[ ... ]

Ar egzistuoja kitos planetų sistemos?

Pirmiausia kyla klausimas: kiek pagrįstas tvirtinimas, kad Galaktikoje yra tam tikras kiekis žvaigždžių, kurias supa planetų sistemos panašios į mūsų Saulės sistemą. Dar nesenai astronomijoje ir kosmogonijoje vyravo įsitikinimas, kad planetų sistemos Visatoje – didelė retenybė. Anot kosmogoninės anglų astronomo Džinso¹⁾ hipotezės, viešpatavusios iki XX a. 30-ųjų vidurio, Saulės sistema susidarė

Judėjimo kiekių momentų pasiskirstymas Saulės sistemoje (x 1048 g x cm2/sek). Žemės grupės planetos (žymimos Ž: Merkurijus, Venera, Žemė, Marsas) turi labai mažą to momento dalį (0,5). Saulė: 6; J: Jupiteris: 190; S: Saturnas: 78; U: Uranas: 17; N: Neptūnas: 26; P: Plutonas: 1,4 ]

katastrofiškai suartėjus, beveik susidūrus dviem žvaigždėms. Atsižvelgiant į nepaprastai mažą žvaigždžių susidūrimų Galaktikoje tikimybę (tarpžvaigždinių atstumai yra milžiniški lyginant su žvaigždžių dydžiais), galima buvo padaryti išvadą, kad mūsų Saulės sistema turi būti vos ne unikaliu reiškiniu Galaktikoje²⁾.

Džinso teorijos žlugimas

4-me dešimtm. pamažu tapo aiškus Džinso hipotezės netinkamumas. Būtent tuo metu garsusis amerikiečių astronomas, dabar jau miręs, H.N. Raselas³⁾ iš principo įrodė, kad toji hipotezė negali paaiškinti vienos pagrindinių Saulės sistemos ypatybių – 98% jos judėjimo kiekio momento sutelkimą planetų ortitiniame judėjime. Galutinį smūgį Džinso hipotezei sudavė tarybinio astronomo N.N. Parijskio⁴⁾ paskaičiavimai, pilnai patvirtinę Raselo išvadą. Buvo įrodyta, planetų, susidariusių katastrofiškai suartėjus dviem žvaigždėms, orbitos yra per mažos, taigi, planetų judėjimo momentas yra visai nepakankamas.

Po Džinso kosmogoninės hipotezės žlugimo išsivystė nauji požiūriai. Didelę reikšmę turėjo O.J. Šmidto⁵⁾ kosmogoninė hipotezė ir ją vystantys A.I. Lebedinskio⁶⁾ bei L.E. Gurevičiaus⁷⁾ darbai. Tie tyrinėjimai priartino mus prie palaipsnio planetų formavimosi iš tam tikro pradinio dujų-dulkių Saulę, jau tada gana panašią į dabartinę, supusio debesies proceso sampratos. Tačiau Šmidto hipotezė negalėjo pakankamai pagrįsti pagrindinio klausimo apie pirminio dujų-dulkių debesies kilmę. Įvairūs variantai su tarpžvaigždinių dujų-dulkių užgrobimu, keliami O. Šmidto ir kitų autorių, susidūrė su dideliais sunkumais.

Šiuo metu tampa vis aiškiau, kad Saulė ir planetos susidarė kartu iš vieno bendro difuzinio „motininio“ ūko. Tad kosmogonija dabar gerokai sugrįžta prie klasikinių Kanto ir Laplaso modelių.

Laplaso 1796 m. pateikta kosmogeninė hipotezė jau turėjo šiuolaikinių teorijų užuomazgą. Laplasas laikė, pradiniame besisukančiame ūke, sudarytame iš įkaitusių dujų, vyksta stiprus vėsimas ir susitraukimas. Ūkas sukasi vis sparčiau ir sparčiau, tad nuo jo atitrūksta dujų žiedai, kurie tankėja į planetas, o iš likusios dalies susiformavo Saulė.

Tačiau dabar jie gerokai aukštesniame lygyje nei prieš pusantro amžiaus. Nuo tų laikų mūsų žinios apie Visatą nepalyginamai pagausėjo, tyrėjai plačiai naudojasi iškiliais teorinės fizikos pasiekimais. Jei Kanto ir Laplaso hipotezė turėjo grynai mechanistinį pobūdį (kas tiems laikams buvo visai dėsninga), tai dabar, kuriant šiuolaikines kosmogonines teorijas, plačiai naudojami kosminės elektrodinamikos bei atominės fizikos rezultatai.

Kaip taisyklė, ir pirminio dujų-dulkių ūko susidaro dvinarės ir, bendrai, daugianarės žvaigždės. Apie 50% visų žvaigždžių – daugianarės. Žvaigždžių, sudarančių daugianares sistemas, masės gali stipriai skirtis. Yra gana daug žvaigždžių, kurių palydovai turi mažas mases, taigi, ir mažą ryškumą⁸⁾. Tokių žvaigždžių palydovių neįmanoma stebėti net per galingiausius teleskopus. Jų egzistavimas pasireiškia nežymiais periodiniais pagrindinės žvaigždės padėties pokyčiais, kuriuos sukelia nematomo palydovo trauka. Klasikiniu tokio dangaus kūno pavyzdžiu yra Gulbės 61, viena artimiausių Saulei žvaigždžių, nuodugniai ištirta tarybinio astronomo A.N. Deičo⁹⁾. Šios žvaigždės nematomo palydovo masė vos 10 kartų didesnė už Jupiterį. Tačiau taip galima nustatyti palydovus tik artimiausioms žvaigždėms ir tik tada, kai palydovų masė bent laipsniu didesnė už planetų-gigančių masę. Jokiais astronominiais stebėjimais negalima aptikti į mūsiškę panašių planetų sistemų net prie artimiausių žvaigždžių.

[ .... ]

Kinų astronomas Su Šu-huangas¹⁰⁾, dirbantis JAV, priėjo išvados, kad privalo egzistuoti nenutrūkstama kosminių kūnų, susidarančių iš ūko, seka - nuo įprastinių žvaigždžių masių per nematomų žvaigždžių kaip Gulbės 61 palydovas mases iki Žemės, Marso, Merkurijaus planetų masių. Iš čia seka, Saulės sistemos tipo planetų sistemos turi būti gana paplitę Galaktikoje. Tą pačią išvadą galima padaryti ir iš visai kitokių samprotavimų.

