|
|
Дата: 22 Май 2009 00:51:05
#
Радиосвязь между цивилизациями,
находящимися на различных
планетных системахВопрос о возможностях связи с другими мирами впервые анализировался Коккони и Моррисоном в 1959 г. Они пришли к выводу, что наиболее естественный и практически осуществимый канал связи между двумя какими-нибудь цивилизациями, разделенными межзвездными расстояниями, может быть установлен с помощью электромагнитных волн. Очевидное преимущество такого типа связи — распространение сигнала с максимально возможной в природе скоростью, равной скорости распространения электромагнитных волн, и концентрация энергии в пределах сравнительно небольших телесных углов без сколько-нибудь значительного рассеяния.
Требование, чтобы электромагнитные волны не испытывали заметного поглощения при распространении как в межзвездной среде, так и в атмосферах планет, сразу же ограничивает возможный диапазон длин волн. Прежде всего, длина волны, на которой осуществляется межзвездная связь, не должна быть слишком большой. В противном случае излучение будет поглощаться межзвездной средой. Коккони и Моррисон считали, что предельная длина волны должна быть около 300 м, что соответствует частоте 1 МГц. Однако такое длинноволновое излучение не будет проходить через атмосферы планет. Оно поглотится в верхних слоях их атмосфер, где газ должен быть частично ионизован. Не приходится сомневаться, что все планеты должны иметь ионосферы. Через такие ионосферы беспрепятственно будет проходить только излучение, длина волны которого меньше 10—15 м. Ограничение со стороны коротких волн обусловлено поглощением, которое вызывается различны-ми молекулами, входящими в состав планетных атмосфер. Уже начиная с длины волны 3 см электромагнитные волны могут поглощаться молекулами водяных паров.
Таким образом, согласно Коккони и Моррисону межзвездная связь может в принципе осуществляться только на волнах короче 300 м и длиннее 3 см. Учет поглощения в планетных атмосферах снижает верхнюю границу этого интервала длин волн до 10—15 м. Необходимо, однако, отметить, что если приемная и передающая аппаратура для межзвездной связи будет вынесена за пределы планетных атмосфер (например, помещена на искусственных спутниках), то диапазон частот, на которых возможно осуществление межзвездной связи, будет значительно расширен.
Следует отметить, что условия распространения электромагнитных волн в межзвездной среде и в планетных атмосферах не являются единственным обстоятельством, определяющим возможные значения длин волн, на которых может осуществляться межзвездная связь. Не меньшее значение имеет уровень помех. Ведь из-за огромных расстояний, разделяющих инопланетные цивилизации, мощности принимаемых сигналов должны быть очень малы. Но сама Вселенная по причинам естественного порядка излучает в той или иной степени на всех диапазонах волн. Если говорить о радиодиапазоне (который, собственно говоря, только и рассматривался Коккони и Моррисоном), то радиоизлучение Галактики и Метагалактики является серьезной помехой для обнаружения слабых сигналов искусственного происхождения. Космическое радиоизлучение имеет непрерывный спектр, причем интенсивность его, рассчитанная на единичный интервал частот, растет с уменьшением частоты.
К числу помех для межзвездной радиосвязи следует отнести также тепловое радиоизлучение планетных атмосфер. Оно особенно существенно на волнах сантиметрового, миллиметрового и субмиллиметрового диапазонов. Наконец, на высоких частотах основными помехами являются квантовые шумы, неизбежные даже для идеальных приемников излучения. Эти шумы есть следствие дискретной “фотонной” природы потоков излучения; их “температурным эквивалентом” является величина hv/k, где h — постоянная Планка, k — постоянная Больцмана, v — частота. На рис. 88 приведена зависимость “температуры шумов” от частоты (пунктирная кривая). Сплошная кривая — шумы, обусловленные излучением молекул атмосферы. Из этого рисунка видно, что минимальный уровень помех (с учетом излучения атмосферы) имеет место для интервала частот 103—104 МГц, что соответствует интервалу длин волн 30—3 см.
Теперь представим себе, что на какой-нибудь планете, обращающейся вокруг некоторой звезды, имеется высокоразвитая цивилизация, которая желает известить о своем существовании. Для этого она посылает в некотором направлении (например, в направлении на звезду, около которой можно ожидать наличие разумной жизни) радиосигнал. Сразу же эта цивилизация столкнется с такой трудностью: звезда, вокруг которой обращается планета — обитель разумной жизни, является довольно мощным источником радиоизлучения, спектр которого непрерывен. Чтобы искусственный сигнал не “потонул” в радиоизлучении этой звезды, необходимо, чтобы его мощность была по крайней мере сравнима с мощностью радиоизлучения звезды в соответствующем диапазоне.
