За первое десятилетие (1960-1970) в США и СССР было проведе­но 4 эксперимента по поиску радиосигналов. В последующие годы число экспериментов стало быстро расти, к поискам подключились дру1ие страны: Австралия^ Аргентина, Канада, Франция, ФРГ, Ни­дерланды, Япония. К концу века число экспериментов перевалило за пятьдесят. Для поиска, наряду с малыми и средними инструмен­тами, были использованы крупнейшие радиотелескопы. Это обстс ятельство особенно примечательно. Известно, какая жесткая конку­ренция существует между исследовательскими программами и как трудно получить наблюдательное время на крупных телескопах. В этих условиях готовность специалистов предоставлять значительное время на больших инструментах лдя задач SETI свидетельствует о признании научной значимости проблемы. Мы расскажем о неко­торых наиболее значительных проектах. Читателя, заинтересован иого в более подробных де галях, отсылаем к обзору Джилл Тар — тер[29] и двум статьям автора43,44. О работах, выполненных в СССР и России, будет подробно рассказано в гл. 7.

Одним из наиболее значительных проектов был обзор неба на волне 21 см, выполнявшийся на обсерватории Огайского универ­ситета США, начиная с 1973 г. Использовался радиотелескоп сис­темы Крауса (рис. 1.9.1), состоящий из двух отражателей: непод­вижною параболического рефлектора (110×20 м) и вращающе­гося вокруг горизонтальной оси плоского отражателя длиной 80 м и высотой 30 м. Радиотелескоп Крауса принадлежит к числу мери­дианных инструментов, его ось постоянно направлена в плоскости меридиана. Как мы уже отмечали в § 1.7, благодаря суточному вра­
щению Земли через диаграмму радиотелескопа проходят источни­ки, кульминирующие на заданной высоте над горизонтом, т. е. име­ющие заданное склонение. Вращая плос. сий отражатель можно ме­нять высот)’ диаграммы над горизонтом и, следовательно, склоне­ние наблюдаемых источников.

Если выбрать звезды спектральных классов F, G, К (т. с. близкие по своему тину к Солнцу), расположенные на расстоянии 1000 св лет, то в любой момент времени какие то три из них будут находиться «в

Поле зрения» (в диаг­рамме) радиотелеско­па. Если вблизи них су­ществуют цивилиза­ции, излучающие на волне 21 см в сторону Солнца, то сигнал, в принципе, может быт ь зарегистрирован. Од­нако при приеме узко — полосных сигналов возникает трудность, связанная с неопреде­ленностью частоты. Так как отправитель сигналов и получатель дви­жутся друг относительно друга в пространстве, то встедствие эф­фекта Доплера частота радиоизлучения в точке приема отличается от часто ты в точке излучения. Поскольку в условия^ поиска ни от­правитель, ни получатель заранее ничего не знают друг о друге, их относительная скорость и, следова гельно, смещение ‘ астоты сигна­ла остается неизвестной. Чтобы исключить эту неопределенность. Р. Диксон предложил руководствоваться принципом антикрипто­графии., согласно которому каждый из партнеров по связи коррек­тирует частоту сигнала к некоторому общему для всех стандарту ча­стоты. В качестве такого стандарта, по мнению Диксона, должна приниматься частота источника, неподвижного относительно цен­тра Галактики. В соотсетствии с этим Огайский об^ор проводился на частоте радио шнии водорода 1420,4 МГц, скорректированной к центру Галактики. Использовался многоканальный приемник. Вначале он содержал 8 каналов, затем их число было увеличено до 50, а потом до 3000 каналов. Планировалось подключить к прием­нику систему SERENDIP (см. ниже) с 4 миллионами каналов, но пока эти планы не удалось осуществить.

Наблюдения по npoi рамме SETI были начать, в декабре 1973 г. и продолжались до середины 1990-х годов. Во время проведения этих наблюдений над обсерваторией поднимался специальный флаг SETI[30]. За время наблюдений обнаружено несколько интересных, с точки зрения SETI, источников, излучающих в очень узкой полосе частот. Но особенно любопытный сигнал был зарегистрирован в августе 1977 г.[31] Он получил название «Ою-го!». Приблизительно так можно перевести на русский язык возглас «Wow!», котооый взволнованный оператор записал около этого сигнала на ленте са­мописца. Сигнал был очень интенсивным, во много раз превыша­ющим уровень шума, наблюдался он только в нескольких спектраль­ных каналах. Характеристики сигнала позволяли уверенно иекчю чить земные помехи и указывали на его явно внеземное происхождение. Источник располагался вблизи плоскости эклип­тики. Наблюдался он очень короткое время, а затем исчез и больше не появлялся. Отождествить его так и не удалось. М< жег быть, это и был долгожданный сигнал ВЦ?!

Несколько поисковых экспериментов было выполнено на самом крупном в мире радиотелескопе Аресибо (США) (рис. 1.9.2). Это «полуподвижный» инструмент (зем шная чаша). Удачно используя рельеф местности, конструкторы создали сферическое зеркало ди­аметром 305 м. Само зеркало неподвижно, однако оно снабжено подвижным ((блучателем, который перемещается вдоль фокальной линии с помощью специальной фермы, нодвешной над зеркалом. Таким образом, телескоп можно наводит ь в различные точки неба в пределах ограниченного угла ±20° от зенита.

В 1975-1976 гг. Ф. Дрейк и К. Саган предприняли поиск циви — тизаций 2-го типа в Местной группе галактик. Наблюдения прово­дились с помощью радиотелескопа Арегибо на частотах радиоли­ний водорода 21 см и гидроксила 18 см в полосе 3 МГц со спект­ральным разрешением 1000 Гц. В 1977 г. на том же телескопе Ф Дрейк и М. Стулл предприняли поиск сигналов от звезд нашей Галактики в линии 18 см с гораздо более высоким спектральным разрешением 0,5 Гц. В следующем году П. Горовиц исследовал 185 звезд солнечного типа. Он проводил наблюдения на частоте ра­диолинии водорода 21 см в узкой полосе ± 500 Гц, центрирован­ной на частоту лабораторного стандарта, неподвижного относи­тельно Солнца. То есть в отличие от принципов, на которых осно­вывалась Огайская программа, Горовиц предполагал, что цивили — юция-отиравитель специально посылает сигналы в сторону Сол-

Нечной системы и корректирует их частоту к частоте гелиоцентри­ческого стандарта. В этой работе ему удалось дост игнут ь рекордное спектральное разрешение 0,015 Гц (!) и рекордную чувствительность по потоку Ю-28 Вт/м2. В том же году Н. Коурн на обсерватории Аресибо выполнил поиск сигналов от шаровых скоплений. Иссле­дование проводилось совместно с радиоастрономическим обсерва­ториями в Хайстеке (США) и Парксе (Австралия). В Аресибо и Парксе поиск осуществлялся в линии гидроксила 18 см, а в Хайсте­ке— в линии водяного пара 1,35 см. Было исследовано 25 шаро­вых скоплений. Кроме того, проверялась гипотеза Т. Голда, по ко­торой ВЦ могут использовать эффект усиления сигналов облаком космического мазера, находящегося на пути радиоволн, чтобы со­здать достаточно мощные импульсы вдоль линии визирования с другой стороны мазерного облака. Наконец, в том же году У. Т. Сал — ливан использовал 305-метровый радиотелескоп, чтобьг «подслу­шать» сигналы ВЦ, предназначенные не для связи с другими циви­лизациями, а для своих собственных нужд (аналогичные нашим те­левизионным или радарным сигналам). В течение пяти часов он наблюдал две звезды в диапазоне 3-60 см с разрешением 1 Гц. В 1979-1981 гг. Дж. Таргер с сотрудниками провела поиск сигналов от 210 звезд солнечного типа на частотах радиолиний водорода 21 см и гидроксила 18 см в двух круговых поляризациях (правой и левой). Была использована новейшая для того времени система ре­гистрации с использованием цифрового магнитофона и последую­щей компьютерной обработкой сигнала. Она эквивалента спект — роанализатору, имеющему 3,4 млн каналов. В 1982 г. Горовиц вновь провел поиск сигналов на частоте радиолинии водорода 1420,4 МГц (150 звезд) и на удвоенной частоте 2840,8 МГц (250 звезд). Как и в работе 1978 г., узкая полоса анализа (теперь она составляла 2 кГц и 4 кГц соответственно) центрировалась точно на частоту гелиоцент­рического стандарта в предположении, что коррекция частоты, учи­тывающая движение передатчика относительно Солнца, проводит­ся цивилизацией отправителем. Аппаратура, получившая название «Чемодан SETI», представляла собой спекфоанализагор, работа­ющий в режиме реального времени и включавшей более 130 тысяч спектральных каналов шириной 0,03 Гц.

Эффективно использовался для поиска радиосигналов и другой крупный инструмент — 90-метровый радиотелескоп Националь­ной радиоастрономической обсерватории США (НРАО) (рис. 1.9.3). В 1972 г. Г. Верскср провел на нем поиск сигналов от трех близких к нам звезд: т Кита, е Эридана и 61 Лебедя. В 1972- 1976 гг. П. Палмер и Б. Цукерман на том же радиотелескопе иссле­довали уже не три, а 674 звезды солнечного типа в диапазоне 21 см при помощи 394-канального спекгроанализатора с разрешением от 4 до 64 кГц (этот проект получил название «Озма-2»). А 1977 г. Д. Блэк и Дж. Тартер вели поиск от 200 звезд солнечного типа в диапазоне 18 см с разрешением 5 Гц. Наконец, в 1983 г. М. Дома — шек провел поиск сигналов, типа тех, что используются в наших телеметрических системах; то есть он искал одиночные прямоуголь­ные импульсы, подвергшиеся искажению из-за дисперсии в меж­звездной среде. С этой целыо Домашек изучил записи обзора, вы­полненного с помощью 90-метрового телескопа НРАО по програм­ме поиска пульсаров. К сожалению, в дальнейшем работы с этим радиотелескопом прервались, так как он неожиданно разрушился и рухнул (как предполагают, из-за «старения металла»).

Самый крупный в мире полноповоротный радиотелескоп, ко­торый можно наводить в любую точку неба и сопровождать источ­ник при его вращении по небесному своду, расположен в Эффельс-

Берге, близ Бонна (ФРГ) (рис. 1.9 4). Он также исполь­зовался для поиска радиосиг­налов ВЦ. В 1977 г. Р. Виле — бински искал на нем импульс­ные сигналы в диапазоне 21 см от трех звезд солнечного типа. ")го было сделано по ходу вы­полнения программы поиска пульсаров. В компьютер ввели

Рис. 1.9.3. 90-мстрочый радиотелескоп ^ординаты звезд и провели Нрао полную процедуру поиска им­

Пульсных сигналов, входящую в поиск пульсаров и позволяющую регистрировать импульсы с rie риодом от 0,3 до 1,5 секунды.

Другой крупный европейский радиотелескоп, который участво­вал в поисках сигналов ВЦ — что Большой радиотелескоп в Нансэ

(Франция) (рис. 1.9.5). По типу он подобен радиотелескопу Крау­са, только тлавный отражатель его выполнен не в форме параболи­ческого, а в форме кругового цилиндра. Размер его 300 х 35 м. С помощью этого телескопа выполнено гри эксперимента. Два из них провели советские ученые Е. Е. Лехт, М И. Пащенко, Г. М. Рудниц­
кий и В. И. Слыш в 1970-1972 гт. Они исследовали статистичес­кие характеристики излучения мазерных источников ОН с целыо выявления сигналов искусственной природы, а также исследовали 10 самых близких к Солнцу звезд (см. гл. 7). Третий эксперимент провели Ф. Ъиро и Дж Тартер в 1981 i Они исследовали 300 звезд солне’ того типа на частотах радиолиний 1идроксила. В отличие от предыдущих экспериментов этого типа, использовались частоты не только двух главных линий 1665,1667 Мгц, но и частоты сателлит — ных линий 1612 и 1720 МГц, а также средняя и средняя взвешен­ная из частот главных линий.

К началу 1980-х годов было проведено около 40 экснеримен тов. Однако они далеко не охватывали всего подлежащего исследо­ванию «пространства поиска». Что т жое прос гранство поиска? При поиске сигналов ВЦ мы сталкиваемся со многими неопределенное тлми: неизвестны точно частота сигнала, направление и время его прихода, мощность излучения, поляризация, тип модуляции. Все эти параметры и образуют многомерное пространство поиска. Учи­тывая неопределенности, в значениях параметров, поиски сигналов ВЦ часто сравнивают с поисками иголки в стоге сена. Как же далеко продвинулись мы в исследовании «космического стога»? Джил Тар тер удалось наглядно продемонстрировать эту проблему. Для про­стоты она ограничилась только тремя параметрам*- сигнала: часто­та, направление в пространстве и мощность передатчика (или соот­ветствующая чувствительность, которая гребуется при этой мощности на приеме) Принимая эти параметры за координаты в некотором условном пространстве поиска и задаваясь разумными пределами изменения параметров, можно определить объем подлежащего ис­следованию пространства поиска (рис. 1.9.6с). Далее, можно вы­числить, какая д< >ля пространства поиска обследована в результате того или иного эксперимента (рис 1.9 66). Затем можно просумми­ровать но всем экспериментам и определить, таким образом, долю обследованного пространства поиска. Тартер провела такие вычис­ления, оказалось, что к 1981 г. была обследована область, равная 10 17 от всего подлежащего исследованию пространства поиска. Фак­тически эта доля еще меньше, если учесть другие параметры, кроме тех, которые были приняты в расчет Тартер.

В 1981 г. на Всесоюзном симпозиуме в Таллинне по поиску ра­зумной жизни вс Вселенной (Таллинн SETI 81) американские уча­стники рассказали о новых проектах поиска сигналов с мегаканаль — ными спекгроанализаторами, которые позволяли при высоком спек­тральном разрешении перекрыть широкий диапазон часто т и таким образом существенно расширить объем обследованного простраг ства поиска. Вместе с увеличением числа направлений в простран­стве это должно было увеличить долю исследованного простран­ства поиска на 7 порядков, доведя ее с 10~17 до 10"’°. На рсализа] (ию

Этой программы потребора тось более 10 лет, она начала осуществ­ляться в 1990-х годах.

Крупнейшим из этих проектов был «Микроволновый обзор с высоким спектральным разрешением» (High-Resolution Microwave Servey, сокращенно HRMS Проект финансировался НАСА и со­стоял из двух частей: целевой поиск, т. е. поиск сигналов от опреде­ленных объектов, и обзор неба. В целевом поиске было намечено исследовать 1000 солнцеподобных звезд в диапазоне 1000- 3000 МГц. Особое внимание внутри этого диапазона предполага­лось уделить так называемому «водяному окну», т. е. области спект­ра от линии водорода 1420 МГц до линий гидроксила вблизи 1700 МГц. Этой работой руководили Джон Билленгем и Джил Тар­тер из Исследовательского Центра НАСА им. Эймса. Исп< шьзова — лись два радиотелескопа: 305-метровый радиотелескоп Аресибо и 46 метровый радиотелескоп НрлО. Спектральная аппаратура со­держала 15 млн каналов и обеспечивала разрешение в 1 Гц. Вторую часть проекта — обзор неба — возглавляли М. Кляйн и С. Гулкие из Лаборатории реакт ивного движения (JPL). Здесь ставилась зада­ча исо1едовать все небо. Спектра тьный диапазон был шире, чем в целевом поиске (от 1000 до 10000 МГц), а спектральное разреше­ние соответственно меньше (около 20 Гц). Планировалось, что об­зор займет 6 лет и завершится к началу третьего тысячелетия. Для наблюдений предполагалось использовать антенны Сети дальней кос­мической связи НАСА, распложенные как в Северном, так и в

Рис. 1 9.8.70-метровый радиотелескоп НАСА

Южном полушарии, в том числе 34-метровую антенну в Голдстоу­не фис. 1.9.7) и 70-метровые антенны в юлдстоуне и Тидбинбил — ла, Австралия (рис. 1.9.8) Методика обзора предусматривает быс­трый просмотр полосы неба шириной 1,4° и длиной 30° с помо­щью 34-метровой антенны, после чего компьютер сортирует полученные данные и отбирает из всех зафиксированных источни­ков сигнала наиболее «подозрительные», которые изучаются уже более п< дробно, в медленном режиме сканирования. Это позволя­ет отсечь ложные источники, связанные с различными помехами. Остающиеся заносят сл в специальный каталог для дальнейшего де­тального изучения с помощью крупных радиотелескопов.