Ką sako žvaigždžių sukimasis

Didelę reikšmę šiuolaikinei planetų kosmogonijai turėjo įvairi tipų žvaigždžių sukimosi analizė. Žvaigždžių sukimąsi spektroskopiniu metodu daugiau kaip prieš 30 m nustatė O.L. Struvė¹¹⁾, ir dabar jau miręs tarybinis astronomas G.A. Šainas¹²⁾.

Pasirodo, kad gana masyvios karštos žvaigždės apibūdinamos labai greitu sukimusi. Karščiausios žvaigždės (Oe, Be spektro klasių), kurių masės dešimtis kartų viršija Saulės masę, sukasi 300-500 km/sek ekvatoriniu greičiu. Ne tokios karštos ir masyvios, labai dažnos Galaktikoje A spektro klasės žvaigždės sukasi gerokai mažesniu apie 100-200 km/sek greičiu. Iki pat f5 spektro klasės sukimosi greičiai yra dešimtys km/sek. Tačiau maždaug F5 spektro klasių žvaigždžių sukimosi greitis sparčiai krenta. G, K, M

Vegos ir Altairo, esančių A klasės žvaigždėmis, spektro dalis. Matosi, kad Altairo linijos labai išsiplėtę dėl greito sukimosi. Efektas ypač ryškus magnio linijai 3381 A. Silpnesnės linijos – 4501 A tiek išsiplėtę, kad beveik nematomos.

klasių žvaigždėms-nykštukėms, kurių paviršiaus temperatūra žemesnė už 6500^o, o masė mažesnė už 1,2 Saulės masės, ekvatoriniai greičiai visai maži – kelių km/sek eilės. Šiai žvaigždžių grupei priklauso ir Saulė.

Čia susiduriame su labai įdomiu ir svarbiu reiškiniu: tuo metu, kai pagrindinės žvaigždžių charakteristikos (paviršiaus temperatūra, ryškumas, masė) toje sekoje kinta nuosekliai, tokia svarbi savybė kaip sukimosi greitis dėl kažkokios nenustatytos priežasties kažkodėl ties F5 spektro klase staigiai krenta. Tolimų spektro klasių žvaigždžių mažas sukimosi greitis reiškia, kad jų judėjimo kiekio momentas dešimtis kartų mažesnis. Tačiau jų masės skiriasi nežymiai. Tuo tarpu reikia atsižvelgti į tai, kad besiformuojančių žvaigždžių masės nulemiamos „motininių“ ūkų masių, o jų judėjimo kiekio momentai – netvarkingais dujų masių judėjimais tuose ūkuose. Labai sunku, gal net neįmanoma, įsivaizduoti, kad esant gana artimoms masėms vidiniai judėjimai ūkuose, iš kurių susidaro G klasės nykštukės, kokybiškai skirtųsi nuo tų, iš kurių formuojasi F5 klasės žvaigždės. Greičiausiai anomaliai mažo judėjimo kiekio momento priežastimi yra apie jas judantys nematomi kosminiai kūnai, kurių orbitinis judėjimo kiekio momentas dešimtis kartų viršija pačios žvaigždės judėjimo kiekio momentą. Ta proga nurodysim, kad jei visas Saulės sistemos judėjimo kiekio momentas būtų sutelktas Saulėje, jos ekvatorinis sukimosi greitis pasiektų 100 km/sek ir būtų toks pat kaip daugumos A-F5 klasių žvaigždžių.

Planetų sistemų gausa

Visai neseniai žinomas anglų astronomas V. Mak-Kri¹³⁾ išvystė kosmogeninę teoriją, kurioje prieš tai išdėstyti kokybiniai samprotavimai perteikti kiekybiškai. Pagal Mak-Kri, pirminis ūkas kondensavimosi procese susiskaidė į daugelį sutankėjimų. Jų sąveikos rezultate susidarė masyvus centrinis kūnas – Saulė ir tam tikras planetų kiekis, beje, pagal jo paskaičiavimus, 96% judėjimo kiekio momento sutelkta orbitiniame planetų judėjime. Tai puikiai dera su stebimu judėjimo kiekio pasiskirstymu Saulės sistemoje.

Nors Mak-Kri paskaičiavimų dar negalima laikyti griežtu įrodymu, vis tik jie patvirtina išvadą, kurią paskutiniu metu astrofizika padarė grynai empiriškai, t.y., kad su didele tikimybe galima teigti, kad apie daugumą G, K, M spektro klasių žvaigždžių-nykštukių sukasi planetų šeimos. Priminsim, kad viso Galaktikoje suskaičiuojama per 150 mlrd. visų tipų žvaigždžių. Mūsų Saulė yra arti galaktikos pusiaujo plokštumos, vienoje spiralės rankovių. 100 šviesmečių atstumu suskaičiuojama apie 10 000 žvaigždžių, kurių, beje, žymi dalis, jei ne dauguma, G, K, M spektro klasių nykštukės.

Kur gali atsirasti gyvybė?

Visai natūralu teigti, kad esant palankioms aplinkybėms žvaigždę supančiose planetose turi atsirasti ir vystytis gyvybė. Gyvybės atsiradimo Žemėje problema yra viena pagrindinių gamtos moksle. 1957 m. Maskvoje pirmąkart įvyko tarptautinis kongresas, kuriame ši problema buvo visapusiškai svarstoma.

Dujų ūko Messe-8 Šaulio žvaigždyne nuotrauka, kurią 1939 m. liepos 12 d. padarė Mejolas14) su 36 colių reflektoriumi. Ryškiame fone matosi dulkių sankaupos. Galbūt tokiuose tankiuose dulkių debesyse vyksta naujų žvaigždžių, galinčių turėti planetas, gimimas. Žr. >>>>>

Daugelio garsių specialistų parodyta, kad sudėtingų organinių molekulių – „gyvybės plytelių“ – susidarymas būtinai nutinka gana ankstyvame planetos evoliucijos etape.

