После первых экспериментов по поиску монохроматических сиг­налов ВЦ (В. С. Троицкий) и попыток обнаружения сверхцивили­заций (СТА 102) внимание исследователей обратилось к задаче по­иска импульсных сигналов. Идея использования импульсных сиг­налов в качестве позывных для межзвездной связи была высказана Н. С. Кардчшевым в 1965 г. на 5 й радиоастопомической конфе­ренции в Харькове и затем развивалась в работах Ft. М. Гиндили — са[239] и Н. Т. Петровича[240]. В те годы поиск импульсных сигналов стимулировался также попытками обнаружении естественных им­пульсных источников в связи с предполагавшейся возможностью су­ществования радиовсплесков, сопровождающих всплески гравита­ционных волн, обнаруженных, как тоща полагали, Вебером.

7.2.1. Поиск импу п-сньгх позывных с ненаправленными ан­теннами. Поиск проводился двумя группами нижегородской труп пой (НИРФИ) под руковоктвом В. С. Троицкою и московской группой (ГАИШ, ИКИ) под руководством Н С. Кардашева. На­блюдения велись с помощью ненаправленных ангенн на нескольких частотах в сантиметровом и дециметровом диапазоне волн. Конеч­но, чувствительность при ненаправленном приеме крайне низка, и можно было надеяться обнаружить таким методом только очень мощные сшналы.

В НИРФИ поиск был начат на волне 50 см, а затем после обна­ружения спорадического радиоизлучения на этой волне диапазон поиска был расширен и наблюдения стали проводиться на волнах 30 см, 16 см, 8 см и 3 см. Для того чтобы исключить местные поме­хи, использовались одновременные наблюдения в нескольких дале­ко разнесенных пунктах. Считалось, что если сигнал зарегистриро­ван в одно и то же время в нескольких пунктах, то это не может быть местная помеха. Вероятность случайного совпадения учитывалась. В течение 1969-1970 гг. наблюдения проводились на Дальнем Во стоке (Уссурийск), в Горьковской области (Пустынь), в Мурманской области (Тулома) и в Крыму (Кара-Даг). В 1972 г. наряду с назем­ными пунктами на территории Советского Союза было организо­вано наблюдение на борту научно-исследовательского судна «Ака демик Курчатов», совершавшего рейс в экваториальных водах Ат­лантики. Поиски привели к обнаружению ранее неизвестного спорадического радиоизлучения, генерируемого в верхних слоях ионосферы и в магнитосфере Земли под воздействием солнечных корпускулярных потоков[241]. Это интересный «побочный продукт» исследований. Но сами долгожданные сигналы так и не были обна ружены.

He удалось обнаружить их и московской группе. Применяемая здесь методика несколько отличалась от нижегородской: для выде­ления импульсов космического происхождения наряду с совпадени ем по времени в разных пунктах предполагалось использовать за­паздывание низкочастотных составляющих сигнала относительно вы­сокочастотных из за дисперсии в межзвездной среде. С этой целью использовался приемник, состоящий из нескольких спектральных каналов Если импульс пришел из дальнего Космоса, то он сначала должен был появиться в высокочастотном канале и лишь затем, после некоторой задержки, — в низкочастотном. Величина задержки по зволила бы оценить расстояние до источника сш нала. Этот метод получил название метод синхронного дисперсионного приема[242]. Приемник состоял из широкополосного малошумящего усилителя, работающего в диапазоне 350-550 МГц и четырех фильтров с по лосой 5 Мгц, настроенных на частоты 371, 408, 458, 535 МГц. Сигнал принимался одновременно во всей полосе и в узкополос­ных фильтрах. Наблюдения проводились осенью 1972 г. в двух пун­ктах — на Кавказе и на Памире, а также в 1973 г. на Кавказе, Кам чатке и на боргу АМС «Марс-7». Бортовые исследования поводи­лись совместно с французскими учеными (Ж. Стейнберг и др ). На Кавказе и Камчатке, помимо приемников, работающих в диапазоне 350-550 МГц, использовались приемники на частотах 38 и 60 МГц, на которых работали радиометры AM С «Марс-7». В результате этих исследований было выявлено несколько типов совпадающих сигна­лов, часть из них соответствует спорадическому излучению Солнца, часть связана с излучением ИСЗ.

