Вселенная, жизнь, разум
Шрифт:
Следует также ожидать периодических изменений частоты сигнала из-за суточного вращения планеты, на которой находится передатчик. Так как скорость вращения планеты вокруг своей оси, скорее всего, меньше ее орбитальной скорости, такие периодические изменения частоты должны иметь сравнительно небольшую амплитуду, не выходящую, например, за пределы полосы частот сигнала. Однако тщательные наблюдения смогут их выявить. Таким образом, станет известной другая важнейшая характеристика посылающей искусственный сигнал планеты — продолжительность суток на ней.
Дополнительный анализ сигналов позволит извлечь из них ряд других важных сведений о природе планеты. Так, например, после того, как удастся отождествить звезду, вокруг которой обращается планета, можно будет по ее спектральному классу довольно уверенно определить ее массу (ведь это же, скорее всего, звезда главной последовательности, см. гл. 2). Зная
Зная скорость вращения планеты вокруг ее оси и продолжительность суток на ней, по измеренной амплитуде и периоду «суточных» изменений частоты сигнала можно, очевидно, определить радиус планеты. Более подробный анализ позволит даже определить широту того места планеты, где установлен передатчик, а также, возможно, и другие характеристики. И все эти сведения могут быть получены только из систематических тщательных наблюдений изменений частоты сигнала.
Хотя идея Коккони — Моррисона на первый взгляд кажется совершенно необычной и даже фантастической, приходится только удивляться тому, как быстро она стала реализоваться. В 1960 г. американский радиоастроном Дрэйк на Национальной радиоастрономической обсерватории в Грин Бэнк (Западная Виргиния) разработал специальную приемную аппаратуру для наблюдений искусственных инопланетных сигналов в диапазоне 21 см. Этот вполне серьезный проект получил название «ОЗМА». На рис. 95 приведена блок-схема приемника Дрэйка.
Мы не можем здесь детально останавливаться на технических подробностях описания этой схемы. Те из читателей, которые разбираются в радиотехнике, поймут ее сами. Мы ограничимся только приближенным рассмотрением. Приемник, схема которого изображена на рис. 95, представляет собой очень стабильно работающий узкополосный (так как ожидаемый сигнал должен быть узкополосным) супергетеродин. В фокусе большой 27-метровой антенны находятся два рупора, схематически изображенных в левом верхнем углу рис. 95. В один из рупоров поступает излучение от небольшой области неба около исследуемой звезды, вокруг которой, как можно ожидать, обращается планета с передатчиком. В другой рупор поступает излучение от соседней области неба, откуда искусственных сигналов ожидать не приходится. Оба рупора при помощи электронного устройства попеременно подключаются к входу приемника. Таким образом, радиотелескоп попеременно как бы «смотрит» то на звезду, то на соседний участок неба. По этой причине «полезный» сигнал периодически прерывается с той частотой, с которой подключаются рупоры ко входу приемника. Следовательно, в цепи приемника сигнал имеет вид коротких импульсов, регулярно повторяющихся с частотой переключения через совершенно определенные промежутки времени. Синхронный детектор, установленный перед выходом приемника, выделяет эту переменную составляющую тока. Такая схема с теми или иными видоизменениями, широко используемая в радиоастрономии, называется «модуляционной». Она позволяет выделить полезный сигнал даже в тех случаях, когда он значительно слабее аппаратурных шумов. Однако сколь угодно слабый сигнал таким способом нельзя обнаружить, так как неизбежные флуктуации показаний регистрирующего прибора накладывают естественное ограничение на величину принимаемого сигнала (см. выше). Но модуляционная схема в ряде случаев позволяет получить чувствительность, близкую к предельно возможной, которая дается формулой
Как видно из схемы, приведенной на рис. 95 в приемнике последовательно происходят четыре преобразования частоты сигнала. Это необходимо было сделать потому, что «окончательная» промежуточная частота приемника должна быть низкой, так как ожидаемый сигнал узкополосный. Преобразования частоты осуществляются (как это обычно в супергетеродиновых приемниках) при помощи смесителей. У соответствующих генераторов должна быть очень высокая стабильность частоты. Последняя не должна меняться больше чем на 1 Гц за 100 с. Особенно высокая стабильность требуется от первого генератора, так как его частота очень высока — 1390 МГц.
