СЛУШАНИЯ
НАУКА 0F
Поиск Внеземной Разведки со Множеством Квадратного километра
Эндрю П. V. Siemion 1 ’23, Джеймс Бенфорд4, Чжин Ченг-Джин5, Jayanth Chennamangalam6, Джеймс Кордес7, Дэвид Р. Дебоер3, Heino Falcke21’ 8 ’9, Майк Гарретт110, Саймон Гаррингтон11, Леонид Гурвиц1213, Мельвин Хоаре14, Эрик Дж. Корплэ3, Джозеф Лэзайо15, Дэвид Мессершмитт3, Иан С. Морризон16, Тим О'Брин10, Zsolt Paragi12, Алан Пенни17, Лора Спитлер7, Джилл Тартер18, Дэн Вертимер3
1ASTRON, СШ; 2Radboud университет, СШ; 3 университета Калифорнии, Беркли, США; 4Microwave Науки, США; 5NAOC, CN; 6Oxford университет, Великобритания; 1 университет Корнелла, США; 8MPIfR, DE;
9NIKHEF, СШ; 10Leiden университет, СШ; 11 Обсерваторий Группы Jodrell, Великобритания; 12JIVE, СШ; 13Delft университет Технологии, СШ 14University Лидса, Великобритания; 15 Лабораторий Реактивного движения,
Калифорнийский Inst. Технологии, США; 16 университетов Нового Южного Уэльса, AU; 17 университетов С-.
Эндрюс, Великобритания; 18SETI Inst., американская электронная почта: siemion в astron.nl
Обширный бассейн реки Множества Квадратного километра (СКА), используемая чувствительными приемниками, гибкой цифровой электроникой и увеличенной вычислительной способностью, мог разрешить самый чувствительный и исчерпывающий поиск технологически произведенного радио-испускания от продвинутой внеземной разведки (SETI), когда-либо выполняемый. Например, SKA1-СЕРЕДИНА будет способна к обнаружению источника, примерно аналогичного земным мощным радарам (например, наблюдение воздушного маршрута или радары предупреждения баллистической ракеты, EIRP1 ^ секунда на 1017 эргов 1) в 10 pc через меньше чем 15 минут, и со скромными четырьмя пучками SETI наблюдение, что система, через одну минуту, могла искать каждую звезду в первичном пучке на ^100 pc для радио-испускания, сопоставимого испускаемому Планетарным Радаром Arecibo (EIRP ~ 2 x секунды на 1020 эргов 1)? Гибкость сигнальных систем обнаружения, используемых для поисков SETI со СКА, позволит новым алгоритмам использоваться, который обеспечит чувствительность к намного более широкому разнообразию сигнальных типов чем ранее разыскиваемый.
Здесь мы обсуждаем astrobiological и астрофизические побуждения для радио-SETI и описываем, как технические способности СКА исследуют радио-пространство параметра SETI. Мы детализируем несколько мыслимых экспериментальных программ SETI на всех компонентах SKA1, включая сотрапезника, первичного пользователя, предназначенного, и рассматриваем программы и проектируем повышения им возможный с SKA2. Мы также обсуждаем целевые критерии отбора для этих программ, и в случае наблюдения сотрапезника, как различные случаи использования других первичных наблюдателей могут привыкнуть к полному преимуществу для SETI.
Продвижение Астрофизики со Множеством Квадратного километра
8-13 июня 2014
Giardini Наксос, Сицилия, Италия
1. Фон
1.1 Подписи Жизни
Встречается ли жизнь в другом месте во вселенной, одна из самой глубокой науки вопросов, может спросить. На этот момент мы знаем о только единственном примере появления жизни, несмотря на свидетельство, что необходимые неживые предшественники и условия окружающей среды распространены. Подобные земле планеты (Petigura и др. 2013), вода (Hogerheijde и др. 2011) и сложная химия (Хербст & ван Дишоек 2009) были теперь найдены в изобилии, ободряя область космических - биология и подчеркивая очарование внеземной жизни. Зная, что внеземная жизнь могла существовать, гонка идет, чтобы обнаружить, существует ли это, фактически, действительно. Все же более неотразимый ¬возможность, что внеземное развитие, возможно, следовало за подобным следом как на Земле, и ясно показало форму жизни, обладающую разведкой и технологической способностью возможно далеко превышение нашего собственного.