С середины 1970 — х годов синхронные наблюдения импульсных сигналов с ненаправленными антеннами прекратились. В ИКИ ме­тод синхронного дисперсионного приема стал использоваться в сочетании с направленными антеннами (РТ-22, Крым-Серпухов). В НИРФИ регистрация спорадического излучения с ненаправлен­ной антенной продолжалась лишь в одном пункте (Кара-Даг).

7.2.2. Исследование статистический структуры излучения ма — зерных источников ОН. История и уроки исследования радиоис­точника СТА 102 (см. гл. 1) еще раз со всей остротой поставили вопрос о критериях искусственного источника. Эта проблема ши­роко обсуждалась на семинарах SETI в 1960-1970 — е годы. Посте­пенно все более четко стала вырисовываться ограниченность радио­астрономических критериев и необходимость разработки более строгих, однозначных критериев искусственного источника. Одно из направлений связано с разработкой критериев, основанных на исследовании статистической структуры сигнала. Речь идет о том, что сигналы, генерируемые радиопередатчиками, по своим статис­тическим характеристикам (например, по распределению амплитуд) отличаются от чисто шумового сигнала А поскольку все естествен­ные источники радиоизлучения имеют шумовую природу, то появ­ляется возможность отличить их сл источников искусственного про­исхождения, которые должны иметь нешумовые характеристики. Впервые на такую возможность указал М. Голей[243]. Позднее это — вопрос анализировался В. И, Слышем[244]. Л. И. Гудзенко и Б. Н. Па новкиным[245], В. И. Сифоровым146. Надо сказать, что эксперимен­тальное изучение статистической структуры сигнала применитель­но к космическим радиоисточникам, учитывая малое отношение сигнал/шум, представляет собой весьма сложную задачу и требует применения специальной аппаратуры. Тем не менее, такая попытка была предпринята группой московских радиоастрономов под ру­ководством Н. С. Кардашева.

В качестве первых кандидатов были выбраны источники коге­рентного мазерного радиоизлучения ОН, поскольку для них преж­де всего можно было ожидать отклонения от характеристик гауссо­ва шума. Специальная приставка к радиометру была разработана Г. М. Рудницким. Наблюдения проводились М. И. Пащенко, Г. М. Рудницким, В. И. Слышем и Е. Е. Лехтом на Большом радио­телескопе в Нансе (Франция) с участием французских исследовате­лей. Первые наблюдения были проведены в декабре 1970 г. Иссле­довались источники W 3, NGC 6334 A, Sgr В2, W 49, VY Большого Пса. Ни для одного из них не было обнаружено заметных откло­нений от гауссова распределения амплитуд[246]. В апреле-мае 1972 г. были проведены новые наблюдения мазерных источников ОН на том же радиотелескопе со значительно лучшим отношением сигнал/ шум. Результаты подтвердили вывод предыдущей работы[247]. Позднее авторы наряду с распределением амплитуд исследовали также рас­пределение интервалов времени между нулями сигнала[248]. Эти ис­следования также подтвердили первоначальный вывод о шумопо — добном характере мазерного излучения ОН. Другим объектом, который проверялся на соответствие статистическому критерию искусственности, был центр нашей Галактики. Согласно гипотезе Кардашева, именно здесь, в центре Галактики, может находиться мощная Сверхцивилизация. В 1972 г. Н. С. Кардашев и М. В. По­пов с сотрудниками исследовали статистическую структуру излуче­ния центра Галактики. Были обнаружены отклонения от нормаль­ного распределения для флуктуаций интенсивности непрерывного спектра на волне 3,5 см[249]. Этот результат требовал проверки, но повторить эксперимент не удалось.

