Глава 26. Радиоастрономические аспекты проблемы поиска внеземных цивилизаций

Выбор объектов для поиска.

 Поиск сигналов внеземных цивилизаций (ВЦ) представляет собой сложнейшую многоплановую проблему, находящуюся на стыке нескольких отраслей знания – астрономии, физики, биологии, философии и др. С технической точки зрения поиск ВЦ предполагает мобилизацию наблюдательных средств для слежения за небом. В то же время, направления предполагаемого поиска и вероятность успешного исхода – параметры весьма неопределенные. По этой причине перед тем, как приступить к решению поставленной задачи, необходимо максимально уменьшить эту неопределенность, используя всю доступную информацию о возможном характере предполагаемого сигнала ВЦ. В простейшем варианте SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence – поиск внеземного разума) рассматривается только один вид наблюдений – поиск позывных сигналов ВЦ "земного типа" в радиодиапазоне. Поиск сигнала ВЦ часто сравнивают с поиском иголки в "Космическом стоге сена". Под "стогом" при этом понимают некоторый объем в гиперпространстве, имеющем девять измерений: три пространственных координаты, время, два направления поляризации, частота сигнала, модуляция, мощность сигнала. На рис. 24.1 показано сечение "Космического стога сена", в котором оставлены лишь три измерения: частота, чувствительность приемной аппаратуры и N – число направлений на небе, в которых надо производить поиск. Все выполненные до 1980 г. обзоры SETI охватывали лишь около 10^–17 объема, показанного на рис. 26.1. К настоящему времени (2000 г.) эта доля сократилась до ~10^–10. Задача состоит в том, чтобы выделить в "стоге" области, наиболее перспективные с точки зрения стратегии поиска. Рассмотрим последовательно некоторые из параметров "стога".

Существуют две возможных стратегии выбора направлений поиска: направленный поиск и сплошной обзор всего неба (или его части, доступной данному радиотелескопу). Естественно, при обзоре всего неба имеются более широкие возможности обнаружить сигнал от "неожиданного" объекта (например, необычной звезды несолнечного типа или космического зонда, которые могут находиться в произвольной точке неба). Однако, чувствительность "всенаправленного" обзора (при том же полном времени наблюдений) ниже, чем при целенаправленном поиске сигналов от ряда избранных объектов.

Для выяснения количества звезд – потенциальных источников сигнала ВЦ можно воспользоваться следующим. Вероятное число N планетных систем в Галактике, от которых можно было бы ожидать сигналов, дается известной формулой Дрейка:

N = R f_p n_e f_l f_i f_c L.                                                                                         (26.1)

Здесь R – скорость звездообразования в Галактике; f_p – доля звезд, обладающих планетными системами; n_e – среднее число планет земного типа в планетной системе; f_l – доля планет с жизнью; f_i – доля планет с разумной жизнью; f_c – доля планет с технологическими цивилизациями; L – время жизни технологической цивилизации. Величины R, f_p и n_e могут быть оценены средствами астрономии. Так, для R имеется оценка: ~1 вновь родившаяся звезда в год в Галактике. Представление о параметрах f_p и n_e может быть получено по результатам поиска внесолнечных планетных систем. Наблюдения, выполненные разными методами, показывают, что около полусотни звезд в окрестностях Солнца, вероятно, обладают планетными системами. Правда, большинство из этих предполагаемых планет не относятся к земному типу и не пригодны для возникновения жизни, похожей на нашу: большинство этих планет по массе сходны с Юпитером и обращаются либо на очень близких к центральной звезде орбитам (большая полуось до 0.05 а.е., период обращения – несколько земных суток), либо на очень вытянутых орбитах (эксцентриситет до 0.6). Отчасти свойства найденных планетных систем могут объясняться наблюдательной селекцией, так как системы такого типа проще обнаружить на ограниченном интервале наблюдений (£10 лет). Завершая обсуждение формулы Дрейка, нужно отметить, что величина f_p включает в себя одиночные звезды главной последовательности классов FGK, доля которых в звездном населении окрестностей Солнца может достигать 10%. В ближайшем будущем исследования должны показать более конкретно, какие значения могут принимать вероятность f_p и число "подходящих" планет n_e. Планетные системы, подобные солнечной, пока не найдены. Что касается следующих параметров в формуле Дрейка, то для них неопределенность гораздо выше. Для квалифицированной оценки здесь требуется привлечение знаний по многим отраслям науки (биология, палеонтология, антропология, история, социология…), и все равно достоверность ответа будет очень низкой, поскольку мы имеем пример лишь одной реально существующей цивилизации – нашей собственной, и распространение наших знаний о ней на другие миры весьма проблематично. Существующие оценки числа цивилизаций N в Галактике лежат в пределах от единицы (то есть земная цивилизация уникальна) до нескольких миллионов.