Хотя спектроскопия extrasolar атмосфер планеты или на месте осуществления выборки миссий в нашей Солнечной системе может скоро привести к косвенной улике для жизни вне Земли, более глубокий вопрос параметров развития жизни, которое могло бы привести к разведке, адресуем только намного большим количеством отобранных средств. Создание технологии, и определенно экологическая модификация той технологией, являются единственным известным меченым атомом разведки, обнаружимой по межзвездным расстояниям. Однако, в то время как много химических меченых атомов основной жизни могут быть неоднозначными (Krasnopolsky и др. 2004; Узда и др. 2014), там существуйте типы электромагнитных испусканий, которые могли правдоподобно быть произведены продвинутой технологией, но, как известно, никогда не возникают естественно. Насколько мы знаем, эти испускания - определенные и заключительные индикаторы продвинутой технологии, и по-видимому ее интеллектуальный создатель. Радиосвязь в особенности - превосходный пример такого зонда внеземной технологии и является фактически самой обнаружимой отдаленной подписью нашей собственной технологии.
Радиоастрономия долго играла видную роль в поисках внеземной разведки (SETI), начинаясь с первых предложений Cocconi & Morrison (1959), что узкополосные радио-сигналы около 1420 МГц могли бы быть эффективными мечеными атомами продвинутой технологии и рано экспериментируют вдоль этих линий Селезнем (1961), продолжаясь через к более свежим исследованиям, ищущим множество когерентных радио-сигналов, показательных из технологии в более широком диапазоне частот, например. Более едкий и др. (1980); Horowitz и др. (1986); Horowitz & Sagan (1993); Steffes & DeBoer (1994); Ли (1998); Korpela и др. (2001); Gray & Ellingsen (2002); Rampadarath и др. (2012); Siemion и др. (2010, 2013). Побуждение для радио-поисков внеземной разведки было совершенно обсуждено в литературе (Oliver & Billingham 1971; Более едкий 2003), но выступающие аргументы - следующее: 1. когерентное радио-испускание обычно производится продвинутой технологией (судящий ¬Геомагнитным технологическим развитием), 2. электромагнитная радиация может передать информацию в максимальной скорости, в настоящее время известной быть возможной, 3. радио-фотоны энергично дешевы, чтобы произвести, 4. определенные типы когерентных радио-испусканий легко отличают из астрофизических фоновых источников, 5. эти испускания могут пройти обширные области межзвездного пространства, относительно незатронутого ¬газом, плазмой и пылью. Эти аргументы незатронуты в соответствии с переменными предположениями о побуждении передающей разведки, например, является ли переданный сигнал намеренным или ¬неумышленным, и может быть применен примерно одинаково ко множеству потенциальных сигнальных типов или модуляционных схем.
1.2 Искусственное Радио-Испускание
Первые современные радио-эксперименты SETI, включая работу руководства Франка Дрэйка, описанную в Селезне (1961), сосредоточились на том, чтобы идентифицировать непрерывное узкополосное испускание. В контексте SETI "узкополосное" испускание определено как электромагнитное испускание, которое является спектрально более узким чем естественные астрофизические источники. В радио-режиме спектрально самые узкие естественные источники - астрофизические мазеры, со спектральной шириной, не более узкой чем ~ 500 гц. Огромное большинство радио-поисков SETI, проводимых с тех пор, продолжило эту парадигму. Побуждения для того, чтобы искать сигналы этого типа являются многочисленными, но видными среди них, то, что узкополосные сигналы с готовностью различимы из естественных источников, относительно просты и легки обнаружить с текущей технологией. Была продвинутая цивилизация, заинтересованная намеренной передачей сигналов другой разновидности, эти свойства будут очень ценны. Узкополосные синусоиды - также видный компонент многих из нашей земной радиосвязи и располагающихся систем, например, тоны несущей и непрерывная волна (ПО ЧАСОВОЙ СТРЕЛКЕ) радар, но это изменяется, поскольку земная технология становится более сложной.