Торжественное начале работ — по проекту HRMS состоялось 12 ок­тября 1992 г. и было приурочено к 500-летию открытия Америки. В течение первого года действия проект^ наблюдения по програм­ме целевого поиска проводились на радиотелескопе Аресибо. Было выполнено около 0,1% предусмотренного программой объема ис­следований. Наряду с наблюдениями проводилось дальнейшее усо­вершенствование системы. По программе обзора неба также удалось провести часта запланированных раб< гг. В качестве «побочного про дукта» этих наблюдений были получены радиоастрономические кар­ты Галактики. И вот в тот момент, когда, казалось бы, все этапы научного и инженерного поиска, связанные с созданием уникаль­ной аппаратуры, а также трудности организационного характера остались уже позади, Конгресс США неожиданно отказался от даль­нейшего финансирования работ. Трудно сказать, чем вызвано iакос решение. Не исключено, что существенную роль здесь сыграло окон­чание «холодной войны», с одной стороны, и падение научного по тенциала бывшего СССР — с дру] ой. В годы противостояния две сверхдерж 1вы стреми шсь поддерживать паритет в важнейших облас­тях и не допускать значительного отрыва партера. Теперь Россия уже не могла составить опасную конкуренцию США.

Надо отмстить, что руководители проекта не пали духом, а при нялись энергично искать сггонсоров. В резулы are часть проекта, а именно, целевой поиск удалось возродить в новом ароеюле «Феникс», Который финансируется исключительно за счет пожер»вований ог частных лиц и компаний. Начиная с 1994 г., наблюдения по проекту «Феникс» ведутся с помощью 64-метрового австралийского радиоте­лескопа в Парксе (рис. 1.9.9). В npoi рамму включено 200 звезд юж­ного неба. В случае обнаруженггя «подозри тельного» источника пре­дусматривается проверка его в интерферомегрическом режиме путем подключения антенны, расположенной в Монра.

Другой крупный проект, который выполняется в США — это NpocKi Калчфорнийс com универси тега в Беркли — SERENDIP (Searh for Extratepcsti ial Racuo Emission from Nearby Developed Intelligent Populations). Его названне имеет еще один подтекст оно заимствова­но из старинной персидской ска ней «Три принца из Серендипа», герои которой, путешествуя по свету, обнаружили много удивитель­ного и неожиданного. В наше время это имя стало нарицательным — оно означает счастливую способность неожиданного открьгтия. Особенность проекта SERENDIP в том, что это программа сопут­ствующего поиска, то есть поиск ведется попутно с выполнением основной астрофизической или прикладной задачи. Выходные дан­ные приемной аппаратуры, на шторой ведутся обьгчньге радиоаст­рономические наблюдения, анализируются на предмет наличия в них сигнала ВЦ; это позволяет вести поиск сигналов, не отвлекаясь от выполнения основной радиоастрономической программы

Первые наблюдения по проекту SERENDIP были проведены еще в 1976-1979 гг. с помощью 26-мегрового радиотелескопа Хэг Крик (Калифорния, США). Они велись в диапазоне радиолиний водо-

Рода (1410-1430 МГц) и гидроксила (1653-1673 МГц), спектраль­ное разрешение в этих первых наблюдениях составляло 2,5 кГц. В 1979 г. аппаратуру SERENDIP установили на 64 — метровом радио­телескопе НАСА в Голдстоунс и наблюдали с ней те области неба, где радиотелескоп отслеживал космические аппараты НАСА. В даль­нейшем аппаратура была усовершенствована: 100-канальный ана­лизатор обеспечивал разрешающую способность 500 Гц при об­щей полосе анализа 20 МГц. Эту усовершенствованную систему на­звали SERENDIP-I, она использовалась в 1980 г. при наблюдениях с 26-метровым радиотелескопом Хэт Крик и в 1981-1982 гг. при наблюдениях на антеннах Сети дальней космической связи НАСА в Голдстоуне. Следующий шаг в развитии системы SERENDIP — со­здание спектроанализатора на 65 000 каналов с разрешением 1 Гц. Эта система, получившая название SERENDIP-II, была установлена на 90 ме тровом радиотелескопе НРАО и успешно действовала в те­чение двух лет вплоть до аварийного разрушения этого радиотелес­копа. В начале 1990-х годов вступила в действие новая система SERENDIP-III, содержащая 4 млн каналов. Она обеспечивает раз решающую способность 0,6 Гц при полной полосе анализа спектра 2,4 МГц. Система установлена на 305-метровом радиотелескопе Аресибо. К средине 1990-х годов с нею было обследовано 30% небесной сферы (практически вся область доступная наблюдениям с радиотелескопом Аресибо). За время действия программы обна­ружено около 400 «подозрительных» источников, однако получен­ных данных, к сожалению, недостаточно, чтобы уверено приписать этим источникам внеземное искусственное происхождение. Сооб щалось о планах увеличить число спектральных каналов до 120 млн (SbRENDIP-IV). Между тем, этот проект также, как и HRMS, стол­кнулся с финансовыми трудностями. Для его поддержки создано общество «Друзья Серендипа» со штаб-квартирой в Калифорнийс­ком университете Беркли, которое возглавляет знаменитый писа гель и футуролог Артур Кларк.

Еще одна npoi рамма поиска узкополосных сигналов с помощью многоканальных приемнике >в (Mega-channel Extraterrestrial Ass iy, со­кращенно МЕТА) ведется Гарвардским университетом США совмес­тно с Планетным обществом (Planetary Society). Он представляет со­бой развитие более раннего проекта SENTINEL, известного также под названием «чемодан SETI» (см. выше). Поиск ведется на частоте радиолинии водорода 1420,4 МГц и удвоенной частоте 2840,8 Мгц с разрешением 0,05 Гц. Спектральная аппаратура, разработанная под руководо во П. Горовица, включает 8 млн каналов, мгновенная по­лоса анализа 400 кГц (0,05 Гц х 8 • 106 = 4 ■ 105 Гц), а общая полоса анализа 1,2 МГц. Аппаратура обеспечивает автоматическую компен­сацию эффекта Допплера и позволяет вести наблюдения в трех раз­личных инерциальных системах: системе местного лабораторного стандарта, системе неподвижной относительно галактического цент­ра, и системе, отнесенной к реликтовому фону. Таким образом, в проекте МЕТА преодолен недостаток прежнего проекта SENTINEL — привязка только к гелиоцентрическому стандарту.

Поиск сигналов на северном небе по этой программе проводит­ся с 26-метровым радиотелескопом Гарвардской радиообсервато­рии (проект META-I). Наблюдения ведутся в режиме прохождения Через неподвижный антенный луч За время прохождения делается шесть 20-секундных измерений (в трех инерциальных системах по две поляризации в каждой). При этом на экране фиксируется вре­мя, координаты, интенсивность и другие параметры В случае появ­ления «подозрительного» сигнала, происходит переход в режим отслеживания источника с одновременной архивацией данных. За пять лег, с 1986 г. по 1990 г. обследована область неба по склоне­нию от -30° до +60°. При этом на волне 21 см область была пере­крыта трижды, а на волне 10,5 см — дважды. Обнаружено около 40 «подозрительных» источников, из которых 8 авторы считают наиболее интересными.

В 1990 г. начат обзор южного неба с такой же аппаратурой, ус­тановленной на 30-метровом радиотелескопе Аргентинского радио астрономического института — проект МЕТА II Наблюдения ве­дутся ежесуточно по 12 часов в сутки Планируется охватить ими все южное небо. За два первые гоца работы было зарегистрировано около 10 «подозрительных» источников. Все они группируются к плоскости Галактики. Однако природу их установить так и не уда­лось. Планируется дальнейшее усовершенствование системы. На первом этапе (проект ВЕТАТ) число спектральных каналов будет доведено до 160 млн, разрешающая способность будет составлять 0,5 Гц, Mi новенная полоса анализа спектра 40 МГц, а полная поло­са анализа 320 МГц; на втором этапе (проект BETA-II) число спек­тральных каналов планируется увеличить до 6 миллиардов, разре­шающая способность составит 0,05 Гц, а мгновенная полоса анали­за будет составить 300 МГц.

Южное небо исследуют также австралийские ученые. Экспери­менты по поиску сигналов ВЦ начаты в Австралии еще в 1960-х годах, а затем продолжались в 1970-е и 1980-е годы. Использовал ся 64-метровый радиотелескоп в Парксе и антенны станции НАСА в Тидбинбила. В 1990 г. группа ученых Западно-австралийского уни верситета с помощью 64-метрового радиотелескопа в Парксе про ■ ьела поиск узкополосных сигналов на частоте 4462 МГц от 100 близких звезд и некоторых шаровых скоплений. Австралийские уче­ные предполагали принять участие в проекте HRMS, а когда он был приостановлен, они, как уже говорилось выше, поддержали проект «Феникс».

Поскольку поиск сигналов требует очень высокой чувствитель­ности, наиболее серьезные проекты проводились (и проводятся) с помощью крупнейших радиотелескопов, доступных лишь профес­сионалам. Однако уже с 1980-х годов в поиск включились любите ли. Первым из них был американский инженер Р. Грей, который в 1983 г. с несколькими сотрудниками построил у себя в саду под Чикаго «Малую SETI обсерваторию», оснащенную 4-метровым радиотелескопом и приемником на волне 21 см. Приемник со дер­
жал 256 спектральных каналов, обеспечивая разрешение 40 Гц. Несмотря на скромную антенну была достигнута чувствительность того же порядка, как и в первых экспериментах Ф. Дрейка Наблю­дения проводились ежедневно в вечерние часы. Значительное вни­мание была уделено области неба, где в августе 1977 г. радиоастро­номы Огайской обсерватории обнаружили знаменитый источник «Ого-го!». Еще одна любительская SETI-обсерватория бьгла созда­на Б. Стефенсом в удаленном уголке Канады у реки Юкон.

В 1980-х годах группа радиолюбителей из Силиконовой доли­ны (США) создала систему для поиска сигналов ВЦ на волне 21 см с использованием небольших спутниковых и телевизионных ан­тенн. Поскольку радиолюбители не связаньг ограничениями по времени, как у крупных радиотелескопов, они надеялись получить приемлемую чувствительность за счет длительного времени накоп­ления сигнала.

В нашей стране любительский (в основном, учебный) проект «Аэлита» выполнялся с конца 1980-х годов Л. Н. Филипповой во Всероссийском пионерском лаг ере «Орленок» (ньгне РДЦ «Орле­нок») на берегу Черного моря. Использовалась 3-метровая антен­на солнечного радиотелескопа, переданная «Орленку» Специаль­ной астрофизической обсерваторией и приемная аппаратура раз­работанная специалистами Института радиофизики и электроники Академии наук Армении.

В связи с широким интересом к проблеме SETI в США в 1994 г. бьгла основана Лига SETI (SETI League) как всемирная орг аниза — ция, объединяющая любителей астрономии, радиолюбителей, про-

Фессиональньгх радиоастроно­мов, специалистов по цифро­вой обработке сигналов — с целью систематического науч ного изучения и поиска вне­земной жизни. Основной экс­периментальный проект Лиги «Аргус» рассчитан на ггоиск сигналов с помощью неболь­ших 5-метровых антенн, объе-

1.9.10. Любительский проект «Аэлита» диненных в единую сеть. SETI

Еще один интересный любительский проект носит название «SETI дома» (SETI@HOME). Большой объем информации, посту­пающей в ходе поиска сигналов, весьма остро ставит проблему об­работки. Проект SETI@HOME позволяет с помощью Internet под­ключить миллионы домашних компью перов к обработке данных. Таким образом, каждый желающий может принять участие в поиске внеземных циви шзаций, не выходя из дома. Для того чтобы стать участником проекта, надо всего лишь «скачать» и установить на сво­ем домашнем компьютере программу-скринсайвер, которая запус­кается в гот момент, когда вы перестаете работать за компьютером. Прс рамма сама «перекачивает» необработанную информацию из Научного центра, обрабатывает ее, и отсылает обратно получен­ные резулыаты.

Проект «SETI@HOME» базируется в Калифорнийском универ­ситете в Беркли Англоязычный сайт проекта расположен по адре су: setiathome ssl. berkeley. edu.

В России число добровольных участников проекта пока невели­ко, мы занимаем но числу участников 33-е место в мире. Чтобы ис­править пол< жение И. Галявов создал русскоязычный сайт, где мож но найти много интересной информации как о проекте, так и о SETI.

Не успели утихнуть страсти вокру1 СТА-102, как американские ра­диоастрономы обнаружили загадочное излучение на волне 18 см. Еще в 1953 г. И. С. Шкловский предсказал, что в этом диапазоне должна наблюдаться радиолиния межзвездного гидроксила ОН, возникающая при переходах между компонентами так называемого «лямда-удвоения», на которые расщепляется основной вращатель­ный уровень этой молекулы. Более точный расчет, выполненный Ч. Таунсом, который учел также расщепление каждого из уровней «А удвоения» на два подуровня (рис. 1 8.1), показал, что должны наблюдаться четыре линии на частотах 1612, 1665, 1667 и 1720 МГц. Относительные интенсивности линий на этих частотах равны 1:5:9:1. Радиоизлучение какого-либо источника, прохо­дя через межзвездную среду, поглощается молекулами гидроксила, поэтому в спектре источника на соответствующих частотах должны наблюдаться линии поглощения, совершенно так же, как наблюда­
ются линии поглощения различных химических элеменюь в спект­ре Солнца и звезд в оптической области спектра.

В течение длительного времени линии поглощения ОН не уда­валось обнаружить вследствие их малой интенсивности. И только в конце 1963 г. сотрудники Массачусетского тсхноло! ического ин-

Расщепление на подуровни уровней "Л-удвоения"

Oct Вной

Вращательным уровень

s<g ё

Расщепление на подуровни уровней "Л-удвоения"

Рис. 1.8.1. Схема энергетических уровней основного состояния молекулы ОН.

Вертикальными линиями показаны переходы между уровнями Цифры ука­зывают частоты соответствующих радиолиний, в скобках даны их длины воли

Статута (США) обнар] жили две слабые линии поглощения в спект­ре ярчайшего источника Кассиопея-А на частотах i665 и 1667 МГц. Отношение интенсивностей этих линий оказа юсь в полном согла­сии с теоретически ожидаемым. Затем линии поглощения ОН были обнаружены в ядре нашей Галактики (радиоисточник Стрелец-А) и в некоторых других радиоисточника).. Казалось, ничто не предве­щало никаких неожиданностей.

Но вот в феврале 1965 г. на обсерватории Хэт Крик (США) было предпринято наблюдение радиоисточника W-49 на частоте 166/ МГц с помощью нового многоканального приемника, чтобы детально изучть профиль радиолинии гидроксила ОН. Каково же было изумление исследователей, когда вместо линии поглощения оии обнаружили на этой частоте очень узкую и очень интенсивную линию излучения! Ширина линии была в сотни раз меньше, чем у радиолинии водорода — 21 см, а ее интенсивность соответствовала яркостной температуре в сотни миллионов градусов (но современ­ным оценкам, яркоетная темпера гура источников ОН доегшает 1013 К!) Это было неожиданно п необъяснимо. Во-первых, такая вы­сокая яркостная температура не согласуется с наблюдаемой шириной
линии (ей соответств) ет температура порядка 10 К); во-вторых, мо­лекулы гидроксила (как, впрочем, и другие молекулы) не могут суще­ствовать при такой температуре, они pa ip; шшотся при температуре в несколько тысяч градусов. Все это выглядело сплошной загадкой. На­блюдение того же радиоисточника на частоте 1665 МГц еще более осложнило ситуацию. Оказалось, что эта радиолиния также иаблю дается в излучении, причем ее интенсивносгь значительно поевышает интенсивность линии ] 667 МГц. Для молекул i идроксила, как уже отмечалось, теоретическое соотношение интенсивносгей должно бьгть 5 :9, для очень плотных облаков оно может достигать 1 : 1, но ни при каких обстоятельствах интенсивность линии 16о5 МГц не может превосходить интенсивность линии 1667 МГц.

