На каком радиоканале нужно искать инопланетные сигналы? Ученые заподозрили, что 60 лет слушали не тот космос

На протяжении шести десятилетий научные проекты, направленные на поиск возможных сигналов от внеземных цивилизаций (SETI), концентрировали внимание на крайне ограниченном участке радиоспектра. Начиная с первых наблюдений в 1960 году, исследователи проверяли гипотезу о том, что искусственный сигнал следует искать на определенной универсальной частоте.

Однако развитие радиоастрономии и появление новых вычислительных моделей показали, что такой подход создавал фундаментальные ограничения. Ученые не только пропускали обширные диапазоны частот, но и не имели точных инструментов для оценки того, какое количество звездных систем фактически попадало в поле зрения их приборов.

Новое исследование астронома Луизы Мейсон из Манчечерского университета показывает, как использование миллиметровых радиоволн и компьютерного моделирования Галактики позволяет расширить параметры поиска и более чем в двадцать раз увеличить точность учета наблюдаемых звезд.

Логика и ограничения диапазона «водного водопоя»

В 1959 году физики Филип Моррисон и Джузеппе Коккони опубликовали работу, в которой предложили физически обоснованный ориентир для поиска искусственных радиосигналов. Они указали на частотный интервал от 1,42 до 1,66 гигагерца.

Выбор этого интервала объяснялся фундаментальными законами химии и физики:

1. Частота 1,42 гигагерца соответствует естественному радиоизлучению атомов нейтрального водорода. Это самый распространенный химический элемент во Вселенной.
2. Частота 1,66 гигагерца соответствует радиоизлучению гидроксила — молекулярного соединения, состоящего из одного атома кислорода и одного атома водорода.

Сочетание водорода и гидроксила образует воду. По этой причине частотный интервал между 1,42 и 1,66 гигагерца получил в научной среде название диапазона «водного водопоя». Кроме того, этот участок радиоспектра характеризуется низким уровнем естественного радиошума Млечного Пути.

Предполагалось, что любая цивилизация, освоившая радиофизику, осознает значение водорода и воды и будет использовать именно этот тихий участок спектра для передачи сигналов через межзвездное пространство.

В результате этого предположения подавляющее большинство радиопоисков в течение шестидесяти лет проводилось именно в диапазоне от 1,42 до 1,66 гигагерца. Однако такой подход имел серьезный недостаток. Он полностью строился на человеческих представлениях о логике потенциального отправителя сигнала. Если гипотетический передатчик работал на любой другой частоте, существующие системы наблюдения не могли его зафиксировать.

Физические преимущества миллиметровых радиоволн

С развитием технологий астрономы получили возможность работать с существенно более высокими частотами. К ним относятся миллиметровые и субмиллиметровые радиоволны, имеющие частоту от 30 до 300 гигагерц. Длина таких волн составляет от одного до десяти миллиметров.

Использование высоких частот для передачи информации на космические расстояния имеет несколько физических преимуществ:

1. Скорость и объем передачи данных. Чем выше частота радиоволны, тем больше информации передающее устройство может закодировать в единицу времени.
2. Направленность излучения. Высокочастотные радиосигналы проще фокусировать в узкие лучи при помощи антенн разумных размеров. Это позволяет передавать энергию на большие расстояния с меньшим рассеиванием.
3. Размеры оборудования. Для работы на миллиметровых волнах требуются антенны меньшего диаметра по сравнению с низкочастотными радиодиапазонами.

В XX веке миллиметровый диапазон не использовался в программах поиска техносигнатур из-за отсутствия достаточно чувствительных приемников. Однако современное оборудование позволяет проводить измерения на этих частотах с высокой точностью.

Отличие искусственных сигналов от естественного излучения

Чтобы найти искусственный сигнал в радиоэфире, ученым необходимо отделить его от естественного излучения космических объектов. Вся Вселенная заполнена радиоволнами, которые излучают звезды, пульсары, квазары и межзвездный газ.

