<P>Dž. Kokoni, F. Morisonas. Tarpžvaigždinio ryšio paieškos. UFO Page. Lithuanian

Vis dar nėra teorijų, kurios leistų patikimai nustatyti tikimybes apie 1) planetų susidarymą; 2) gyvybės atsiradimą; 3) visuomenių vystymąsi pasiekiant pažangų mokslo lygį. Nesant tokių teorijų, mūsų pačių aplinka leidžia spėti, kad pagrindinės žvaigždės, gyvuojančios milijardus metų, gali turėti planetų, kad iš mažo tokių planetų skaičiaus dviejose (Žemėje ir, labai tikėtina, Marse) yra gyvybė, kad gyvybė tokioje planetoje susidarė visuomenė, galinti atlikti rimtus mokslinius tyrinėjimus. Tokių visuomenių gyvavimo trukmė nežinoma, tačiau atrodo tikėtina, kad tarp tokių visuomenių kelios gali išlikti pakankamai ilgai lyginant su žmonijos istorija, gal net laikui, palyginimui su geologiniais amžiais. Tada iš čia seka, kad prie kažkurios žvaigždės, tikėtina, kad panašios į Saulę, yra civilizacijų su moksliniais interesais bei techninėmis galimybėmis gerokai didesnėmis, nei tos, kurias mes dabar turime.

Tokios visuomenės būtybėms mūsų Saulė turėtų atrodyti tinkama naujos visuomenės evoliucijai. Labai tikėtina, kad jie ilgą laiką tikisi išsivystymo prie Saulės. Galime tikėtis, kad prieš daug metų jie įrengė kanalą, apie kurį vieną dieną mes sužinosime, ir jie kantriai laukia atsakymų signalų iš Saulės, kurie leistų jiems sužinoti, kad nauja visuomenė įžengė į protingų būtybių bendruomenę. Kokio tipo galėtų būti tas kanalas?

Tarpžvaigždinė komunikacija per galaktinę plazmą be dispersijos ta kryptimi ir praktiško atskridimo laiko, kiek mes žinome, galima tik naudojant elektromagnetines bangas.

Kadangi ieškančių tikslas yra surasti naujai išsivysčiusią visuomenę, galime daryti prielaidą, kad naudojamas kanalas turėtų būti toks, kuris mažiausiai apkrauna dažninę ir kampinę detektoriaus skiriamąją gebą. Dar daugiau, kanalas neturi perdaug nusilpti erdvėje ar Žemės atmosferoje. Radijo dažnius, žemesnius už maždaug 1 MHz ir visus dažnius aukštesnius už molekulinės absorbcijos linijas, esančias apie 30 000 MHz, iki kosminių gama energijų spindulių, sugeria Žemės atmosfera. Dažnių juostoms, kurios atrodo fiziškai įmanomos arti regimos ar gama spindulių sričių, reikia arba labai didelio šaltinio pajėgumo arba labai sudėtingos technikos. Plati radijo bangų juosta, tarkim, nuo 1 MHz iki 10⁴ MHz lieka protingu pasirinkimu.

Radijo bangų srityje šaltiniui tenka varžytis su dviem fonais: 1) savo pačių žvaigždės spinduliavimu (tariam, kad imtuvo kampinė skiriamoji geba negali atskirti šaltinio nuo žvaigždės, nes tikėtina, kad šaltinis yra mažiau nei lanko sekundė nuo artimiausios jam žvaigždės); 2) galaktiniu spinduliavimu sutinkamu signalo kelyje.

Išnagrinėkime dažnių priklausomybę šių foninių spinduliavimų atžvilgiu. Žvaigždė, panaši į ramią Saulę, skleidžia galią, kuri n atstumu R (metrais) sukuria srautą
10^-14 f² / R² W.m.^-2 (c./n.)^-2

Jei šį srautą aptinka l_d skersmens veidrodis, gauta galia yra aukščiau nurodytas srautas, padaugintas iš l_d².

Daugiau ar mažiau izotropinė galaktinio fono dalis reiškia gaunamą galią:
(10^-14,2 / f ) (l / l_d)² (l_d)² W. (c./s.)^-2

kur pirmas daugiklis yra iš galaktinio kontinuumo, antrasis iš kampinės skiriamosios gebos, o trečiasis iš imtuvo ploto. Tad minimali bendro fono reikšmė nustatoma sulyginus tas dvi išraiškas. Minimumas yra ties:
f_min » 10⁴ (R / l_d) ^c-4 c./s.

