Вселенная, жизнь, разум - И Шкловский

Пока рекордной является гигантская антенна (диаметр зеркала 300 м), построенная в Пуэрто-Рико (рис. 93). Наряду с ростом размеров антенн в последние годы резко увеличилась чувствительность приемной аппаратуры на сантиметровом и дециметровом диапазонах. Это достигнуто благодаря широкому применению квантовых усилителей - "мазеров". Такая аппаратура в сочетании с огромными, достаточно точно изготовленными антеннами позволяет обнаружить сигнал от "точечного" источника (каков, в частности, искусственный сигнал космического происхождения) даже если TA значительно меньше Tb.

Рассмотрим этот вопрос более подробно. Если антенна в сочетании с приемником принимает сигнал от источника строго постоянной интенсивности, то, как оказывается, показания измерительного прибора, стоящего на выходе приемника (например, осциллографа), не будут постоянны. По ряду причин одно независимое показание прибора будет более или менее значительно отличаться от другого. Эти флуктуации показаний прибора можно уменьшить, но полностью устранить их нельзя, так как они являются неизбежным следствием основных принципов работы приемника.

На рис. 94 приведена типичная запись регистрирующего прибора, показывающая такие флуктуации. Существует формула, дающая "среднее квадратичное" значение таких флуктуации в зависимости от некоторых характеристик приемника. Эта формула имеет вид:

?T / T = 1 / sqr (? ?f ), или

?T / T = 1 / v (? ?f )

где T - измеряемая "температура шумов" (пропорциональная "поглощенной" антенной мощности космического радиоизлучения плюс мощности шумов, возникающих в приемной аппаратуре),

?T - флуктуации измеряемой "шумовой" температуры, о которых речь шла выше,

? - время, в течение которого регистрирующий прибор на выходе приемника (осциллограф) "накапливает" поступающую в него после детектирования мощность,

?f - ширина полосы частот, усиливаемых приемником ("ширина полосы пропускания приемника"),

sqr - математический оператор - "корень квадратный".

Условие обнаружения какого-нибудь слабого сигнала состоит в том, что антенная температура, обусловленная этим сигналом, должна быть не меньше, чем флуктуации ?T. Запишем это условие:

TA ? ?T = T / sqr (? ?f), или

TA ? ?T = T / v (? ?f)

Для волн сантиметрового диапазона яркостная температура неба около 10 К. Между тем температура собственных шумов современных приемников на этом диапазоне может быть 50-100 °C (если пользоваться квантовыми усилителями). Поэтому уровень, вокруг которого происходят флуктуации, определяется только шумами аппаратуры и "шумовую" температуру в написанных выше формулах можно положить равной T = 50 °C. Теперь перепишем наше неравенство:

1/k W/R2 ?2/16 d12d22 / ?2 ? T (? ?f)-1/2

откуда

R ? W1/2 / k1/2 ? /4 d1d2 /? (? ?f)1/4/ T 1/2 .

Последняя формула позволяет определить дальность межзвездной радиосвязи в зависимости от мощности передатчика, размеров передающих антенн и характеристик приемника. Пусть d1= d1= 100 м, ? = 100 с, ?f = 104 Гц. Какой должна был мощность передатчика, чтобы осуществить связь на расстоянии 10 пк или 32 световых года? Из нашей формулы после несложных вычислений следует, что необходимая мощность передатчика должна быть равна 10 кВт - величина с точки зрения современной радиотехники очень скромная. По астрономическим понятиям эта мощность совершенно ничтожна. Например, мощность радиоизлучения спокойного Солнца на дециметровом диапазоне порядка 109 кВт. Между тем нет никакой надежды обнаружить его излучение с расстояния ближайшей звезды. Это объясняется тем, что Солнце излучает одинаково сильно по всем направлениям (изотропно) и в широкой спектральной области, тогда как пучок радиоволн искусственного происхождения достаточно узок и монохроматичен.

Выше было показано, что наиболее целесообразно осуществлять межзвездную радиосвязь на частотах в интервале 1-10 тыс. МГц. Однако этот интервал все-таки очень широк, и при узкой полосе частот сигнала последний почти невозможно будет обнаружить, если заранее не знать его частоту более точно. Коккони и Моррисон предложили очень изящную идею, указав частоту, на которой искусственные сигналы следует искать в первую очередь. Дело в том, что сама природа дает стандартный эталон частоты, который находится в интересующем нас диапазоне. Речь идет о частоте радиолинии водорода 21 см (см. гл. 3). Эта частота равна 1420 МГц. Можно не сомневаться, что высокоорганизованная цивилизация на определенном (довольно раннем) этапе своего развития должна открыть эту линию в спектре космического радиоизлучения. Исследования Вселенной на волне 21 см являются мощнейшим методом познания ее природы. Именно на этой волне следует ожидать наличия самой чувствительной и совершенной аппаратуры. Кроме того, водород - самый распространенный элемент во Вселенной, а частота 1420 МГц как бы его "основная частота". Логически неизбежен вывод, что язык самой природы должен быть понятен и универсален для всех разумных существ Вселенной, как бы сильно они ни отличались друг от друга. Законы природы объективны и поэтому одинаковы для всех разумных существ. В этом глубокая материалистическая сущность блестящей идеи Коккони и Моррисона.

Нельзя однако, исключить, что частота сигнала будет равна некоторому целому кратному от основной "водородной" частоты. Дело в том, что фон неба на волне 21 см все-таки довольно высок. Ведь на этой волне излучают межзвездные атомы водорода. В направлениях, составляющих сравнительно небольшой угол с галактической плоскостью, яркостная температура неба может достигать 50 и даже 100 °C. Между тем на удвоенной частоте 2840 МГц фон неба меньше 10 К. Кроме того, при связи на расстоянии свыше 3 тыс. световых лет (это для нас пока еще недоступно, но для высокоорганизованной цивилизации может быть вполне реальным) сигнал может сильно поглощаться межзвездными атомами водорода. (В том случае, когда сигнал распространяется под небольшим углом к галактической плоскости.)

# Интересна идея Н. С. Кардашева, предложившего в качестве стандартной волны, на которой должна осуществляться межзвездная радиосвязь, использовать 1,5 мм. Оказывается, что именно в этом диапазоне из всего спектра электромагнитного излучения (от ?-излучения до длинных радиоволн) достигается наименьшее значение яркостной температуры неба. Эквивалентная температура космологического фонового излучения 2,7 К (-270 °C) - основная компонента излучения фона в диапазоне миллиметровых волн. Кроме того, в этом диапазоне находится знаменитая радиолиния сверхлегкого элемента позитрония - атома, образованного рекомбинацией электрона и позитрона. Эта линия и может служить выбранным природой стандартом частоты, около которой целесообразно проводить поиск искусственных радиосигналов. Миллиметровый диапазон - наиболее экономичный диапазон связи на сверхдальние расстояния. Оптимальность достигается при взаимной направленности передающей и принимающей антенн. Кроме того, это та длина волны, на которую приходится максимум реликтового излучения (и минимум галактического радиоизлучения). Для огромной области Метагалактики, где красное смещение еще не слишком велико, эта длина волны действительно должна быть стандартной, поскольку реликтовое излучение как важнейший космический феномен должно быть объектом тщательных исследований всех технологических развитых цивилизаций во Вселенной #.