Все эти особенности заставили предположить, что мы столкну­лись с совершенно новой, неизвестной субстанцией, которую пер­вооткрыватели выразительно назвали "мистериум». В истории аст­рономии иззестны пох< >жие случаи. Так, в течение длительного вре­мени не удавалось отождествить яркие эмиссионные линии в оптических спектрах планетарных туманностей. Тогда, по анало­гии с гелием, который не бьгл известен химикам и первоначально был обнаружен тоже по спектру в атмосфере Солнца, а лишь затем найден на Земле, — предположили, что и линии излучения плане­тарных туманностей принадлежат новому химическому элементу «не — булию». Но, в отличие от гелия, для «небулия» не было места в периодической системе элементов Менделеева. Надо было искать среди известных элементов. Зата цеа «небулия» была решена в 1937 г. И. Боуэном, который показал, что «небулярные» линии излучают­ся при запрещенных перехо, (ах ионизированньгх атомов кислорода и азота Также в течение почти 70 лет астрономы не могли отожде­ствить яркие линии в спектре солнечной короньг. Предполагалось, что они излучаются особьгм элементом — «коронием». И лишь в 1940-х годах корональные линии были отождествлены с запрещен­ными переходами атомов, находящихся в очень высокой степени ионизаци. Так, самая интенсивная зеленая корональная линия (А (=« 5303 А) принадлежит тринадцати-кратно ионизированному атому железа. Конечно, в то время, когда эти линии бьгли обнару­жены, такое отождествление не могло быть сделано хотя бьг пото­му, что тогда не существовало понятие 13-кратно ионизированного атома железа, ибо в то время вообще не была еще известна совре­менная модель строения атома, состоящего из ядра и электронов. Любопьгтно однако, что на правильное решение указывалось более ста лет назад в одном из писем Махатм Синнету. Так, в письме 1882 г. говорится: «Линия короны, наблюдаемая через лучший "дифрак­ционный спектроскоп", может казаться и не совпадающей с лини­ей железа (имеется в виду линия поглощения в спекгре фотосфе­ры — Л Г.). Но тем не менее корона содержит железо, как и другие пары. Сообщать вам, из чего они состоят, — бесполезно, ибо я не в состоянии перевести слова, которыми мы для этого пользуемся, да и вещества такого нет больше нигде (по крайней мере в нашей Солнечной системе) — кроме как на Солнце»[23].

Но вернемся к «мистериуму». Имеется существенное отличие между «мистериумом», с одной стороны, и «коронием» и «небули — ем» — с другой. Линии «корония» и «небулия» не обладали ника­кими необычными свойствами, но их было трудно отождествить с известными химическими элементами. В случае «мистериума» дело обстоит как раз наоборот. Линии «мистериума» прекрасно отож — дест вляются (совпадают по частоте) с линиями гидроксила ОН. Это относится ко всем четырем линиям, ибо вскоре после обнаружения главных эмиссионных линий 1667 и 1665 МГц были обнаружены также эмиссионные линии на частотах 1612 и 1720 МГц. Труд­ность состояла не в отождествлении, а в необычном, необъяснимом поведении обнаруженных эмиссий. Это и нашло отражение в назва­нии «мистериум».

Конечно, возникло предположение, что виновниками «мисте­риума» являются «внеземные цивилизации»[24]. Это предположение было небеспочвенным. Помимо уже отмеченных удивительных осо­бенностей оказалось, что профиль линий «мистериума» в некото­рых источниках очень быстро меняется: отмечено заметное изме­нение интенсивности компонент линии ото дня ко дню. Угловые размеры источников «мистериума» оказались порядка (или мень­ше) тысячных долей угловой секунды. Наконец, в отдельных ком­понентах была обнаружена почти 100 %-ная круговая поляризация.

То ecii> источники «мистериума» обладали всеми ожидаемыми свой­ствами искусственного источника. Против гипотезы, связывающей «мистериум» с внеземными цивилизациями, юворило то, что фе­номен ассоциировался с хорошо известными в астрономии самыми обычными газовыми туманностями. Причем он оказался довольно распространенным: приметою в 50 % всех газовых туманностей было обнаружено излучение «мистериума». Надо было искать какой-го естественный (конечно, сильно неравновесный) механизм, который мог бы объяснить наблю щемые особенности эмиссии ОН. И та­кой механизм был найден — им оказалось мазерное излучение.

Что такое мазерное излучение? Многие знают, что есть такой оптический прибор лазер — квантовый генератор и усилитель оп­тического излучения, с помощью которого можно получить очень интенсивные узконаправленные монохроматические световые пуч­ки. Аналогичный прибор, только действующий в радиодиапазоне, получил название мазер.

Как работает мазео? Рассмотрим два соседних энергетических уров­ня молекулы Ех и Ег При поглощении кванта электромагнитного изл; чения определенной частоты (Hv = Ег — Е,) молекула переходит из ниж­него состояния Е в верхнее состояние Ег Через некоторое время она вновь возвращается в нижнее состояние и при этом излучает квант той же частоты V. Переход с верхнего энергетического уровня на нижний может происходить спонтанно (самопроизвольно) или под действием кван­та, с частотой, соответствующей данному переходу Е2 — Et Последний процесс называется вынужденным или индуцированным излучением. Важ­ной особенностью индуцированного и шучения является то, что «инду­цированный» квант имеет точно такую же частоту и фазу, как и «инду­цирующий», и летит в том же направлении.

В обычных условия?:, близких к термодинамическому равновесию, число молекул в нижнем состоянии гора що больше, чем в верхнем. По­этому квант, влетевший в облако газа, нмеет гораздо больше шансов по­глотиться, чем вызвать вынужденный переход с верхнего энергетическо­го уривня на нижний. В результате излучение на частоте молекулярного перехода поглощается в облаке газа, а роль вынужденного излучения сво­дится к тому, что оно несколько ослабляет величину полного поглоще­ния. Так происходит в обычных условиях. Иное дело, когда число моле кул на верхнем энергетическом уровне много больше, чем на нижнем. Тогда любой квант, влетевший в облако газа (или излученный при спои танном переходе молекулой самого этого облака), вместо того, чтобы поглотиться при переходе с нижнего состояния в вфхнее, вызывает вы­нужденный переход одной из молекул в нижнее энергетическое состоя­ние При этом излучается квант той же частоты, летящий в том же на правлении Он, в свою очередь, с преобладающей вероятностью, вызы­
вает вынужденное изл) чение другой молекулы и т. д. Возникает нараста ющин лавинообразный процесс. Причем все кванты имеют строго опре­деленную частоту и летят в од­ном направлении — направлении 3- первого «индуцирующего» кван­та. Это и есть мазерный эффект. Необходимым условием его осу­ществления является инверсная Населенность уровней, т е. пре­обладание числа молекул на вер­хнем энергетическом уровне по сравнению с нижним. Механизм, с помощью которого постоянно поддерживается инверсная засе ленность, называется накачкой Мазера Схема накачки >иш кос­мического мачера приведена на рис. 1.8.2.

Все особеннос ти эмиссион­ных линий ОН, ко. орые по­началу так удивили исследова­телей, удалось объяснить с по­мощью мазерного механизм: В дальнейшем было обнаруже­но мазерное излучение дру гих молекул в межзвездной среде: молекулы воды Н20 на частоте 22,2 ГГц (длина волны 1,35 см), молекулы метилового спирта СН3ОН на волне 1,2 см и кремния SiO в миллиметровом диапазоне спектра.

Гипотеза искусственного происхо:кдения эмиссионных линий ОН продержалась недолго. Но значение их для проблемы SETI, по-прежнему, велико. Прежде всего, как было установлено, источ­ники мазерного излучения ОН являются областями, где происхо­дит процесс звездообразования. По этому поводу И. С. Шкловский, который впервые выдвинул эту гипотезу, образно заметил: «…но­ворожденная звезда оповещает о своем рождении всю Галактику, пользуясь новейшей техникой квантовой радиофизики…». Далее, если в определенной области межзвездной среды реализуются ус­ловия для действия космического мазера, то он будет усиливать не только естественное излучение дайной частоты, но и искусственный сигнал на частоте мазер», проходящий через мазерное облако. Эта идея была использована при поиске радиосигналов ВЦ. Наконец,
частота радиолиний гидроксила (так же, как и линии водорода 21 см) относится к числу так называемых «магических» частот, на которых ведется поиск радиосш на юв. А интервал частот между линией во­дорода 1420 МГц и самой низкочастотной линией гидроксила 1612 МГц (так называемая «водяная дыра» или «водяная щель») рас­сматривается как область, отведенная космическими цивилизация­ми для межзвездной связи.

Еще более драматическая история произошла в связи с открыти­ем пульсаров. Это случилось в 1967 г., когда 3ai адка «мистериума» уже была решена. По мнению И. С. Шкловского, открытие пульса­ров можно отнести к числу самых выдающихся открытий XX. века. Как и всякое истинное открытие, оно было сделано совершенно случайно.

В июле 1967 г. на Маллардской радиоастрономической обсер­ватории Кембриджского университета (Англия) вступил в строй новый радиотелескоп метрового диапазона волн. Егс антенна со­стоит из 2048 диполей, расположенных в 16 радов по 128 диполей в каждом в направлении восток-запад, образуя прямоугольник раз мером 470 х 45 м. Телескоп предназначался для исследования ра­диоисточников методом мерцаний Мерцания вози] жают при рас­сеянии радиоволн на неоднородностях межзвездной среды и по­зволяют оценить некоторые параметры источника, например, его угловые размеры. Эффект аналогичен мерцанию звезд при распро­странении света в земной а. мосфере. Работа проводилась под оуко- водством известного радиоэоронома А. Хыэиша, впоследствии удо­стоенного Нобелевской премии. Для регистрации быстрых изме­нений радиопотока (мерцаний) использовалась радиоприемная аппаратура с малой пос гоянной времени Это обстоятельство ока­залось решающим для обнаружения пульсаров.

Наблюдения проводились на частоте 81,5 МГц, в полосе 1 МГц, с постоянной времени 0,1 с. Почт и сразу же после начала наблюде­ний, в августе 1967 г., был зарегистрирован довольно сильный сш нал в виде периопччески повторяющихся импульсов. Длительность каждо­го импульса состав/шла 0,3 с, а период их повторения 1,337 с, т. е. промежуток времени между импульсами составлял около 1 cei унды. Дальнейшие наблюдения позволили уточнить значение периода и по­казали, что он сохраняется постоянным с точностью до 10~7(!).

Излучение было обнаружено молодой аспиранткой Джоселин Белл, именно она обратила внимание на периодически появляю­щиеся импульсные сигналы. Поначалу этому не придали большого значения, так как радиоастрономы довольно часто регистрируют импульсные помехи от наземных радиолокационных станций, са­молетных радаров и других технических средств, созданных людь­ми. По своим характеристикам принятые сигналы напоминали по­добные помехи. Однако дальнейшие исследования показали, что источник импульсных сигналов занимает неизменное положение среди звезд, для земных помех это невозможно. Измерение коор­динат источника и сравнение с имеющимися каталками показало, что в этом месте на небе ранее никаких радиоисточников не наблю­далось Был оценен параллакс источника, он не превышал 2 угло­вые минуты, следовательно, расстояние до источника больше 1 ООО астрономических единиц[25], т. е. он находится за пределами Солнечной системы. Итак, был обнаружен космический источник импульсных сигналов! Ничего подобного ранее не наблюдалось, да и вообразить такое было трудно.

Впоследствии, кО! да были обнаружены другие гакие-же источ­ники, они получили название пульсары (от английского слова puis ■ — импульс). Пульсар, впервые обнаруженный группой Хьюиша, полу­чил обозначение CP 1919, что означает: кембриджский пульсар с координатами по прямому восхождению 19h 19"’.

Излучение пульсара CP 1919 наблюдалось в виде серии импуль­сов длительност ью около 1 минуты, затем в течение 3 минут излуче­ние отсутствовало, а потом импульсы поячлялись вновь. Амплитуда импульсов менялась от одной серии к другой и вну три каждой се­рии — от одного импульса к другому. Наиболее мощные импульсы имели плотность потока порядка 20 янских[26], в то время как сред­няя за минуту плотность потока не превышала 1 Ян.

Это позволяет понять, почему пульсары не были обнаружены ранее, до эксперимента Хьюиша. Обычный радиоастрономический приемник (радиометр) регистрирует среднюю мощность сигнала за время накопле­ния длительностью т. Эта величина (ее называют также постоянной вре мени) аналогична длительности экспозиции при фотографических на­блюдениях. Чем больше постоянная времени, тем чувствительнее радио­метр, тем более слабое излучение он может обнаружить Поэтому ради> «астрономы всегда стремились наблюдать с максимально возможной постоянной времени. Но для регистрации отдельных импульсов необхо димо, чтобы постоянная времени не превышала промежуток времени между импульсами, иначе будет Japei истрирована лишь средняя за пери­од мощность сигнгла. Эта средняя мощность значительно меньше пико вой мощности импульса, и поэтому ее трудней обнаружить. Для пульсара CP 1919 средняя плотность потока значительно ниже предельно обнару- жимой для предшествовавших обзоров неба на метровых волнах, поэто­му он не мог быть обнаружен. Но если бы даже с повышением чувстви­тельности удалось зарегистрировать среднюю мощность излучения, ин­формация об импульсном характере сигнала при постоянной времени, превышающей промежуток между импульсами, была бы полностью по­теряна. Наилучшие условия обнаружения импульсных сигналов реализу­ются, когда постоянная времени не превышает длительности одного им­пульса. Это условие оказалось выполненным в эксперименте Хыоиша, так как, готовясь наблюдать кратковременные вариации раднопотока, связанные с мерцаниями, исследователи использовали очень малую (со­вершенно не свойственную радиоастрономическим наблюдениям) посто­янную времени 0,1 с. Если бы она была больше 1,337 с, никаких импуль­сных си1 налов не было бы зарегистрировано

Надо отметить, что здесь сыграло роль еще одно обстоят^,ьстпо. Как показали дальнейшие исследования, истинная длительность импульса пуль­сара значительно меньше 0,1 с, она не превышает 40 милисекунд. Однако при распространении в межзвездной среде, из за разности групповой ско­рости электромагнитных волн на разных частотах, низкочастотные со­ставляющие импульса запаздывают по отношению к высокочастотным, в результате импулпе «растягивается», длительность его увеличивается. На­блюдаемая в эксперименте Хыоиша длительность импульса 0,3 с пульсара CP 1919 определялась величиной запаздывания между крайними частот нммн составляющими в полосе 1 МГц (полоса приема) на частоте 81,5 МГц. По счастливой случайности эта величина оказалась порядка постоянной времени приемной аппаратуры и при том несколько больше ее, т. е. реали­зовались наилучшие условия обнаружения импульсных сигналов

Обнаружение пульсара CP 1919 поставило перед исследователя ми сложную проб, [ему — о природе источника. Астрономам хоро­шо были известны многочисленные переменные звезды различных гипов, наблюдаемые в оптическом диапазоне спектра. Однако они не дают импульсного излучения: при изменении блеска излучение звезды не падает до нуля. Да и временной масштаб процессов со­всем иной. Изменения блеска звезд вызваны либо пульсациями их поверхности, либо затмением одной звезды другой в двойной сис­теме. Затменно-переменные звезды имеют периоды от долей суток до 104 с} гок, пульсирующие звезды — от долей до нескольких десят­ков суток. Наибольшей стабильностью периодов обладают цефеиды, при этом их периоды составляют от 1 до 50 суток. Но периодов порядка одной секунды не извест то в мире переменных звезд!

Наблюдаемые параметры пульсара — импульсный характер ра­диоизлучения, очень малый период следования импульсов и его вы­сочайшая стабильность (наиболее впечатляющее свойство!), чередо­вание периодов излучения и периодов «выключения — источника, из­менение интенсивности импульсов — все это наводило исследователей на мысль, что они столкнулись с каким-то организованным сигна лом искусственного происхождения. Поскольку версия о земных помехах не подтвердилась, оставалось предположить, что обнаружен сигнал внеземной цивилизации. Эта возможность рассматривалась настолько серьезно, что группа Хьюиша решила засекретить свое от крытие. Даже на ближайшей обсерватории Джодрелл Бэнк ничего не знали об открытии загадочного источника. Впоследствии в одном из газетны> ин ервыо А. Хьюиш рассказывал:

«Когда мы впервые увидели эти радиоволны, перенесенные на бумаг) нашими самописцами, нас охватил страх. Да-да, страх. Нам захотелось взять все эти бумажки, записи, расчеты — и сжечь. Дело было в ноябре19. Неделю мы пребывали в ужасном волнении, ник­то не знал, что и думать, какое решение принять. Я совсем лишился сна. <…> Это очень серьезная проблема, и нельзя допустить, чтобы решали ее астрономы иль журналисты, или политические деятели одной какой-нибудь страны»[27].

В настоящее время правовые и политические проблемы, возни­кающие в связи с возможным обнаружением сигналов ВЦ, изучают ся в Международной Астронавт ической Академии совместно с Меж­дународным институтом космического нрава. Но в то время иссле­дователи столкнулись с совершенно неожиданной ситуацией.