Tolimesnėje gyvybės evoliucijoje per šimtus milijonų ir milijardus metų organizmai nuolat vystosi pasiekdami aukštą lygį, beje, vienos rūšys neišvengiamai keičia kitas. Gana vėlyvame etape Žemėje atsirado protinga būtybė – žmogus.

Kadangi yra pagrindas spėti, kad į Saulės sistemą panašių planetų sistemų Galaktikoje yra keli milijardai, visai natūralu laikyti, kad gyvybės atsiradimo ir evoliucijos procesas ten bendrais bruožais savo pobūdžiu panašus į buvusį Žemėje.

Aišku, ne kiekvienoje planetoje užgimė ir vystėsi gyvybė. Tam reikia kelių sąlygų.

1. Planetos, kuriose galima gyvybė, negali suktis pernelyg arti ar toli nuo žvaigždės. Būtina, kad jų paviršiaus temperatūra būtų palanki gyvybės vystymuisi. Tačiau atsižvelgiant, kad kartu su žvaigžde turi susidaryti gana nemažas planetų kiekis (tarkim, apie 10), su didele tikimybe galima tikėtis, kad bent viena ar dvi planetos suksis atstumu, kuriam esant temperatūra yra reikiamose ribose.

Dar pastebėsim, kad pereinant nuo santykinai karštų žvaigždžių prie vėsesnių, planetų atstumų nuo žvaigždės zona, kurioje temperatūros sąlygos palankios gyvybės vystymuisi, siaurėja ir artėja link žvaigždės. Todėl M klasės raudonosios nykštukės ir net tolimesni K poklasiai vargu ar nagrinėtini kaip židiniai, savo planetose palaikantys gyvybę, nes jų spinduliavimo energija tam nepakankama.

2. Susiformavusių planetų masės negali būti nei per didelės, nei per mažos. Šia aplinkybę savo laiku pabrėžė V.G. Fesenkovas. Pirmu atveju gigantiškos tų planetų atmosferos su daug vandenilio ir jo junginių nesuteikia galimybės gyvybei. Antru atveju evoliucijos metu atmosfera išsisklaido (to pavyzdys - Merkurijus). Tačiau, atsižvelgiant į didelį susidarančių planetų kiekį, galima tikėtis, kad kai kurios, tegu ir mažas jų kiekis, turės reikiamą masę. Tuo pačiu būtina, kad tokios planetos tenkintų ir pirmą sąlygą.

Pastebėsime, kad pirma ir antra sąlygos nėra nepriklausomos. Juk neatsitiktinai Saulės sistemos planetos su santykinai maža mase (vadinamosios Žemės grupės planetos) yra gana arti Saulės, o planetos- milžinės su vandenilio gausiomis atmosferomis yra toliau nuo Saulės. Todėl galime laikyti, kad bent jau žymi susidariusių planetų dalis su tinkama gyvybei mase tuo pat metu bus ir tinkamu atstumu nuo žvaigždės.

3. Sudėtinga gyvybė gali būti tik planetose, besisukančiose aplink gana senas žvaigždes, kurių amžius yra keli milijardai metų. Nes tam, kad evoliucijos procese atsirastų tokia gyvybė reikia didelės trukmės. Pastebėsime kad trečią sąlygą tenkina beveik visos mus dominančių spektro klasių žvaigždės-nykštukės.

S. Lipinkot16) sudarytas trimatis modelis rodo visas mums žinomas žvaigždes 16 šviesmečių nuo Saulės atstumu. Trinarė Kentauro a žvaigždė yra į kairę ir žemiau Saulės, Altairas yra stambiausias objektas prie kairio flango, o Sirijus – dešinėje modelio pusėje.

4. Žvaigždė kelis milijardus metų neturi smarkiai keisti savo ryškumo. Ir šią sąlygą tenkina didžioji mus dominančių žvaigždžių dalis.

5. Žvaigždė negali būti daugianarė, nes priešingu atveju planetų orbitos gerokai skirtųsi nuo apskritimo, ir žymūs, jei ne katastrofiniai jų paviršiaus temperatūros svyravimai neleistų jose vystytis gyvybei.

Kiek planetų galėtų būti protingos gyvybės lopšiu?

Net atsižvelgus į visus prieš tai išvardintus apribojimus galime laikyti, kad Galaktikoje egzistuoja bent jau milijardai planetų, besisukančių aplink žvaigždes-nykštukes, panašias į mūsų Saulę ar kiek vėsesnes, kuriose galima išsivysčiusi, o gal ir protinga gyvybė.

Tačiau būtina dabar atkreipti dėmesį į vieną svarbią aplinkybę. Žinoma, kad žmogus, kaip biologinė rūšis, Žemėje atsirado tik prieš kelis milijonus metų. Ar galima teigti, kad žmonija, be paliovos besivystydama, egzistuos kiek norima ilgai, tarkim, milijardus metų?

Kaip mums atrodo, tikėjimas žmonių giminės amžinumu Žemėje (nes kalbėti galima tik apie tikėjimą) toks pat kvailas ir beprasmis, kaip ir tikėjimas atskiro individo nemirtingumu. Visa, kas atsirado – taip pat neišvengiamai turi ir išnykti. Ir protinga gyvybė kokioje bebūtų planetoje nėra išimtis.

Kokia psichozoidinių erų, t.y. periodų, kurių metu vystosi protinga gyvybė, trukmė įvairiose planetose? Į tokį klausimą sunku atsakyti. Tai gali būti šimtai tūkstančių ir net milijonai metų.

Psichozoidinių erų ribotumas gerokai susiaurina pasaulių, kuriuose tuo pačiu metu su mumis gyvena protingos būtybės. Taip, pvz., jei vidutinę tokios eros trukmę laikysim milijoną metų, tai šiuo metu Galaktikoje gali būti tik keli milijonai planetų su protingomis būtybėmis, turinčiomis gana aukštą civilizacijos lygį. Šiuo atveju, 100 šviesmečių spinduliu nuo Saulės tegali būti viena-dvi tokios planetų sistemos. Aišku, mūsų ką tik padaryta psichozoidinių erų trukmės pataisa yra gana laisva. Tačiau, mūsų požiūriu, ji būtina, nes priešingu atveju gyvenamų pasaulių kiekio Visatoje vertinimas tampa grubiai pervertintas. Žinoma, negalima laikyti visiškai negalimu dalyku, kad protingų būtybių gyvenamų pasaulių kiekis gerokai didesnis nei numanom. Vis tik labiau tikėtina, kad jų turėtų būti mažiau.

