2. Виды спектров полученных сигналов. Статистика предсказывает, что на полученное за день наблюдений число спектральных каналов (3.3*10¹⁰) число шумовых всплесков с амплитудой 24Р_о не превышает 1 (Р_о средний уровень мощности шума на канал). Авторы статьи указывают, что типичный, архив текущих суток состоял только из шумовых пиков, не превосходящих по амплитуде 24Р_о На рис.1 дан пример спектра такого сигнала достаточно большой амплитуды.

На рис.2 показан спектр с <плоским верхом> от сигнала фиксированной частоты (разрешение высокое, диапазон по горизонтальной оси +-6 Гц). Такие сигналы регистрировались в среднем 1 раз в неделю.

На рис.3 показан спектр сигнала, несущая частота которого нестабильна. Такие сигналы регистрировались в среднем 1-2 раза в неделю.

На рис.4 - характерный спектр модулированной частоты (в показанные +-6 Гц частотной оси полностью не уместился). Это редкий тип сигнала, появлявшийся не чаще 1 раза в месяц.

На рис.5 приведён спектр от 10 октября 1986 года. Именно такого сорта сигналы можно ожидать от внеземных источников. Конкретный узкополосный образец спектра демонстрирует фиксированную несущую, мощность 66Р_о - Однако никогда снова он зарегистрирован не был.

В статье упоминается ещё об одном типе спектра, с огибающей, сильно похожей на гауссовское распределение, что может получиться в нескольких случаях:

а) частота передатчика маяка не компенсирована за эффект Доплера, связанного с вращением планеты;
б) несущая проходит через область галактической плазмы высокой плотности;
в) сигнал пульсирует с периодом >1сек.;
г) сигнал слабо модулирован информационной частотой 1 Гц.

3. Отбор перспективных сигналов. Таблица результатов. За пять лет работы получено 74 сигнала с амплитудой выше определённого порога. Часть их обладала, по меньшей мере, одним из следующих признаков:
1) длительность наблюдения значительно превышает время прохождения небесных объектов через антенный луч;
2) отдельные события точно ложились на расчётные кривые изменения частоты приёмника, обусловленные компенсацией за эффект Доплера в инерциаль-ных системах. Такие сигналы были отсеяны как земные помехи, и в результате осталось 37 сигналов, превышающих амплитудный порог 28Р_о (величина порога оговаривается ниже). Основные параметры этих сигналов, предлагаемых авторами в качестве результата пятилетней работы, смотри в таблице!.

Цифры в столбце "Тип" означают: 1-одноканальный пик, 2-ширина пика до 10 каналов, 3-сигнал шириной до 20 каналов, 4-широкополосный сигнал.

Как можно заметить, в этой группе результатов горизонтальная поляризация (Н) преобладает над вертикальной (V) в соотношении ~2:1, числа наблюдений по разным инерциальным системам координат почти совпадают. Как и ожидалось, количество событий на защищённой специальным соглашением волне = 21 см меньше (0.019 и 0.014 регистрации в день), чем на незащищённой =10.5см (0.028 регистрации в день). Авторы честно сообщают, что если эти результаты " следствие земных помех, то для них остаётся загадкой, почему принятые сигналы свободны от эффекта Доплера.

