Глава 9. Радиоастрономические аспекты проблемы поиска внеземных цивилизаций

9.4. Астрофизическая польза от SETI-наблюдений

9.1. 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" [56, с. 220]. 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. 9.1 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. 9.1. К настоящему времени эта доля Подпись:

Рис. 9.1. "Космический стог сена"; показаны область, покрываемая обзором всего неба программы HRMS, и область направленного поиска околозвездных объектов. 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. Исторически первый поиск – проект OZMA, выполненный в NRAO, Грин Бэнк, США – был именно направленным и включал в себя слежение за двумя близкими звездами классов G–K, t Кита и e Эридана, на волне 21 см.

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. (9.1)

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 (см. http://www.obspm.fr/planets/). 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 (с этой точки зрения t Кита, включенная в проект OZMA, была не лучшим кандидатом на успех, потому что эта звезда двойная или даже тройная).

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

9.2. Выбор частоты

Фундаментальный параметр – несущая частота возможного сигнала позывных. Со времен пионерской работы Коккони и Моррисона [Cocconi G., Morrison P. Searching for interstellar communications. Nature, 1959, 184, No. 4690, 844] и первого поиска – проекта OZMA – наиболее подходящим универсальным стандартом считалась n₀ =1420.4 МГц – частота линии 21.1 см.

Как отмечено в проекте Cyclops, 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 (l = 18 см). Оливер впервые указал, что в пределах упомянутого интервала 1–10 ГГц весьма перспективно для SETI "водяное окно", 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. Обзор NASA HRMS (High-Resolution Microwave Survey) уделяет основное внимание именно частотам "водяного окна", а также диапазону вблизи 8500МГц.

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 (n₀ = 1420.4 МГц).

2) Частота линии 21 см n₀, умноженная на универсальные константы (p, e, 2, ln2 и т.д.); наблюдения на частоте n₀ 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 n₀ 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 (l = 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 (§5.5). 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.С. Троицкий [56, с. 19]одним из первых обратил внимание на возможности, предоставляемые диапазоном миллиметровых волн. В этом диапазоне, 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 Н.С. Кардашев [Nature, 1979,] предложил частоту n = 203.384 ГГц (l = 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.

9.3. Выбор момента для поиска сигнала

При исследовании "Космического стога сена" обычно действуют по принципу "чем больше, тем лучше". В обзорах всего неба по возможности просматривают одни и те же площадки по несколько раз. Если обзор направленный, стараются уделить каждой звезде как можно больше времени, пронаблюдать ее повторно. Постоянно приходится искать компромисс между полнотой обзора, его чувствительностью и временем исследования каждого направления на небе. Однако всегда имеется вероятность пропуска сигнала от какого-либо потенциального источника ("сигнал от них пришел не тогда, когда мы на них смотрели"). Чтобы уменьшить риск такой ситуации, были предложены варианты "синхронизации" передачи сигналов ВЦ при помощи событий, наблюдаемых всеми ВЦ в окрестностях Солнца. Такая стратегия называется "конвергентной": считается, что ВЦ "земного типа" должны мыслить в примерно одинаковых категориях SETI и передающая ВЦ будет стараться по возможности облегчить соседям поиск и прием сигнала. В плане выбора частоты SETI работа Коккони и Моррисона – первый пример конвергентной стратегии, так как частота линии 21 см, безусловно, может быть универсальным стандартом для всех цивилизаций.

Впервые конвергентная стратегия, позволяющая выделить на оси времени интервал, наиболее благоприятный для SETI, была предложена П.В. Маковецким. Общим сигналом для передачи позывных ВЦ может служить выдающееся астрофизическое событие, наблюдаемое всеми ВЦ в некоторой области Галактики. В качестве такого события П.В. Маковецкий предложил вспышку Новой Лебедя 1975 г. Когда свет вспышки доходит до ВЦ, она тут же начинает передачу позывных, после чего требуется еще какое-то время, чтобы радиоволны достигли Земли: лет. Здесь R₁ + R – длина Подпись:

Рис. 9.2. Синхронизация посылки сигналов внеземными цивилизациями при помощи вспышки Новой звезды. ломаной Новая–ВЦ–Земля, R₀ – расстояние от Земли до Новой (в световых годах), m – угловое расстояние между ВЦ и Новой. Таким образом, в каждый момент времени существует некоторый эллипсоид, на поверхности которого могут быть сосредоточены потенциальные кандидаты SETI. В одном фокусе эллипсоида находится Новая, в другом – Земля. Сечение эллипсоида и пути распространения сигналов показаны на рис. 9.2. Зная расстояния до звезд-кандидатов в окрестностях Солнца, из приведенных соображений можно примерно оценить момент приема синхронизованных Новой позывных от этих звезд в районе Земли и уделить этим звездам основное внимание в программе поиска. Со временем эллипсоид расширяется, и нужно будет переходить ко все более удаленным звездам-кандидатам. В развитие идеи Маковецкого было предложено использовать в качестве синхросигналов вспышку Сверхновой 1987A в Большом Магеллановом Облаке и мощные всплески g-излучения (§7.3).