Tad 20 a. antros pusės mokslas pagrindžia genialias italų mąstytojo Džordano Bruno¹⁵⁾ idėjas apie daugybę apgyvendintų pasaulių. Kyla natūralus klausimas: kokios gi kontakto su protingais kitų planetų sistemų perspektyvos?

Tarpžvaigždinis ryšis

Aukštai išsivysčiusioms civilizacijoms mūsų Saulė turėtų atrodyti žvaigžde, apie kurią sukasi planetos, kuriose įmanoma gyvybė. Visai natūralu, kad, turėdamos galingas technines priemones, jos sieks užmegzti kokį nors ryšį su protingomis būtybėmis, gyvenančiomis kurioje nors Saulės sistemos planetoje. Įsivaizduokime, kad jie jau senai, galbūt, prieš daug tūkstančių metų, nustatė kokį nors ryšio kanalą ir kantriai laukia atsakymo...

1 – Galaktikos spinduliavimas; 2 – sumarinė dangaus radijo temperatūra; 3 – Žemės atmosferos radijo spinduliavimas. Abscisių ašyje išdėstytas dažnis MHz, ordinačių ašyje – dangaus radijo temperatūra (o K). iš schemos matyti, kad bent kiek patikimas nežemiškų būtybių signalų priėmimas yra įmanomas gana siaurame dažnių intervale. Žemus dažnius slopina Galaktikos triukšmas, aukštus dažnius užgožia Žemes atmosferos spinduliavimas.

Kokia gi to ryšio kanalo prigimtis

Šiai neįprastai problemai buvo skirtas D. Kokoni¹⁷⁾ ir F. Morisono¹⁸⁾ straipsnis viename iš „Nature“ 1959 m. rugsėjo numerių (skaitykite jį >>>>>). Šių autorių atlikta analizė rodo, kad tokį ryšį galima nustatyti tik elektromagnetinių bangų pagalba. Dar reikia turėti omenyje, kad šios bangos neturi stipriai nusilpti kirsdamos tarpžvaigždinę erdvę ir planetų atmosferas. Be to, siųstuvų galingumai privalo būti kiek galima mažesni, o technika paprasta ir patikima. Tai iškart apriboja galimą elektromagnetinių bangų diapazoną maždaug 10-10⁴ MHz intervalu (tai atitinka 0,3-30 m ilgio bangas).

Stiprūs kosmoso šaltinių spinduliavimo trikdžiai neleidžia ryšiui naudoti gana ilgų bangų, tarkim, l. Iš kitos pusės, šiluminis atmosferų radijo spinduliavimas neleidžia naudoti labai trumpų bangų. Beje, virš atmosferos esantys dirbtiniai palydovai išplečia diapazoną į aukštesnių bangų pusę.

Ar toli sieks signalas?

Iškart kyla klausimas, kokiais atstumais dabar galima užmegzti tiesioginė radijo ryšį? Čia būtina pabrėžti nepaprastai spartų radiofizikos progresas per paskutinį pusamžį.

Mūsų vyresniosios kartos atmintyje liko svarbus tam metui įvykis: transatlantinio ryšio užmezgimas. 1945 m. pirmąkart į Mėnulį pasiųstas signalas, kuris, atsispindėjęs nuo paviršiaus, buvo priimtas Žemėje. Praeitais 1959 m. buvo atlikta Veneros radiolokacija. Tai gerokai sudėtingesnis uždavinys nei Mėnulio lokacija, nes, kaip žinoma, radiolokacijai būtinas siųstuvo galingumas proporcingas ketvirtam atstumo iki objekto laipsniui. [ ... ]

Tuo tarpu jau dabar radijo teleskopų lėkščių skersmuo siekia 75 m, o priimančios aparatūros jautrumas centimetriniame ir decimetriniame diapazonuose naujų stiprintuvų (pvz., molekulinių) dėka labai išaugo. Iš čia seka, kad jau dabar visai įmanoma, panaudojus didžiausias antenas ir jautriausią aparatūrą, užmegzti radijo ryšį maždaug 10 šviesmečių atstumu.

Laukiamo signalų, kurie galėtų būti gauti 21 cm (1420 MHz) bangomis, forma (apačioje). Taip pat parodytas radijo teleskopų tomis bangomis priimamas realus signalas (viršuje).

Kaip įveikti trikdžius

Apskaičiuojant radijo ryšio liniją tarp dviejų pasaulių reikia atsižvelgti į trikdžių lygį. Turime du trikdžių tipus. Pirma, žvaigždės, apie kurią sukasi gyvenama planeta, radijo spinduliavimas; antra, radijo siųstuvo intensyvumas turi būti toks, kad jo signalas aiškiai išsiskirtų neišvengiamų kosminio radijo spinduliavimo fone. Pirmiausia aišku, kad siųstuvo galingumas reikiama kryptimi (t.y. į žvaigždę, su kuria bandoma

JAV statomo radijo teleskopo stebėjimams 21 cm (1420 MHz) bangomis imtuvo dalis

užmegzti ryšį), tam tikrame intervale turi būti stipresnis už šiluminį žvaigždės šiluminį radijo spinduliavimą. Galima įsitikinti, kad ši sąlyga realizuojama lengvai. Siųstuvo radijo spinduliavimas, kaip rodo paskaičiavimai, bus stipresnis net esant nežymiam siųstuvo galingumui^*).

Žymiai svarbesni kosminio fono radijo spinduliavimo trikdžiai. Čia reikia patikslinti galimą dažnių sritį, kurioje galima bandyti užmegzti mus dominantį ryšį.

