[Назад] [Оглавление] [Вперед]1.9. Радиопоиск: век двадцатыйЗа 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 другие 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 обстоятельство 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 для задач SETI свидетельствует о признании научной значимости проблемы. Мы расскажем о некоторых наиболее значительных проектах. Читателя, заинтересованного в более подробных деталях, отсылаем к обзору Джилл Тартер42 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: неподвижного параболического рефлектора (110x20 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 вращению Земли через диаграмму радиотелескопа проходят источники, кульминирующие на заданной высоте над горизонтом, т.е. имеющие заданное склонение. Вращая плоский отражатель можно менять высоту диаграммы над горизонтом и, следовательно, склонение наблюдаемых источников. Рис. 1.9.1. Радиотелескоп Крауса Если выбрать звезды спектральных классов F, G, К (т. е. близкие по своему типу 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 быть 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 вследствие эффекта Доплера частота радиоизлучения в точке приема отличается от частоты в точке излучения. Поскольку в условиях поиска ни отправитель, ни получатель заранее ничего не знают друг о друге, их относительная скорость и, следовательно, смещение частоты 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 соответствии с этим Огайский обзор проводился на частоте радиолинии 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 программе SETI были начаты в декабре 1973 г. и продолжались до середины 1990-х годов. Во время проведения этих наблюдений над обсерваторией поднимался специальный флаг SETI45. 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.46 Он получил название «Ого-го!». Приблизительно так можно перевести на русский язык возглас «Wow!», который 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 исключить 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. Может 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 (земляная чаша). Удачно используя рельеф местности, конструкторы создали сферическое зеркало диаметром 305 м. Само зеркало неподвижно, однако оно снабжено подвижным облучателем, который перемещается вдоль фокальной линии с помощью специальной фермы, подвешной над зеркалом. Таким образом, телескоп можно наводить в различные точки неба в пределах ограниченного угла ±20° от зенита. В 1975-1976 гг. Ф. Дрейк и К. Саган предприняли поиск цивилизаций 2-го типа в Местной группе галактик. Наблюдения проводились с помощью радиотелескопа Аресибо 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 цивилизация-отправитель специально посылает сигналы в сторону Солнечной системы и корректирует их частоту к частоте гелиоцентрического стандарта. Рис. 1.9.2. 305-метровый радиотелескоп Аресибо В этой работе ему удалось достигнуть рекордное спектральное разрешение 0,015 Гц (!) и рекордную чувствительность по потоку 10-28 Вт/м2. В том же году Н. Коуэн 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. Салливан использовал 305-метровый радиотелескоп, чтобы «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. Тартер 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 эквивалентна 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 спектроанализатор, 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. Верскер провел на нем поиск сигналов от трех близких к нам звезд:τ Кита, ε 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 спектроанализатора 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. Домашек 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 целью 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 Эффельсберге, близ Бонна (ФРГ) (рис. 1.9.4). Он также использовался для поиска радиосигналов ВЦ. В 1977 г. Р. Вилебински искал на нем импульсные сигналы в диапазоне 21 см от трех звезд солнечного типа. Это было сделано по ходу выполнения программы поиска пульсаров. В компьютер ввели координаты звезд и провели полную процедуру поиска импульсных сигналов, входящую в поиск пульсаров и позволяющую регистрировать импульсы с периодом от 0,3 до 1,5 секунды.
Рис. 1.9.3. 90-метровый радиотелескоп НРАО Другой крупный европейский радиотелескоп, который участвовал в поисках сигналов ВЦ — это Большой радиотелескоп в Нансэ (Франция) (рис.1.9.5). Рис. 1.9.4. 100-метровый Боннский радиотелескоп Рис. 1.9.5. Большой радиотелескоп в Нансэ, Франция По типу он подобен радиотелескопу Крауса, только главный отражатель его выполнен не в форме параболического, а в форме кругового цилиндра. Размер его 300x35 м. С помощью этого телескопа выполнено три эксперимента. Два из них провели советские ученые Е. Е. Лехт, М. И. Пащенко, Г. М. Рудницкий и В. И. Слыш в 1970-1972 гг. Они исследовали статистические характеристики излучения мазерных источников ОН с целью выявления сигналов искусственной природы, а также исследовали 10 самых близких к Солнцу звезд (см. гл. 7). Третий эксперимент провели Ф. Биро и Дж. Тартер в 1981 г. Они исследовали 300 звезд солнечного типа на частотах радиолиний гидроксила. В отличие от предыдущих экспериментов этого типа, использовались частоты не только двух главных линий 1665,1667 Мгц, но и частоты сателлитных линий 1612 и 1720 МГц, а также средняя и средняя взвешенная из частот главных линий. К началу 1980-х годов было проведено около 40 экспериментов. Однако они далеко не охватывали всего подлежащего исследованию «пространства поиска». Что такое пространство поиска? При поиске сигналов ВЦ мы сталкиваемся со многими неопределенностями: 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 Тартер удалось наглядно продемонстрировать эту проблему. Для простоты она ограничилась только тремя параметрами сигнала: частота, направление в пространстве и мощность передатчика (или соответствующая чувствительность, которая требуется 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. 1.9.6а). Далее, можно вычислить, какая доля пространства поиска обследована в результате того или иного эксперимента (рис 1.9.6б). Затем можно просуммировать по 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 во Вселенной (Таллинн SETI-81) американские участники рассказали о новых проектах поиска сигналов с мегаканаль-ными спектроанализаторами, которые позволяли при высоком спектральном разрешении перекрыть широкий диапазон частот и таким образом существенно расширить объем обследованного пространства 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 10-10. На реализацию этой программы потребовалось более 10 лет, она начала осуществляться в 1990-х годах. Рис. 1.9.6. а) Космический стог сена; б) Космический стог, проведенные поиски 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. Использовались два радиотелескопа: 305-метровый радиотелескоп Аресибо и 46-метровый радиотелескоп НРАО. 