полосе ± 500 Гц, центрированной на частоту лабораторного стандарта, неподвижного относительно Солнца. То есть в отличие от принципов, на которых основывалась Огайская программа, Горовиц предполагал, что цивилизация-отправитель специально посылает сигналы в сторону Солнечной системы и корректирует их частоту к частоте гелиоцентрического стандарта. В этой работе ему удалось достигнуть рекордное спектральное разрешение 0,015 Гц (!) и рекордную чувствительность по потоку 10-28 Вт/м2. В том же году Н. Коуэн на обсерватории Аресибо выполнил поиск сигналов от шаровых скоплений. Исследование проводилось совместно с радиоастрономическим обсерваториями в Хайстеке (США) и Парксе (Австралия). В Аресибо и Парксе поиск осуществлялся в линии гидроксила 18 см, а в Хайстеке — в линии водяного пара 1,35 см. Было исследовано 25 шаровых скоплений. Кроме того, проверялась гипотеза Т. Голда, по которой ВЦ могут использовать эффект усиления сигналов облаком космического мазера, находящегося на пути радиоволн, чтобы создать достаточно мощные импульсы вдоль линии визирования с другой стороны мазерного облака. Наконец, в том же году У. Т. Салливан использовал 305-метровый радиотелескоп, чтобы «подслушать» сигналы ВЦ, предназначенные не для связи с другими цивилизациями, а для своих собственных нужд (аналогичные нашим телевизионным или радарным сигналам). В течение пяти часов он наблюдал две звезды в диапазоне 3-60 см с разрешением 1 Гц. В 1979-1981 гг. Дж. Тартер с сотрудниками провела поиск сигналов от 210 звезд солнечного типа на частотах радиолиний водорода 21 см и гидроксила 18 см в двух круговых поляризациях (правой и левой). Была использована новейшая для того времени система регистрации с использованием цифрового магнитофона и последующей компьютерной обработкой сигнала. Она эквивалентна спектроанализатору, имеющему 3,4 млн каналов. В 1982 г. Горовиц вновь провел поиск сигналов на частоте радиолинии водорода 1420,4 МГц (150 звезд) и на удвоенной частоте 2840,8 МГц (250 звезд). Как и в работе 1978 г., узкая полоса анализа (теперь она составляла 2 кГц и 4 кГц соответственно) центрировалась точно на частоту гелиоцентрического стандарта в предположении, что коррекция частоты, учитывающая движение передатчика относительно Солнца, проводится цивилизацией отправителем. Аппаратура, получившая название «Чемодан SETI», представляла собой спектроанализатор, работающий в режиме реального времени и включавшей более 130 тысяч спектральных каналов шириной 0,03 Гц.

Рис. 1.9.3. 90-метровый радиотелескоп НРАО

Эффективно использовался для поиска радиосигналов и другой крупный инструмент — 90-метровый радиотелескоп Национальной радиоастрономической обсерватории США (НРАО) (рис. 1.9.3). В 1972 г. Г. Верскср провел на нем поиск сигналов от трех близких к нам звезд: τ Кита, ε Эридана и 61 Лебедя. В 1972-1976 гг. П. Палмер и Б. Цукерман на том же радиотелескопе исследовали уже не три, а 674 звезды солнечного типа в диапазоне 21 см при помощи 394-канального спектроанализатора с разрешением от 4 до 64 кГц (этот проект получил название «Озма-2»). А 1977 г. Д. Блэк и Дж. Тартер вели поиск от 200 звезд солнечного типа в диапазоне 18 см с разрешением 5 Гц. Наконец, в 1983 г. М. Домашек провел поиск сигналов, типа тех, что используются в наших телеметрических системах; то есть он искал одиночные прямоугольные импульсы, подвергшиеся искажению из-за дисперсии в межзвездной среде. С этой целью Домашек изучил записи обзора, выполненного с помощью 90-метрового телескопа НРАО по программе поиска пульсаров. К сожалению, в дальнейшем работы с этим радиотелескопом прервались, так как он неожиданно разрушился и рухнул (как предполагают, из-за «старения металла»).

Самый крупный в мире полноповоротный радиотелескоп, который можно наводить в любую точку неба и сопровождать источник при его вращении по небесному своду, расположен в Эффельсберге, близ Бонна (ФРГ) (рис. 1.9.4). Он также использовался для поиска радиосигналов ВЦ. В 1977 г. Р. Вилебински искал на нем импульсные сигналы в диапазоне 21 см от трех звезд солнечного типа. Эго было сделано по ходу выполнения программы поиска пульсаров. В компьютер ввели координаты звезд и провели полную процедуру поиска импульсных сигналов, входящую в поиск пульсаров и позволяющую регистрировать импульсы с периодом от 0,3 до 1,5 секунды.

Рис. 1.9.4. 100-метровый Боннский радиотелескоп Рис. 1.9.5. Большой радиотелескоп в Нансэ, Франция

Другой крупный европейский радиотелескоп, который участвовал в поисках сигналов ВЦ — это Большой радиотелескоп в Нансэ (Франция) (рис. 1.9.5). По типу он подобен радиотелескопу Крауса, только главный отражатель его выполнен не в форме параболического, а в форме кругового цилиндра. Размер его 300 × 35 м. С помощью этого телескопа выполнено три эксперимента. Два из них провели советские ученые Е. Е. Лехт, М. И. Пащенко, Г. М. Рудницкий и В. И. Слыш в 1970-1972 гг. Они исследовали статистические характеристики излучения мазерных источников ОН с целью выявления сигналов искусственной природы, а также исследовали 10 самых близких к Солнцу звезд (см. гл. 7). Третий эксперимент провели Ф. Биро и Дж. Тартер в 1981 г. Они исследовали 300 звезд солнечного типа на частотах радиолиний гидроксила. В отличие от предыдущих экспериментов этого типа, использовались частоты не только двух главных линий 1665,1667 Мгц, но и частоты сателлитных линий 1612 и 1720 МГц, а также средняя и средняя взвешенная из частот главных линий.

К началу 1980-х годов было проведено около 40 экспериментов. Однако они далеко не охватывали всего подлежащего исследованию «пространства поиска». Что такое пространство поиска? При поиске сигналов ВЦ мы сталкиваемся со многими неопределенностями: неизвестны точно частота сигнала, направление и время его прихода, мощность излучения, поляризация, тип модуляции. Все эти параметры и образуют многомерное пространство поиска. Учитывая неопределенности, в значениях параметров, поиски сигналов ВЦ часто сравнивают с поисками иголки в стоге сена. Как же далеко продвинулись мы в исследовании «космического стога»? Джил Тартер удалось наглядно продемонстрировать эту проблему. Для простоты она ограничилась только тремя параметрами сигнала: частота, направление в пространстве и мощность передатчика (или соответствующая чувствительность, которая требуется при этой мощности на приеме). Принимая эти параметры за координаты в некотором условном пространстве поиска и задаваясь разумными пределами изменения параметров, можно определить объем подлежащего исследованию пространства поиска (рис. 1.9.6а). Далее, можно вычислить, какая доля пространства поиска обследована в результате того или иного эксперимента (рис 1.9.6б). Затем можно просуммировать по всем экспериментам и определить, таким образом, долю обследованного пространства поиска. Тартер провела такие вычисления, оказалось, что к 1981 г. была обследована область, равная 10-17 от всего подлежащего исследованию пространства поиска. Фактически эта доля еще меньше, если учесть другие параметры, кроме тех, которые были приняты в расчет Тартер.