Вселенная, жизнь, разум

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 Т_А:

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 T_h.

Теперь мы можем сформулировать «условие обнаружимости» сигнала T_A ≥ T_b

Следует, однако, отметить, что в ряде случаев «полезный сигнал» может быть обнаружен и тогда, когда T_A < T_b, например T_A = 0,1T_b. Однако мы сейчас будем пользоваться критерием T_A ≥ T_b

Полагая d_l = d₂ = 100 м, W = 100 Вт/Гц, см, из условия найдем, что R ≈ 10¹⁹ см, 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.

Этот удивительный результат стоит как-то осмыслить. На памяти старшего поколения наших современников произошло установление трансатлантической радиосвязи. В 1945 г. впервые посланный на Луну сигнал, отразившись от нее, был принят на Земле. Через 14 лет, в 1959 г. была осуществлена радиолокация Венеры.

Это значительно более трудная задача, чем радиолокация Луны, потому что, как известно, мощность радиолокационного передатчика должна быть пропорциональна четвертой степени расстояния до цели.

В 1961 г. советская космическая ракета стартовала в сторону Венеры, причем на некотором участке ее траектории с ней поддерживалась радиосвязь. В настоящее время можно уже говорить о вполне уверенной и надежной радиосвязи с космическими ракетами на расстоянии свыше миллиарда километров.

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 Т_А значительно меньше Т_b.

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 принципов работы приемника.

На рис. 94 приведена типичная запись регистрирующего прибора, показывающая такие флуктуации. Существует формула, дающая «среднее квадратичное» значение таких флуктуации 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), ΔT – флуктуации измеряемой «шумовой» температуры, о которых речь шла выше, τ – время, в течение которого регистрирующий прибор на выходе приемника (осциллограф) «накапливает» поступающую в него после детектирования мощность, Δf – 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°К (если пользоваться квантовыми усилителями).