Волнение Хыоиша улеглось, когда были открыты еще три пуль­сара: CP 0834, CP 0950. CP 1133. Все они обладали сходными характеристиками. Это давало основание полагать, что действительно открыт новый, неизвестный ранее класс радиоисточников. Думать, что четыре сходные цивилизации, расположенные в разных местах Галактики, одновременно удостоили нас своим вниманием, види­мо, считалось слишком самонадеянным. Хотя, в принципе, одно­временное обнаружение нескольких цивилизаций, особенно при изотропном (всенаправленном) излучении, вполне возможно. Об­суждалась также возможность того, что пульсары являются навига­ционными маяками или частями коммуникационной сети, связыва­ющей высокоразвитые цивилизации. Однако эти возможности пред­ставлялись уже мало вероятными. Как бы там ни было, завеса сек­ретности была снята, и в феврале 1968 г. в «Nature» появилась ста­тья А. Хыоиша с сотрудниками об открытии пульсара CP 1919[28].

Статья вызвала настоящий бум. Начались интенсивные поиски и изучение пульсаров. К настоящему времени известно более 1000 пульсаров. Подробно изучены их характеристики. Некото рые пульсары излучают также в оптическом и рентгеновском диапа­зоне. Вначале предполагали, что пульсары связаны с радиальными колебаниями (пульсациями) белых карликов. Однако после того как были открыты коротко-периодические пульсары (с периодом мень­ше одной секунды) от этой гипотезы пришлось отказаться. Сейчас общепринятым является представление, что пульсар — это быстро вращающаяся нейтронная звезда.

Нейтронные звезды возникают в результате сжатия на заключит ель ном этапе звездной эволюции, когда источники ядерной энергии звезд уже исчерпаны. Нейтронная звезда имеет массу порядка массы Солнца, а радиус всего 10-20 км! Плотность вещества в ее недрах чудовищно велика (~ 1014 г/см3). При такой плотности разрушены не только атомы, но н атомные ядра, происходит превращение протонов в нейтроны, так что вещество звезды состоит, в основном, из нейтронов (отсюда и ее название). При сжатии звезды ее угловой момент вращения сохраняется и, следовательно, угловая скорость с уменьшением радиуса возрастает. Когда звезда сожмется до размеров нейтронной, период ее вращения со­ставляет от долей секунды до нескольких секунд; это как раз соотве т­ствует периоду пульсаров Импульсное излучение пульсара объясняется тем, что на поверхности нейтронной звезды имеется активная изучаю­щая область, которая генерирует излучение в узком конусе. При враще нии нейтронной „везды наблюдатель будет регистрировать излучение, когда конус направлен в его сторону Излучение будет повторяться через про­межутки времени, равные периоду вращения нейтронной звезды

Существование нейтронных звезд было предска ано теоретически еще в 193С е годы. Долгое время они оставались чисто гипотетическими объек­тами. Обнаружение пульсарог позволило наблюдать нейтронные звезды и получить важные данные об их строении.

Так закончилась история с «зелеными человечками», «посылаю­щими» нам удивительно регулярные импульсные сигналы. После «мистериума» и пульсаров других сенсационных открытий в астро­номии, которые можно было бы связать с внеземными цивилиза­циями, больше не отмечалось. Поиски сигналов ВЦ вступили в спо­койную фазу. Каково же состояние радиопоисков к началу нового века?

Сразу же после Бюраканской конференции В. С. Троицкий при­ступил к реализации своих идей. Ему удалось привлечь молодых сотрудников и аспирантов (Л. И. Герптейн, А. М. Стародубцев, В. Л. Рахлин), с помощью которых он приступил к созданию спек- троанализагора по поиску узкополосных сигналов ВЦ.

Использовался метод параллельно-последовательного анализа спект­ра. Полоса анализа 2 МГц проем привалась 20-ю фильтрами шириною 100 кГц каждый. В свою очередь, 100 хилогерцоеая полоса перекрыва­лась 25-ю узкополосными фильтрами шириной 13 Гц, разнесенными по частоте на 4 кГц. Просмотр 100 чилогерцовой полосы осуществляйся изменением частоты узкополосных фильтров. Время анализа исследуе­мой полосы 2 МГц составляло 10 минут.

К 1968 г, аппаратура ^ыла готова. Наблюдения начались осе­нью 1968 г., использовалась 15-метровая антенна радиоастрономи­ческой станции НИРФИ в Зименкаг Исследовались 11 звезд сол­нечного типа (т Кита, С Эридана, G1380 и 47 Большой Медведицы, Р Гончих Псов, р Волос Вероники, Г] Геркулеса, л1 Большой Медве­дицы, i)/5 Возничего, 1 Персея, Т] Волопаса) и галактика М 31 (зна­менитая Туманность Андромеды). Наблюдение каждого объекта длилось 10 минут. Ни от одного из них не было зарегистрировано монохроматического погока, превышающего 2-Ю-21 Вт/м2 . По сравнению с проектом Озма это был несомненный шаг вперед, од­нако при выборе частоты поиска исследователи были вынуждены исходит ь из имеющихся у них возможностей. Так была выбрана ча­стота 926-928 МГц (диапазон 32 см) только потому, что в этом диапазоне имелись разработанные промышленностью высокочув­ствительные элементы СВЧ.

Еще одна группа, приступившая к исследованиям после Бюра — канского совещания — московские радиоастрономы из ГАИШ под патронажем И. С. Шкловского и непосредственным руководством Н. С. Кардашева. Здесь pa6oia велась в двух направлениях: исследо­вание пекулярных источников и подготовка к проведению обзоров неба в сантиметровом диапазоне.

17 Троицкий B.C.. Старо )убцев A.M. и др. Опыт поиска монохроматического радиои — |учения от звезд в окрестностях Солнца на частоте 927 МГц //встрой журн. 1971. Т. 48. С. 645-647.

Для проведения полных обзоров неба в сантиметровом диапа­зоне волн Н. С Кардашев предложил nociроигь радиотелескоп, специально предназначенный для этой цели. За основу был принят радиотелескоп системы Крауса. Он состоит из двух отражателей — неподвижного параболического цилиндра, оптическая ось которо­го направлена в меридиан, и плоского отражателя, который может вращаться вокруг горизонтальной оси, благодаря чему диаграмма направленности смещается в вертикальной плоскости, и можно на­блюдать источники, кульминирующие на различной высоте над го­ризонтом. Если зафиксировать наклон плоского отражателя, то благодаря суточному вращению небесной сферы через диаграмму направленности радиотелескопа в течение суток пройдут все радио­источники, кульминирующие на заданном угловом возвышении над горизонтом, т. е. имеющие заданное склонение 6. Таким образом, за сутки будет покрыта полоска неба в виде кольцевой зоны (360° по прямому восхождению) с шириной, равной размеру диаграммы направленности в вертикальной плоскости. Изменив наклон плос­кого отражат еля, можно в следующие сутки просмотреть кольцевую зону, примыкающую к первой, и, двигаясь таким образом, шаг за шагом, перекрыть, наконец, все небо.

В огличие от обычного радиотелескопа, имеющего антенну в форме парабалоида вращения, у которо! о диаграмма направленно­сти симметрична (так называемая «игольчатая» или «карандашная» диаграмма направленности), радиотелескоп системы Крауса имеет «ножевую» диаграмму направленности, ее размер в вертикальной плоскости значительно больше, чем в горизонтальной. Это увели­чивает ширину полосы обзора в течение суток и позволяе т значи­тельно сократить полное время обзора неба. Кроме того, бла! ;>да ря малой ширине «ножа» в горизонтальной плоскости возникает возможность более точной (чем при «карандашной» диаграмме) оценки узловых размеров источника.

Эскизный проект радиотелескопа для проведения обзоров неба был разртботан в Государст венном Аст рономическом институте им. П. К. Штернберга (ГАИШ) при МГУ и получил название РТ МГУ (см. рис. 1.7.1). Неподвижный параболический рефлектор имел размер 416 х 5 м (горизонтальный раскрыв 400 м). Плоский отра­жатель размером 414 х 8,2 м мог вращаться в пределах 52,5° от вертикали, что обеспечивало перекрьпие интервала склонений 105° и позволяло на широте 45° наблюдать 80% всей небесной сферы.

Геометрическая площадь антенны составляла 2000 м2. Диаграмма направленности по уровню половинной мощности на волне 1 см равнялась 5" х 412". Полное время обзора на той же волне (с уче­том частичного перекрытия полос) — около 5 лет.

И. С. Шкловс. шй, работавший в то время заведующим отделом радиоастрономии ГАИШ, добился поддержки проекта у ректора МГУ академика И. Г. Петровского, который всегда очень внима­тельно относился к нуждам радиоастрономии. Однако университет не мог выделить необходимые средства. И. Г. Петровский обратился

К президенту Академии Наук СССР академику М. В. Келдышу и обсудил с ним возможность сооружения радиотелескопа совместно с Академией Наук на долевых началах. М. В. Келдыш согласился с этим предложением, и вопрос был передан на решение в Научный совет по проблеме «Радиоастрономия» АН СССР, председателем которого был В. А. Котельников.

Одновременно пулковские радиоастрономы, возглавляемые С Э. Хайкиным, выдвинули проект создания крупного радиотелес­копа сантиметрового диапазона волн с антенной переменного про­филя (АПП) для нужд радиоастрономии. Отражающая поверхность АПП состоит из отдельных подвижных элементов, установленных на кольцевом фундаменте. Перемещение отражающих элементов вдоль радиуса образующей окружности с одновременным вращени­ем их вокруг вертикальной и горизонтальной оси позволяет изме­рять профиль отражающей поверхности и, таким образом, наво­дить телескоп в различные точки неба. По сравнению с параболои­дом той же площади АПП имеет более высокое угловое разреше­ние. Подобно радиотелескопу системы Крауса, АПП также имеет «ножевую» диаграмму направленности, но с переменной высотой «ножа» (в зависимости от координат наблюдаемого источника).

При обсуждении обоих проектов в антенной секции Совета по радиоастрономии под председательством А. А. Пистэлькорса было принято решение об их объединении: главный круговой отражатель

АПП был дополнен плоским отражателем, расположенным в южном секгоре радиотелескопа. В сочетании с плоским отражателем южный сектор главного отражателя, по существу, представляет собой систему Крауса. Так возник проект радиотелескопа РАТАН-600 — крупнейшего советского радиотелескопа, соорркенного в 70 х годах на Северном Кавказе (рис.1.7.2). Он вошел в состав Специальной астрофизической обсерватории АН СССР, располагавшей также самым крупным 6 метровым оптическим телескопом БТА. Создание радиотелескопа РАТАН-600 — хороший (но, увы, ргдкий!) пример сотрудничества двух разных радиоастрономических коллективов.

С конца семидесятых годов группа радиоастрономов ГАИШ ве­дет на РАТАН-600 наблюдения по программе обзора неба на не­скольких частотах сантиметрового диапазона. Работа проводится как чисто радиоастрономическое исследование без какой бы то ни было связи с SETI. (В частности, все необычные сигналы «списы­ваются» за счет случайных помех и в дальнейшем анализе не прини­маются во внимание.) Это определяется кругом научных интересов исследователей. Тем не менее, полученный в результате обзора ма­
териал, в соответст иии с идеями Н. С. Кардашева и С. Э. Хайкииа, в перспективе может представляй, инт ерес для SETI.

Наряду с подготовкой обзоров неба, в отделе радиоастрономии ГАИШ под руководством Н. С. Кардашева проводились наблюде­ния пекулярных радиоисточников с целью обнаружения их возмож­ной искусственной природы. Особый резонанс вызвала обнаружен­ная Г. Б. Шоломицким переменность потока радиоизлучения СТА 102.

История этого открытия такова. В 1964 г. Н. С. Кардашев рас­считал спектр искусственного радиоисточника (передатчика внезем­ной цивилизации), исходя из оптимального распределении энер­гии передатчика с целью обеспечить максимальную скорость пере­дачи информации по каналу с шумом. Оказалось, что он суще­ственно отличается от типично­го спектра естественных радио­источников. Изучив наблюда­тельный материал по спектрам, Кардашев обратил внимание на два источника СТА-21 и СТА 102, незадолго до этого обнару­женные в обзоре Калифорнийс­кого технологического институ­та. Они имели спектр, резко отличный от типичного «степен­ного» спектра, характерного для естественных радиоисгочников, и — что самое удивительное! — очень напоминающий ожидае­мый спектр искусственного ра­диоисточника, только смещен­ный в низкочастотную область спектра (рис. 1.7.3). Оба источ­ника обладали также очень малыми угловыми размерами, что также соответствовало критерию искусственности. На основе этих данных Кардашев выдвинул гипотезу о возможном искусственном проис­хождении СТА-21 и СТА 102. Для проверки гипотезы он предло­жил исследовать, не является ли поток радиоизлучения от этих ис­точников переменным. Дело в том, что известные в то время радио­источники не показывали никакой переменности. Исключение (не
считая Солнца) со*.. авлял редкий класс радиоисточников типа Кас — сиопеи-А, являющихся остатками вспышек сверхновых звезд. Бла­годаря расширению оболочки сверхновой поток радиоизлучения

Кассиопеи-А медленно уменьшается со временем. Однако никаких периодических или нерегулярных изменений потока радиоисточ­ников не наблюдалось и, согласно теории, не должно было наблю даться. Напротив, для искусственных источников можно ожидать, что переменность является их неотъемлемым свойством. Ведь для передачи информации излучение должно быть каким-то образом модулировано, т. е. какие го из его парамефов (мощность, частота, фаза, поляризация) должны изменяться со временем. Ожидаемый временной масштаб этих изменений довольно неопределенный. Для информативной передачи изменения должны быть очень быстры­ми, а для позывных сигналов они могут быть достаточно медлен­ными. Если бы в радиоизлучении источников СТА-21 и СТА-102 удалось обнаружить переменность, это можно было бы рассматри­вать, как подтверждение гипотезы об их искусственном происхож­дении. Н С. Кардашев уговорил Г. Б. Шоломицкого, который вел радиоастрономические наблюдения на антеннах Центра дальней кос­мической связи СССР в Евпатории, провести исследование пере­менности потока радиоизлучения СТА-21 и СТА-102. Хотя Шоло — мицкий скептически относился к гипотезе Кардашева, он согласился провести эти исследования, гак как надеялся обнаружить вековое из­менение потока, аналогичное изменению потока Кассиопеи-А.

Наблюдения проводились на частоте 920 МГц в течение несколь­ких месяцев в 1964- 1965 гг. В экспериментальном отношении ра­бота была выполнена со всей необходимой тщательностью. Изме­рялась величина потока источников СТА-21 и СТА-102 по отно­шению к эталонному источнику ЗС-48 Все возможные источники ошибок тщательно исследовались и учитывались. Радиоисточник СТА-21 не показал никакой переменности, а у источника СТА-102

Было обнаружено периодическое изменение потока с периодом 102 суток[22] (рис. 1.7.5).

Это открытие бурно обсуждалось в отделе радиоастрономии ГАИШ Сотрудники отдела были молоды и энтузиазм был велик. Обсуждалась в связи с этим открытием и гипотеза Кардашева. На одной из таких дискуссий в апреле 1965 г. присутствовал коррес­пондент ТАСС А. Мидлер, который занимался научной журналис­тикой и часто заходил в отдел радиоастрономии за новостями. При­сутствуя на дискуссии, он пришел к выводу, что обнаружена внезем­ная цивилизация и подготовил репортаж на эту тему.

12 апреля 1965 г. репортаж А. Мидлера был передан по каналам ТАСС и вызвал необычную сенсацию во всем мире На следующее утро в ГАИШ пришла длинная телеграмма от Ф. Дрейка (с оплачен­ным ответом), в которой он просил сообщит ь детали открытия За тем начались звонки от зарубежных информационных агентств, акк редитованных в Москве. В середине дня в ГАИШ, по требованию иностранных корреспондентов, была созвана пресс конференция На ней выступили директор ГАИШ профессор Д Я Мартынов, И. С.­Шкловский, Н. С. Кардашев, Г. Б. Шоломицкий. Журналис там было

Разъяснено, что речь идет всего лишь о гипотезе, что обнаружение переменности СТА-102 само по себе не являемся доказательством его искусственного происхождения (хотя и может рассматриваться как аргумент в пользу гипотезы Кардашева). Эт и разъяснения несколь­ко приглушили страсти, однако, тема обнаружения внеземных сигна лов в течение нескольких дней не сходила со страниц мировой прес­сы. Сообщения о радиосигналах ВЦ подавались наряду с важнейши ми политическими событиями тех дней.