Kokiu dažniu turėtume žiūrėti? Nežinomo dažnio signalo paieška plačiu spektru yra sunki. Tačiau labiausiai tinkamoje radijo dažnių srityje randasi unikalus, objektyvus dažnio standartas, kurį turėtų žinoti kiekvienas stebėtojas Visatoje: ypatingas neutralaus vandenilio radijo spinduliavimas 1,420 MHz dažniu (21 cm bangos ilgiu). Protinga tikėtis, kad bus pastatyti jautrūs imtuvai šiam dažniui gana ankstyvame radijo astronomijos vystymosi etape. Tai būtų spėjamo šaltinio operatorių viltis; ir dabartinė Žemės įrangos būklė jau atitinka tuos lūkesčius. Tad manome, kad daugiausia žadanti yra 1,420 MHz dažnių sritis.

Kryptimis, artimomis galaktikos plokštumai fonas maždaug 4 kartus stipresnis. Tad ekonomiška pirma ištirti tas žvaigždes, kryptys į kurias yra toli nuo galaktikos plokštumos.

Jei šaltinio veidrodis yra l_s skersmens (metrais), tada šaltinio galingumas, kad mūsų imtuve signalas būtų kaip galaktinio fono, yra

Siųstuvams ir imtuvams, kurių veidrodis yra kaip Jodrell Banko observatorijoje (l=80 m), ir perdavimo atstumui R = 10 šviesmečių, siųstuvo galingumas turėtų būti 10^2-2 W. (c./s.)^-1. Tačiau jei abiejų veidrodžių skersmuo toks, kaip planuojamo JAV Karinio jūrų laivyno Tyrimų laboratorijos (l=200 m), reikalinga galia yra 40 kartų mažesnė, kuri jau patenka ir į mūsų ribotų galimybių skalę.

Mes manome, kad šaltinis nukreiptas į visas kaimynines Saulės tipo žvaigždes. Tarkim, 100 skirtingų mūsų aprašyto tipo spindulių pasiuntimas neatrodė neįmanomu visuomenei, kuri yra pažangesnė už mūsų (aptikę kad ir vieną signalą, net mes galėtume greitai išsiųsti keletą paieškos signalų). Taigi mes galime tikėtis link mūsų siųsto spindulio iš bet kurios tinkamos planetos 10 šviesmečių atstumu.

Visomis kryptimis šalia galaktikos plokštumos, 21 cm [1420 cm] bangos ilgis neišsiskiria iš bendro fono. Žvaigždėms, gerokai nutolusioms nuo galaktikos plokštumos, paieškos turėtų būti atliekamos apie šį bangos ilgį. Tačiau nežinomi Doplerio poslinkiai, atsirandantys dėl nematomų planetų judėjimo, gali stebimą spinduliavimą paslinkti į kurią nors pusę nuo gamtinio kartu judančio atominio dažnio per maždaug 300 kc./s. (apie 100 km. s.^-1). Arčiau galaktinės plokštumos, kur 21 cm ilgio banga yra stipri, šaltinio dažnis turėtų persikelti gamtinio fono dažnio sparną kaip stebima iš Saulės krypties.

Kai tik skenavimo kryptis yra aptarta, imtumo dažnių juosta tampa nesvarbi. Taikomas įprastinis radiometrinis santykis fono fliuktuacijoms, kuris yra

kur Dfd yra imtuvo dažnių juosta ir t yra laiko konstanta imtuvo įrašančiai įrangai. Iš kitos pusės, imtuvo priimtas fonas yra

Jei DR nustatysime tam tikrai fiksuotai reikšmei, tada P juostoje, kurioje manome, kad yra signalas, paieškai reikalingas laikas T bus:

Žinoma, kuo siauresnę juostą pasirenkame, tuo silpnesnis signalas hali būti aptiktas, numatant, kad

Atrodo protinga, pirmajam bandymui pasirinkti juostos plotį Dfd, įprastą 21 cm [1420 MHz] bangų ilgio praktikoje, tačiau su ilgesniu nei įprastu integracijos laiku v. Keli nustatymai turėtų padengti dažnių intervalą F naudojant minučių ar valandų integracijos laiką.

Spėliojimas čia tiek netinka kaip kad signalo aptikimas. Mes tikimės, kad signalas bus moduliuoto pulso nei per didelio, nei per mažo greičio dėl dažnių pločio ir sukimosi. Panašu, kad pranešimas bus metais matuojamos trukmės, nes joks atsakymas į bet kokį įvykį nesugrįš kokius 10 metų. Tada jis bus kartojamas iš pradžių. Gali būti, kad bus keli signalų tipai, besikeičiantys bėgant metams. Dėl neginčijamo signalo dirbtinės kilmės nustatymo, signale gali būti, pavyzdžiui, mažų pirminių skaičių pulsų kiekis ar jų paprastos aritmetinės sumos.