После четырех усилителей по промежуточной частоте сигнал разветвляется на два, затем проходит через фильтры. Один фильтр широкополосный (в нем содержатся все сигналы), другой узкополосный (в нем сигнал межзвездной
Однако если через широкополосный фильтр проходит узкополосный сигнал, то отклик на выходе уже не будет равен нулю. Следовательно, рассматриваемый приемник чувствителен только к узкополосным сигналам. Ширина полосы пропускания узкого фильтра может меняться, причем связанная с этим перестройка приемника занимает мало времени. Как видно из схемы, фильтры стоят перед синхронными детекторами, которые пропускают только частоту переключения 5 Гц.
На выходе среднего синхронного детектора сигнал будет зарегистрирован только в том случае, когда в приемник поступает узкополосный сигнал, левый регистрирует сигналы в полосе сравнения шириной 200 Гц, правый — все сигналы в полосе 1200 Гц. На рис. 96 (не сканировался) приведена фотография некоторых блоков этого приемника, а на рис. 97 (не сканировался) — фотография 27-метрового радиотелескопа, снятая во время наблюдений по проекту «ОЗМА».
В качестве первых объектов, откуда можно ожидать сигналов радиоизлучения искусственного происхождения, Дрэйк выбрал две близкие к нам звезды — Эридана и Кита, которые удалены от Солнца на расстояние около 11 световых лет. Об этих звездах, как о возможных источниках жизни на обращающихся вокруг них планетах, речь шла в гл. 11. Наблюдения начались осенью 1960 г. и с большой тщательностью проводились в течение нескольких месяцев. Увы, искусственные сигналы обнаружены не были…
Начиная с 1971 г. аналогичные наблюдения проводились на 100- и 45-метровом радиотелескопах Национальной радиоастрономической обсерватории США. Объектами наблюдений были несколько десятков ближайших к нам звезд, преимущественно красных карликов. Из отрицательного результата этих наблюдений следует, что около исследовавшихся звезд не работали передатчики, которые бы в узкой полосе (7 кГц) со 100-метровой антенной излучали бы мощность, превышающую несколько мегаватт. Заметим, что таких передатчиков на Земле много. Надо ясно понимать, что шансы на успех таких наблюдений невелики. По нашему мнению, гораздо более вероятно, что ближайшие цивилизации, если они вообще есть, находятся от нас на значительно большем расстоянии, чем звезды, исследовавшиеся Дрэйком и его последователями.
Если, например, ближайшая такая цивилизация находится на расстоянии 100 световых лет, в высшей степени затруднительно решить, какую из десятка тысяч звезд, удаленных на такое расстояние, нужно тщательно исследовать методом Дрэйка. Исследовать же подряд десятки тысяч звезд представляется слишком сложным и дорогим занятием, по крайней мере сейчас для нашей цивилизации.
Спустя 11 лет после первых попыток установления радиоконтактов с внеземными цивилизациями в рамках проекта «ОЗМА», на Бюраканском симпозиуме выступил с обобщающим по этой проблеме докладом сам автор проекта Дрэйк. Оценивая возможности гигантского радиотелескопа Аресибо (см. рис. 93), он пришел к заключению, что при мощности передатчика P = 1000 кВт, коэффициенте направленности антенны радиотелескопа G = 106, шумовой температуре приемника T = 120°, ширине полосы B = 100 МГц и времени накопления сигнала = 100 с сигнал может быть обнаружен от объектов, удаленных от нас на расстояния до 6000 световых лет! Проблема, однако, состоит в том, чтобы знать, хотя бы ориентировочно, класс объектов, от которых можно такой сигнал ожидать. В противном случае задача становится неопределенно трудной.
На этом симпозиуме известный советский радиоастроном В. С. Троицкий доложил о новых попытках найти искусственные радиосигналы от ближайших планетных систем. Это были первые после проекта «ОЗМА» реальные наблюдения возможных сигналов. В. С. Троицкий и его сотрудники, так же как и Дрэйк, искали сигналы на волне 21 см. Ими систематически исследовались 12 звезд, в основном спектрального класса G, удаленных от нас на расстояния 10–60 световых лет. Всего было проведено 65 сеансов (по 5 сеансов на каждую звезду). Длительность каждого сеанса составляла 15 мин. Общее время наблюдений было 16 час. Заметим, что чувствительность приемной аппаратуры была довольно низка — около 2 10–22 Вт/(м2 • Гц) (такой поток радиоизлучения на метровых волнах дает самый яркий космический источник радиоизлучения — Кассиопея А). Результаты этих наблюдений были отрицательны. В последующие годы В. С. Троицкий провел новые наблюдения со значительно более высокой чувствительностью. Результаты этих наблюдений были также отрицательны.