Ключевое различие между естественным и искусственным излучением заключается в ширине занимаемого частотного интервала:

• Естественные источники генерируют широкополосное излучение. Это означает, что их энергия равномерно распределяется по очень большому диапазону частот — от сотен мегагерц до нескольких гигагерц.
• Искусственные передатчики создают узкополосные сигналы. Для экономии энергии и защиты от помех созданные человеком радиосистемы (радары, спутники, средства связи) концентрируют всю мощность в крайне узком участке частот — иногда шириной всего в несколько герц.

При поиске искусственных сигналов астрономы используют специализированные программы, которые анализируют поступающий поток данных и ищут в нем всплески энергии, сконцентрированные в очень узких частотных каналах. Естественные астрофизические процессы не способны создавать сигналы такой высокой спектральной плотности.

Исследование Луизы Мейсон и данные обсерватории ALMA

Астроном Луиза Мейсон из Манчестерского университета провела первый в истории поиск узкополосных радиосигналов в миллиметровом диапазоне, используя данные радиоинтерферометра ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array).

Обсерватория ALMA расположена в чилийской пустыне Атакама на высоте пяти тысяч метров над уровнем моря. Она состоит из 66 высоких антенн, работающих как единый инструмент. Сухой высокогорный воздух необходим для наблюдений, так как водяной пар в атмосфере Земли поглощает миллиметровые радиоволны.

Мейсон не стала проводить новые наблюдения, а применила метод анализа архивных данных. Она взяла результаты исследований, которые ранее проводились другими учеными для решения классических астрофизических задач — изучения процессов формирования звезд и структуры газопылевых облаков.

В центре внимания Мейсон находился «Диапазон 3» (Band 3) обсерватории ALMA, охватывающий частоты от 84 до 116 гигагерц. В проанализированных блоках данных искусственные узкополосные сигналы не были обнаружены. Однако главная ценность работы заключалась в разработке нового метода оценки объема обследованного пространства и количества проанализированных звезд.

Пространственная геометрия наблюдений и фоновое население звезд

Когда радиотелескоп направляют на определенный объект (например, на конкретную ближайшую звезду), его антенна фиксирует излучение не из одной точки. Поле зрения телескопа представляет собой объемный конус, который проходит через пространство Млечного Пути.

В этот конус, помимо целевой звезды, попадает огромное количество других объектов, расположенных на разном удалении — ближе или дальше выбранной цели. Все эти объекты называются фоновыми звездами.

Это означает, что любое одиночное наблюдение телескопа содержит информацию не об одной звезде, а о тысячах и миллионах звездных систем, которые случайно оказались в том же секторе пространства.

Долгое время главной проблемой астрономов было отсутствие точного способа подсчитать, сколько именно фоновых звезд попало в поле зрения прибора во время конкретного наблюдения.

Недостатки стандартных звездных каталогов

Ранее для подсчета фоновых звезд ученые использовали прямые астрономические каталоги. Самым точным и полным из них считался каталог космического телескопа Gaia, принадлежащего Европейскому космическому агентству. Телескоп Gaia измеряет координаты, расстояния и яркость более чем миллиарда звезд в оптическом (видимом) диапазоне света.

Однако использование оптических каталогов для оценки радионаблюдений приводит к существенным ошибкам по нескольким причинам:

1. Межзвездная пыль. Плоскость нашей Галактики заполнена плотными облаками пыли. Пыль поглощает видимый свет, делая расположенные за ней звезды невидимы для оптических телескопов, таких как Gaia. При этом радиоволны свободно проходят сквозь пылевые облака.
2. Тусклые звезды. Большую часть звездного населения Млечного Пути (около 70-80%) составляют красные карлики — небольшие, холодные и маломассивные звезды. На больших расстояниях они становятся слишком тусклыми для фиксации оптическими приборами.
3. Глубина наблюдения. Оптический телескоп не может увидеть звезды, находящиеся на противоположной стороне Галактики за ее плотным центром. Для радиотелескопа эти регионы остаются доступными.