Более углубленный анализ показал, что статистические крите­рии, как и радиоастрономические, не вполне однозначны. С одной стороны, некоторые естественные источники когерентного излуче­ния, в принципе, могут иметь негауссовы характеристики (напри­мер, мазерные источники ОН, хотя для них это не подтвердилось). С другой стороны, если цивилизация-отправитель использует1 при передаче оптимальные коды, го такой сигнал, согласно теореме Шеннона, по своим статистическим свойст вам неотличим от шума. Мы касались этого вопроса в гл. 6.

7.2.3. Оптимальн! ш диапазон для межзвездной связи. Много внимания в первые десятилетия исследований SETI в СССР уделя­лось вопросу об оптимальном диапазоне волн для межзвездной сея зи. Детальный анализ был выполнен Кардашевым[250]. Его подход состоял в следующем (мы частично касались этой проблемы в гл 1). При выборе оптимального диапазона следует ориентироваться не на временные преимущест ва, возникающие благодаря прогрессу тех или иных технических средств связи, а на принципиальные ограни­чения, лежащие в природе вещей и общие для любой цивилизации. Таковы, например, шумы в линии связи. Принципиально неустра­нимым источником шума при связи между космическими цивилиза циями является излучение фона и квантовые флуктуации исследуе­мого сигнала. Современные данные о шумах фона суммированы на рис. 7.2.1. Кардашев рассмотрел два случая. 1) поиск позывных и 2) прием информативной передачи. В первом случае информатив­ность канала связи не имеет решающего значения, задача сводится к определению диапазона спектра, в котором может бьгть обеспечено максимальное отношение сигнал/шум. Во втором случае задача ста­вится таким образом: задан спектр интенсивности космических шу­мов /,, и полный инга ральный поток Fв точке наблюдения; требует ся определить оптимальное распределение энергии передатчика по спектру, гак чтобы обеспечить максимальную скорость передачи ин­формации. Решение этой задачи показало, что в обоих случаях суще­ственная часть спектра искусственного источника лежит в радиодиа пазоне, а при не очень больших потоках F (т. с. в случае дальней передачи) спектр целиком лежит в радиодиапазоне, охватывая об­ласть от дециметровых до миллиметровых волн. При этом предпо­лагалось, что адресат неизвестен и поиск ведется по всему небу.

Позднее Кардашев рассмотрел случай, когда поиск ведется от определенных объектов. В этом случае необходимо учитывать ра­диоизлучение фона в окрестности рассматриваемого источника, а также рассеяние радиоволн в окружающей его плазме. В качестве подходящих объектов он рассматривал центр Галактики, ядра дру

Гих галактик и квазары. Анализ показал, что в этом случае опти­мальной оказывается область максимума интенсивности реликтово­го фона вблизи X = 1,7 мм. Поиск сигналов от звезд при условии использования взаимнс-направленного канала также приводит’ к мил лиметровому диапазону вблизи X = 1,5 мм. Как раз в этом диапазо­не находится линия позитрония X = 1,47 мм, которую можно рас­сматривать как удобный репер, аналогичный линии 21 см в деци метровом диапазоне. На основании этих соображений Кардашев пришел к выводу, что для изотропно излучающего передатчика оп­тимальной является длина волны 21 см, а для направленного излу­чения 1,5 мм[251]. На преимущество мм диапазона, исходя из энерге

852 Kardashev N. S. Optimal wavelength. egion for СЬП: 1,5 mm //Nature. 1979. V. 278 P. 28-30.

Тических соображений, указывал В. С. Троицкий[252]. Согласно рас­четам автора, оптимальная длина волны для передачи импульсных сигналов с компенсирующими задержками также находится в мил лиметровой области (X = 5,35 мм, v = 56 ГГц)[253].

