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 прозорливое ти. 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 отой проблеме" 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 Фрлнк 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 тем, 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. HL 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 зьезд. Если увеличит! диаметр приемной антенны, соответственно увеличится 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 звезцы, 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 мощноегь сигнала будет испытывать вариации со временем.

При выборе циапазона волн для межзвездной связи Дрейк уде­лил основное внимание анализу шумов. Он считал, что шумьг аппа­ратуры можно не принимать во внимание, а точнее, их не следует принимать во внимание, так как с развитием рациотехники мы не­избежно придем к состоянию, когда они могут бьгть 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 емьгела. Дрейк постулировал, что земная радиотехника дос­тигнет этог о 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 радиогехники к состоянию совершенной радио­техники. Цивилизаций, подобных нашей, которые находятся в переходном состоянии, должчо бьгть очень мало. Следовательно, ге цивилизации, сигналы которых мы надеемся обнаружить, уже достигли техническо" о совершенства в радиотехнике. Поэтому для них существенны лишь естестт енные, принципиально неустранимые ограничения. К таким ограничениям относятся шумьг фона Дрейк рассмотрел два источника фона — галактическое радиоизлучение и радиоизлучение атмосферы.

Галактический фон об) словлен суммарным излучением радио­источников, он определяет радиояркость неба за пределами атмос­феры, подобно тому, как яркость фона ночного неба вне атмосфе­
ры определяется суммарным излучением звезд[7]. 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.

Дрейк рассмотрел зависимость яркости фона от частоты в радио­диапазоне. На рис. 1.2.1., взятом из его статьи", по горизонтальной оси отложена частота, а по вертикальной — температура, характери­зующая интенсивность изучения фона. Как видно из этого рисунка,

3S SS

О св

II

» 1

.5-

Ч-.

_____

10000 30000 Частота, МГц

Рис.1.2.1. Зависимость яркости фона от частоты в радиодиапазоне, по Ф. Др°йку, 1960 г.

Приведены две составляющие — галактический фои и излучение земной атмосферы Суммарная кривая имеет минимум в области 10′-104 МГц В этой области целегообралю искать сигналы межзвездной связи Современ­ные данные ■ — см гл 7

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 чдя 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 Огруве (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 стра ны 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 реше но сделать приемник на волну 21 см для исследования эффекта Зе­емана и использовать его для поиска сш налов ВЦ. То есть частота была выбрана не из каких-то принципиальных соображений, а из

Ваются два рупора В один из них попадает излучение от искомого источника, в дру­гой — от соседней области неба. С помощ..ю электрон­ного переключателя оба ру­пора попеременно подклю­чаются к входу приемника с частоте й 5 Гц. По этой при­чине исиомый сигнал от ис­точника будет модулирован с той же частотой. Синхрон­ный детектор на выходе при­емника выделяет лишь этот модулированный сигнал. Та­кая схема, часто применяе­мая в радиоастрономии, дает возмсжность выделять очень слабые сигналы, значитель­но более слабые, чем шумы аппаратуры и ограниченные лишь величиной флуктуации. Шума. Кроме того, эта схема позволяет значительно по­давлять земные помехи. По­скольку помеха попадает в антенну, на вод приемника, минуя отражение от зерка­ла, она в равной мере дей­ствует на оба рупора и по­этому остается смодулиро­ванной, в результате она не может пройти через синх­ронный детектор. (Разумеется, полностью избавиться от помех никогда Hi удается, очень сильная помеха хоть и подавляется, все же проникает

В приемник[9], но значительную часть помех таким способом можно ис­ключить.)

На входе приемника, непосредственно за модулятором, стоял парамет­рический усилитель, настроенный на частоту радиолинии водорода 1420,4 МГц. В 1959 г. параметрический усилитель был еще новинкой Для приемника Дрейка он был пожертвован Эшли, президентом одной про­мышленной фирмы, с большой симпатией относившимся к проекту Озма.