Вот несколько выдержек из подготовленного ТАСС обзора зарубеж ной прессы (Бюллетень ТАСС, 14 апреля 1965 г.).

Об юр парижских газет.

«Париж, 14 апреле (ТАСС). Сегодня парижская печать зани­мается в основном двум* темами: проблемой Вьетнама и "внезем­ными головами". …Что касается сигналов из Вселенной, приня­тых в Москве, то печат ь преподносит сообщения об этом как сен­сацию Газетные сообщения показывают, что эта весть вызвала страсти и полемику, иногда и проявления некоторых антисоветс ких настроений.

По словам "Коыба", этот факт "должен показать как великим мира сего, так и самым смиренным тщетность конфликтов между нами, которые могут распространиться на весь мир".

Вюрмсер в "Юманите" пишет, ч то "сверхцивилизованный" мир может быть лншь таким мнром, в котором капитализм был похо­ронен тысячелетия назад»2".

Обзор лондонской печати.

«Печать уделяет внимание предстоящей поездке королевы в За­падную Германию. …

Широкое освещение на страницах печати находит вчерашняя прессконфепенция советских астрономов и, в частности, заявле ние профессора И. С. Шкловского. С большим интересом отнес­лась к гипотезе советских ученых об искусственном происхожде­нии источника радиоизлучения СТА-102 газета "Дейли мейл", ко­торая уделила этой теме редакционную статью. …

Газеты продолжают освещать положение во Вьетнаме, выде ляя, в частности, призыв Национального собрания ДРВ к парла ментария 4 всего пира оказать полдержк) вьетнамско! Iy народу в его борьбе против американского империализма^30.

Обзор 1апалногерманс1,ой печати.

«В информации под юголовком "Бонну угрожает новый блил. невосточный кризис", опубликованный в центре правой полосы, газета "Рекйнише пост" пишет об окончании в Тель-Авиве перегс воров специального представителя Бонна Бирренбаха об установ лении дипломатических отношений между ФРГ и Израилем. …

Газеты комментируют сообщение ТАСС о принятии сове.-скт мн астрономами радносишалов из космоса. Как пишет "Франк — фуртер Рундшау", это сообщение воспринято лападными учеными "скептически" Напротив, "Пейс рейн-цайтунг" публикует выска зывання мпадиогерманского ученого Конрада Мюллера и извест­ного исследователя космоса профессора Оберта, которые подтер ждают догадки о существовании жизни на других планетах…»31.

Обзор югос гавской печати.

«"Борьба" печатает материал из Праги, в котором говорится, что в последнее время чехословацкая печать проявляет особый ин­терес к югославскому опыту в области организации и развития экономики.

"Борьба" и "Политика" на вицных местах под крупными шап ками и заголовками публикуют корреспонденции из Москвы, свя­занные с сообщением некоторых советских астрономов об обна­руженных ими радиосигналах, принадлежащих якобы представи­телям другой цивилизации. …

Вчера в Белград прибыл первый советский самолет "ТУ-124". Открытию новой аэролинии Москва-Белград-Москва уделяют значительное внимание "Борьба" и "Политика’»12.

Печать ГДР.

«Берлин, 14 апреля (ТАСС), Сообщение ТАСС о том, что радиосигналы, обнаруженные от одного из космических объек­тов, возможно, принадлежат разумным существам высокоразви­той цивилизации, вызвало большой интерес и широкий отклик об­щественности ГДР. Это сообщение опубликовано газетами на пер­вой полосе под заголовком "Сенсация в космосе"»33. …

Швейцарские газеты о гипотезе советских астрономов.

«Женева, 14 апреля (ТАСС) Швейцарские газеты на первых страницах под большими заголовками сообщают о гипотезе совет ского астронома Кардашева. … Газеты публикуют многочислен ные комментарии ученых и прессы других стран относительно со­общения ТАСС о гипоте Ie советских ученых…. газета "Трибюн де Лозанн" …пишет: кажется, советский журналист или журна­листы поддались стремлению к сенсации, которое они так реши­тельно осуждают, заводя речь о своих западных коллегах»3».

История СТА 102 поучительна во многих отношениях. Она показывает, что мировое общественное мнение весьма чувствитель­но ко всему, что связано с проблемой BII.. Это знаменательно само но себе. И это накладывает серьезную ответственность как на иссле­дователей, так и на прессу. Ибо, с одной стороны, общественность должна быть информирована о ведущихся исследованиях и их ре­зультатах, а с другой стороны, надо избегать непродуманных, лег­ковесных заявлений на эту тему, тщательно отделяя установленные факты от предположений.

Драматически сложилась и судьоа самого открытия переменнос­ти СТА-102. Радиоастрономы встретили его с недоверием. Отчас­ти, из-за того, что результат противоречил принятым представле­ниям о природе радиоисточников и имеющимся эксперимент аль ным данным; отчасти потому, что источник связывался с гипотезой о ВЦ. На ряде обсерваторий были предприняты работы по иссле­дованию переменности квазизвездных радиоисточников (квазаров), к числу которых принадлежит СТА-102. Эти исследования приве­ли к обнаружению фундаментального факта — переменности ра­диоизлучения квазаров. Но переменность самого СТА-102 не под твердилась. Г. Б. Шоломицкий предполагал, что это может быть свя­зано с характером поляризации радиоисточника, поскольку он проводил наблюдения на антенне с круговой поляризацией, а про­верка проводилась на антеннах с линейной поляризацией. Но раз­гадка, видимо, состояла в ином. В 1972 г. переменность потока ра­диоизлучения СТА-102 была вновь обнаружена канадским радио астрономом Дж. Ханстедом, а затем подтверждена другими исследователями. В связи с этим высказывается предположение о «транзиенгном» (временном) характере переменности СТА-102,т. е. чередовании периодов переменности и стабильности.

Интересные соображения о стратегии поиска внеземных цивилиза­ций были развиты патриархом советской радиоастрономии С. Э. Хайкиным (1901-1968)[21]. По состоянию здоровья он не мог присутствовать на бюраканской конференции, представленный им доклад был зачитан Ю. Н Парийским, с которым Хайкин обсуж­дал основные положения своего доклада

«Своеобразие обсуждаемой проблемы, -— подчеркнул Хайкин, — состоит в том, что она обращена в далекое будущее. Если не прояв­лять необоснованного оптимизма (который был бы только вре­ден), то нужно быть готовым к тому, что результат этой работы станет известным только нашим потомкам и, быть може т, даже да­леким потомкам». Отсюда следует, что планомерная работа по ус­тановлению радиосвязи с ВЦ «должна быть организован?, как сис­тематическая работа многих поколений». Конечно,— отмечал Хай­кин, — нельзя исключить того, что первый успех будет достигнут быстро, но это скорее надо рассматривать «как очень матовероят — ную случайность, на которую нельзя рассчитывать при организа­ции планомерной работы». В обстановке энтузиазма первых лет SETI это сдержанное заявление прозвучало некоторым диссонан­сом, но последующее развитие событий подтвердило правоту Хай — кина.

Одной из особенностей нашего динамичного и прагматическо­го века является стремление к быстрому получению результатов, желание самим воспользоваться плодами своего труда. В прошлые века люди нередко предпринимали проекты, осуществление кото рых растягивалось на многие поколения. Достаточно вспомнить сооружение крупных величественных храмов. Те, кто проектиро­вал такой храм, и кто закладывал первые камни в его фундамент, не могли надеяться увидеть завершение сооружения, но это не останав ливало строителей. Теперь подобные проекты почти не предпри­нимаются. Возможно, SETI является именно таким проектом, и нам суждено лишь заложить первые камни в его основание.

Важнейший вопрос в проблеме связи с ВЦ — как отличить ис­кусственные си1 налы от естественного радиоизлучения. Излучение естественных источников содержит информацию о мощности ра­диоизлучения, его спектральном сооаве, характере поляризации, размерах источника, распределении яркости в нем. Эту информа­цию Хайкин назвал «естественной информацией». Но такая же «ес­тественная информация» содержится и в радиоизлучении искусст­венного источника. Поэтому она не мщи дать бесспорных доказа­тельств искусственного происхождения источника, а может дать лишь более или менее веские основания подозревать его в искусственно­сти. Единственным бесспорным доказательством искусственного характера принимаемого радиоизлучения может служить только наличие в нем какой-либо информации, выходящей за пределы «ес­тественной информации». Как обнаружить такую информацию? Прежде всего, считает Хайкин, необходимо получить наиболее пол­ную и детальную «естественную информацию» о космических ра­диоисточниках. Мы должны знать возможно больше о том, какими свойствами обладают естественные радиоисточники. Тогда, обна­ружив источник с резко отличными свойствами, мы можем подо­зревать его искусственное происхождение, хотя нельзя исключить и того, что он относится к новому классу естественных радиоисточ­ников. Чем полнее «естественная информация* об источниках, ко­торой мы располагаем, тем больше вероятность того, что «подо­зрительный» источник может иметь искусственное происхождение. Но задача получения наиболее полной «естественной информации» о радиоисточниках — это основная задача радиоастрономии. По­этому, заключает Хайкин, планомерные поиски сигналов ВЦ (а не попытки, рассчитанные на случайную удачу) на нервом этапе пол­ностью совпадают с задачами радиоастрономии. Лишь тогда, когда будут накоплены достаточно веские «улики» искусственного проис­хождения того или иного источника, станут целесообразны попыт­ки обнаружить в принимаемом радиоизлучении информацию, вы­ходящую за пределы «естественной информации». Только эта пос­ледняя задача является специфической для связи с ВЦ, и только для ее решения потребуются специальные технические средства поми­мо тех, которые используются в радиоастрономии.

Совпадение первого этапа поиска сигналов ВЦ с задачами ра­диоастрономии явля :тся очень благоприятным обстоятельством, ибо позволяет организовать работу ча первом этапе таким обра­зом, чтобы она приносила реальные результаты, которые позволят оправдать затраченные усилия и будут поддерживать интерес к ра­боте у большого коллектива людей, а не только у отдельных энтузи­астов. Or roio, насколько полно будет использована такая благо­приятная возможность, указал Хайкин, будет зависеть успех перво­го, а значит, и последующих этапов поиска радиосигналов ВЦ.

Какие средства следует использовать для связи с ВИ* С. Э. Хай­кин подчеркнул, что возможности сьязи зависят от уровня средств, которыми располагают обе цивилизации, и определяются «произ­ведением их возможностей». Поэтому чем более мощные средства мы применим, тем менее мощными средствами могут располагать наши партнеры, или, при тех же средствах, тем больше будет пре­дельное расстояние, на котором возможно установление связи. При­менение возможно более мощных средств на Земле значительно уве­личит вероят тость осуществления связи с ВЦ и, следовательно, дол­жно быть положено в основу программы решения этой проблемы.

Однако С. Э. Хайкин не ограничился только этими общими со­ображениями, а предложил конкретную стратегию, основанную на идее взаимного поиска, при котором каждый из партнеров стремит ся предугадать действия другого и согласовать с ним свои цейс твил.

Рассмотрим две цивилизации А и В, различающиеся по уровню развития. Пусть развитие цивилизации В соответствует примерно нашему уровню, а цивишзация А гораздо более развита. Для циви­лизации В трудность планирования радиосвязи состоит в том, что она не знает ничего определенного о технических возможностях цивилизации А. После дняя находи гея в эт ом от ношении в гораздо более благоприятных обстоятельствах: шинируя радиосвязь с ме­нее развитой цивилизацией В, она может вполне определенно ука­зать тот низший уровень развития цивилизации В, при которой та будет в состоянии принять посланные ей сигналы. Цивилизации более низкого уровня (неспособные принять ее сигналы) не будут интересовать цивилизацию А. Но возможности тех цивилизаций, которые способны установить связь, будут ей известны.

Попробуем встать на точку зрения цивилизации А. Как ей уста­новить связь с цивилизацией В? Если положение цивилизации В в пространстве неизвестно, ей не остается ничего другого, как либо вести изотропную передачу на всю Галактику, либо последователь­но обследовать лучом своей антенны все подходящие звезды в сфе­ре выбранного радиуса R. Но поскольку цивилизация А знает уро­вень развития цивилизации В, она придет к выводу, что цивилиза­ция В способна сообщить о своем существовании и готовности приема сигнала (цивилизации, не способные к этому, не будут при­ниматься во внимание). Для этою цивилизация В должна послать монохроматическое излучение с шириной полосы несколько герц на частоте радиолинии водорода 21 см (или, еще лучше, на одной из частот ее гармоник) мощностью в тысячи киловатт, последова­тельно облучая все небо, или телесный угол, в котором находится большинство звезд Галактики. Рассчитывая на передачу такого «сиг­нала готовности», цивилизация А создаст систему обнаружения, предназначенную для его приема. (Это может быть система, анало­гичная рассмотренной в предыдущем параграфе.) Цивилизация В не закладывает в «сигнал готовности» никакой специальной инфор­мации, однако, приняв его, цивилизация А сможет определить на­правление, откуда был послан сигнал, и оценить расстояние до ци­вилизации В. После этого она немедленно приступает к передаче информации цивилизации В с помощью остронаправленной ан­тенны При этом радиоизлучение, несущее информацию, можно будет сопроводить «пилотсигналом» на частоте, совпадающей с той, на которой передает свой «сигнал готовности» цивилизация В. Это будет указание на то, что «сигнал готовности» принят, и в передава­емом излучении содержится «искусственная информация».

До сих пор мы рассуждали с точки зрения цивилизации А. Вста­нем теперь на точку зрения цивилизации В. Она должна учит лвать этот образ мысли цивилизации А и выполнять свою чаегь програм мы взаимного поиска, т. е. послать «сигнал готовности». Конечно, она может надеяться, что цивилизация А осуществит передачу, не дожидаясь получения «сигнала готовности». Но при этом ей придем­ся считаться с гем, что другие цивилизации типа В примуг j’ry страте­гию и пошлют свой «сигнал готовности». Тоща цивилизация А бу­дет считать существующими только те цивилизации В, от которых приходит «сигнал готовности». Если бы она знала, что цивилизация В не имеет возможности послать «сигнал готовности», тогда ей при­шлось бы вести передачу на всю Галактику (путем изотропного излу­чения или последовательно облучая все направления). Но цивилиза­ция А знает, что цивилизация В имеет такую возможность, и она зна­ет, что цивилизация В знает, что она знает об этом. Принимая во внимание эти обстоятельства, цивили! ация В должна понять, что, отказываясь от передачи «сигнала готовности», она рискует поста­вить себя вне системы организованной Галактической связи. Не яв­ляется ли «сигнал готовности» тем взносом, который цивилизация В должна внести за вступление в «Галактический клуб»?

«Возникает любопытная ситуация, — подчеркнул Хайкин, — в "сообществе цивилизаций Вселенной" каждая из циьилизаций дол­жна, в соответствии с уровнем своего развития, затрачивать опреде­ленные усилия на укрепление "сообщества". Не выполняя выпав­ших на ее долю задач, она может оказаться вне сообщества». Это очень важное положение, которое выходит за рамки стратегии ра­диопоиска и имеет более широкое философское звучание. Всякий контакт предполагает желание и усилия, предпринимаемые с обеих сторон. «Сигнал готовности» можно трактовать в самом широком плане — прежде всего, как внутреннюю психологическую и нрав­ственную готовность человечества к контакту

Но вернемся к радиопоиску. Посылка «сигнала готовности» от­даляет установление связи (на время распространения сигнала до цивилизации А и обратно). Если расстояние между цивилизациями не слишком велико (скажем, меньше 100 св. лет) эту задержку можно счи гать приемлемой; при больших расстояниях между цивилизаци ями (больше 1000 св. лет) задержка становится существенной. Мо­жет быть, это обстоятельство побуждает цивилизацию А посылать радиосигналы, не дожидаясь получения «сигнала готовности»? Мы не может полностью предугадать ее действия. Поэтому было бы целесообразно, не отказываясь от поиска сигналов, организовать также передачу «сигнала готовности». Но такой сигнал должен стать акцией всего человечества. В этом случае наши усилия будут иметь смысл также как сигнал внутренней психологической готовности человечества к контакту. И тогда, кто знает, может быть, мы полу­чим ответ даже от тех цивилизаций, которые используют неэлект­ромагнитные каналы связи?