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 реактивного движения (JPL). Здесь ставилась задача исследовать все небо. Спектральный 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 Южном полушарии, в том числе 34-метровую антенну в Голдстоуне (рис. 1.9.7) и 70-метровые антенны в Голдстоуне и Тидбинбилла, Австралия (рис. 1.9.8). Рис. 1.9.7. 34-метровая антенна в Голдстоуне Рис. 1.9.8. 70-метровый радиотелескоп НАСА 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 подробно, в медленном режиме сканирования. Это позволяет отсечь ложные источники, связанные с различными помехами. Остающиеся заносятся в специальный каталог для дальнейшего детального изучения с помощью крупных радиотелескопов. Торжественное начало работ по проекту HRMS состоялось 12 октября 1992 г. и было приурочено к 500-летию открытия Америки. В течение первого года действия проекта 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 часть запланированных работ. В качестве «побочного продукта» 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 такое решение. Не исключено, что существенную роль здесь сыграло окончание «холодной войны», с одной стороны, и падение научного потенциала бывшего СССР — с другой. В годы противостояния две сверхдержавы стремились поддерживать паритет в важнейших областях и не допускать значительного отрыва партнера. Теперь Россия уже не могла составить опасную конкуренцию США. Надо отметить, что руководители проекта не пали духом, а принялись энергично искать спонсоров. В результате часть проекта, а именно, целевой поиск удалось возродить в новом проекте «Феникс», который финансируется исключительно за счет пожертвований от 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 программу включено 200 звезд южного неба. В случае обнаружения «подозрительного» источника предусматривается проверка его в интерферометрическом режиме путем подключения антенны, расположенной в Мопра. Другой крупный проект, который выполняется в США — это проект Калифорнийского университета в Беркли — SERENDIP (Searh for Extratepestrial Radio Emission from Nearby Developed Intelligent Populations). Его название имеет еще один подтекст: оно заимствовано из старинной персидской сказки «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 открытия. 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 которой ведутся обычные радиоастрономические наблюдения, анализируются на предмет наличия в них сигнала ВЦ; это позволяет вести поиск сигналов, не отвлекаясь от выполнения основной радиоастрономической программы. Рис. 1.9.9. 64-метовый австралийский радиотелескоп в Парксе Первые наблюдения по проекту SERENDIP были проведены еще в 1976-1979 гг. с помощью 26-метрового радиотелескопа Хэт Крик (Калифорния, США). Они велись в диапазоне радиолиний водорода (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 Голдстоуне 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-метровом 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 разрешающую 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. Сообщалось о планах увеличить число спектральных каналов до 120 млн (SERENDIP-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 писатель и футуролог Артур Кларк. Еще одна программа поиска узкополосных сигналов с помощью многоканальных приемников (Mega-channel Extraterrestrial Assay, 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 руководство 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 лет, 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 радиоастрономического института — проект META-II. Наблюдения ведутся ежесуточно по 12 часов в сутки. Планируется охватить ими все южное небо. За два первые года 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 BETA-I) число спектральных каналов будет доведено до 160 млн, разрешающая способность будет составлять 0,5 Гц, мгновенная 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 составлять 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. Использовался 64-метровый радиотелескоп в Парксе и антенны станции НАСА в Тидбинбила. В 1990 г. группа ученых Западно-австралийского университета с помощью 64-метрового радиотелескопа в Парксе провела 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 любители. 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 содержал 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 была 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 связаны 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 лагере «Орленок» (ныне 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. была основана Лига SETI (SETI League) как всемирная организация, объединяющая любителей астрономии, радиолюбителей, профессиональных радиоастрономов, специалистов по цифровой обработке сигналов — с целью систематического научного изучения и поиска внеземной жизни. Основной экспериментальный проект Лиги «Аргус» рассчитан на поиск сигналов с помощью небольших 5-метровых антенн, объединенных в единую сеть. SETI Лига имеет свой сайт в Интернете: http://www.setileague.org/, где представлена разнообразная и весьма богатая информация о ее деятельности и о проблеме SETI. Рис. 1.9.10. Любительский проект «Аэлита» 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 компьютеров к обработке данных. Таким образом, каждый желающий может принять участие в поиске внеземных цивилизаций, 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 тот момент, когда вы перестаете работать за компьютером. Программа сама «перекачивает» необработанную информацию из Научного центра, обрабатывает ее, и отсылает обратно полученные результаты. Проект «SETI@HOME» базируется в Калифорнийском университете в Беркли. Англоязычный сайт проекта расположен по адресу: setiathome.ssl.berkeley.edu В России число добровольных участников проекта пока невелико, мы занимаем по числу участников 33-е место в мире. Чтобы исправить положение И. Галявов создал русскоязычный сайт, где можно найти много интересной информации как о проекте, так и о SETI. 42 Тартер Дж. Обзор экспериментальных исследований по поиску сигналов ВЦ в радио- и оптическом диапазонах / Проблема поиска жизни во Вселенной. — М.: Наука, 1986. С. 170-182.43 Гиндилис Л.М. Поиски сигналов внеземных цивилизаций //Земля и Вселенная. 1986. №6. С. 18-28.44 Гиндилис Л.М., Сатаринов А.С. SETI: 90-е годы //Земля и Вселенная. 1995. №6. С. 37-46.45 См.: Земля и Вселенная. 1982. № 4. С. 57.46 Земля и Вселенная. 1980. №5. С. 37 |