С помощью четырех смесителей сигнал испытывал четырехкратное преобразование по частоте и после каждого преобразования усиливался усилителем промежуточной частоты. После ч< твертого преобразования сигнал разделялся на два канала: узкополосный и широкополосный. Сиг налы в каждом канале детектировались и поступали на дифференцирую­щую цепочку, где осуществлялось их вычитание. Коэффициенты усиле­ния в каналах были подобраны таким образом, что когда на вход фильт­ров подавался очень широкополосный сигнал (с полосой не менее чем полоса широкополосного канала), то выходные напряжения на фильтрах были равны. В результате после вычитания на выходе дифференцирую щей цепочки напряжение равнялось нулю. Если же в приемник поступ„ ет узкополосный сигнал, то, так как он занимает только часть полосы широкополосного канала, напряжения на выходе фильтров уже не будут равны, и после вычитания на выходе дифференцирующей цепочки по­явится сигнал, который и будет (арегистрирован Таким образом, при­емник воспринимает только узкополосные сигналы

В приемнике имеется устройство для изменения частоты настройки При выполнении проекта Озма использовалась полоса узкополосного ка нала 100 Гц. С такой полосой за счет изменения частоты настройки обследовался интервал частот в 400 кГц. Время наблюдения каждой по­лосы 100 Гц составляло 1 минуту.

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

Уолтер Салливан так описывает начало этого исторического эк­сперимента. «Около 4 часов утра 8 апреля 1960 г. аппаратура была включена в контрольном помещении под большой чашеобразной антенной, направленной на т Ки’га, только что появившуюся над горизонтом на юго-восгоке. Часовой механизм обеспечивал слеже­ние ангенны за звездой во время ее перемещения по небосводу.

Приемник был включен, и впервые двуногое существо, называемое человек, пыталось поймать сигналы от существ неизвестного обли­ка из других миров»[10]. А вот как спустя много лет откликнулся на это событие петрозаводский философ и поэт Юрий Линнш

Тебя, Великий звездный Кит, Не загарнунить китоловам! Превыше страха и обид Созвездье в сумраке лиловом Недосягаемо блеытп Поет иочиая высота, И слышу я в ее напеве, Что биосферы неспроста, Угадываю в звездном чреве У исполинского Кита

Ангсниа в ночь наведена — Когда среди помех и гула Пробьется ритма новизна* Кига огромного качну на Земная радиоволна.

Пскуда бедеи мой улов, Пока бсз|ласиы излучеиья, Но слышу музыку миров, Провидя вечные значенья Безвестных символов и слов. Опять восходит звездный Кит, Опять незримый луч радара С планеты Тау с бежит Ночной рельеф (емного шара, Коснувшись и моих ракит.

ЮЛинник

«Радиоастрономический триптих»

Эксперимент продолжался в мае, июне и июле. Общее время наблю 1ения чдеух звезд состави ю около 150 часов. Если бы в тече­ние этого времени с одной из них был послан в сторону Солнца сигнал на частоте 1420,4 МГц с полосой частот не более 100 Гц при эффективной мощности 101J Вт (что соответствует передатчику мощностью 1 МВт, работающему на антенну диаметром 200 м), то такой сигнал был бы обнаружен. Но этого не произошло. Телескоп был нужен для выполнения других программ, и эксперимент по проекту Озма пришлось приостановить.

Дрейк и Струве относились к приостановке работ только как к перерыву. По свидетельству У. Салливанна, Струве ра< сматривал про­ект Озма не как разовый эксперимент, а как постоянный поиск жиз-

Ни на других мирах, возможно, выполняемый с перерывами для усо­вершенствования техники и корректировки методов, но с твердой решимостью продолжить дело до конца, пока не будет установлен контакт. Дрейк пришел к выводу, что для успеха поисков надо обсле довагь большое число звезд. Он считал, что необходимо разработать новые усовершенствованные методы обработки информации с воз­можностью выделения амплитудной и фазевой модуляции сигнала. Надо иметь возможность обследовать широкий ингерьал частот, для чего требуется создание многоканальных приемников или эквивален­тных им сложных систем.