Morisonas ir Kokoni (žr. >>>>>) iškėlė gana patrauklią idėją, kad tokio tipo ryšį, labiausiai tikėtina, bus bandoma užmegzti 21 cm [1420 cm] ilgio bangomis.gerai žinoma, tad tai vandenilio radijo linijos banga. Protingos būtybės, būdamos labai aukštame išsivystymo lygyje, privalo intensyviai tirti Kosmosą būtent šiomis bangomis. Panašūs tyrinėjimai jau dabar praturtino astronomiją pirmo svarbumo atradimais. [ ... ] Šiomis bangomis privalo būti atliekami ilgalaikiai ir sistemingi įvairių dangaus objektų stebėjimai, kas gerokai padidina signalo aptikimo galimybę. O galiausiai, vandenilis – labiausiai paplitęs elementas Visatoje ir todėl jo radijo linijos yra tarsi natūraliu dažnio etalonu, prie kurio turi eiti bet kuri išsivysčiusi civilizacija.

Kuria kryptimi ieškoti

Gana dideliems kampiniams atstumams nuo Paukščių tako juostos, sudarančių maždaug 2/3 dangaus skliauto, tarpžvaigždinės radijo linijos intensyvumas I_v neviršija nuolatini Galaktikos spinduliavimo toje pačioje spektro dalyje, lygioje 10^-21,5 W/ Hz. Paukščių tako juostoje vandenilio linijos intensyvumas keliomis dešimtimis kartų stipresnis už tą dydį.

Todėl naudingiau bandyti užmegzti ryšį su objektais, esančiais gana aukštose galaktinėse platumose, kur trikdžių lygis (apibrėžiamas kosminio radijo spinduliavimo fonu) gerokai mažesnis.

Paskaičiavimai^**) rodo, kad radijo ryšio tarp tarpžvaigždinių atstumų skiriamų civilizacijų užmezgimas yra šių dienų technikos galimybių ribose.

Galima tarti, kad kokiose nors planetose gyvenančios labai išsivystę protingos būtybės be paliovos ilgą laiką laiko savo gigantiškas antenas laukdami atsakymo iš tam tikro (tarkim 100) artimiausių mums žvaigždžių, kur, jų spėjimu, galima protinga gyvybė. Išsivysčiusiai visuomenei tokia savita, ilgus tūkstantmečius trunkanti „kosminio radijo ryšio“ tarnyba visai „įmanoma“. Ir ne išimtis, kad mes jau senai esame elektromagnetinio spinduliavimo, nuolat siunčiamo protingų būtybių, gyvenančių kokios nors mums gerai žinomos sistemos kelių dešimčių šviesmečių atstumu, sraute.

Siunčiami signalai privalo turėti tam tikras savybes, gerokai juos išskiriančius nuo natūralių kosminių radijo triukšmų. Jie gali būti paprasčiausiu kodu, pvz., pirmieji keli sveikųjų skaičių sekos skaičių nuolat pasikartojančia seka arba tokius skaičius kaip p ar e. Dažnių intervalas, naudojamas kosminiam radijo ryšiui, privalo būti labai siauras. Planetos, kurioje įrengtas siųstuvas, judėjimas orbita aplink žvaigždę sukels griežtai periodinius dažnio pokyčius (dėl Doplerio efekto). Jei apytiksliai laikysim, kad laukiami santykiniai greičiai esant tokiam judėjimui keičiasi plius-minus 100 km/sek, tai signalo dažnio variacijos gali būti plius-minus 300 MHz nuo pagrindinio vandenilio radijo linijos dažnio, lygaus 1420,3 MHz, ribose.

Aišku, ne taip jau daug šansų užmegzti ryšį su kitais pasauliais, ypač per kokį nors apčiuopiamą laiko tarpą. Tačiau, kaip visiškai teisingai pastebi Morisonas ir Kokoni (žr. >>>>>), jei nebus daromi jokie bandymai ta kryptimi, tai šansai bus lygūs nuliui.

Idėja apie radijo ryšio su kitais pasauliais užmezgimo galimybę jau dabartiniame radiofizikos lygyje neseniai pradėta realizuoti JAV Nacionalinėje radijo astronomijos laboratorijoje. Žinomas amerikiečių radioastronomas F. Dreikas¹⁹⁾ sukūrė aparatūros, galinčios išspręsti tą užduotį, projektą. Nuodugnų tos schemos aprašymą galima rasti Dreiko straipsnyje, paskelbtame „Sky and telescopes“ 1960 m. sausio numeryje. Jau pagaminti to imtuvo blokai. Jo antena bus parabolinė 25,5 m skersmens lėkštė Stebėjimus planuojama pradėti jau 1960-ais. Pirmais tyrimo objektais bus artimos, gana panašios į Saulę, Banginio t ir Eridano e žvaigždės, esančios maždaug už 11 šviesmečių. Vėliau tą aparatūrą ketinama perkelti į statomą radijo teleskopą su 45 m skersmens lėkšte²⁰⁾.

* * *

[ ... ]

Vis tik tikėsimės, kad ši svajonė kada nors išsipildys.

Originalios autoriaus išnašos

^*) Iš tikro, Saulės šiluminio radijo spinduliavimo srautas atstumu R, išreikštas metrais, lygus 10^-15 f² / R² W/MHz (kur f - dažnis), o siųstuvo W x G / R², kur W - siųstuvo galingumas, o G - perduodančios antenos kryptingo veikimo koeficientas, apibrėžiamas jos diametru: G = 4 p d² / l².
Tad esant d=100 m decimetrinio diapazono bangoms G lygus apie 10⁵. Iš čia seka, kad esant f=10³ MHz radijo siųstuvo spinduliavimo srautas bus didesnis už žvaigždės šiluminį spinduliavimą kai W > 10^-2 W/Hz.

^**) Jei siųstuvu naudojama d₁ skersmens lėkštė, tada galingumas, kurią turėtų spinduliuoti atitinkama kryptimi (pvz., mūsų Saulės sistemos) esant sąlygai, kad priimančioje stotyje su d₂ skersmens lėkšte, kad viršytų kosminį foną, turėtų būti

Iš čia seka, kad esant d₁ = d₃ = 80 m ir R=10 švm, W=100 W/Hz, kas techniškai prieinama šiandien.

Pastebėsime, kad, tačiau, perduodančių antenų dydžiai ir siųstuvo galingumas pas aukštai išsivysčiusias civilizacijas gali būti didesni nei pas mus. Be to, Žemėje jau dabar projektuojami 200 m ir dar didesnio skersmens lėkštės.