Будем считать, что звезда излучает в радиодиапазоне, подобно нашему Солнцу, когда на нем нет пятен (так называемое “радиоизлучение спокойного Солнца”). Для определенности будем рассматривать волну 10 см. Известно, что на этой волне спокойное Солнце излучает как нагретое тело с температурой поверхности около 50 тыс. К. Мощность радиоизлучения Солнца , рассчитанную на единичный интервал частот, можно определить, если воспользоваться формулой Рэлея — Джинса
где =10 см — длина волны; k = 1,38•10-16 эрг/град — постоянная Больцмана; = 7•1010 см — радиус Солнца;
Tb= 50 тыс. К — яркостная температура спокойного Солнца на волне 10 см. Выполнив вычисления, получим =2,6•1010 эрг/(с•Гц) =2,6•103 Вт/Гц.
Следует иметь в виду, что Солнце излучает на всех частотах, поэтому полная мощность радиоизлучения спокойного Солнца очень велика, порядка десятков миллиардов киловатт. Но искусственный сигнал может иметь очень узкую спектральную полосу, например несколько тысяч или даже несколько сотен герц. Кроме того, Солнце излучает одинаково по всем направлениям, в то время как, пользуясь достаточно большой антенной, можно почти всю мощность искусственного сигнала сосредоточить в пределах узкого конуса, угол раствора которого близок к
( - длина волны, D — диаметр зеркала антенны). Этот конус определяет “главный лепесток” антенны (рис. 89). Если, например, пользоваться антенной диаметром 300 м (такие антенны у радиоастрономов имеются), то на волне 10 см обусловленный направленным действием антенны “выигрыш” будет равен
где А —эффективная площадь антенны, близкая к ее геометрической площади. В нашем случае G 108 . Это означает, что в направлении, перпендикулярном к поверхности зеркала, антенна излучает в 100 млн раз больше, чем Солнце, при условии, что полная мощность, излучаемая ею по всем направлениям, такая же, как у Солнца.
Следовательно, даже если мощность передатчика будет всего лишь около 10-5 Вт/Гц, сигнал от него в направлении главного лепестка будет примерно такой же, как от Солнца.
Таким образом, собственное радиоизлучение звезд, около которых находятся высокоразвитые цивилизации, практически не может быть помехой для межзвездной радиосвязи. Гораздо более существенной помехой является фон космического радиоизлучения, из которого должен быть выделен сигнал искусственного происхождения. Величина последнего в радиоастрономии определяется так называемой антенной температурой ТА:
где d1 — диаметр приемной антенны, d2 — диаметр передающей антенны, R — расстояние до передатчика, W - мощность передатчика, рассчитанная на 1 Гц. С другой стороны, разумно наложить условие, чтобы антенная температура, создаваемая искусственным источником радиоизлучения, была не меньше яркостной температуры неба на соответствующей частоте Th. Теперь мы можем сформулировать “условие обнаружимости” сигнала Ta Tb.
Следует, однако, отметить, что в ряде случаев “полезный сигнал” может быть обнаружен и тогда, когда Ta< Tb, например Ta=0,1Tb. Однако мы сейчас будем пользоваться критерием Ta Tb.
Полагая d1=d2=100 м, W=100 Вт/Гц, =10 см, из условия Ta = Tb найдем, что R 1019, т.е. около 10 световых лет, это соответствует расстоянию до ближайших звезд. Тем самым доказано, что уровень современной земной радиотехники вполне позволяет осуществить радиосвязь на межзвездных расстояниях.
При этом следует иметь в виду, что бортовая радиоаппаратура, установленная на космических ракетах, по ряду причин должна быть малогабаритной и маломощной. Между тем при осуществлении связи на межзвездных расстояниях будут использоваться самые большие из существующих стационарных радиотелескопов. На рис. 90, а также 91 и 92 приведены фотографии некоторых таких антенн. 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 ТА значительно меньше Тb.
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 прин-ципов работы приемника.
На рис. 94 приведена типичная запись регистрирующего прибора, показывающая такие флуктуации. Существует формула, дающая “среднее квадратичное” значение таких флуктуаций в зависимости от некоторых характеристик приемника. Эта формула имеет вид
где T — измеряемая “температура шумов” (пропорциональная “поглощенной” антенной мощности космического радиоизлучения плюс мощности шумов, возникающих в приемной аппаратуре), — флуктуации измеряемой “шумовой” температуры, о которых речь шла выше, т — время, в течение которого регистрирующий прибор на выходе приемника (осциллограф) “накапливает” поступающую в него после детектирования мощность, — ширина полосы частот, усиливаемых приемником (“ширина полосы пропускания приемника”).
Условие обнаружения какого-нибудь слабого сигнала состоит в том, что антенная температура, обусловленная этим сигналом, должна быть не меньше, чем флуктуации . Запишем это условие:
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:
откуда
Последняя формула позволяет определить дальность межзвездной радиосвязи в зависимости от мощности передатчика, размеров передающих антенн и характеристик приемника. Пусть
Гц.
Какой должна бьть мощность передатчика, чтобы осуществить связь на расстоянии 10 пк или 30 световых лет? 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 Мор-рисон 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°С. 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.
|
