УДК 008:52307+523.164
дк. Тар тер
“КОСМИЧЕСКИЙ СТОГ СЕНА”
И СОВРЕМЕННЫЕ ПРОГРАММЫ 5ЕТI В США
1. “КОСмИЧЕСКИЙ СТОГ СЕНА”. ЧТО ЭТО ТАКОЕ?
ГДЕ ОН НАХОДИТСЯ? НАСКОЛЬКО ОН ВЕЛИК?
Метафора, предложенная Ф. дрейком, для описания трудностей, с которыми сопряжен поиск ВЦ, уподобляет их поиску бесценной иголки в ги• гантском “космическом стоге сена”.
Я хотела бы попытаться дать наглядное представление об этом “космическом стоге”, хотя, как вы увидите, в действительности, он больше похож на ларец с зерном. Я попыталась наложить некоторые ограничения на многомерное параметрическое пространство поиска, с тем чтобы наши прошлые усилия и будущие проекты можно было рассмотреть в перспективе. Если исключить обмен информацией с помощью тяжелых частиц и рассматривать только электромагнитное излучение — то параметрическое
пространство поиска все еще будет иметь по крайней мере 9 измерений: ‚ три пространственных измерения, одно временное измерение, два измерения поляризации, одно частотное измерение, одно — модуляция и одно — мощность сигнала.
Чтобы редуцировать проблему до уровня, при котором можно дать наглядное изображение, я ввела следующие допущения: 1) любая схема детектирования представляет обе поларизации; 2) модуляция передаваемого сигнала такова, что облегчает, а не усложняет его поиск и З) режим возобновления (или временное заполнение) сигнала достаточно высок. Оставшиеся измерения можно свести к трем осям, откладывая по одной оси число направлений на небе iii, в которых надо производить поиск, по другой — чувствительность приемника (в ваттах на квадратный метр) для каждого отдельного канала (независимо от его ширины), которая характеризует неизвестную мощность передатчика, и, наконец, по третьей оси — частоту сигнала. В результате получим изображение “космического стога сена” (рис. 1).
220

/2
‘в
в
б.
4,
2
-‘в
л,
Рассмотрим каждую из названных осей. Напомним, что для случая, когда приемник располагается над земной атмосферой, существует минимум ш ума в микроволновой области, обусловленный фоновы м излучением нашей Галактики (рис. 2). Нельзя сказать, что технология исключает использование любой другой части спектра. Точнее, загрязнение галак‘ическим шумом минимально в микроволновой обпасти, и поэтому выбор диапазона очевиден, если только некий подкомитет Галак тического Сонета не запретит передачу на этих частотах, исходя из требований декларации о воздействии на окружающую космическую среду! Хотя в нашей ‘обственной атмосфере шум резко возрастает на частотах выше 10 ГГц, мы должны быть готовы, в рамках систематической программы $ЕТ!, к поиску во всем микроволновом окне космического пространства. По- мому частотная ось моего “космического стога” прсстирается от 300 МГц до 300 ГГц, охватывая весь микроволi-ювой диапазон.
Вторая ось изображает число направлений на небе Ю, в которых надо поизаодить поиск. Верхний предел здесь должен быть равен полному числу звезд, которые необходимо обследовать, чтобы найти одну ВЦ — это число может составлять 10 при оптимистических оценках величин, входящих в уравнение дрейка, или 1012 в наиболее пессимистическом случае. Но /‘‚ может также означать число направлений в небе, на которые должен быть наведен данный телескоп (с данной диаграммой направленности) для полного обзора всего неба. Эта величина численно равна при( лизительно удвоенному усилению антенны и, следовательно, возрастает как квадрат частоты ‘ и квадрат диаметра антенны с!.
Можно было бы поэтому утверждать, что обзор неба следует проводить только с помощью небольших антенн, так чтобы число направлений на небе было равно числу звезд, приходящихся на одну ВЦ, в соответствии с оценками, которые кажутся предпочтительными для руководителя программы. Однако надо принять во внимание, что при заданном пределе чувствительности эффективный обьем поиска, соответствующий единичному наведению остронаправленной антенны, больше чем для того же приемника, проводящего полный обзор неба при помощи изотропной антенны. Предельная поверхность для величины /У на диаграмме “косми221

/ /а 1ИВ Часауг’тпа, Г Гц

рис. 1. ‘Космический стог сена”

‘-д.,

ческого стога” (см. рис. 1) нанесена, ИСХОДА ИЗ параметров 300-метровой антенны, у которой усиление на частоте 1 ггц равно примерно 106.
Последняя ось диаграммы — минимальная чувствительность в ваттах на метр квадратный, приходящаяса на один канал приемника. для этои оси не существует никакого очевидного начала отсчета. Я выбрала
10-20 Втiм2 как типичное значение для каталогов радиоисточников, полученных в результате обзора больших областей неба. Этот предел чувствительности соответствует одной единице потока при ширине полосы 1 МГц. Правда, система у1.А может достигать чувствительности 100 микроянских в полосе 50 МГц, или 5 10-23 Вт/м2,’ но это требует многих часов накопления сигнала от 27 антенн, входящих в систему, и поэтому вряд ли будет достижимым уровнем для обзоров неба е ближайшем будущем.
Итак, мы можем, вероятно, сказать, что если бы радиоастрономы захотели соответствующим образом проанализировать свои данные, они могли бы в настоящее время обнаружить сигналы более мощные, чем 10-20 Вт/м2 на один канал. Нельзя не сказать, что необходимо увеличить возможности радиоастромомии, для того чтобы выполнить программу $ЕТ1. Принятый нами верхний предел чувствительности подтверждает это! Он равен
10-30 Вт/м2 и представляет собой чувствительность приемника, которая требуется, чтобы “увидеть” планетный локатор Аресибо (с эффективной изотропной мощностью 1013 Вт) на любом расстоянии в пределах Галактики. Ясно, что обычная радиоастрономия далека от этого предела — не является ли это главной проблемой для программ 5ЕТI?
2. КАКОВА ВЕЛИЧИНА ПАРАМЕТРИЧЕСКОГО ПРОСТРАНСТВА ПОИСКА,
ИССЛЕДОВАННОГО В НАСТОЯЩЕЕ ВРЕМЯ?
На рис. 3 предпринята попытка показать, что уже достигнуто в ходе наблюдений, проведенных в США за прошедшие 20 лет. Ответ — не много. По частотному разрешению каждая из областей диаграммы в принятом

