Лев Гиндилис – SETI: Поиск Внеземного Разума (страница 20)

В условиях взаимного поиска, когда положение абонента совершенно неизвестно, желательно, чтобы в диаграмме направленности телескопа, как у передающей, так и у принимающей ВЦ, одновременно находилось возможно большее число потенциальных абонентов (потенциальных объектов поиска). А оно, естественно, увеличивается с расширением диаграммы. В этом смысле более скромная направленность радиотелескопов дает даже известное преимущество. Другое дело, когда цивилизации обнаружат друг друга, тогда между ними может быть установлен постоянно действующий высоконаправленный канал связи, для создания которого целесообразно использовать оптические средства.

Пропускная способность канала определяется его полосой частот. В этом отношении оптический канал обладает большим преимуществом по сравнению с радиоканалом. Но опять-таки в условиях взаимного поиска высокая пропускная способность оптического канала является излишней. Однако она необходима для осуществления высокоинформативной связи.

На основании этих соображений можно заключить, что для передачи и приема позывных целесообразно использовать радиоканал, а для информативной передачи эффективней использовать оптический или даже рентгеновский диапазон спектра. Это значит, что на первом этапе, когда речь идет о поиске позывных, предпочтительнее вести его в радиодиапазоне. Однако учитывая неизбежную неполноту наших знаний, нельзя слишком категорически настаивать на этих выводах, как нельзя исключать и альтернативные подходы.

1.11. Неэлектромагнитные каналы

В странной жажде ненасытной

Ощущаете смелы

Скудость электромагнитной

Вам наскучившей шкалы.

До сих пор мы обсуждали связь с помощью электромагнитных волн. Рассмотрим теперь другие, неэлектромагнитные каналы связи.

Г р а в и т а ц и о н н ы е   в о л н ы. Согласно общей теории относительности, при движении массивных тел с переменным ускорением возникают возмущения гравитационного поля, которые распространяются в вакууме в виде гравитационных волн. Скорость их распространения равна скорости света. Гравитационные волны генерируются в любой системе вращающихся или колеблющихся масс. Мощным источником их являются взрывы сверхновых звезд, процессы гравитационного коллапса. Хотя никто не сомневается в существовании гравитационных волн, обнаружить их экспериментально пока не удалось. Это связано с чрезвычайно малой интенсивностью и крайне слабым взаимодействием гравитационных волн с веществом. Имеются лишь косвенные свидетельства излучения гравитационных волн космическими объектами. Так, в тесной системе из двух нейтронных звезд, одна из которых — пульсар PSR 1913 + 16, наблюдается монотонное сокращение орбитального периода. Предполагается, что это происходит вследствие сближения компонентов, которое вызвано потерей энергии из-за гравитационного излучения. Численные оценки согласуются с этим предположением. В настоящее время в десятках лабораторий мира создаются детекторы для регистрации гравитационных волн космического происхождения. Другая проблема — научиться генерировать гравитационные волны, т. е. проблема создания достаточно мощных генераторов гравитационных волн. Если какие-то высокоразвитые ВЦ решили эти проблемы, они могут использовать гравитационные волны для межзвездной связи.

Проходя через массивное тело, гравитационные волны изменяют направление, преломляются, подобно световым волнам, проходящим через линзу. В результате гравитационные волны фокусируются на некотором расстоянии от такой «гравитационной линзы». Как показал Л. X. Ингель, обычная звезда (типа Солнца) обладает хорошими фокусирующими свойствами. Если в фокусе такой «линзы» поместить генератор гравитационных волн, то можно получить почти параллельный пучок лучей шириной 1000 км, который практически не расходится вплоть до межзвездных расстояний 10⁴ св. лет[50]. Значит, гравитационная антенна диаметром 1000 км могла бы полностью перехватить всю энергию, излучаемую генератором. Фокусирующие свойства звезды-линзы могут быть использованы и на приемном конце линии связи. Если направление на источник сигнала известно (и значит, известно положение гравитационного фокуса своей звезды), то можно разместить в нем детектор гравитационных волн; тогда для перехвата всей энергии генератора не потребуются громоздкие антенны.

Мы не упоминаем здесь проблему доставки детектора в фокус, расположенный достаточно далеко от звезды на периферии планетной системы. Поскольку наша цивилизация не владеет пока техникой передачи и приема гравитационных волн, все эти проблемы представляют для нас чисто умозрительный интерес.