Еще один подход к выбору частоты для межзвездной связи был предложен в 1991 г. В. С Стрельницким и JL М. Гиндилисом[254] . Анализ тонкой и сверхтонкой структуры возбужденного уровня п = 2 Атома водорода показывает, что этот уровень распадается на 6 поду­ровней, при переходе между которыми возникает 6 спектральных линий. Все они попадают в радиодиапазон: три линии имеют час­тоты около 1 ГГц и три — около 10 ГГц. Ряд обстоятельств делает эти линии привлекательными для межзвездной связи. Во-первых, в отличие от линии 21 см (1420 МГц) основного уровня водорода п = 1, эти линии не подвержены помехам со стороны галактическо­го радиоизлучения. Во вторых, использование сразу шести линий дает богатые возможност и для кодирования семантической инфор­мации.

Поскольку оптимальный диапазон волн нуждается в защитных мероприятиях, были предприняты соответствующие шаги в этом направлении: советские представители в Международном Союзе Электросвязи внесли предложения о защите частот для межзвезд­ной связи. Они нашли отражение в Регламенте радиосвязи и других документах Международного Консультативного Комигс га Радио­связи (МККР). Несмотря на принятые решения, реальная си туация с помехами на Земле и в околоземном космическом пространстве остается неблагоприятной, и имеется устойчивая тенденция ее ухуд­шения в будущем. Радикальное решение этой задачи возможно лишь на обратной стороне Луны, экранированной от радиоизлучений с Земли и околоземных орбит. В начале 1970 х годов Б. А. Дубин — ский предложил на М ККР новый подход к выделению частот в эк­ранированной зоне Луны: вместо обычного выделения отдельных частотных полос для различных космических служб связи и радио­астрономии считать весь спектр радиочастот в этой зоне предназ наченным для радиоастрономии и других пассивных радиофизи­ческих исследований, включая SETI В результате активной разъяс­нительной работы этот подход был признан, и в 1979 г. Всемирная Административная Конференция по радиосвязи включила в Регла­мент радиосвязи специальное постановление, которое является юридической основой признания экранированной зоны Луны за поведником для пассивных радиоисследований. Это решение одно­временно является мерой по защите окружающей среды.

7.2.4. Радиосвязная стратегия SETI. Основные направления рациосвязной стратегии SETI были сформулированы еще на 1 м Всесоюзном совещании по поиску внеземных цивилизаций в 1964 г. Одно направление, связанное с поисками цивилизаций нашего и несколько более высокого уронил, ориентировалось на поиск узко — направленного и узкополосного излучения, другое ориентирова лось на поиск сигналов от Сверхцивилизаций (см. гл.1). Несколько интересных идей относительно поиска сигналов ВЦ были высказа­ны П. В. Маковецким. Главная трудность состоит в неопределен­ности всех существенных параметров сигнала. Маковецкий предпо­ложил, что ВЦ осуществляют передачу позывных в виде узкополос ных синусоидальных сигналов на частотах nFH и FH/n, где — частота радиолинии водорода 21 см. По его мнению, это не только сокращает неопределенность в частоте, но и позволяет установить искусственный характер сигнала[255]. Для сокращения неопределен­ности во времени он предложил использовать синхронизацию по вспышкам сверхновых и новых звезд. Как раз незадолго перед этим, в 1975 г., произошла вспышка Новой в созвездии Лебедя.

Маковецкий рассчитал моменты связи для нескольких ближай­ших звезд, используя в качеств «синхросигнала» вспышку Новой лебеда 1975 гЛ ^ В сентябре 1978 г. в рассчитанные им даты на радиотелескопе РАТАН 600 были предприняты поиски сигнала от Летящей звезды Барнарда, но эти попытки не увенчались успехом. Наконец, для сокращения неопределенности направления он пред — дожил сосредоточить поиск в направлении некоторых особых важ­ных объектов, которые предположительно должны быть известны для всех цивилизаций Галактики и могут использоваться ими в ка чествс «естественных маяков» для указания направления[256]. Наибо­лее полно стратегия Маковецкого изложена в его работе.