Таким образом, если оценивать количество звезд в секторе наблюдения только по каталогу Gaia, итоговое число будет сильно заниженным, так как каталог не учитывает объекты, скрытые пылью или обладающие низкой оптической яркостью.

Применение Безансонской модели Галактики

Чтобы получить реальную картину, Луиза Мейсон отказалась от прямого использования каталога Gaia и применила Безансонскую модель Галактики.

Безансонская модель — это сложная компьютерная симуляция Млечного Пути, разработанная астрономами из Франции. Модель создана на основе законов физики, данных о массе и возрасте звезд, а также на статистических законах распределения материи в Галактике.

Вместо того чтобы полагаться только на фактически зарегистрированные вспышки света, модель рассчитывает полные физические характеристики любого сектора космоса. Она учитывает:

• Изменение плотности расположения звезд от центра Галактики к ее краям.
• Распределение звезд разного типа и массы внутри галактического диска и балкона.
• Точное количество и плотность пылевых облаков на всем пути прохождения сигнала.
• Возраст и химический состав звездных популяций в разных регионах.

Применяя Безансонскую модель к сектору наблюдения радиотелескопа, ученые получают статистически точное число всех звезд, находящихся внутри конуса наблюдения, включая те, которые невозможно увидеть в оптические телескопы.

Сравнительный анализ результатов пересчета

Чтобы проверить эффективность нового метода, Мейсон применила Безансонскую модель к массиву данных, полученному в ходе одного из прошлых исследований SETI. Это исследование включало 1327 отдельных сеансов наблюдения радиотелескопа, направленных на конкретные звезды.

Результаты сравнения двух методов подсчета показали существенное различие:

• Оценка по каталогу Gaia: во всех 1327 секторах наблюдения было зафиксировано примерно 288 000 звезд.
• Оценка по Безансонской модели Галактики: в тех же самых секторах пространства фактически находилось более 6,1 миллиона звезд.

Таким образом, использование физической модели Галактики показало, что предыдущие радиоисследования охватили в 21 раз больше звездных систем, чем считалось ранее. Огромное количество красных карликов и далеких звезд в центральных районах Галактики присутствовало в записанных сигналах, но не учитывалось в итоговой статистике из-за ограничений оптических каталогов.

Практическое значение для современной астрономии

Результаты исследования Луизы Мейсон изменяют подходы к планированию и анализу результатов в области поиска техносигнатур:

1. Корректировка объема проверенных данных. Научное сообщество получило метод, позволяющий точно оценивать, какая доля звездного населения Млечного Пути уже прошла проверку. Выяснилось, что в обследованных ранее участках неба ученые изучили гораздо больше звезд, чем предполагали.
2. Перспектива миллиметрового диапазона. Подтверждена техническая возможность эффективного поиска сигналов на частотах от 84 до 116 гигагерц. Этот диапазон должен стать стандартной частью комплексных программ сканирования неба.
3. Эффективность архивной работы. Исследование доказало, что существенные научные результаты могут быть получены без проведения новых дорогостоящих наблюдений. Архивные массивы данных крупномасштабных радиоинтерферометров, таких как ALMA, содержат огромный объем нереализованной информации, которую можно анализировать повторно с помощью новых алгоритмов.

Заключение

Отсутствие зафиксированных искусственных сигналов в проанализированных архивах ALMA не свидетельствует об отсутствии технологических цивилизаций. Оно лишь означает, что на изученных частотах в обследованных секторах космоса в момент наблюдения не работали мощные узкополосные передатчики.

Главным достижением работы стало создание точной методологии. Переход от узкого диапазона «водного водопоя» к широкому спектру миллиметровых волн, а также замена оптических каталогов на трехмерные модели Галактики позволяют астрономам перевести поиск внеземных сигналов на уровень строгого физического расчета.

Источник: Strategies Utilising High-Frequency Interferometric Data to Explore SETI Parameter Space