Papildomi paaiškinimai

¹⁾ Džeimsas Hopvudas Džinsas (James Hopwood Jeans, 1877-1946) – britų fizikas-teoretikas, astronomas, matematikas. Jo indėlis į kelias fizikos sritis, tame tarpe kvantinę mechaniką, šiluminio spinduliavimo teoriją ir žvaigždžių evoliuciją. Kartu su A. Edingtonu laikomas britų kosmologijos pradininku. 1905 m. nustatė absoliučiai juodo kūno energijos pasiskirstymo spektro ilgųjų bangų srityje dėsnį. Besisukančių kūnų analizė leido atmesti Laplaso Saulės sistemos susiformavimo iš vieno dujų debesies teoriją, Jis mainais, kartu su H. Jeffreys, 1918 m. pasiūlė teoriją, pagal kurią planetos susiformavo iš medžiagos, kuri į erdvę pateko iš Saulės dėl nepaprastai arti priartėjusios kitos žvaigždės. Ta teorija 20 a. 4-me dešimtm. buvo paneigta, tačiau pats principas tebenagrinėjamas kaip vienas galaktikų ir žvaigždžių sankaupų vystymosi mechanizmų. 1928 m. Džinsas pristatė stabilios būsenos kosmologinę teoriją, pagal kurią Visatoje nuolat susidaro materija. Ta teorija neteko populiarumo 1965 m., kai atrastas mikrobanginis foninis spinduliavimas imtas laikyti Didžiojo sprogimo palikimu. 1929 m. paskelbė apie dujų telkinių sutankėjimą veikiant traukos jėgoms, kas tapo pagrindu gravitacinio nestabilumo teorijai (Džinso nestabilumas). Kritiniai parametrai vadinami Džinso bangos ilgiu ir Džinso mase. Gyvenimo pabaigoje rašė mokslo populiarinimo knygas. Knygoje „Fizika ir filosofija“ (1943) aptarė skirtingus požiūrius į tikrovę: mokslo ir filosofijos. Laikėsi idealistinių pažiūrų, kad pirminė yra sąmonė, ir Visata kilo iš sąmonės, o ne sąmonė iš materijos. 1928 m. įšventintas į riterius. Jo vardu pavadinti krateriai Mėnulyje ir Marse.

²⁾ Taip tikrai nėra. Pirmoji tikrai patvirtinta planeta prie kitų žvaigždžių (Cefėjo g) pirmąkart atrastos 1988 m. Dabar jų jau žinoma daugybė, tarp kurių yra ir panašių į Žemę. Žr. >>>>>

³⁾ Henris Norisas Raselas (Henry Norris Russell, 1877-1957) – amerikiečių astrofizikas, sukūręs vieną pirmųjų žvaigždžių evoliucijos teorijų, pagal kurią pagrindiniu žvaigždės energijos šaltiniu yra jų gravitacinis susispaudimas. Žvaigždės evoliucija vyksta keičiantis jos tankiui: nuo didžiųjų raudonųjų milžinių prie A ir B klasės žvaigždžių (įkaitimas), o tada per Saulės tipo žvaigždes prie raudonųjų nykštukių (vėsimas). Jis pirmasis nustatė cheminius elementus Saulės atmosferoje, davė cheminių elementų Visatoje įverčius, tyrinėjo priklausomybę tarp žvaigždžių spektrais ir jų šviesumo. Su R.S. Duganu J.Q. Stiuartu parašė populiarų dvitomį astronomijos vadovėlį (1926).

⁴⁾ Nikolajus Nikolajevičius Parijskis (1900-96) – rusų astronomas ir geofizikas, TSRS MA narys-korespondentas (1968). Pagrindiniai darbai skirti kosmogonijai, Žemės sukimosi klausimams, Saulės karūnos tyrimams, Žemės deformacijoms potvynių metu. Vienas gravimetrijos pradininkų Rusijoje. 1943 m. kartu su V.G. Fesenkovu įrodė Džinso¹⁾ hipotezės klaidingumą. Nurodė, kad įtikinamiausia Žemės sukimosi kitimo priežastis – atmosferos cirkuliacija perduodant judėjimo momentą Žemei. Įvertino Žemės sukimosi lėtėjimo spartą.

⁵⁾ Oto Juljevičius Šmidtas (1891-1956) – rusų matematikas, geografas, geofizikas ir astronomas, Pamyro ir Šiaurės tyrinėtojas, profesorius (1924) ir akademikas (1935). Kilęs iš Latvijos vokiečių. Parašė darbų iš aukštosios algebros. 5-o dešimtm. viduryje iškėlė kosmogeninę hipotezę apie Saulės sistemos susidarymą kondensavimosi būdu iš aplink Saulę buvusio dujų-dulkių debesies.

⁶⁾ Aleksandras Ignatjevičius Lebedinskis (1913-67) – rusų astrofizikas ir geofizikas, profesorius (1948). Vienas magnetohidrodinamikos pionierių. Kartu su L. Gurevičium⁷⁾ pagrindė dinamo efekto atsiradimo galimybę Saulės atmosferoje. Tyrė naujų žvaigždžių žybsnių problemą žvaigždės-nykštukės šiluminio branduolinio sprogimo dėl gravitacinio susispaudimo modelio rėmuose. Daug dėmesio skyrė kosmogonijai, planetų formavimuisi iš dujų-dulkių debesio, nagrinėjo difuzinių ūkų procesus. 1948-50 rengė ekspedicijas į Šiaurę šiaurės pašvaisčių tyrimams. Kūrė aparatūrą nenutrūkstamam dangaus stebėjimui ir viso dangaus spektro gavimui, naudotą Antarktidoje ir Arktikoje. Kūrė aparatūrą spektrofometriniams planetų stebėjimams iš palydovų ir zondų. Jo vardu pavadintas Mėnulio krateris.

⁷⁾ Levas Emanuilovičius Gurevičius (1904-90) – rusų fizikas ir astronomas, profesorius (1946), fizikinės kinetikos Rusijoje pradininkas. Atrado elektronų kietuosiuose kūnuose „viliojimo“ fotonais efektą („fotonų vėją“), termomagnetines bangas puslaidininkiuose. Kartu su A.I Lebedinskiu⁶⁾1945-50 m. išvystė žvaigždžių ir planetų sistemų kondensacijos iš išretėjusios medžiagos teoriją. Įrodė (1947-54) pasikartojančių termobranduolinių sprogimų plonuose žvaigždžių apvalkaluose galimybę. Sukūrė pirminio kosmologinio vakuumo teoriją (1975).