В отличие от стратегии Маковецкого, которая основана на ис­пользовании «безмодуляционных» позывных, предназначенных только для обнаружения искусственного источника, Н. Т. Петро­вич рассмотрел метод передачи модулированных сигналов, позво­ляющих передавать информацию по каналу SETI[257]. Для того что бы исключить искажение сигнала в межзвездной среде, Петрович предложил использовать относительные методы модуляции, при которых информация кодируется не абсолютным значением пара­метра сигнала, а его относительным значением по отношению к значению того же параметра, передаваемого в соседнем интервале времени или на соседней несущей частоте. Наибольшей помехоус­тойчивостью обладают фазоманипулированные сигналы ОФМ, ус­пешно применяемые в наземных и космических линиях связи. По­скольку, по мнению Петровича, трудно ожидать, что ВЦ использу­ют сверхмощные передатчики, позволяющие получить высокое отношение сигнал/шум в точке приема, необходимо рассчитывать на прием сигнала ниже уровня шума. Можно думать, что, понимая это, цивилизация-отправитель, чтобы облегчить обнаружение сиг­нала, вводит модуляцию несущей частоты медленным периодичес­ким процессом. Одновременное использование абсолютного ме­тода для периодической модуляции частоты и относительного ме­тода для манипуляции фазы позволяет сконструировать универсальный си. нал, в котором с помощью фазовой манипуля­ции можно передавать двоичную информацию. В зависимости от отношения сигнал/шум в точке приема и совершенства приемной техники может быть выделен либо только периодический процесс, либо также и передаваемая информация. Проблема обнаружения внутренних сигналов («подслушивание») анализировалась А. В. Ар- хиповым[258]. Он рассмотрел возможность обнаружения сигналов аналогичных земному телевидению в диапазоне 102—103 МГц. По­лагая, что полная мощность, которой располагает ВЦ, составляет 1025 Вт (цивилизация II типа по Кардашеву) и на радиоизлучение в указанном диапазоне тратится такая же доля полной мощности, как и на Земле, он получил оценку мощности излучения ВЦ в данном диапазоне ~ 4-1019 Вт. На расстоянии 20 пк это дает плотность по­тока 1 Ян. что не представляет груда для обнаружения Далее Архи­пов предположил, что ВЦ из экологических соображений распола­гает свою «промышленную зону» вдали от планет, на расстоянии 1000 а. с. от звезды Тогда с расстояния 20 пк она будет видна на угловом расстоянии порядка одной минуты от звезды. Архипов про­анализировал каталог близких (М < 2U пк) звезд и каталог радиоис — точников на частоте 408 МГц и нашел четыре случая попадания источника в заданную окрестность (1 угловая минута) звезд снекг рального класса F8V-K0V. Вероятность случайной проекции, по его оценкам, составляет 2 10~4. Подобные объекты могут представ­лять интерес для программы SETI. Некоторые зарубежные иссле­дователи внесли объекты Архипова в свою npoi рамму поиска.

7.2.5. Поиск оптических сигналов. Наряду с поисками радио­сигналов. В СССР велись поиски сигналов в оптическом диапазоне Они были начаты в 1970-х годах в Специальной астрофизической обсерватории (САО) АН СССР под руководством Виктория Фав- ловича Шварцмана, блестящего астрофизика, глубокого мыслите­ля и большого энтузиаста SETI. Был создан уникальный комплекс аппаратуры, позволяющий анализировать сверхбыструю оптичес­кую переменность, на временных интерва тах от Ю-7 с до 100 с Он использовался как для решения астрофизических задач, так и для поиска си1 налов ВЦ в отическом диапазоне. Исследования велись в рамках программы «Многоканальный анализ наносекундных из­менений яркости», сокращенно MAHI1Я[259], отчего исследова гелей стали шутливо называть «маньяками > Применительно к сигналам ВЦ ставилась задача поиска сверхузких эмиссионных линий шири­ной до 10~6 ангстрем, либо импульсного лазерного излучения. Был составлен список объектов, перспективных, с точки зрения поиска ВЦ. Пи мнению Шварцмана, наибольший интерес представляют радиоизлучающие объекты с континуальным оптическим спектром (РОКОСы). Они характеризуются переменным во времени опти­ческим и радиоизлучением, а в спектре их отсутствуют линии каких бы то ни было химических элементов. Природа этих объектов не­известна.