Позже, было предложено, чтобы различные другие типы сигналов обладали заслугой также. Несколько авторов представили вариации на идее, что вероятный сигнал от очень продвинутой цивилизации, могло бы казаться, был бы тонкой вариацией на естественном испускании, или использовал бы врожденную яркость естественного источника или привлек бы внимание других астрономов (Cordes 1993; Lemarc-вручают 1994; Cordes & Sullivan 1995; Sullivan & Cordes 1995; Chennamangalam и др. 2015). Брод Бена - (2010); Benford и др. (2010a, b) утверждали, что земная экономика ¬постройки передатчика маяка ¬и операции подразумевает, что широкополосная сеть, а не узкополосные системы могла бы быть предпочтена. Fridman (2011) завершил, что широкополосное испускание использование частотного изменения key¬ing (FSK) будет предпочтено сознательными энергией цивилизациями, стремящимися передать информацию - имеющие сигналы, используя подобные способности для нашего собственного. Messerschmitt (2012); Messerschmitt & Morrison (2012) так же приходила к мысли, что широкополосная коммуникация могла бы быть предпочтительной, рассматривая надежность к помехе радиочастоты (RFI), и далее вывела, что у этого испускания могут быть степени ширины полосы времени под влиянием свойств межзвездной среды (ИЗМ). Другими словами, когерентность смодулированного имеющего информацию сигнала была бы ограничена вовремя или степень ширины полосы совместными действиями относительного движения источника и приемника и inhomogenous плазмы, занимающей прошедшее пространство. В зависимости от степени, до которой эти эффекты могут быть исправлены для, они определяют или пределы или параметры поиска любого алгоритма, используемого, чтобы обнаружить информационное испускание радио отношения, посланное по межзвездным расстояниям.
В дополнение к изменяющимся идеям о сигнальных типах был устойчивый рост в номере и разнесении предложений привилегированных частот для радио-SETI. Так называемое “земное ¬микроволновое окно” (TMW, иллюстрация 1), спектральная область относительно низкого естественного шума между галактическим синхротронным фоном и испусканием и поглощением водным путем и кислородом в Геомагнитной атмосфере, было идентифицировано рано как идеальная зона, чтобы провести радио-SETI (Моррисон и др. 1977). Сталкивающийся с технологическими ограничениями, которые сделали очень трудным искать все ~1 — окно на 15 ГГц, рано эксперименты SETI развивали понятие “водяной лунки,” особенно притягивающая область спектра у основания корыта TMW, связанного частотами сверхтонких ¬перемещений нейтрального водорода (H, fH «1.42 ГГц) и гидроксильный корень (О, fOH« 1.67 ГГц). В дополнение к романтичному намеку на земные оазисы пустыни, где жизнь в бесплодной земле собирается, чтобы насытиться, была удобная поставка больших телескопов и чувствительных радиоприемников уже, работающих в том диапазоне. Поскольку время прогрессировало, другие “специальные частоты” были идентифицированы. Blair & Zadnik (1993) списки 55 отдельных “межзвездных частот” канала коммуникации между 500 МГц и 25 ГГц, основанными на вычислении остальных частоты H и О сверхтонких перемещений математически специальными “константами подписи цивилизации,” например, π, π/2,2 π, e, πβ, исключая ошибки. Gindilis и др. (1993) идентифицированные дополнительные привилегированные частоты, основанные на сверхтонких перемещениях нейтрального водорода в n = 2 взволнованных государства.