⁸⁾ Yra hipotezė, kad ir Saulė yra dvinarė žvaigždė, kurios kitas narys yra raudonoji ar rudoji nykštukė, įgavusi Nemezidės pavadinimą. Daugiau apie tai žr. >>>>>

⁹⁾ Aleksandras Nikolajevičius Deičas (1889-1986) – rusų astronomas, profesorius (1937). Pagrindiniai darbai iš fotografinės astrometrijos ir žvaigždžių astronomijos srityse. Nustatė apie 18 tūkst. žvaigždžių judėjimus, nustatė nematomus dvinarės Gulbės 61 du palydovus, kurių periodai 6 ir 12 m. Dalyvavo analizuojant unikalių 1936 m. Saulės karūnos stebėjimų duomenis.

¹⁰⁾ Su Šu-huangas - kinų-amerikiečių astronomas, 6-o dešimtm. pab.-7-o dešimtm. pr. vienas pirmųjų atlikęs detalią žvaigždžių, prie kurių galėtų būti gyvybė, analizę. Jis atkreipė dėmesį į galimos gyvybei zonos įvairoves priklausomai nuo žvaigždės dydžio ir spektro, o taip pat kitaip prisidėjo prie SETI projekto įsigalėjimo. Jis nurodė, kad išsivysčiusiai rasei, nuolat turint neigiamus rezultatus, išlaikyti dėmesį nuolatinei galimų protingų būtybių signalų paieškai (ką dalinai ir rodo dabartinė SETI būklė). Todėl manė, kad atsitiktiniai pasiklausymai gali būti sėkmingesni (žr. apie „Ciklopo projektą“). Į JAV atvyko 1947 m., po 11 m. ėmė dirbti NASA.

¹¹⁾ Oto Liudvigovičius Struvė (1897-1963) – rusų-amerikiečių astronomas, vienas iškiliausių 20 a. astrofizikų. Iš Struvės astronimų giminės. Dalyvavo baltųjų judėjime, evakuotas iš Krymo 1920-ais. Pagrindiniai darbai iš žvaigždžių spektroskopijos, daugelį metų tyrinėjo dvinares žvaigždes. Su G.A. Šainu¹²⁾ išvystė ašinio žvaigždžių sukimosi greičio nustatymo metodą. Vadovavo daugeliui observatorijų, į kur kvietė talentingu mokslininkus, tarp jų ir S. Chandrasekhar‘ą ir G. Herzberg‘ą, vėliau gavusius Nobelio premiją. 1952 m. iškėlė idėją kaip surasti eksoplanetas Doplerio metodu.

¹²⁾ Grigorijus Abramovičius Šainas (1897-1963) – rusų astronomas, akademikas (1939). Dirbo žvaigždžių spektroskopijos ir dujinių ūkų fizikos srityse. Kartu su O. Struve¹¹⁾ tyrė greitą jaunų žvaigždžių sukimąsi ir nustatinėjo radialinius žvaigždžių (apie 800) greičius. Aptiko apie 150 naujų ūkų, kelis asteroidus, neperiodinę C/1925 F1 kometą (gavusią ir jo vardą), o taip pat gausų C¹³ izotopo kiekį N ir R klasių žvaigždžių atmosferoje. Jo tyrimai parodė, kad ūkų ir žvaigždžių vystymosi procesas yra bendras. Jo vardu pavadintas krateris Mėnulyje.

¹³⁾ Viljamas Hunteris Mak-Kri (William Hunter McCrea, 1904-1999) – anglų astronomas ir matematikas. Pagrindiniai darbai iš teorinės astrofizikos – žvaigždžių atmosferos, tarpžvaigždinės terpės, kosmogonijos, kosmologijos teorijų. 1928 m. tyrė a. Unsold‘o hipotezę ir nustatė, kad 3/4 Saulės sudaro vandenilis ar apie 1/4 helis (anksčiau dauguma manė, kad ji sudaryta iš geležies). 1929 m. atliko pionierinius turbulentiškumo, kaip medžiagos patekimo į chromosferą, dinaminius efektus. 1931 m. sudarė žvaigždžių atmosferų modelį ir pagal jį paskaičiavo sklindantį spinduliavimą. Išvystė F. Hoilo hipotezės apie nenutrūkstamą materijos atsiradimą kai kuriuos aspektus. Tyrinėjo pradines sąlygas vienalytės ir izotropinės Visatos modeliuose. Sukūrė vieningą žvaigždžių ir planetų susidarymo iš dujų debesies, esančio viršgarsinės turbulencijos būsenoje. Prielaidoje, kad planetos formuojasi kaip šalti kūnai, apžvelgė cheminių elementų atsiskyrimą. Ištyrė smūginių bangų vaidmenį tarpžvaigždinės medžiagos akrecijos žvaigždėmis procesuose.

¹⁴⁾ Nikolas Ulrichas Mejolas (Nicholas Ulrich Mayall, 1906-1993) – amerikiečių astronomas, ilgus dešimtmečius dirbęs Lick‘o observatorijoje.. Pagrindinė veikla – ūkų ir galaktikų tyrinėjimai. 1937 m. nuodugniai ištyrė Krabo ūko spektrą, o 1942 m. kartu su J. Oortu galutinai įrodė, kad tai supernovos 1054 liekanos. Ištyrė regimą galaktikų pasiskirstymą, išvedė jų ryškumo funkciją, išmatavo radialinius ypač silpnų galaktikų greičius, kartus su V. Morganu sukūrė galaktikų klasifikaciją, pagrįstą jų spektrais ir atsižvelgiant į ryšį tarp galaktikos žvaigždžių ir jos formos; ištyrė galaktikų branduolio ir „rankovių“ skirtumus. Jo raudonųjų poslinkių tyrimai buvo svarbūs vertinant Visatos plėtimąsi. Jo vardu pavadintas žvaigždžių spiečius Andromedos galaktikoje ir kiti žvaigždžių spiečiai.
Taip pat skaitykite >>>>>