Рис. 1.11.1. Гравитационная антенна Луизианского университета США.Приемником гравитационных воли является алюминиевый цилиндр массой 5 т, охлаждаемый до температуры 3•10^-3 К

Н е й т р и н н а я   с в я з ь. Сходная ситуация имеет место и в отношении нейтрино. Идея нейтринной связи была высказана польским физиком М. Суботовичем в 1967 г., а затем обсуждалась другими авторами (помимо научных работ, надо упомянуть замечательный роман С. Лема «Голос Бога» — в русском переводе «Голос Неба»), В качестве генератора нейтрино, по мысли Суботовича, можно использовать ускорители протонов с энергией в сотни гигаэлектронвольт. Такой ускоритель позволяет получить хорошо сфокусированный, направленный и достаточно интенсивный поток нейтрино с энергией 10³ ÷ 10⁷ эВ. Для кодирования информации можно использовать модуляцию потока по частоте (или энергии нейтрино).

Отличительной особенностью нейтрино является очень слабое взаимодействие их со всеми видами материи. Поэтому поток нейтрино может проходить гигантские расстояния от места генерации, где-то в удаленных областях Вселенной, до места обнаружения без всякого искажения. Это выгодно отличает нейтрино от электромагнитных волн. Последние испытывают поглощение в межзвездной среде, рассеяние на неоднородностях среды, вращение плоскости поляризации, влияние дисперсии, которое приводит к искажению сигнала. Выбором соответствующего диапазона электромагнитных волн можно добиться уменьшения этих эффектов, но полностью избавиться от них невозможно. Поток нейтрино практически не испытывает никаких взаимодействий и не искажается. Это очень ценное свойство для связи.

Но это же замечательное свойство нейтрино чрезвычайно затрудняет их обнаружение. Если бы нейтрино совсем не взаимодействовали с веществом, их невозможно было бы обнаружить. Но отдельные, очень редкие акты взаимодействия нейтрино с атомами на пути их следования все же происходят. И вот эти редкие акты и надо зарегистрировать. Несмотря на сложность задачи, первые нейтринные телескопы уже созданы. Детектор нейтрино представляет собой большой объем вещества (мишень), в котором регистрируются акты взаимодействия нейтрино с атомами мишени. Чем больше атомов содержит мишень, тем чаще происходят взаимодействия — тем выше чувствительность детектора. Чтобы исключить помехи от космических лучей, детектор помещается глубоко под землей или под водой.

В одном из первых нейтринных телескопов — телескопе Р. Девиса, построенном в 1967 г., мишень из тетрахлорэтилена С₂Cl₄ объемом 400 000 л размещается на глубине 1,5 км под землей, куда не проникают космические лучи, но свободно доходят нейтрино. При взаимодействии солнечных нейтрино с изотопом хлор-37 он превращается в радиоактивный изотоп аргон-37. Последний выделяется и регистрируется с помощью радиохимических методов. Детектор этого типа был предложен Бруно Понтекорво в 1946 г.

Рис. 1.11.2. Нейтринный телескоп Девиса. Резервуар объемом 400 м³, заполненный тетрахлорэтиленом, размешен под землей на глубине 1,5 км. При взаимодействии солнечных нейтрино с изотопом хлор-37 он превращается в радиоактивный изотоп аргон-37, который выделяется и регистрируется радиохимическим методом

Другой тип детектора для регистрации солнечных нейтрино предложен советским ученым В. А. Кузьминым в 1964 г. Он основан на взаимодействии нейтрино с редкоземельным элементом галлием, который при этом превращается в германий. Галлисвый детектор сооружен в 1984 г. на Баксанской нейтринной обсерватории в Приэльбрусье[51]. Он расположен в туннеле, вырытом в недрах горы, на расстоянии 3,5 км от устья штольни. Установка имеет 10 реакторов, содержащих 50 тонн металлического галлия, который используется в качестве мишени. Образующийся в результате реакции германий извлекается с помощью очень топких химических процедур. Можно представить себе трудность этой задачи, если учесть, что требуется извлечь 10-15 атомов германия из мишени, содержащей 10³¹ атомов.

Еще один действующий телескоп, предназначенный для регистрации солнечных нейтрино — Камиоканде II[52], вступил в строй в Японии в 1988 г. Детектор размещен в шахте на глубине около 1 км под землей, он представляет собой цилиндрическую цистерну объемом 3000 л, наполненную особо чистой водой. При взаимодействии нейтрино с атомами воды возникают потоки электронов, которые генерируют световые вспышки, регистрируемые высокочувствительными фотодетекторами, установленными на стенках цистерны. В отличие от предыдущих установок, нейтринный телескоп Камиоканде позволяет не только зафиксировать количество нейтрино, но и определить направление, откуда они приходят. Наблюдения на Камиоканде подтвердили, что источником регистрируемых нейтрино является Солнце. В 1996 г. вступил в строй новый более совершенный прибор Супер-Камиоканде, чувствительность которого в 100 раз превышает чувствительность прежнего детектора. Планируется с помощью этой установки исследовать не только солнечные нейтрино, но и нейтрино более высоких энергий от других астрофизических источников.