ГЛАВА 1. Поиски внеземных цивилизаций

56 ———— —————— =———— —

Идеи Н. С. Кардашева открывали хорошие перспективы для поис­ка радиосигналов ВЦ. Надо было с чего-то начать. Осенью 1963 г. И. С. Шкловский и Н. С. Кардашев обсудили эту проблему с акаде­миком В. А. Амбарцумяном, который предложил для оценки со­стояния проблемы и выработки практических рекомендаций про­вести научное совещание и согласился с тем, чтоб:л оно проходило в Бюраканской астрофизической обсерватории (Армения), дирек­тором которой он был.

Первое Всесоюзное совещание по проблеме «Внеземные циви­лизации» состоялось 20-23 мая 1964 г. Оно было организовано Аст рономическим советом Академии наук СССР, Государственным астрономическим институтом им. П. К. Штернберг а и Бюраканской Астрофизической обсерваторией. Состав участников был не очень широк; в основном это были астрономы, радиоастрономы и ра­диофизики[16]. Среди них ведущие советские радиоастрономы: С. Э. Хайкин, И. С. Шкловский, В. С. Троицкий, Н, Л. Кайданов­ский, Н. С. Кардашев, Ю. Н. Парийский, В. А. Разин, Г. М. Тов — масян и др.; крупнейшие радиофизики: В. А Котельников, Л. А. Пистолькорс, В. И. Сифоров; специалисты по космической связи: Е. Я. Богуславский, Е. Ф. Дубовицкая, из астрономов при­нимали участие Б. В. Кукаркин, Д. Я. Мартынов, Б. Я Маркарян, Э. Е. Хачикян, И. Д. Новиков и др.; физику представлял Я. Б. Зель­дович, математик*’ А. В. Гладкий. Совещание проходило под пред­седателе гвом В. А. Амбарцумяна.

Круг вопросов^ которые обсуж хались на совещании, можно раз­бить на гри группы: а) общие проблемы ВЦ (физические условия, необходимые для возникновения и развития жизни, множествен­ность обитаемых миров и ожидаемая распространенность техни­чески развитых цивилизаций, характер и уровень их развития, воз­можные типы контактов между цивилизациями); б) проблема уста­новления свя? и с ВЦ (оптимальный диапазон частот, возможная длительность и информативность связи, ожидаемые свойства искус­ственных радиоисточников, методы их обнаружения); в) проблема языка для Межзвездной связи.

Совещание пришло к выводу, что проблема контакта с внезем­ными цивилизациями является важной и актуальной научной про­блемой, которая вполне назрела, поскольку «имеются реальные предпосылки для постановки исследований и опытов» в этом на­правлении. Была подчеркнута необходимость планомерного экспе­риментального и теоретического изучения проблемы ВЦ.

В отношении методики поиска сигналов на совещании выяви­лись два подхода, две различные точки зрения. Первое направле­ние — поиск сигналов от цивилизаций нашего или несколько более высокого уровня (цивилизации I типа по Кардашеву). Методика поиска подобных цивилизаций исходит из того, что для обеспече­ния разумной дальности связи передающая цивилизация использу­ет узкополосное и узконаправленное радиоизлучение (узкополос — ность служит также критерием искусственности).

Идею использования узкополосных сигналов для межзвездной связи активно отстаивал В. С. Троицкий[17]. Он не связывал гакие сигналы с какой-то универсальной частотой (например, с радиоли­нией 21 см), а считал необходимым осуществлять поиск во всем оптимальном диапазоне волн (сантиметровые и дециметровые вол­ны). В частности, он обра тип внимание на целесообразность поис­ка около линий радиоизлучения отдельных молекул, применяемых в молекулярных генераторах и усили>елях: линия аммиака на волне 1,25 см и линия формальдегида на волне 0,4 см.

Для обнаружения подобных сигналов, как уже отмечалось выше, необходимо осуществлять поиск по час гоге и поиск по направле­нию. Простейшая стратегия состоит в том, что обе цивилизации, передающая и принимающая, осуществляю! взаимный поиск, об­следуя множество подходящи:: звезд, поочередно направляя антен­ны на них Однако в этом случае очень велика вероятность пропус­ка сигнала. Чтобы исключить пропуск сигнала, В. А Котельников предложил создать непрерывно действующую многоангенную сис тему обнаружения, перекрывающую весь небесный свод и обеспе­чивающую поиск по частоте в пределах выбранного оптимального диапазона волн[18]. С этой целью каждая антенна должна быт.) обо­рудована многоканальным приемником; полоса каждого канала порядка 1 Гц, для перекрытия оптимального диапазона требуется 109-10ш спектральных каналов.

Блок-схема приемника Котельникова приведена на рис 1.5.1. Здесь А — антенна, У — усилитель, в котором происходит усиление и преобра­зование частоты принимаемых сигналов, Ф — фильтры с полосой Д/, Д — детекторы, И — интеграторы, суммирующие энергию, прошедшую через фильтр за время посылки длительностью т, П — пороговые уст ройства, которые дают сигнал па выходе только в том случае, когда янер гия, прошедшая через фильтр за время т превышает установленное поро­говое значение.

Приемник позволяет обнаружит» сигнал, но не дает возможность при­нимать информацию, если прн передаче используется одна из систем ам­плитудной модуляции. Можно однако, передавать информацию, меняя частоту сигнала от посылки к посылке. То1да сигнал будет появляться то

Будет составляв (log2AF)/t бит в секунту (N — число спектральных кана­лов в приемнике). А полное количество информации, которое можно передать ча время одной посылки длительностью т, равно log2W, что при N = 10s -101U составляет приблизительно 30 бит.

Стратегия поиска при использовании подобной системы, соглас­но В. А. Котельникову, состоит в следующем. Рассмотрим две циви­лизации А и В, расположенные на расстоянии R друг от друга. Цивилизация А ведет передачу, цивилизация В работает на прием. Осуществляя поиск по направлению, цивилизация А последователь­но «обшаривает» лучом своей антенны все небо, при этом длитель­ность посылки сигнала в данном направлении равна т. Пусть теле­сный угол луча антенны равен а). Тогда для обхода небесной сферьг требуется время TQ = 4ят/(0. Поскольку цивилизация В, как мьг пред­положи. ш, имеет систему обнаружения, охьатьгвающуго все небо, одна из антенн этой системы смотрит на цивилизацию А. Приемник, связанный с этой антенной, зафиксирует сигнал в момент, когда ска­нирующая антенна цивилизации А окажется направленной на циви­лизацию В. Эксперимент по обнаружению сигнала должен длиться в течение времени T, значительно превышающего T0. Тогда за время проведенит эксперимента сигнал будет зарегистрирован несколько раз (вообще говоря, в разных каналах) через равные промели тки времени T0, что позволит уверенно отличить его от случайных по­мех.

Какова же длительность эксперимента при подобном поиске? При­мем, что длительность посылки в данном направлении т = 3 с. Пусть площадь передающей антенны S, = 10s м2, длина волны X = 10 см; тогда СО = X2/Sl = 10~7, f0= 3,8 • 10s с = 12 лет. А полное время эксперимента в этом случае будет составлять ~ 102 лет Это время можно существенно сократить, если цивилизация А, вместо того, чтобы «обшаривать» все небо, будет последовательно облучать все подходящие звезды в сфере радиуса /?, быстро переводя антенну с одной звезды на другую. Пусть, например, система рассчитана на дальность связи 3000 св. лет, т. е. обе цивилизации предпола] ают, что расстояние между ними не превышает 3000 св лет. В сфере такого радиуса содержится -10s звезд Поскольку каждая звезда облучается в течение 3 секунд, то (пренебрегая временем на перестановку антенны) полное время облучения всех звезд составит 3 • 10s с или 10 лет. То есть оно тою же порядка, как и при обходе всего неба. Однако нет необходимости облучать лее звезды. Цивилизация А должна выбрать только те из них, около которых можно ожидать нали­чие технически развитых цивилизаций В А Котельников принял, что доля таких «подходящих» звезд составляет 1 %. Тогда время их облучения будет составлять 0,1 года. Если эксперимент длится 1 год, то за это вре­мя сигнал появится 10 раз через каждые 36 дней.

Каковы параметры системы обнаружения? Пусть мощность передат­чика составляет 109 Вт, X = 10 см, т = 3 с. Оптимальные условия обнару­жения радиоизлучения реализуются, когда полоса каждого кана ла А/ = 1/т. Будем считать, что это условие выполнено. Пусть шумовая температура приемника Т = 30 К, и пусть у приемника установлено зна­чение порога, при котором вероятность ложного срабатывания и веро­ятность пропуска сигнала составляет 10~5. Чтобы при этих условиях об­наружить сигнал на расстоянии 3000 св. лет, надо иметь приемную ан­тенну плон-адыо 900 м2 Т1тобы с помощью таких антенн перекрыть BecL небесный свод, надо иметь более миллиона антенн (см. габл. 1.5.1). При этом не следует забывать, что i аждая такая антенна оборудуется много — канальнпм приемником, содержащим 10*-101" спектральных каналов. Ко­нечно, создание подобной системы чрезвычайно сложная задача

Параметры системы весьма чувствит ^льны к расстоянию между ци вилизациями. Если система рассчитана на 1400 св. лет, то для обнаруже­ния требуется 250 тысяч более скромных антенн плещадыо 200 м2 каж дая. При этом время обходы всех подходящих шезд составляет 3,6 дня Если эксперимент по-прежнему длится 1 год, то за это время сигнал должен появиться 100 раз. В этом случае можно разделить небосвод на 10 частей и последовательно обследовать каждую из них. Тогда, чтобы перекрыть исследуемую часть неба, количество антенн можно сокр Mm в 10 раз, что составит 25 тысяч антенн. Длительность обследования каж-

Дой части неба — 36 дней, за это время сигнал должен появиться 10 раз. При расстоянии 300 св. пет система должна содержать 11 тысяч совсем небольших антенн площадью 9 м2. При этом время обхода всех подходя щих звезд, при принятых параметрах передающей системы, составит всего 1 час, небосвод можно разделить на 1000 частей, для перекрытие каж дой из которых потребуется только 11 антенн. В этом случае система обнаружения вырождается в несколько антенн, последовательно (по ча­стям) обследующих небесный свод

Исхода из подобных расчетов, В, А. Котельников пришел к вы воду, что обнаружение сигналов от цивилизаций нашего уровня впол­не реально, если одна такая цивилизация приходится на 106 звезд.

Если одна цивилизация приходится на I07 звезд, то при определен­ных условиях ее еще можно обнаружить. Но если одна цивилиза­ция приходится на 10х звезд, го обнаружить ее современными сред­ствами крайне затруднительно.

Если первая часть предложения В. А Котечьникова — создание многоканальных приемников — впоследствии была реализована, то к созданию многоантенных систем обнаружения пока даже не при­ступали. Эксперименты по поиску монохроматических сигналов, которые проводились до настоящего времени, состояли в кратков­ременном, последоват ельном обследовании небольшого числа под­ходящих звезд в ближайших окрестностях Солнца.

Второе направление, развиваемое Н. С. Кардашевым — поиск сигналов от сверхцивилизаций (см. § 1.4). Поскольку речь идет о непрерывном широкополосном излучении, обнаружение подобных сигналов возможно с помощью обычной радиоастрономической аппаратуры. Здесь, практически, не требуется проводить поиск по частоте. А поиск по направлению сводится к исследованию различ­ных дискретных источников космического радиоизлучения с целью выявления среди них искусственных радиоисточников, в соответ­ствии с ожидаемыми критериями искусственности. Обследование звезд в рамках этой программы не представляет интерес, так как сверхцивилизации, осуществляющие преобразование таких гигант­ских потоков энергии, уже не мо. ут ассоциироваться с обычными звездами.

Следует заметить, что в начале 1960-х годов, когда была выдви­нута эта программа, космическое радиоизлучение в оптимальном для межзвездной связи сантиметровом диапазоне волн было еще очень слабо изучено. Обзоры неба, проведенные к тому времени, на основе которых были составлены каталоги радиоисточников, выполнялись на более длинных волнах. Например, знаменитый Кембриджский обзор проводился на частоте 178 МГц. Можно было ожидать, что существует множество радиоисточников с максимумом излучения в сантиметровом диапазоне, которые не видны на бо лее длинных волна*[20]. Среди них могли быть и искусственные ис­точники. Поэтому Н. С. Кардашев выдвинул в качестве первооче­редной задачи SETI проведение полных обзоров неба в оптималь­ном для межзвездной связи сантиметровом диапазоне волн. Это предложение было поддержано радиоастрономами, поскольку оно смыкалось с актуальными задачами радиоастрономии. Предпола1а лось, что в процессе обзора можно будет делать отбор источников с малыми угловыми размерами, а затем исследовать их согласно дру гим ожидаемым критериям искусственности.

Кроме того, Н — С Кардашев обратил внимание на необходимость поиска искусственных радиоисточников в центре нашей Галактики и в ближайших галактиках — Магеллановых Облаках и Туманности Андромеда, а также на исследование некоторых пекулярных радио­источников.

Бюраканское совещание рекомендовало развивать исследования в обоих направлениях: поиск монохроматических сигналов от бли­жайших звезд и поиск сигналов от сверхцивилизаций п)тем деталь­ного исследования радиоисточников, подозреваемых в качестве ис­кусственных.

Примерно в те годы, когда в США вызревали идеи межзвездной связи, в СССР этой проблемой заинтересовался выдающийся аст­рофизик И. С. Шкловский. В 1958 г. он выдвинул гипотезу об ис кусственном происхождении с пут ников Марса, основанную на ано мальном торможении Фобоса при движении по орбите[14]. В то вре­мя он очень увлекался этой идеей и, естественно, с большим интере­сом следил за литературой по проблемам, связанным с разумной жизнью во Вселенной. Он мгновенно отреагировал на публикацию Коккони и Моррисона в «Nature» и уже в 1960 г. опубликовал в советском журнале «Природа» большую статью «Возможна ли связь с разумными существами других плгнег?». Эта статья легла в основу его знаменитой книги «Вселенная, жизнь, разум». Первое издание ее появилось в 1962 г. Затем она многократно переиздавалась в СССР и была переведена на многие иностранные языки. В прило­жении к 6-му (посмертному) изданию приводятся очень яркие вос­поминания И. С. Шкловского о том, как создавалась эта книга и о первых годах становления проблемы SETI. Книга оказала огром­ное влияние на развитие исследований по проблеме SETI в СССР и в других странах.

И. С. Шкловский всег да очень живо обсуждал научньге проблемы со своими учениками и коллегами. Он умел увлекать идеями и умел заражать энтузиазмом. Один из ближайших учеников Шкловского — Н. С. Кардашев увлекся проблемой связи с внеземньгми цивилизаци­ями и вы двинул очень важные идеи в этой области. Впоследствии он стал одним из признанных мировых лидеров в проблеме SETI. Свои главные идеи Кардашев изложил в работе «Передача информации внеземными цивилизациями», которая была опубликована в «Ас гро — номическом журнале» в 1964 г. В публикации статьи большое содей­ствие оказал крупный советский астрофизик и замечательный чело­век С. Б. Пикельнер. Сам он довольно скептически относился к про­блеме SETI, но был уверен, что спорные проблемьг в науке должны решаться путем открытой научной дискуссии.

Основная идея Кардашева состоя ia в том, что при поиске сигна­лов ВЦ надо ориентироваться на высокоразвитые цивилизации, тех­нический уровень которых намного прево :ходит уровень нашей зем­ной цивилизации. Действительно, если мы допускаем, что, кроме нас, во Вселенной есть и другие цивилизации, то мьг должньг также допустить, что среди них есть как цивилизации более низкого уров­ня, чем наша, так и значительно опередившие нас в своем развитии. Философским основанием для такого заключения служит убежде­ние в том, что земная цивилизации должна обладать некими сред­ними параметрами (Принцип Бруно). Но имеются и более веские аргументы естественнонаучного порядка. С тех пор как (более де­сяти миллиардов лет тому назад) во Вселенной начался процесс звез­дообразования. он продолжается и по настоящее время. Звезды имеют различный возраст, некоторые из них только что возникли, дру1 ие просуществовали уже миллиарды лет, третьи закончили свою эволюцию. На определенном этапе около некоторых звезд возни­кают цивилизации. Образуются они в разное время и развиваются разными темпами. Отсюда и разброс в уровне развития цивилиза­ции. Надо сказать, что Коккони и Моррисон хорошо понимали это, они подчеркивали, что внеземные цивилизации могут обладать гораздо бочее высоким техническим уровнем, но в своих практи­ческих оценках исходили (так же, как и Дрейк в проекте Озма) из уровня близкого к уровню нашей земной цивилизации. А это на­кладывало существенные офаничения на возможности обнаружс ния ВЦ.