Еще один пример "конвергентной" стратегии. При целенаправленном поиске отбор звезд-кандидатов и моментов для их наблюдения может быть еще более ограничен, например, таким образом, как это было сделано в SETI-программе "Зодиак". Эта программа содержит 29 звезд, находящихся не далее 25 парсек от Солнца и Подпись:

Рис. 9.3. Облучение Солнечной системы узким лучом сигнала ВЦ, находящейся вблизи плоскости эклиптики. лежащих вблизи плоскости эклиптики. Идея состоит в том, что ВЦ, которая готовит программу передачи сигналов другим цивилизациям, может в целях экономии энергии производить облучение ближайших "подходящих звезд" очень узким направленным лучом радиоволн шириной q~10^–7 радиан (рис. 9.3). На расстоянии в десяток парсек это потребует передающей антенны размером около 1000 км, что реально для технически развитой ВЦ. Столь узкий луч может не перекрывать зону, пригодную для обитания в окрестности звезды. Поэтому представляется разумным направить луч непосредственно на звезду. Если, по счастью, луч лежит в плоскости орбиты планеты принимающей ВЦ, тогда в течение года планета будет на несколько дней попадать внутрь луча. Нужно будет при этом вести поиск облучающих нас ВЦ вблизи плоскости эклиптики в направлении, противоположном Солнцу. Дополнительный аргумент в пользу такой "эклиптической" стратегии: если передающая ВЦ осуществляет поиск планет вблизи других звезд доплеровским методом (по небольшим вариациям лучевой скорости звезды, вызванным действием планет), то таким образом ВЦ селектирует именно те системы, где доплеровский эффект наибольший, а именно, луч зрения лежит почти в плоскости орбит планетной системы, и мы с большей вероятностью получим послание от такой ВЦ из области нашей эклиптики.

9.4. Астрофизическая польза от SETI-наблюдений

Наблюдения SETI сопряжены с большими затратами телескопного времени. Поскольку, судя по уже проведенным обзорам SETI, вероятность успеха не слишком велика, необходимо в каждом обзоре предусмотреть возможность получения "побочного продукта", то есть информации, важной с точки зрения астрофизики. Очевидна польза поиска узкополосных сигналов на волне 21 см. Так, в обзоре SETI l = 21 см Огайского университета (том самом, в котором был найден в сентябре 1977 г. знаменитый, до сих пор не объясненный сигнал "Wow!", или по-русски "О-го-го!") было обнаружено большое количество ранее не наблюдавшихся холодных облаков межзвездного водорода, излучающих узкие линии 21 см (правда, не столь узкие, как ожидалось бы в случае сигнала позывных ВЦ). То же касается наблюдений на частотах молекулярных линий OH (18 см), H₂O (1.35 см) и H₂CO (6 см), в которых всегда можно обнаружить большое число новых естественных объектов. При наблюдениях в миллиметровом диапазоне на частоте позитрония 203.384 ГГц можно захватить также частоту вращательного перехода 3₁₃–2₂₀ изотопической разновидности молекулы воды H₂¹⁸O (203.407 ГГц) и частоту рекомбинационной линии (РЛ) водорода H52e (203.9758 ГГц). В более широких пределах (±20 ГГц относительно частоты линии позитрония) находится еще ряд спектральных линий, представляющих астрофизический интерес, в том числе РЛ водорода H40b, вращательная линия J = 2–1 молекулы CO и ее изотопических разновидностей, линии H₂O и DCN. Безусловный интерес представит и обнаружение самой линии позитрония 203.384 ГГц в естественных космических источниках, излучающих g-линию 0.511 МэВ, где может происходить аннигиляция электрон-позитронных пар.

Наконец, в заключение стоит упомянуть о возможности сопутствующего режима SETI (по-английски piggy-back mode), когда данные любых радиоастрономических наблюдений попутно анализируются с целью выявления возможных сигналов ВЦ. Вероятность успеха такого совершенно не направленного поиска невелика, но она ненулевая, и режим piggy-back также способствует заполнению хотя бы некоторого объема в "Космическом стоге сена".