Первые наблюдения по программе МАНИЯ были проведены в 1973-1974 гг. с помощью телескопа «Цейс 600»[260], а с 1978 г. они велись та клее на самом крупном в СССР (и в то время самом круп­ном в мире) 6-мегровом телескопе БТА164. Анализ наблюдений не обнаружил сигналов, которые можно было приписать ВЦ. Посколь ку все записи были сохранены на магнитных носителях предпола­галась их повторная обработка по более сложным алгоритмам. Не­обходимо отметить высокий экспериментальный уровень, иа кото­ром были выполнены эти исследования, и очень серьезное теоретическое обоснование. Важным достоинством их является удач­ное сочетание поисков ВЦ с актуальными астрофизическими зада­чами, что позволяет избежать психологических трудностей, связан­ных с отрицательными результатами поиска сигналов.

7 2.6. Поиск астроинженерной деятельности. Наряду с поис ками сигналов исследования пс, проблеме связи с внеземными ци вили запиями в СССР включали также поиск астроинженерной дея­тельности ВЦ. Эта проблема исследовалась С. А. Капланом, Н. С. Кардашевым и В. И. Слышем. В последние годы интересные результаты были получены Н. С. Кардашевым и М. Ю. Тимофеевым. Мы рассказывали об этом в гл. 1.

7.2.7. Каталог SETI-объектоъ. В начале 1980-х годов, по ини­циативе Н. С. Кардашева, была предпринята попытка отбора перс пективных с точки зрения SETI объектов. В рамках этой програм мы В. А. Захожай и Т. В. Рузмайкина проанализировали список ближайших звезд (с расстоянием до 10 пк) и выбрали из него кан­дидатов для поиска планетных систем[261]. Конечно, сейчас после об­наружения внесолнечных планет эта работа в значительной мере потеряла свою актуальность. Более интересный результат получил В. Г. Сурдин. Он рассмотрел условия в шаровых скоплениях и по­казал, что у звезд шаровых скоплений возможно существование пла­нет земного типа. Поскольку расстояния между звездами в шаро­вых скоплениях не велики, обитающие на этих планетах разумные существа легко могли бы установить между собой радиосвязь. Сур дин отобрал из каталога шаровых скоплений, насчитывающего 130 объектов, кандидатов для поиска (перехвата) сигналов межзвездной связи[262]. К сожалению, дальнейшего развития эта программа в на­шей стране не получила.

7.2.8. Радиолокация точек Лагранжа. В 1980-81 гг. в НИРФИ была выполнена работа по радиолокации точек Лагранжа L4, L5 в системе Земля-Луна с целыо поиска зондов ВЦ в окрестности этих точек[263] (см. § 1.13) Эксперимент проводился на частоте 9,3 МГц в ночное врсмл. Радиосигналы формировались в виде импульсов дли тельностью 1 с, разделенных промежутком в 4 с. Эффективная мощ ность составляла 25 МВт. Прием ответных сигналов проводился в полосе 1,5 кГц с постоянной времени 0,2 с. Длительность одного сеанса, определяемая временем прохождения либрациоиной точки через диаграмму антенны, составлю ia 40 минут. Всего было прове­дено около 25 сеансов. Не обнаружено никаких следов отраженно го сигнала, вдвое превышающего уровень космического фона.