¹⁵⁾ Džordanas Bruno (Giordano Bruno, 1548– 1600) – žymus italų Renesanso laikotarpio Dominikonų vienuolis, filosofas, teologas, matematikas ir astronomas, panteizmo atstovas. Jo kosmologinės teorijos sekė N. Koperniko modeliu, kuris Saulę identifikavo tik kaip vieną iš daugybės danguje nepriklausomai judančių kūnų. Bruno paskelbė sensacingas hipotezes, teigiančias, kad Visata yra begalinė su visur vienodai galiojančiais dėsniais, o žvaigždės, matomos naktį, yra tokios pat kilmės kaip ir Saulė, todėl Saulė jokiu būdu negali būti Visatos centru. Už laisvai reiškiamas mintis ir modernias mokslines pažiūras, kurios neatitiko tuometinių religinių dogmų, Inkvizicija jį paskelbė eretiku, ilgai kalino ir tardė, o tada nuteisė mirties bausme sudeginant ant laužo.
Skaitykite daugiau >>>>>

¹⁶⁾ Sara Li Lipinkot (Sarah Lee Lippincott, g. 1920) – amerikiečių astronomė. Ji buvo viena pirmųjų, panaudojusi astrometriją dvinarių žvaigždžių elgsenos tyrimui ir planetų paieškai. Ji pranešė apie kelis mažesnės už žvaigždės masę objektų atradimą ir 1951 m. spėjo prie Lalande 21185 esant planetą, kuri yra 0,01 Saulės masės. Tačiau tie tvirtinimai nebuvo patvirtinti ir su laiku jais imta nepasitikėti. Sėkmingiau sekėsi darbai su dvinarėmis žvaigždėmis.

¹⁷⁾ Džiuzepė Kokoni (Giuseppe Cocconi, 1914-2008) – CERN protonų sinchrotono direktorius (Ženevoje). Žinomas darbais el. dalelių fizikoje ir savo indėliu į SETI projektą. Maždaug 6-o dešimtm. pradžioje Uolėtuose kalnuose atliko eksperimentus, parodžiusius galaktinę ir užgalaktinę kosmoso spindulių kilmę. Kartu su F. Morisonu parašė straipsnį, kuriame pasiūlė nežemiškų signalų ieškoti 21 cm (1420 cm) ilgio bangomis – kas tapo SETI pagrindu. Taip pat apie jį žr. >>>>>

• G. Cocconi, Ph. Morrison. Searching for Interstellar Communications// Nature, 184, 19 Sept. 1959

¹⁸⁾ Filypas Morisonas (Philip Morrison, g. 1915-2005) – amerikiečių astrofizikas, Manheteno projekto dalyvis, ant savo galinės automobilio sėdynės vežė „Trinity“ plutonio bombos galvutę bandymams Niu Meksiko valstijoje.. Po karo aktyviai pasisakė už ginklavimosi kontrolę, pasisakė prieš militarizmą. 1950-ais pasiūlė pradėti nežemiškų civilizacijų signalų paiešką. 1964 m. perėjo į MIT. Dalyvavo TV programose, rašė knygas apie nusiginklavimą, dalyvavo kuriant dok. filmą „Dešimties laipsnis“. Taip pat apie jį žr. >>>>>

¹⁸⁾ Frankas Dreikas (Frank Donald Drake, g. 1930) – amerikiečių astronomas, ryšių su nežemiškomis civilizacijomis paieškų pradininkas - pirmasis ėmęs ieškoti nežemiškų civilizacijų signalų („Ozma“), pirmasis parengė pranešimą („Pioneer Plaque“, 1972; žr. >>>>>), pirmas (su K. Saganu ir kt.) pasiuntė signalą į kitas žvaigždes („Arecibo Message“, 1974). Buvo SETI instituto kontrolės tarybos narys. Karjeros pradžioje tyrė pulsarus. Išvede Dreiko lygtį protingos gyvybės Visatoje pasiskirstymui.

¹⁹⁾ SETI projektas tebevyksta (žr. >>>>> ir >>>>>). Galite prasidėti prie šio projekto duomenų apdorojimo (apie tai žr. >>>>> ).

Papildomai skaitykite:
"Wow" signalas
Ar ten ieškome?
Lenktynės kosmose
Fermi paradoksas
Pačiupinėti Visatą
Daisonas prieš Daisoną
Didžioji ausis įsiklauso
SETI instituto užgimimas
Kur keliauja žvaigždžių paštas?
Nežemiško proto paieškų istorija
Mėnulis ir jo įsisavinimo ypatybės
Ar kažkur Visatoje yra gyvybė?
Duokite mums Alcubierre pavarą
Tarpžvaigždinę kvantinė komunikacija
Civilizacijos: Paskaičiavimai pagal Gindilį
Saturno keisčiausio palydovo paslaptys
Svetimas vienuolynas pavadinimu „Kosmosas"
Dž. Kokoni, F. Morisonas. Tarpžvaigždinio ryšio paieškos
Paleovizitai: Ar bus rasti tiesioginiai pėdsakai?
Tarpžvaigždinio skrydžio ir kontakto įvertinimas
Išilginės bangos ir kelionės laike
Didysis sprogimas ar Atšokimas
Astronomų užsipuolimas TSRS
Paslaptingos Naska linijos
Nuo lakūnės iki ufologės
JAV antigravitacinė eskadrilė
Tolimų planetų nuotraukos
Kometos: dangaus ženklai
Saulė yra dvinarė žvaigždė?
Antigravitacijos paieškos
Alcubierre pavara
Išsigelbėjimo arkos
Greičiau už šviesą!
Žvalgantis po dangų
"Galileo" misija
Sliekangės

Maloniai pasitiksime žinias apie bet kokius Jūsų pastebėtus sunkiai paaiškinamus reiškinius. Juos prašome siųsti el.paštu: san-taka@lithuanian.net arba pateikti šiame puslapyje.

UFO sightings and other phenomenas in/under Lithuanian sky. Please inform us about everything you noticed and find unexplainable in the night sky or even during your night dreams, or in the other fields of life. Review of our site in English

NSO skiltis
Vartiklis