Частота
(ГГц)
Иллюстрация 1: “земное микроволновое окно”: относительно тихое радио-окно между нетепловым галактическим ¬синхротронным испусканием и молекулярными вращательными перемещениями в Геомагнитной атмосфере. Также обозначенный на числе так называемая "Мокрая скважина", связанная частотами сверхтонких перемещений нейтрального водорода (H, fy ~ 1.42 ГГц) и гидроксильный корень (О, foH ~ 1.67 ГГц)
Зоны выше и ниже подарка TMW неотразимые возможности также. Loeb & Zal-darriaga (2007) детализировала много причин, почему зона между 50-300 МГц могла бы стоить, включая факт, что некоторые из Геомагнитных большинство обнаружимого испускания пропущены в этих частотах. В то время как наблюдения, которые вторгаются на верхний конец TMW, имеют тенденцию становиться более трудными и менее чувствительными из-за увеличенного атмосферного шума, радио-передачи в этих частотах менее затронуты межзвездной и межпланетной плазмой и могли бы быть более легко произведены в очень высоких яркостях (Benford 2010; Benford и др. 2010b, a). Gindilis (1973) указал, что полученное соотношение сигнал-шум (ОТНОШЕНИЕ СИГНАЛ - ШУМ) для коммуникации импульса с компенсацией задержки увеличивается больше чем порядок величины между 1 и 10 ГГц, достигая пиковых приблизительно 56 ГГц. Кардэшев (1979) утверждал, что передовые цивилизации, передающие преднамеренные маяки, могли бы вообще предпочесть частоты выше чем некоторые ГГц из-за меньшего количества ухудшения от ИЗМА, и идентифицировали несколько специфических “волшебных частот”, связанных с космическими микроволновыми фоновыми ¬температурными и сверхтонкими перемещениями в "атоме" позитрония приблизительно 200 ГГц. К счастью современная технология радиоастрономии позволяет поиски свыше многих сотен МГц к ГГц мгновенной ширины полосы, уменьшая степень, до которой эти “волшебные частоты” должны быть рассмотренными.
Как наши собственные радио-авансы технологии, мы несомненно разовьем новые идеи о том, какое испускание мы могли бы ожидать от подобной технологии на работе над другим миром. Хотя есть определенные частоты и сигнализируют типы, которые были особенно защищены до настоящего времени, идеальная земная радио-обсерватория SETI обеспечит близкое непрерывное частотное освещение по существенной дробной ширине полосы, и гибкие сигнальные системы обнаружения, которые могли быть запрограммированы, чтобы использовать множественные алгоритмы поиска. Такая система точно, что СКА обеспечит - через открытый и расширяемый конец обработки цифрового сигнала, СКА позволит наблюдателям SETI к с готовностью гибкой программе, вычисляют элементы с их собственными алгоритмами, и произвольно прилагают пользователя - поставляемые таможенные аппаратные средства в случае необходимости. Самый чувствительный радиотелескоп в мире будет таким образом отлично подходить для проведения новых наблюдений SETI, и поскольку мы детализируем ниже, разрешит самый чувствительный поиск искусственного радио-испускания, когда-либо проводимого.
2. Наблюдения SETI относительно СКА
2.1 Commensality
Начиная с начала современного радио-SETI наблюдатели сцепились с основной проблемой¬. Область поиска SETI настолько широка во многих измерениях, кардинально и включая частоту и включая местоположение неба, что надлежащий поиск требует очень большого количества времени телескопа. Однако, посвящение существенного количества наблюдения времени на наибольших публично финансируемых радиотелескопах к единственной программе науки, уже не говоря об одном столь же спекулятивном как SETI, просто не возможно. Больше чем 30 лет назад, астрономы SETI разрабатывали решение, что они дублировали “паразитный SETI” (Торговец луками и др. 1983). Используя в своих интересах факт, что усиленный сигнал неба от радиотелескопа может быть дублирован много раз с очень небольшим количеством добавленного шума или потери чувствительности, астрономы SETI могли "осуществить контрейлерные перевозки" на наблюдениях других пользователей, чтобы провести обширные обзоры неба для признаков интеллектуальной ¬жизни, никогда не объявляя минуту первично-пользовательского времени. Теперь учитывая дружественное и более точное название “наблюдение сотрапезника,” эта техника позволяет Поиск Внеземного Радио-Испускания от Соседних Развитых Интеллектуальных Поселений (SERENDIP), SETI@home и проектов AstroPulse использовать Обсерваторию Arecibo, чтобы провести наблюдения SETI в течение тысяч часов ежегодно. Астрономы всех полос теперь начали признавать эффективность ¬наблюдения ¬¬сотрапезника ¬для широкого диапазона программ науки, которые могут использовать в своих интересах очень большое количество наблюдения времени без строгих связей на периоде интегрирования или потребности предназначаться для удельных объектов или областей. Поиски сотрапезника радио-переходных процессов теперь обычно проводятся с VLBA (Wayth и др. 2011), и другой переходный процесс сотрапезника и трубопроводы SETI находятся в развитии или ранней операции в JVLA, GBT, LOFAR (Serylak и др. 2013), Группа Jodrell и в другом месте.