7.2.9. Радиотелескопы для SETI. Существенные преимущества для решения задач SETI представляет вынос радиотелескопа за пре­делы земной атмосферы. Это позволяет исключить поглощение радиоволн в атмосфере Земли и шумы, обусловленные излучением атмосферы. Кроме того, для орбитального радиотелескопа не дей­ствуют ограничения на размер поверхности, связанные с ее дефор­мацией под действием собственного веса. Это дает возможности С( «здавать в Космосе очень крупные системы Проект космического радиотелескопа диаметром более 1 км разработан в 1970-х годах в ИКИ АН СССР при участии организаций промыш тенносги под руководством Н. С. Кардашева. Такой телескоп должен собираться на орбите из отдельных блоков и поверхность его может неограни­ченно наращиваться[264]. Важной вехой на пути реализации этих пла нов стал запуск в СССР в июне 1979 г. первого космического ра диотелескоп? КРТ-10 диаметром 10 м. В дальнейшем гто направле­ние продолжало развиваться в рамках проекта РАДИОАСТРОН[265]. Перспективы использования космической радиоастрономии для целей SETI были проанализированы Г. С. Царевским[266].

В 1980-х годах В НИРФИ под руководством В. С. Троицкого была разработана система «Обзор», предназначенная для поиска сигналов ВЦ с неизвестного направления571. Система должна была состоять из нескольких десятков небольших радиотелескопов диа — Mt гром порядка 2 м, работающих в диапазоне 52 см Диаграмма каждой антенны около 15°, и в совокупности они должны были перекрыть весь небесный свод. 11риемная аппаратура позволяла обес печить прием cm налов круговой и линейной поляризации. Общая полоса анализа составляла 2 МГц. Каждый приемник, соединен­ный с соответст! ующей антенной, должен был иметь 10 спектраль­ных каналов шириной по 200 кГц. Расчетная чувствительность по потоку должна была быть порядка 10 19 Вт/м2. Одновременно с этой многоэлементной системой малонаправленных антенн пред­полагалось использовать еше два радиотелескопа с всенапоавленны — ми дипольными антеннами. Один из них планировалось оборудо­вать многоканальным приемником с полосой каждого канала 100 Гц и с более высокой чувс гвительностыо до 10 20 Вт/м2; другой пред­назначался для детального исследования поляризационных свойств излучения (он позволял измерять все параметры Стокса принимае­мого радиоизлучения). Проект предусматривал постепенное нара­щивание числа антенн в системе. Предполагалось, что к 1990 г. нач­нутся наблюдения с 20 лучами, а к 1995 г. число лучей будет дове­дено до 100.

По чувствительности и числу приемных каналов система «Об­зор» значительно уступает таким проектам, как SERENDIP, SENTTNEL (см. § 1.9). Преимущество ее в том, что она обеспечива­ет одновременное перекрытие всего неба, что чрезвычайно важно, когда направление прихода сигнала неизвестно. По сравнению с ранее проводившимися в СССР поисками сигналов от всего неба с помо­щью всенаправленных антенн, система «Обзор» позволила бы не только значительно повысить чувствительность, но и более уверен­но выделять различные типы сигналов (земные помехи, ИСЗ, ионо­сфера, Солнце и др.). К сожалению, эта скромная, недорогая и вполне осуществимая система не была реализована, так как Троицкому не удалось найти необходимые средства.

Большие надежды связывались с радиотелескопом РТ-70, к со­оружению которого в 1980-х годах приступил коллектив ИКИ АН СССР под руководством Н. С. Кардашева[267]. Этот гигантский теле­скоп диаметром 70 м был рассчитан на предельную волну 1 мм. что давало возможность проводить наблюдения в линии позитрония 1,47 мм, которая, как отмечалась выше, представляет интерес для SETI. Кроме того, РТ-70 предполагалось использовать в системе наземно-космического радиоинтерферометра с очень высоким раз­решением, что открывало перспективу обнаружения астроинженер — ных конструкций. Сооружение РТ-70 велось в горном районе Уз­бекистана на плато Суффа на высоте более 2000 м над уровнем моря. Распад Советского Союза и общий хаос, охвативший нашу страну, не позволили реализовать эти планы.