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.