Pirmosios pastangos turėtų būti skirtos artimiausioms panašioms [į Saulę] žvaigždėms. Tarp žvaigždžių, esančių 15 šviesmečių atstumu, 7-ios turi panašų į Saulę ryškumą ir gyvavimo trukmę. 4-ios jų yra mažo fono pusėje. Tai Banginio^*) t, Eridano o, Eridano e ir Indi e. Visos jos turi pietinį nuokrypį. 3 kitos (Kentauro a, Gyvatnešio 70 ir Gulbės 61) yra netoli Galaktikos plokštumos ir todėl yra stipresnio fono kryptimi.

Yra apie šimtą tinkamo ryškumo žvaigždžių tarp tų, kurių spektras žinomas, 50 šviesmečių atstumu. Tarp visų pagrindinių nykštukių iš galimai G0 ir K2 matomo ryškio yra bent 6 kandidatės.

Skaitytojus gali palaikyti šiuos samprotavimus mokslinės fantastikos reikalu. Tačiau mes laikome, kad argumentai parodo, kad tarpžvaigždinių signalų buvimas visiškai dera su tuo, ką mes žinome, o jei signalai yra, tai mes turime priemones jiems priimti. Kai kurie keli gali neigti didelę svarbą, praktinę ir filosofinę, kurią turėtų tarpžvaigždinio ryšio aptikimas. Vis tik mes jaučiame, kad signalų paieškai verta įdėti žymias pastangas. Sunku nustatyti sėkmės tikimybę; bet jei nekada neieškosime, sėkmė bus lygi nuliui.

^*) Banginio žvaigždynas (Cetus, Cet) – 4-as pagal dydį žvaigždynas, esantis abipus dangaus pusiaujo, dangaus „vandenų“ srityje. Pavadinimas kilęs iš jūrų pabaisos Keto pavadinimo (Poseidonas buvo pasiuntęs pabaisą naikinti karaliaus Cefėjo žmonių; pagal kitą versiją – suėsti prie uolos prikaltos Andromedos; Ketą užmušė Persėjas). Lietuvoje matomas rudenį ir žiemą.
Ryškiausios jo žvaigždės: Menkaras (Nosis) arba Šedyras (a) – dvinarė žvaigždė su raudonąja milžine; Deneb Kaitas (b, banginio uodega, kitas pavadinimas Difda, arabiškai, varlė) – oranžinė milžinė; Mira (o, Nuostabioji) – ji tapo pirmąja atrasta kintamo ryškio žvaigžde.
Prie HD 11964 žvaigždės atrastos trys egzoplanetos.

1960 m. buvo klausoma signalų iš Banginio t žvaigždės (žr. >>>>>), kuri savo charakteristikomis panaši į Saulę – todėl minėta daugelyje fantastikos kūrinių (vienu pirmųjų - L. Sprague de Camp’o „Zamba karalienė“ (1949); žinomesniu yra D. Simonso „Hiparionas” (1989)).

Apie autorius

Giuseppe Cocconi (1914-2008) buvo tyrinėtoju CERN centre Žebnevoje (Šveicarija). 1914 m. gimė Italijos Como mieste, 1937 m. Milano un-te apsigynė daktaro disertaciją ir dėstė fiziką Katanijos un-te (Italija). Nuo 1947 m. profesorius. Į CERN perėjo 1963 m. Domėjosi el. dalelių sąveikomis, kosmoso spinduliais ir radijo astronomija.
Taip pat apie jį žr. >>>>>

Philip Morrison (1915-2005) – buvo MTI (JAV) fizikos profesoriumi (nuo 1965 m.). 1915 m. gimė Niu Džersio Somerville mieste, 1940 m. Kalifornijos un-te gavo daktaro laipsnį ir dėstė fiziką Sam Francisko koledže bei Ilinojaus un-te. 1946-65 m. buvo Kornelio universitete. Parašė daugybė straipsnių, daugelį apie SETI, dalyvavo daugelyje SETI konferencijų. Ilgus metu buvo „Scientific American“ knygų redaktoriumi. Daugelio premijų laureatas (tame tarpe, Pregel’io 1955-ais).
Taip pat apie jį žr. >>>>>