отклонени е от; система ; юлианская всемирн ое : прямое 1 склонен ие ! центральн ой | отсчета- | тип дата время : восхожаенн е; ампли туда : частоты : поляризация: 1421) МГц 00.87 57.5 28.0 -61.6 GBC-H 1 6942+ 13:24 06.08 -3.5 29.8 -24.2 СМВ-Н 1 6782 05:09 06.23 9.5 28.0 -41.1 GBC-V 1 6822 02:41 11.58 31.5 28.2 -197.8 GBC-V 1 6876 04:29 21.15 -21.0 29.0 53.0 LSR-V 6737 23:08 21.98 38.5 33.6 170.7 СМВ-Н 4 6894 13:41 2841) МГц W.82 3.25 29.4 91.9 СМВ-Н 7735+ 09:15 01.30 -22.00 28.8 64.0 CMB-V 7577+ 20:06 01.83 7.00 28.2 -189.9 GBC-H 7769 08:03 05.73 6.00 29.2 -184.0 GBC-H 7326 17:02 08.00 -8.50 746.6 58.7 LSR-V 7415+ 13:27 08.03 11.00 30.2 -170.0 LSR-V 7301 20:58 08.08 7.00 28.8 45.9 СМВ-Н 7769 14:17 08.67 45.75 29.8 18.4 СМВ-Н 7159+ 06:57 08.95 -15.75 75.4 85.0 GBC-V 7452+ 11:59 10.43 -21.25 29.0 154.0 LSR-H " 7481+ 11:34 11.23 58.00 28.4 -34.4 GBC-V . 7230 04:52 14.30 57.50 31.8 -134.6 СМВ-Н 7228 08:04 14.65 46.50 31.8 25.1 GBC-H 7164 12:36 15.47 -18.00 28.2 185.8 LSR-H 7599+ 08:51 17.10 2.00 29.2 83.8 GBC-V 7351 02:47 18.05 23.50 28.0 99.8 GBC-V 7061 22:45 18.37 -19.50 52.8 -169.2 GBC-H 7467 20:24 18.45 38.50 28.2 0.4 LSR-H 7127 18:49 18.67 -23.25 44.4 9.6 СМВ-Н 7493+ 18:59 18.68 -22.25 28.8 -1.0 LSR-H 7565+ 14:17 19.18 -0.50 28.0 -73.7 GBC-H 7699 06.00 19.67 -23.00 29.0 66.4 СМВ-Н 7560 15:36 20.03 30.75 33.2 -31.0 GBC-H 7092 22:41 1420 МГц 01.70 33.5 28.8 -15.9 LSR-H 3 8014+ 15:47 02.90 32.0 30.2 197.1 LSR-V 8022+ 16:28 03.10 58.0 224.0 -169.6 LSR-H 7847+ 04:12 12.32 16.0 29.0 -115.0 СМВ-Н 8160+ 16:49 12.73 -12.5 30.6 152.3 СМВ-Н 8364+ 03:51 15.55 17.0 28.6 -50.1 GBC-V 8154+ 20:26 19.57 47.5 35.6 -164.6 LSR-H 7916 16:06 23.72 8.5 33.0 -28.5 LSR-V 2 8216+ 00:35

Почему для табличных данных выбран порог 28Р_о? Для построенного числа спектральных каналов всплески с превышением такой величины должны появляться в среднем 8 раз в год, если принять закон распределения вероятности шума в точности экспоненциальным. Таким образом, по меньшей мере несколько результатов из таблицы суть статистически ожидаемые шумовые всплески. Кроме того, сигналы в интервале 28Р_о<Р<ЗЗР_о также скорее всего проявление "хвоста" шумового распределения. Однако, события с Р < ЗЗР_о " собственно экстрастатистические и интерпретировать их как шум просто не разумно. Таких сигналов " 8 из 37, т.е. 22%. Явно заниженное значение табличного порога в 28Р_о взято для подстраховки, чтобы не отсеять возможные истинные сигналы, близкие по амплитуде к шумовой статистической <отсечке>. В данной работе приведены карты распределения по небесным координатам событий из таблицы. Для событий выше 28Р_о можно заметить слабо выраженную корреляцию с галактической плоскостью, а для порога 34Р_о она видна лучше. Отмечается, что этот эффект может быть следствием малого числа данных, не являющегося статистически значимым; тем не менее, было бы наиболее вероятно ожидать именно от Млечного Пути внеземные передачи, или, например, излучения ранее неизвестных астрофизических источников узкополосных сигналов, связанных со звёздами, газом и пылью.

4. Повторные наблюдения наиболее интересных участков. В процессе работы исследователи прилагали огромные усилия, чтобы осуществить повторную регистрацию всех значимых сигналов. Перечень всех видов повторных наблюдений выглядит так:

1) немедленное, т.е.через 40 секунд после первичной регистрации сигнала-кандидата, <t_o+40сек; продолжалось <З минуты, пока источник находился в поле зрения антенного луча; в некоторых случаях осуществлялся переход в режим слежения. За всё время было сделано около сотни таких попыток;
2) спустя сутки, t_o + 1 сутки, в транзитном режиме;
3) спустя полгода, <t_o+6 месяцев, в режиме слежения, продолжительность >ЗОминут;
4) после завершения программы, t_о+5лет, в режиме слежения, в среднем по 4 часа 10 минут на каждый из подозрительных участков, обнаруженных за всё время работы МЕТА. Ни в одном случае повторно зарегистрировать какой-либо из сигналов не удалось.