В направленный поиск обычно включают звезды, удовлетворяющие таким требованиям:

1) стационарные, (то есть не меняющие свой блеск);

2) звезды спектральных классов FGK (близких к солнечному), принадлежащие к главной последовательности, иначе, звезды с массой порядка солнечной, находящиеся на длительном и относительно спокойном этапе своей эволюции;

3) одиночные, так как в системе двойной или кратной звезды очень маловероятно существование стабильных орбит для планет, а, возможно, и планетная система вряд ли образуется.

Проведенная работа по отбору звезд согласно перечисленным критериям дает списки, содержащие тысячи объектов. Это позволяет произвести отбор направлений на небе, предпочтительных для целенаправленного SETI.

Выбор частоты.

Фундаментальный параметр – несущая частота возможного сигнала позывных. Со времен пионерской работы Коккони и Моррисона и первого поиска – проекта OZMA – наиболее подходящим универсальным стандартом считалась =1420.4 МГц – частота линии 21 см.

Наилучшим с точки зрения минимальных суммарных шумов (Галактика + земная атмосфера + реликтовый фон с T_b = 2.7 K) является диапазон 1–10 ГГц, в который попадает и частота линии 21 см.

В дальнейшем, после обнаружения природных космических источников мазерного радиоизлучения OH, центр тяжести несколько сместился с линии 21 см в сторону более высоких частот, к частотам линий OH (  = 18 см). В пределах упомянутого интервала 1–10 ГГц весьма перспективно для SETI и "водяное окно", то есть участок электромагнитного спектра от 1400 до 1720 МГц. Этот участок ограничен частотами линий OH с одной стороны и линией 21 см с другой. Атом H и радикал гидроксила OH – продукты диссоциации молекулы воды: H + OH = = H₂O. По этой причине для любой цивилизации с жизнью на водной основе частотный диапазон "водяного окна" должен быть выделенным и иметь "магическое" значение.

Имеются и другие соображения по выбору оптимальной частоты для SETI. Перечислим основные частоты, предложенные в диапазоне 1–10 ГГц.

1) Линия 21 см перехода между подуровнями сверхтонкой структуры основного состояния (n = 1) атома водорода ( = 1420.4 МГц).

2) Частота линии 21 см , умноженная на универсальные константы ( , e, 2, ln2 и т.д.); наблюдения на частоте не совсем удобны из-за мешающего влияния излучения межзвездного водорода.

3) Аналог линии 21 см для трития – изотопической разновидности водорода ³H. Тритий – короткоживущий изотоп с периодом полураспада 12.6 лет, имеет линию сверхтонкой структуры на частоте 1516.7 МГц. Известен как минимум один обзор ближайших звезд в линии трития.

4) Частоты линий молекулы гидроксила OH (1612, 1665, 1667 и 1720 МГц).

5) "Водяное окно", перекрывающее диапазон между и частотами линий гидроксила.

6) Линии переходов тонкой структуры состояния n = 2 атома водорода: шесть линий вблизи частот 9852.0, 9875.7, 10029.6, 909.9, 1087.5, 1146.6 МГц.

7) Переход тонкой структуры изотопа гелия ³He 8666 МГц.

8) Линия формальдегида H₂CO 4830 МГц ( = 6 см). Линия почти всегда наблюдается в поглощении, даже при отсутствии источников радиоконтинуума в данном направлении, то есть непосредственно в спектре фонового реликтового излучения с яркостной температурой T_b = 2.7 K. Таким образом, частота линии H₂CO – одна из наиболее "холодных" в данном диапазоне для многих участков неба.

За пределами диапазона 1–10 ГГц выделенная частота, – безусловно, переход 6₁₆–5₂₃ молекулы воды H₂O на волне 1.35 см (22235 МГц).

В миллиметровом диапазоне волн, благодаря более высокой направленности передающей и приемной антенн, можно при той же мощности передатчика осуществить связь на гораздо бóльших расстояниях. В качестве стандарта для SETI в миллиметровом диапазоне предложена частота  =203.384 ГГц ( = 1.47 мм), на которой находится переход сверхтонкой структуры атома позитрония (Ps), короткоживущей структуры, которая может образовываться в ~70% случаев аннигиляций электрон-позитронных пар. Эта частота лежит также вблизи другого естественного стандарта – максимума спектра фонового реликтового излучения с T_b= 2.7 K. К настоящему времени выполнены уже два обзора ближайших звезд на частоте линии позитрония.