Важнейшим параметром межзвездной связи является мощность передатчика От нее зависит дальность связи, объ-*м передаваемой информации, характер сигналов, а следовательно, и мет оды их об­наружения, На какую мощность передатчика можно рассчитывать? Очевидно, это зависит от энергетического потенциала передающей цивилизации. В настоящее время человечество потребляет в год около 3 • 102° Дж энергии всех видов, что соответствует мощности 1013 Вт. Причем ежегодный прирост энергопотребления составляет 3%. При таких темпах роста уже примерно через 1000 лет энерго­потребление достигнет величины 4 ■ 102л Вт, что равно полной мощ­ности излучения Солнца, а еще через 850 лет оно будет равно 4 • 1037 Вт, т. е. энергетическом)’ выходу 100 миллиардов звезд или мощности излучения всей Галактики. Кардашев исходил из энерго­потребления 4 • 1012 Вт и принял более скромные темпы роста — 1% в год. При этом он нашел, что эти значения будут достигнуты соответственно через 3200 лет и 5800 лет.

Исходя из этих оценок, он разделил все цивилизации на три типа но уровню потребляемой ими энергии. К I типу он отнес цивилизации с уровнем энергопотребления порядка 10|3Вт, ко

II тину— с уровнем энергопотребления порядка 4 • 1026 Вт, и к

III типу — с энергопотреблением порядка 4 • 1037 Вт. В § 1.12 мы рассмотрим некоторые возможные модели цивилизаций II и III типа.

Каковы перспективы ШЛЛНМНия цивилизаций I типа? Это за­висит от того, насколько част они встречаются. Если расстояние между ними порядка 10 св. лет, т. с. порядка расстояния между со­седними звездами — перспективы кажутся весьма обнадеживающи­ми. В сфере радиусом 10 св. лет находится всею несколько звезд, около которых можно ожидать партнеров по связи. Поэтому пере­дающая ВЦ может направить на каждую из таких звезд свои антен­ны и непрерывно облучать их. Если около одной из них, действи­тельно, существует цивилизация, которая хочет установить конт акт с цругой цивилизацией, то ей достаточно направить антенну на пере­дающую звезду (одну из немногих соседних звезд), и сигнал может быть обнаружен. Если же расстояние между цивилизациями I типа велико, значительно превышает расстояние между соседними звез дами, то установление связи между ними сопряжено с огромными трудностями.

Каково же ожидаемое расстояние между цивилизациями I типа? Число цивилизаций, находящихся на той или иной стадии разви­тия, пропорционально длительности этой стадии. Если стадия крат — ковременна, то соответствующие цивилизации встречаются очеггь редко, расстояние между ними ве лико; если стадия продолжается длительное время, цивилизации встречакися чаще, расстояние меж­ду ними относительно мало. Црейк. учитывал это обстоятельство, когда, анализируя вопрос о шумах, ввел «принцип технического со­вершенства» и оценил распространенность технически совершен­ных цивилизаций. Однако он не распространил эти соображения на энерг етический потенциал ВЦ и по существу ог раничился ( гак же как и Коккони и Моррисон) рассмотрением цивилизаций I типа.

По оценкам авторов проекта «Циклоп», разработанного иссле­довательским центром НАСАим. Эймса, существует приближенное соотношение, согласно которому число цивилизаций в нашей Га­лактике приблизительно равно времени их жизни, выраженному в годах (см. гл. 4). Это считается довольно оптимистической оцен­кой. Учитывая приведенные выше соображения Кардашева о росте энергетического потенциала цивилизаций, можно полагать, что ста­дия цивилизаций I типа кратковременна; вероятно, ее длительность порядка 103 лет, после чего они переходят в стадию сверхцивилиза­ции II типа. При такой длительности число цивилизаций I типа в Галактике порядка 1000, т. е. одна цивилизация приходится в сред­нем на I О8звезд, и среднее расстояние между ними приблизительно 3000 св. лет.

Оценим возможность приема сигналив в этом случае 11усть мощность передатчика составляет 100 МВт. Передача ведется на волне 21 см в по­лосе частот 2 Гп Эффективная площадь передающей антенны 105 м2. При мем, в согласии с «принципом технического совершенства», что темпера­тура шумов Тщ = 10 К. И пусть площадь приемной антенны также состав­ляет 105 м2, что близко ю конструктивному пределу для наземн) Ix радиоте лескопов, но вполне досшжимо для космических радиотелескопов, обращающихся по орбите вокруг Земли. Если антенны смотрят друг на друга, то в точке приема, на расстоянии 3000 св. лет от перегающей циви­лизации, может быть обеспечено отношение сигнал/шум рарное 100 Это не только достаточно для обнаружения сигнала, но и для уверенною при­ема информации с высокой надежностью. Все это выглядит весьма опги мистично, и, если цивилизации обнаружат друг друга, то они действитель­но могут организовать взаимно-направленный эффективный канал связи. Но в том-то и состоит проблема — как им найти друг друга?

Предположим, передающая ВЦ знает (или имеет достаточно оснований надеяться), что ближайшая к ней цивилизация находит­ся на расстоянии 300С св. лет, в сфере, где имеются 108 звезд. Она может выбрать из них подходящие звезды, около которых ожидает ся наличие планет и разумной жизни на них Д| >;ы таких звезд со­ставляет приблизительно 5 % Значит, надо будет обследовать 5 млн звезд. Облучать одновременно все звезды невозможно. Для этого потребовалось бы построить 5 миллионов гигантских антенн площадью 105м2 каждая. Но главное даже не в этом: с каждой ан­тенной должен быть связан передатчик мощностью 100 МВт, тогда полная мощность, излучаемая всеми антеннами, составит 5 • 1014 Вт, что значительно превышает энергетический потенциал цивилиза­ций I типа.

Остается единственная возможность поочередно облучать все 5 млн подходящих звезд. Ппи этом принимающая цивилизация так­же будет производить поиск, обследуя 5 млн подходящих звезд, расположенных в радиусе 3000 св. лет от нее, среди которых лишь одна (!) посылает сигналы межзвездной связи. Эти сигналы могут быть обнаружены лишь в том случае, если в момент, когда наша ан­тенна смотрит на передающую ВЦ, их антенна в этот момент на­правлена на нас. Конечно, вероятность такого события при обсле­довании миллионов звезд крайне мала и, следовательно, время по­иска очень велико. Задачу поиска можно упростить, если на приемном конце линии связи принимающая цивилизация постро­ит систему обнаружения, которая перекроет все небо или, по край­ней мере, все подходящие звезды. Число антенн в такой системе обнаружения огромно. В нашем примере надо было бы соорудить не менее 5 млн антенн, причем iHivhtckhx размеров. Сооружение даже одной такой антенны составляет серьезную техническую зада­чу для цивилизации нашего уровня.

Но это еще не все. В нашем примере передающая ВЦ посылает монохроматические сигналы с полосой частот 2 Гц. Это не случай но. Более широкополосные сигналы на гаком расс гоянии при име­ющейся мощности невозможно было бы обнаружить. А для обна­ружения узкополосных сигналов надо точно зна ть их частоту Ьсли же она неизвестна, то приходится проводить сканирование по час­тоте. То есть к проблеме поиска сш нала по направлению добаштя ется проблема поиска по частоте. Предположим, что используе гея частота радиолинии водорода 1420,4 МГц. Она известна с высо­кой точностью. Но вследствие движения звезд, передатчик движется относительно приемника, и поэтому частота сш нала смещае тся на величину, зависящую от относительной скорости их движения по лучу зрения. Так как скорости звезд различны, то и Chi налы будут испытывать различное смещение. А поскольку нам неизвестно, где, около какой звезды, находится передатчик, то необходимо обсле­довать всю полосу частот, в пределах коюрой может смещаться час­тота сигнала. Эта полоса достигает величины от долей мегагерца до нескольких мегаг ерц. Разыскать в такой полосе сигнал шириной не­сколько герц — очень тяжелая задача Если осуществлять последова­тельный поиск, перестраивая частоту приемника, то на обследова ние всей полосы поиска потребуется слишком много времени. При этом не исключена такая ситуация, когда мы попадаем в луч переда ющей антенны, и сами в этот момент смотрим на нее, но пока мы будем производить поиск но частоте, перестраивая приемник, пе­редающая ВЦ отвернет свою антенну, направив се на другую звезду (ведь ей в каждом цикле передачи надо облучить миллионы звезд, поэтому она не может тратить много времени на одну звезду). Ко­нечно, эт о было бы очень обидно! К счастью, существует более под­ходящий способ поиска сигнала по частоте — использование мно­гоканальных приемников, состоящих из множества отдельных узко­полосных каналов, которые в совокупности перекрывают всю подлежащую исследованию полосу частот. Для межзвездной связи такие приемники должны содержать миллионы каналов. В настоя­щее время подобные многоканальные приемники уже созданы, и с их помощью ведется поиск сигналов.

Проблема поиска существенно упрощается, когда мы переходим к поиску сигналов от цивилизаций II и III типа по Кардашеву. Рас­полагая гигантской мощностью (1026-1037 Вт), такие цивилизации могут вести непрерывную изотропную (или всенаправленную) пе­редачу сигналов в очень широжсой полосе частот, обеспечивая даже при этом условии их обнаружение на больших расстояниях. Это сразу исключает выбор по направлению для передающей ВЦ По­иск ведет только цивилизация, которая ищет Chi налы Если она по­строит систему обнаружения, которая перекроет все направления в пространстве (всенаправленная система обнаружения), то сигнал непрерывно будет попадать в одну из приемных антенн. Заметим, что число антенн в системе обнаружения и размер каждой из них меньше, чем при приеме сигнала от цивилизаций I типа, так как в данчом случае речь идет о приеме очень мощных сигналов. Исклю­чается также поиск по времени, поскольку передающая BI [ излучает непрерывно. Н жонец, практически исключается поиск по частоте. Действительно, полоса частот передатчика д.1я подобных цивили­заций может достигать 109-10"Гц, что сопоставимо с шириной оптимального диапазона волн (см. ниже). Значит, если правильно выбрать диапазон, то приемник, работающий в этом диапазоне, сможет обнаружить сигнал без всякого поиска по частоте.

Как определить оптимальный диапазон? Для рассматриваемых широкополосных сигналов невозможно связывать его с какой-то определенной радиолинией, например, с линией 21 см, полоса ко­торой составтяет сотые доли процента от предполагаемой полосы сигнала. Кардашев, как и Дрейк, предложил вести поиск в диапазо­не, где шумы минимальны и, тем самым, обеспечиваются наилуч шие условия обнаружения сигнала. При этом он, следуя, по суще­ству, тем же соображениям, что и Дрейк (принцип технического совершенства) считал необходимым принимать во внимание лишь принципиально неустранимые источники шума. Одним из таких источников, как мы видели (§ 1.2), является галактическое радиоиз­лучение. В качестве другого источника Дрейк рассматривал излуче­ние атмосферы. Но его нельзя считать принципиально неустрани­мым, так как цивилизация може i вынести приемную антенну за пре­делы атмосферы. Поэтому Кардашев не стал принимать во внимание этот источник шума, т. е. здесь он пошел дальше Дрейка, последова­тельно иройодя «принцип технического совершенства цивилизаций». Вместе с тем, он учел еще один важный фактор — квантовые флук туации.

Предположим, что отсутствуют все источники шума, включая излучение фона Казалось бы в этом случае, раз нет шума, то для передачи единицы информации можно затратит ь сколь угодно маио
энергии. Однако это не гак. Вследствие квантовой природы элект — ромагнихного изучения количество информации пропорциональ­но числу излучаемых фотонов (в пределе каждый квант, каждый фотон несет один бит информации). Следовательно, энертя, зат­рачиваемая на один бит, не может быть меньше, чем энергия одного кванта Hv (практически, она значительно больше, но пропорцио­нальна Hv). Это эквивалентно наличию шума с температурой Tq=Hv/K (Л — постоянная Планка, к — постоянная Больцмана, v — частота сигнала). Чем больше частота сигнала, тем больше энер­гия кванта и тем, стало быть, выше температура квантового шума.

На рис. 1.4.1 приведен спектр шумов за пределами земной ат­мосферы по Кардашеву В низкочас готной области спектра шумы определяются галактическим фоном, в высокочастотной области — квантовыми флуктуациями. Сплошная линия соответствует наблю­дению в направлении на центр Галактики, она имеет минимум в облас ти 10’" Гц (длина волны 3 см). Штриховая линия соответству­ет наблюдению в направлении на полюс Галактики, она имеет ми­нимум на частоте 3 • 10,; Гц (длина волны 10 см). В целом весь широкий диапазон спектра 10<;-5- 10" Гц, где обеспечивает­ся низкий уровень шума, можно считать оптимальным для меж- звелдной связи. Правда, здесь не учтено реликтовое излучение, которое было открыто позже, после появления работы Карда шева, но ei о учет качественно не меняет картину, если ограни­читься рассмотрением радиоди — апазона (см. ниже рис. 7.2.1).

Какова дальность обнаруже­ния для сигналов сверхцивили заций? При рассмотренных ус­ловиях (непрерывная изотроп­ная передача в широкой полосе частот) дальность обнаружения для цивилизаций II типа может достигать 10 млн св. лет, что соответствует расстоянию до ближай ших галактик. Для цивилизаций III типа дальность обнаружения порядка 10 млрд св. лет, что сопоставимо с размерами наблюдае­
мой Вселенной. Значит, если где-нибудь в нашей Галактике, или даже в соседних галактиках, существует хотя бы одна цивилизация II типа, то мы уже сейчас, при современном уровне радиотехни­ки, можем обнаружить посылаемые ею сигналы. Что касается ци­вилизаций III типа, то такую цивилизацию можно обнаружить всюду, где бы она ни находилась, в пределах наблюдаемой области Вселенной

Конечно, это достигается за счет предполагаемой гигантской мощности передатчиков сверхцивилизаций Возникает вопрос — не будет ли слишком расточительным для них расходован» почти всю потребляемую ими энергию на радиоизлучение в целях межзвезд­ной связи? Кардашев специально подчеркнул, что никакой расточи­тельности здесь нет. Любая стабильная система с внутренними ис­точниками энергии должна излучать во внешнее пространства ров­но столько энергии, сколько она потребляет, иначе се температура будет постоянно возрастать. Значит излучение неизбежно, надо только преобразовать его в нужный диапазон спектра и закодиро­вать для передачи информации. Но на преобразование и кодирова­ние существенной доли энергии не требуется. Кардашев считал бес­полезным пытаться представить себе технологию сверхцивилизаций, поэтому он не рассматривал конкретные пути технической реализа­ции такой передачи, важно, что это ie противоречит законам фи­зики[15]

В настоящее время не существует сколько-нибудь уверенных оце­нок расстояний между космическими цивилизациями. При боль­ших расстояниях (скажем, больше 1000 св. лет) время распростра­нения сигнала может превысить характерное время развития циви­лизаций (время их существенного изменения), а при еще больших расстояниях — даже время жизни цивилизаций. При таких услови ях «диалог» между цивилизациями становится бесперспективным. Следовательно, речь может идти только об односторонней связи (космическое радиовещание), когда каждая цивилизация передает некий объем знаний без надежды на о-‘ вет.

Такая односторонняя передача в определенном смысле подобна передаче генетической информации. Как судьба особи после вос­произведения потомства не имеет значения для истории вида, точ­но так же и судьба цивилизации, после того как она отправит по­слание в Космос, не имеет значения для ее получателя. Может быть, в момент приема сигналов, где-то в < удаленной части Вселенной, пославшая их цивилизации уже перестала существовать, но электро­магнитные волны донесут до неизвестных абонентов отправленную им информацию.

Какое же количество информации можно передать по каналу межзвездной связи? Это зависит от полосы частот канала связи. При полосе 109 Гц можно передавать не менее 109 двоичных единиц в секунду. Тоща для передачи одного тома энциклопедии, содержа­щего 10л двоичных единиц, потребуется тысячная доля секунды, а за 100 секунд можно будет передать инф< >рмацию, содержащуюся в 100 тысячах подобных гомов, в которых, вероятно, можно было бы изложить всю сумму знаний, накопленных человечеством. При полосе 10" Гц скорость передачи, соответственно, в 100 раз выше.

