г/см3). При такой плотности разрушены не только атомы, но и атомные ядра, происходит превращение протонов в нейтроны, так что вещество звезды состоит, в основном, из нейтронов (отсюда и ее название). При сжатии звезды ее угловой момент вращения сохраняется и, следовательно, угловая скорость с уменьшением радиуса возрастает. Когда звезда сожмется до размеров нейтронной, период ее вращения составляет от долей секунды до нескольких секунд; это как раз соответствует периоду пульсаров. Импульсное излучение пульсара объясняется тем, что на поверхности нейтронной звезды имеется активная излучающая область, которая генерирует излучение в узком конусе. При вращении нейтронной звезды наблюдатель будет регистрировать излучение, когда конус направлен в его сторону. Излучение будет повторяться через промежутки времени, равные периоду вращения нейтронной звезды.
Существование нейтронных звезд было предсказано теоретически еще в 1930-е годы. Долгое время они оставались чисто гипотетическими объектами. Обнаружение пульсаров позволило наблюдать нейтронные звезды и получить важные данные об их строении.
Так закончилась история с «зелеными человечками», «посылающими» нам удивительно регулярные импульсные сигналы. После «мистериума» и пульсаров других сенсационных открытий в астрономии, которые можно было бы связать с внеземными цивилизациями, больше не отмечалось. Поиски сигналов ВЦ вступили в спокойную фазу. Каково же состояние радиопоисков к началу нового века?
1.9. Радиопоиск: век двадцатый
За 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 Тартер[42] и двум статьям автора[43], [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 (110 × 20 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, K (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 узкополосных 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 эта 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 SETI[45]. 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, подвешенной над зеркалом. Таким образом, телескоп можно наводить в различные точки неба в пределах ограниченного угла ±20° от зенита.
Рис. 1.9.2. 305-метровый радиотелескоп Аресибо
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