Атгпявдай двщ

Н ОН

/
г

ы ГГц
Рис. 2. Микроволновое окно свободного пространства

222

Рис. 3. Проведенные поиски
масштабе представляет собой плоский ломтик — некоторые из них тонкие, как паутина! Например, в 1978 г. П. Горовиц на обсерватории Аресибо провел поиск сигналов от 200 близких звезд с очень высокой чувствительностью iсГ27 Вт/м2, используя 65 000-канальный сгiектроанализатор. однако ему удалось покрыть полосу частот шириной всего 1 КГц! В этом поиске пришлось идти на риск, допуская, что он угадал правильную “магическую” частоту.
В другой статье в настоящем сборнике1 мною суммированы известные мне данные о поисках, проведенных к настоящему времени. Я заранее ивиняюсь за возможную неполноту данных, особенно в отношении совет ских достижений за последние годы, и настоятельно прошу сообщить мне пюбую дополнительную информацию относительно наблюдаемых программ
ЕТI.
Если при принятых единицах, в которых представлен “космический стог”, все три оси имеют одинаковый вес, то мы можем подсчитать, ЧТО к настоящему времени обследована приблизительно 101 ‘ часть всего объема “стога”. Возможно, это незаконно, возможно, в действительности i;уществует “предпочтительная” область внутри “стога”, которая содержит ясе сигналы и. следовательно, является единственной областью, где необ<одимо вести поиск. Возможно, это так, нов настоящее время мы недостаочно умны, чтобы определить ее. Поэтому мой ответ на вопрос: “Где они?” состоит в следующем: “Как мы можем знать это, когда мы еще даже не начали поиск!”
См.с. 17. (I7ромеч. сосi

/ /в /в’, Ча-т’тб, ГГц

(,((дс$Т

223

З. ПРЕДЛАГАЕМАЯ СТРАТЕГИЯ ПОИСКА
Сейчас самое время для того, чтобы начать поиск, — необходимые технические средства у нас есть, а что касается использования микроволнового окна для наземных наблюдений, то мы теряем время, поскольку радиопомехи в этом диапазоне растут.
На рис. 4 показан объем параметрического пространства поиска, который предполагается покрыть в результате проведения систематической программы ВЕТI, которая рассмотрена НАСА. доктор Гулкис описал конкретную наблюдательную программу и провел предварительные исследования, показывающие, что требуемая технология и аппаратура осуществи- мы. Цель предложенной программы — провести комбинированный поиск сигналов от ближайших звезд солнечного типа в полосе 1—З ГГц с пределом чувствительности 102 Вт/м2 и полный обзор неба в полосе 1—10 ГГц, а также в отдельных частотных интервалах вплоть до частоты 25 (и возможно 100) ГГц с чувствительностью 10-23 Вт/м2, без чрезмерной нагрузки на каждый отдельный инструмент.
Что мы могли бы обнаружить в таких поисках?
Обзор неба позволит обнаружить:
—передатчик с эффективной изотропной мощностью 1012 Вт на расстоянии до 10 св. лет;
— передатчик Аресибо (эффективная изотропная мощность 1013 Вт) на расстоянии до 30 св. лет;
— передатчик с эффективной мощностью 1015 Вт на расстоянии до 300 ёв. лет, что достаточно для обследования 1 о звезд.
1 4’
/2
Ибэву В’,’в чедi
Лу’,”х акалаздезд”ь,х
‚9’$ ЯТВд
/а ,‚1,
Чаi,пата, ГГi
Рис. 4. Будущие поиски
224

Направленный поиск позволит обнаружить:
передатчик с эффективной мощность IО Вт (мощность орбитальной электростанции, работающей на солнечной энергии, или самолетного радара) на расстоянии до ЗО св. лет;
— передатчик Аресибо (эффективная мощность 1013 Вт) на расстоянии до 1 кгiс.
Ни один из предлагаемых методов не позволяет обнаружить “сигнал утечки”, равный “утечке” земного излучения (106 Вт эффективной изотропной мощности), однако оба они увеличат исследованньвй объем “космического стога” в 1 раэ по сравнению с тем, что сделано до настоящего времени. На мой взгляд, такое расширение возможностей оправдывает капиталовложения в специальную аппаратуру ЕТi, а применение двойной (комбинированной) стратегии поиска максимизирует наши шансы на успех а поисках неизвестного. Я надеюсь, что в ближайшем будущем в нашей стране будут найдены источники финансирования этой программы, так что можно будет начать систематические исследования “космического сiога”