Можно представить себе такую модель контакта. Цивилизация II или III типа непрерывно посылает сигналы по всем направлени­ям в пространстве. Каждый цикл передачи занимает время порядка одного года, в течение которого передается 10"-1018 бит инфор­мации. По окончании цикла программа повторяется вновь и вновь. Тогда, где бы в пределах действия передатчика, ни находился пред­полагаемый абонент (цивилизация-получатель), она, рано или по­здно, достигнув определенного уровня развития, сумеет обнаружить эти сигналы, расшифрует их и начнет прием ценнейшей информа­ции от бол^е развитой цивилизации. Это поможет ей преодолеть многие трудности, избежать многих ошибок и будет способство­вать более быстрому развитию (или, во всяком случае, расширению и обогащению ее опыта и знаний). Скоро и эта цивилизация смо­жет послать сигналы в космическое пространство, передавая зна­ния, полученные ею и обогащенные ее собственным опытом.

Такая модель контакта напоминает взаимодействие культур на зем­ном шаре. Многие великие цивилизации древности давно перестали существовать, но непреходящие ценности их культуры продолжают ьолновать новые и новые поколения людей и являются предметом изучения новых поколений, хотя никто из нас уже не сможет что — либо спросить у Сократа или поспорить с Аристотелем.

Как же обнаружить сигналы от — сверхцивилизаций? Монохрома­тический сигнал легко выделить из естественного космического ра­диоизлучения, так как он отличается именно своей узкополосно — стью. Но при полосе частот 109-г — 10" Гц искусственный сигнал очень напоминает широкополосное излучение естественных радио­источников. Поэтому необходимо установить какими признаками должен отличаться искусственный источник радиоизлучения от ес — тественно1 о. Ведь прежде чем пытаться получить информацию пу­тем расшифровки полученных сигналов, мы должны убедиться в том, что имеем дело с искусственным источником (цивипизацией), должны суметь выделить его из множества естественных радиоис­точников. То есть здесь на первый план выдвигается проблема кри­териев искусственности.

Кардашев указал на несколько таких отличительных признаков, которым должен удовлетворять искусственный радиоисточник: пре­дельно малые угловые размеры, характерное спектральное распре­деление мощности (см. § 1.7), особенности излучения вблизи ли­нии 21 см, крутвая поляризация, закономерное изменение харак­теристик источника со временем.

Таким образом, помимо исследования ближайших звезд, наме­тился еще один пуп поиска сигналов ВЦ — поиск новых радиоис­точников в оптимальном диапазоне волн и их изучение с целыо ото­брать возможные искусственные источники, в соответствии с пред­полагаемыми критериями искусственности. Это направление тесно смыкается с актуальными задачами радиоастрономии.

Проект Озма вызвал неоднозначную реакцию научной обществен­ности. Совет по космическим исследованиям Национальной акаде­мии наук США решил провести конфиденциальное совещание в Грин Бэнк с целью оценить возможности установления связи с внеземны­ми цивилизациями (ВЦ).

К тому времени, помимо упомянутых работ Коккони, Морри — сона и Дрейка, появились еще три важные публикации: Р. Брейсу — элла[11]— Ф. Дайсона[12] и фон Хорнера[13]. Брейсуэлл рассмотрел аль тернативный тип связи между космическими цивилизациями — с использованием межзвездных кибернетических зондов. Дайсон проанализировал возможность обнаружения астроинженерной де­ятельности ВЦ, а фон Хорнер провел количественную оценку веро­ятного числа внеземных цивилизаций с вытекающими отсюда вы­водами для межзвездной связи. Таким образом, в проблеме поиска ВЦ наметилось несколько направлений.

Совещание в Грин Бэнк состоялось в ноябре 1961 г. Вероятно, это была первая конференция в истории науки на подобную тему. Совещание проходило под председательством О. Струве. В нем при­няли участие всего 11 человек: Ф. Дрейк, Дж. Коккони, Ф. Мор — рисон, К. Саган, М. Кальвин, Су-шу Хуанг, Дж. Лилли, Б. Оливер, Д. Эшли и Д. Пирмен. Во время конференции стало известно, что одному из ее участников — Мальвину Кальвину присуждена нобе­левская премия по химии.

Несмотря на весьма авторите гный состав участников конферен­ции, организаторы ее опасались неблагоприятной реакции обще­ственности. Поэтому, хотя конференция не была официально за­секречена, были приняты энергичные меры, чтобы избежать преж­девременной огласки из-за сенсационного характера обсуждаемой проблемы. Это может показаться странным, особенно сейчас, ког­да проблема внеземных цивилизаций приобрела статус вполне рес­пектабельной (хотя и не бесспорной) научной проблемы, когда она пользуется поддержкой авторитетных международных научных орга низаций и по ней регулярно проводятся крупные научные конфе репции с широким освещением их в средствах массовой информа­ции Но в начале 1960 х годов ситуация была иная. Как справедли­во отметил У. Салливан, серьезно поставить вопрос о связи с внеземными цивилизациями еще за несколько лет до проекта Озма было бы губительно для научной репутации любого ученого. Пос­ле того как были предприняты первые шаги в этом направлении, ситуация изменилась к лучшему, но предубеждение еще сохранилось (не преодолено оно полностью и по настоящее время).

Любопытно отмстить, что когда в 1964 г. в СССР, в Бюраканс — кой астрофизической обсерватории, проходило первое Всесогоз ное совещание по внеземным цивилизациям (см. § 15), перед его организаторами встали те же проблемы, и решение было найдено аналогичное: совещание готовилось по закрытой линии, т. е. в тай­не от прессы и научной общественности Однако гго его окончании было опубликовано сообгцение в «Правде», а спустя год Труды со­вещания (гак же, как и Трудьг совещания в Грин Бэнк) бьгли полно — егью опубликованы1’4. Нельзя признать эти меры излишними. Если американские ученые опасались только насмешек своих коллег, то советским ученым приходилось считаться с возможностью идеоло­гических обвинений. Поэтому определенная предосторожность была оправдана.

Среди участников конференции в Грин Бэнк был Джон Лилли, известный исследователь дельфинов, который только что опублико­вал свою нашумевшую Khhi у «Человек и дельфин». Его рассказ о дель финах как сгце об одном возможном виде разумных существ на Земле произвел такое сильное впечатление на участников совещания, что они решили учредить шуточный «Орден Дельфина». М. Кальвин за казал медали с изображением дельфина и разослал их всем участ пи­кам конференции Позднее кавалерами Ордена Дельфина стали т рое советских ученых: И. С. Шкловский, Н. С. Кардашев и В. С. Троиц­кий, которые внесли крупный вклад в проблему SETI (Search for Extrateresinal Intclrgence — поиск внеземного разума).

Большое внимание на конференции в Грин Бэнк было уделено оценке числа цивилизаций в Галактике. Именно там Дрейк предло­жил свою известную формулу, на основе которой позднее прово­дились многочисленные оосуждения и делались оценки. Мы под­робно расскажем о ней в гл. 4.

На совещании были рассмотрены различные логически допус­тимые способы установления контакта. Обращалось внимание на то, что сигнал на волне 21 см может испо хьзовагься только для при­влечения внимания, а после его обнаружения цивилизации перехо­дят к более эффективному каналу связи. Разумеется, в эюм случае позывной сигнал должен содержать указание о том, как это сделать. Была сформулирована также проблема «подслушивания», т. е. об­наружения си1 налов, не предназначенных для межзвездной связи, а обслуживающих внутренние нужды цивилизации (радиолокация, 1елевидение ит. д ).

Уже на эюм совещании Дрейк обратил внимание на серьезную Психоло1 ическую проблему, которая может возникнуть при длитель­ном получении только отрицательных результатов. Чтобы избежать или, по крайней мере, ослабить разочарование, он предложил со­четать поиски сигналов с выполнением какой либо позитивной ас грономической программы. Впоследствии такие сопутствующие Программы стали обычными. Интересное и до сих пор не реализо­ванное предложение внес Ф. Моррисон. время от времени «про — пискивать» ложные сигналы во время поиска.

В заключение конференции Отто Струве отметил, что, несмсп — ря на интерес, проявляемый Mhoi Ими выдающимися учеными, люди, ответственные за расходование i осударственных средств на научные исследования, проявляют понятный скептицизм по поводу финан сирования дорогостоящих проектов межзвездной связи без надеж­ды на быстрое получение результатов. Это неизбежно будет сдер живающим фактором в развитии исследований.

Думается, что не менее важным фактором является готовность рядовых исследователей посвятить проблеме SETI достаточно вре­мени и сил, может быть в ущерб своей основной научной карьере Дтя профессиональных ученых это оказалось серьезной проблемой.

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.

Когда были открыты радиоволны и радиосвязь стала достоянием человеческой цивилизации, естественно, появилась мысль об исполь­зовании радиоволн для связи с обитателями других планет. В 1920 г. Г Маркони сообщил о приеме сигналов неизвестного происхож дения, он не исключал, что некоторые из них могли быть посла­ны с Марса. Приближалось великое противостояние Марса 1924 г. Американский астроном Дэвид Тодд предложил, чтобы во время противостояния все радиостанции земного шара прервали свои передачи, дабы не мешать приему марсианских сигналов (предла­галось отключать передатчики на 5 минут в течение каждого часа). Большинство ученых и владельцев радиостанций отнеслись к этому предложению скептически. Однако неожиданно оно получило повдержку со стороны Вооруженных Сил США. 24 августа 1924 г. командующий флотом ВМС США отдал приказ всем радиостанци­ям, находящимся в его подчинении, избегать вести передачи (за ис­ключением самых необходимых случаев) и обратить внимание на возможности появления необычных сигналов. Аналогичное распо­ряжение было послано армейским станциям, а начальнику шифро­вального отдела войск связи было поручено провести расшифровку возможных сигналов. К этим мероприятиям присоединилось не­сколько частных радиостанций. Вскоре было получено сообщение о том, что чувствительные приемники в г. Ванкувере (Канада) заре­гистрировали мощные сигналы. Однако, как выяснилось позднее, их источником оказался новый американский радиомаяк. Посколь­ку никаких необычных сигналов не было обнаружено, интерес к этой проблеме быстро иссяк.

Прошло четверть века, прежде чем идея использования радиоволн для связи с внеземными цивилизациями возродилась вновь. За это’1 небольшой отрезок своей истории земная цивилизация, пережившая вторую мировую войну, совершила крупный скачок в научном и тех­ническом развитии. Одним из важных достижений стало рождение нового направления в изучении Вселенной — радиоастрономии.

В 1932 г. американский инженер Карл Янский, исследуя высо­кочастотные помехи на трансатлантической линии связи, обнару­жил космическое радиоизлучение на волне 14,6 м, идущее из цент­ра нашей Галактики. Астрономы были, по-видимому, совершенно не готовы к этому открытию; они просто не обратили на него вни­мание, и новый метод исследования Вселенной поначалу не полу­чил должного развигия. Это тем более удивительно, что еще в кон­це XIX века Эдисон в США и Лодж в Англии указывали на возмож­ность излучения радиоволн от небесных объектов. Единственным человеком во всем мире, кто серьезно отнесся к открытию Янского, был Грот Ребер, американский астроном-любитель, радиоинженер по профессии. Он построил на свои средства первый параболичес­кий радиотелескоп диаметром 9,5 м и, начиная с 1940 г., присту­пил к систематическому исследованию космического радиоизлуче­ния. В 1944 г. Ребер составил первую радиокарту неба в области Млечного Пути на волне 187 см, а в 1945 г. он наблюдал радиоиз­лучение Солнца на волне 62,5 см.

Развитие радиоастрономии сдерживалось отсутствием соответству­ющих технических средств — крупных радиотелескопов, которые можно было бы наводить в любую точку неба и с их помощью фоку­сировать слабое космическое радиоизлучение, а также отсутствием высокочувствительной приемной аппаратуры. Мощный стимул к раз­витию этой техники дала радиолокация. Поскольку радиолокация была связана с нуждами обороны, ее техника быстро развивалась. Появились крупные полноповоротные антенны, постоянно совер­шенствовалась приемная аппаратура. И то, и другое можно было ис­пользовать для радиоастрономии. Радиолокация внесла и непосред­ственный вклад в развитие радиоастрономии: в 1942 г. с помощью английских военных радаров было обнаружено радиоизлучение Солн­ца. К концу войны техника радиолокации развилась настолько, что уже в 1946 г. была успешно проведена радиолокация Луны.

По окончании Второй мировой войны на базе развившейся ра­диолокационной техники стала быстро развиваться радиоастроно­мия. К концу 1950 х годов в нескольких странах были сооружены большие радиотелескопы. Самым крупным из них в то время был 75-метровый радиотелескоп обсерватории Джодрелл Бэнк (Вели­кобритания). В СССР в 1956 г. вступил в строй Большой пулков­ский радиотелескоп (БПР), а в 1959 г. — радиотелескоп РТ 22 Фи­зического института им. П. Н. Лебедева АН СССР вблизи Серпу­хова. По размерам (диаметр зеркала 22 м) он значительно уступал гигантскому телескопу Джодрелл Бэнк, но зато обладал рекордно точной поверхностью, позволявшей производить наблюдения вплоть до волны 8 мм. В течение длительного времени РТ 22 оста­вался крупнейшим радиотелескопом миллиметрового диапазона волн. Ряд более скромных инструментов были созданы в Крымс­кой экспедиции ФИАН, в Научно-исследовательском радиофизи­ческом институте (НИРФИ) в Горьком, в Бюраканской астрофизи­ческой обсерватории и друг их научных учреждениях.

4 октября 1957 г. в СССР был осуществлен запуск первого искус­ственного спутника Земли, в 1959 г. стартовала межпланетная авто­матическая станция «Луьа-1», началась подготовка к запуску косми­ческих аппаратов на планеты Солнечной системы. Это потребовало развития средств космической связи и явилось дополнительным сти­мулом для создания крупных радиотелескопов и развития техники радиоастрономических исследований, поскольку потребности радио­астрономии и космической связи во многом совпадали.

Одним из первых объектов, исследовавшихся методами радиоас­трономии, было Солнце. Исследования показали, что источником радиоизлучения Солнца является не его видимая поверхность (фото­сфера), а внешние слои солнечной атмосферы — хромосфера и корона. Была построена теория радиоизлучения спокойного (на­блюдаемого в годы минимума солнечной активности) и «возму­щенного» Солнца. В 1945 г. Было обнаружено радиоизлучение Луны, а в середине 1950-х годов — радиоизлучение планет Сол­нечной системы. Наряду с исследованием общего, распределен ного по всему небу радиоизлучения, было обнаружено огромное количество дискретных радиоисточников. Часть из них связаны с газовыми туманностями в нашей Галактике, часть — с остатками вспышек сверхновых звезд. Большинство источников оказались рас положенными за пределами нашей Галактики. Среди них — обыч­ные (нормальные) галактики, типа нашей, и мощнейшие радиога­лактики, как например, знаменитый источник радиоизлучения в созвездии Лебедя (Лебедь-А).

Радиоастрономические исследования существенно обогатили наши знания о Вселенной. Они позволили получить данные о фи­зических условиях на планетах и Солнце, в межзвездной и межга­лактической среде, о прохождении космических лучей и о совер­шенно новых, неизвестных раньше объектах. Радиотелескопы про­никли далеко вглубь Вселенной, значительно дальше оптических телескопов, и позволили получить важные сведения о строении Все­ленной и о ранних этапах ее эволюции.

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 спектраль ные линии, излучаемые отдельными химическими элемен гами 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 дс 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 гидро — ксила ОН, но она была обнаружена только в 1963 г.

Таково было состояние радиоастрономии, когда в 1959 г. в жур­нале «Nature» появилась ста тья Джузеппе Коккони и Филипа Мор — рисона «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. Авторьг рассмот­рели возможность ггриема 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 представ.) шется очень редким явлени­ем. Из десяти солнечных планет на одной расцвела жизнь, а, может быть, какая — го 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 развтия.

2. Вероятно также, что на некоторых из этих планет живые су­щества развились гораздо дальше, чем люди на Земле. Цивилиза­ция, опередившая нашу вссго 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 связь11»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 ООО километров в секунду, электромагнитные волны свобод но проходят через нама1 ниченную межзвездную плазму (в отличие, например, от заряженных част иц, которые бесконечно блуждают по запуганным силовым линиям галактического Mai нитного поля).

Следующий вопрос — какой участок спектра элек — «

Ромагнитных волн надо |

Выбрать для межзвездной jq4 ^ м~зИК I ^ю""9 связи? Ведь шкала электро­магнитных волн простира — егся от радиодиапазона до Радиовоя„ь1 Оптический {Гаммг Рентгеновских и гамма лу — диапа: он лу,|И излучение

Чей, включая субмиллимет ровую и оптическую (ин­фракрасную видимую и ультрафиолетовую) области спектра, Вна­чале Коккони полагал, что предпочтительнее использовать

; Цитируется по книге: Салливсн У. Мы не одни. — М.: Мир, 1967.