5. Обсуждение результатов. Часть статьи посвящена некоторым предварительным соображениям, зависящих от исходных гипотез.

Если считать часть принятых сигналов излучениями внеземных маяков, то неудачные попытки повторить регистрацию примерно 1 минуту спустя после обнаружения можно объяснить малой длительностью предполагаемого сигнала (максимум 1.5 минуты). Узкополосное обнаружение сигнала требует, чтобы сигнал существовал в течение всех 20 секунд времени накопления, иначе спектр будет иметь вид функции sine'2, подобно спектру на рис.4. Т.о., такая гипотеза указывает не только на длительность сигнала 20 сек < < 100 сек, но и на распределение несущей внутри окна накопления.

Сложность ещё и в том, что распространение радиосигналов от точечных излучателей через галактическую плазму влечёт за собой их большую амплитудную вариацию ("сцинтилляцию"). Cordes и Lazio в 1992 году (т.е. спустя несколько лет после завершения прогаммы МЕТА) смоделировали такой процесс, используя данные о сцинтилляциях пульсаров, и нашли, что очень часто сигналы чуть выше порога становятся необнаружимыми, и очень редко наоборот, сигналы, которые изначально ниже порога, можно зарегистрировать. Для земного наблюдателя диапазон характерного времени сцинтилляции " от минут до часов, ще более короткое характерное время сцинтилляции соответствует расстояниям свыше 1 Кпс в плоскости галактики, а более продолжительное " ближайшим источникам. В течение данного сцинтилляционного события интенсивность остаётся примерно постоянной. Если события, зарегистрированные в галактической плоскости ""подпороговые" сигналы от удалённых на несколько килопарсек передатчиков, то можно было бы ожидать их продолжения примерно 3 минуты спустя. К сожалению, это нельзя теперь, спустя годы, проверить. Заметим, что если перерывы в приёме сигналов на самом деле обусловлены сцинтилляциями, то это было бы сильнейшим доказательством, что источники находятся далеко за пределами Солнечной системы.

Предположим, что все результаты таблицы 1 есть искусственные внеземные сигналы (ETI-сигналы). Тогда режимный цикл передатчиков q равен 4*10^-6 (в оригинале " duty cycle, отношение суммарной длительности наблюдённых сигналов к общему наблюдательному программному времени, т.е. скважность), и, следовательно, число передатчиков 2*10⁶, т.е. получается тот же порядок, что и у оценки численности цивилизаций, сделанной Шкловским и Саганом в 1966 году. Несмотря на умозрительность упомянутой оценки, авторы статьи хотят показать, что большое число передатчиков не может исключаться a priori. Даже если один сигнал из таблицы есть ETI-сигнал, то число заведомо обнаружимых передатчиков равно 5*10⁴.

Пока неизвестны никакие естественные астрофизические процессы, которые могли бы служить источниками узкополосного излучения, зарегистрированного МЕТА. Не удалось найти никаких корреляций позиций источников с координатами необычных астрофизических объектов.

Поскольку исследователи настаивают на том, что ETI-сигнал должен повторно регистрироваться, быть узкополосным, а его источник иметь постоянные небесные координаты (и это заложено в "идеологию" МЕТА), то, конечно же, отсутствие всего этого есть аргумент против сделанного изначального предположения об искусственности всех сигналов таблицы 1. Далее, предполагая, что 5 лет наблюдений показали полное отсутствие ETI-сигналов, ' сделаны <рискованные> оценки верхнего предела численности N цивилизаций в Галактике. Использовалась классификация по Кардашеву: цивилизации типа I-энергопотребление 1017 Вт; цивилизации типа II-энергопотребление 1026 Вт; сюда же авторами добавлены цивилизации типа 0 с энергопотреблением 1013 Вт. Оценки таковы:

1) Для типа 0: Для ненаправленных маяков N*q<1 вплоть до 7 пс (~15 звёзд типа Солнца). Для направленных маяков (коэффициент направленности антенны G_t~ЗОдБ) N*q≶l уже для всей Галактики (1011 звёзд), т.е. нет ни одного направленного маяка такой мощности в пределах Галактики.
2) Для типа I: Для изотропных излучателей N*q<1 вплоть до 700 пc (~107 звёзд). Для направленных маяков (G_t~ЗОдБ) N*q≶l для всей Галактики.
3) Для типа II: N*q≶l вплоть до 22 Мпс! для ненаправленных маяков (~10¹¹ звёзд нашей Галактики плюс ~10¹⁴ звёзд соседних галактик). В направленных маяках цивилизации этого типа нужды не имеют.

В расчётах использовано значение плотности звёзд вблизи Солнца 10^-2 пс^-3. Все оценки подразумевают цивилизации, которые ведут радиопередачи с предварительной компенсацией за эффект Доплера, попадающие в рабочий частотный интервал МЕТА, и которые тратят значительную энергию на дело межзвёздной связи. Если q>10^-6, то направленная передача устанавливает предел для N ниже оптимистических оценок Шкловского и Сагана (1966), Сагана (1973) для типов 0 и I. Достоин упоминания факт, приведенный авторами при обсуждении пределов на число цивилизаций типа II. Поскольку речь идёт о гипотетических внегалактических маяках, то чтобы принять сигнал соответствующей частоты в инерциальной системе координат, передающая цивилизация должна не только действовать в той же инерциальной системе, но и ввести поправку за космологическое красное смещение с учётом расстояния до потенциального корреспондента. О таком расстоянии ничего определённого сказать нельзя.

Дальше кратко говорится о следующем:

1) полученные экстрастатистические отсчёты обсуждаются с точки зрения случайных аппаратных, программных и других сбоев, от которых не может быть застрахован ни один современный эксперимент;

Таблица 1.

проект число разреш., мгн.полоса общ.частот. чувствит. каналов Гц анал.,МГц перек.,МГц Вт/м2 OZMA 1 100 10-4 0.36 6"10-22 МЕТА 8.4 "106 0.05 0.4 1.2 1.7-Ю-23 SERENDIP-III 4.106 0.6 12 2.4 9-Ю-25 BETA-1 160 " 106 0.5 40 320 4.10-23 BETA-11 6-Ю9 0.05 300 300 4.10-24 HRMS (Обзор неба): 32 " 106 20 320 9000 0.6-2. 10-22 HRMS (Цел. поиск): Аресибо(305м) 15 " 106 1 1000 10 2000 4 " 10-26 NRAO(46M) 15 " 106 i 1000 10 2000 5-10-25 Таблица 2 (продолжение). проект Сумм. время покр. неба ТИ ПЫ регист. способы защиты набл.юЭчас. % от 47Г сигналов от помех OZMA 0.2 4 .10-4 1 (см. прим.) перенаблюдения МЕТА 44 70 1 учёт эфф. Доплера SERENDIP-III 8 22 1,2, 3 перенабл., 2 базы BETA-1 44 70 1,3 2-х луч. набл. BETA-11 44 70 1 учёт эфф. Доплера HRMS " (Обзор неба): 35 100 1,2 перенабл., 2 базы HRMS (Цел. поиск): Аресибо(305м) 3 0.002 1,2, 4 перенабл., 2 базы NRAO(46M) 44 0.1 1,2, 4 перенабл., 2 базы

Таблица 2.

Примечание. Типы регистрируемых сигналов:

1. " несущая частота;
2. " несущая, смещённая за эффект Доплера;
3. " медленно смещающаяся несущая;
4. " импульсный сигнал.

2) даны рекомендации для будущих исследовании;
3) рассказано о некоторых программах SETI на ближайшее время.

В заключение публикуется таблица основных технических данных важнейших наблюдательных программ, посвящённых поиску искусственных сигналов (см. таблицу2).