960 г., он ссылается на предложение Коккони и Моррисона, однако, на самом деле, ему приходилось принимать во внимание другие соображения (см. ниже).

Предложение Дрейка начать поиск сигналов было поддержано директором обсерватории Отто Струве (правнуком известного пулковского астронома В. Я. Струве). Ему пришлось взять на себя нелегкую ответственность, ибо для значительной части ученых попытка поиска разумных сигналов из Космоса выглядела как чисто фантастическая затея, недостойная серьезной науки. Высокий авторитет Отто Струве в научном мире, его безупречная научная репутация помогли преодолеть это предубеждение. Публикация статьи Коккони и Моррисона оказала исследователям большую моральную поддержку.

Программа поиска сигналов внеземных цивилизаций (ВЦ) была названа — проект «Озма» (по имени сказочной принцессы из страны Оз). Работы по проекту начались в апреле 1959 г. Предстояло создать приемник для обнаружения сигналов. Вопрос выбора частоты встал теперь в чисто практическом плане. Работа Коккони и Моррисона еще не была опубликована. Из чего же исходили исследователи? В 1985 г., на конференции, посвященной 25-летию проекта «Озма», Дрейк рассказал, что его очень беспокоила возможная критика со стороны научных кругов и общественности. Сделать проект полностью секретным было невозможно. Поэтому участники эксперимента решили придумать для него научное прикрытие. Как раз в это время на ряде обсерваторий начались эксперименты по исследованию эффекта Зеемана в линии 21 см. Эффект Зеемана состоит в расщеплении спектральной линии в сильном магнитном поле на несколько компонентов, расстояние между которыми позволяет определить напряженность магнитного поля в межзвездной среде. Это важная астрофизическая задача. Для исследования эффекта Зеемана надо было иметь узкополосный спектральный приемник с двумя каналами и с высокой стабильностью частоты. Эти требования отвечали и задачам поиска разумных сигналов. Таким образом, было решено сделать приемник на волну 21 см для исследования эффекта Зеемана и использовать его для поиска сигналов ВЦ. То есть частота была выбрана не из каких-то принципиальных соображений, а из чисто практических целей. «Это был путь предотвратить критику обсерватории и сразу убить двух зайцев»[12].

Рис. 1.2.2. Блок-схема приемника Дрейка

Приемник был готов к весне 1960 г. Для наблюдения были выбраны две звезды солнечного типа — τ Кита и ε Эридана, расположенные на расстоянии около 11 световых лет от Солнца. Первые наблюдения были проведены в апреле 1960 г.

[7] Цитируется по книге: Салливан У. Мы не одни. — М.: Мир, 1967.

[8] Волны декаметрового диапазона с длиной волны больше 15 + 30 м тоже не проходят через атмосферу Земли, они частично поглощаются в ионосфере, частично отражаются от нее. Поэтому, если учитывать влияние атмосферы, следовало бы сузить диапазон волн для межзвездной связи, ограничив его с низкочастотной стороны частотой порядка 10 МГц. Но, помимо этого, надо принимать во внимание также шумы фона и другие факторы. Некоторые уточнения будут сделаны в следующих параграфах этой главы.

[9] В упомянутом письме к Б. Ловеллу (29.06.59) Коккони выражал надежду, что англичане предпримут систематическое обследование ближайших звезд солнечного тапа с помощью радиотелескопа Джодрелл Бэнк с целью поиска искусственных сигналов. Однако Б. Ловелл отнесся к этому предложению довольно холодно, указав, что радиотелескопы должны использоваться для более неотложных задач.

[10] Хотя в оптическом диапазоне есть еще и зодиакальная составляющая свечения ночного неба.

[11] Дрейк Ф.Д. Как можно принять радиопередачи из отдаленных планетных систем? / Межзвездная связь. — М.: Мир, 1965. С. 183-192.

[12] Drake F.D. Project OZMA //The Search for Extraterrestrial Intelligence / Edited by K. I. Kellermann and G. A. Seielstad.—NRAO/AVI, 1986. P. 19.