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 °C. 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. (В том случае, когда сигнал распространяется под небольшим углом к галактической плоскости.)

# Интересна идея Н. С. Кардашева, предложившего в качестве стандартной волны, на которой должна осуществляться межзвездная радиосвязь, использовать 1,5 мм. Оказывается, что именно в этом диапазоне из всего спектра электромагнитного излучения (от γ-излучения до длинных радиоволн) достигается наименьшее значение яркостной температуры неба. Эквивалентная температура космологического фонового излучения 2,7 К (–270 °C) — основная компонента излучения фона в диапазоне миллиметровых волн. Кроме того, в этом диапазоне находится знаменитая радиолиния сверхлегкого элемента позитрония — атома, образованного рекомбинацией электрона и позитрона. Эта линия и может служить выбранным природой стандартом частоты, около которой целесообразно проводить поиск искусственных радиосигналов. Миллиметровый диапазон — наиболее экономичный диапазон связи на сверхдальние расстояния. Оптимальность достигается при взаимной направленности передающей и принимающей антенн. Кроме того, это та длина волны, на которую приходится максимум реликтового излучения (и минимум галактического радиоизлучения). Для огромной области Метагалактики, где красное смещение еще не слишком велико, эта длина волны действительно должна быть стандартной, поскольку реликтовое излучение как важнейший космический феномен должно быть объектом тщательных исследований всех технологических развитых цивилизаций во Вселенной #.

Теперь мы должны перейти к следующему, довольно важному вопросу. Как распознать искусственную природу сигнала? Прежде всего, следует ожидать, что мощность такого сигнала должна регулярно меняться со временем. Другими словами, сигнал должен быть модулирован. Он может состоять, например, из регулярной последовательности сравнительно коротких импульсов, причем одна последовательность может быть отделена от другой более или менее значительным промежутком времени. Число импульсов в каждой последовательности может, например, изображать натуральный ряд чисел — понятие, по-видимому, общее для всех цивилизаций. В то же время длительность каждого импульса не должна быть слишком малой — иначе нельзя будет использовать при приеме таких сигналов достаточно большого «времени накопления» τ, что нужно для увеличения дальности связи. Можно полагать, что длительность каждого импульса не меньше нескольких часов. Сигнал может содержать сколь угодно сложную информацию. Но на первых порах он, по-видимому, должен быть достаточно простым. (Более подробно о природе сигналов см. гл. 23.) После того как сигнал будет принят (если, конечно, это случится), между цивилизациями будет установлена двусторонняя радиосвязь, и тогда можно начать обмен более сложной информацией. Конечно, не следует при этом забывать, что ответы могут быть получены не раньше, чем через несколько десятков или даже сотен лет… Однако исключительная важность и ценность таких переговоров безусловно должна компенсировать их медленность.

Даже если не удастся по тем или иным причинам установить регулярные изменения мощности сигналов со временем, их искусственный характер довольно скоро выявится при систематических наблюдениях. Дело в том, что лучевая скорость передатчика по отношению к приемнику будет периодически меняться вследствие обращения планеты, на которой находится передатчик, вокруг звезды. Из-за эффекта Доплера это приведет к периодическому изменению частоты сигнала. Орбитальные скорости планет должны быть порядка нескольких десятков километров в секунду. Поэтому амплитуда периодических изменений частоты может достигать сотни килогерц, что в десятки раз больше ширины полосы частот, в которой может находиться сигнал. Период таких изменений должен быть от нескольких месяцев до нескольких лет (вероятные значения периода обращения планеты вокруг звезды). Анализ такого сигнала сразу же позволит получить важную информацию о продолжительности года на далекой планете, посылающей сигнал.

Следует также ожидать периодических изменений частоты сигнала из-за суточного вращения планеты, на которой находится передатчик. Так как скорость вращения планеты вокруг своей оси, скорее всего, меньше ее орбитальной скорости, такие периодические изменения частоты должны иметь сравнительно небольшую амплитуду, не выходящую, например, за пределы полосы частот сигнала. Однако тщательные наблюдения смогут их выявить. Таким образом, станет известной другая важнейшая характеристика посылающей искусственный сигнал планеты — продолжительность суток на ней.

Дополнительный анализ сигналов позволит извлечь из них ряд других важных сведений о природе планеты. Так, например, после того, как удастся отождествить звезду, вокруг которой обращается планета, можно будет по ее спектральному классу довольно уверенно определить ее массу (ведь это же, скорее всего, звезда главной последовательности, см. гл. 2). Зная период обращения планеты (из наблюдений доплеровского смещения сигнала), при помощи третьего закона Кеплера можно найти расстояние между планетой и звездой. Тем самым можно будет сделать грубую оценку физических условий на планете, прежде всего средней температуры ее поверхности.

Зная скорость вращения планеты вокруг ее оси и продолжительность суток на ней, по измеренной амплитуде и периоду «суточных» изменений частоты сигнала можно, очевидно, определить радиус планеты. Более подробный анализ позволит даже определить широту того места планеты, где установлен передатчик, а также, возможно, и другие характеристики. И все эти сведения могут быть получены только из систематических тщательных наблюдений изменений частоты сигнала.

Хотя идея Коккони — Моррисона на первый взгляд кажется совершенно необычной и даже фантастической, приходится только удивляться тому, как быстро она стала реализоваться. В 1960 г. американский радиоастроном Дрэйк на Национальной радиоастрономической обсерватории в Грин Бэнк (Западная Виргиния) разработал специальную приемную аппаратуру для наблюдений искусственных инопланетных сигналов в диапазоне 21 см. Этот вполне серьезный проект получил название «ОЗМА». На рис. 95 приведена блок-схема приемника Дрэйка.

Мы не можем здесь детально останавливаться на технических подробностях описания этой схемы. Те из читателей, которые разбираются в радиотехнике, поймут ее сами. Мы ограничимся только приближенным рассмотрением. Приемник, схема которого изображена на рис. 95, представляет собой очень стабильно работающий узкополосный (так как ожидаемый сигнал должен быть узкополосным) супергетеродин. В фокусе большой 27-метровой антенны находятся два рупора, схематически изображенных в левом верхнем углу рис. 95. В один из рупоров поступает излучение от небольшой области неба около исследуемой звезды, вокруг которой, как можно ожидать, обращается планета с передатчиком. В другой рупор поступает излучение от соседней области неба, откуда искусственных сигналов ожидать не приходится. Оба рупора при помощи электронного устройства попеременно подключаются к входу приемника. Таким образом, радиотелескоп попеременно как бы «смотрит» то на звезду, то на соседний участок неба. По этой причине «полезный» сигнал периодически прерывается с той частотой, с которой подключаются рупоры ко входу приемника. Следовательно, в цепи приемника сигнал имеет вид коротких импульсов, регулярно повторяющихся с частотой переключения через совершенно определенные промежутки времени. Синхронный детектор, установленный перед выходом приемника, выделяет эту переменную составляющую тока. Такая схема с теми или иными видоизменениями, широко используемая в радиоастрономии, называется «модуляционной». Она позволяет выделить полезный сигнал даже в тех случаях, когда он значительно слабее аппаратурных шумов. Однако сколь угодно слабый сигнал таким способом нельзя обнаружить, так как неизбежные флуктуации показаний регистрирующего прибора накладывают естественное ограничение на величину принимаемого сигнала (см. выше). Но модуляционная схема в ряде случаев позволяет получить чувствительность, близкую к предельно возможной, которая дается формулой