Поддержка наблюдений сотрапезника будет важна для СКА программа SETI. Для ¬обсуждения здесь, мы определяем наблюдения сотрапезника, чтобы означать двух или больше пользователей, использующих обсерваторию в значительной степени независимо, разделяя только первичную область (и) представления, выбранного первичными наблюдателями.
Контроль за Сотрапезником SETI
Иллюстрация 2: Схематическая Диаграмма Наблюдения Сотрапезника относительно СКА: наблюдатель SETI использует независимую beamforming способность сформировать пучки поэтапного множества в пределах текущей первичной области (ей) представления, основанного на обсерватории meta информация, и направляет необработанные цифровые данные напряжения для тех пучков на процессор сигнала SETI через Ethernet
От перспективы SETI мы предполагаем систему наблюдения, в котором кратном числе поэтапные пучки множества могут независимо управляться в пределах первичной области представления и питаться на специализированные ¬аппаратные средства обработки сигнала¬, где удельные алгоритмы SETI осуществлены. Разработанный режим работы Множества Аллена Телескоупа - превосходный схематический опытный образец для пути, которым может функционировать такая система (DeBoer 2006; Валлийский язык и др. 2009). Иллюстрация 2 иллюстрирует эту схему: наблюдатель SETI использует независимую beamforming способность сформировать пучки поэтапного множества в пределах текущей первичной области (ей) представления, основанного на обсерватории meta информация, и направляет необработанные цифровые ¬данные напряжения для тех пучков на процессоры сигнала SETI, которые выполняют интерфереционное вырезание и сигнализируют обнаружение. Используя технологию, такую как Ethernet, множественные копии единственного пучка могут быть направлены на множественные сигнальные процессоры для анализа, используя множественные методы. Самые чувствительные наблюдения SETI со СКА будут проводиться в этой моде поэтапного множества, но это стоит ¬указывать, что есть дополнительные возможности проведения параллельного анализа SETI на отображении и сырье u-v произведения данных также.
2.2 Сигнальная Обработка
Сигнальное обнаружение в текущих экспериментах SETI - по существу осуществление в подобранном фильтровании, в котором шаблон фильтра определен принятыми особенностями передатчика. Как обсуждено в Сечении 1.2, большинство радио-экспериментов SETI сосредотачивается на узкополосном испускании, и таким образом ¬соответствующий подобранный фильтр - высокая разрешающая способность Фурье-спектрометр, объединенный с дополнительным шагом, чтобы составлять неизвестное относительное ускорение между передатчиком и приемником. Набор других алгоритмов мог бы эффективно использоваться в эксперименте SETI, включая основной составляющий анализ (Biraud 1983; 1991 Maccone), автокорреляция (Gardner & Spooner 1992), мудрая символом автокорреляция (SWAC) (Моррисон 2012) и автоматическая модуляционная классификация (AMC) (Aslam & Nandi 2010) и ссылки там, но еще не находятся в широко распространенном использовании в значительной степени из-за их ¬вычислительной стоимости. Эксперименты SETI на СКА извлекут выгоду из существенных увеличений вычислительной ¬работы благодаря законному росту продолжающего Моора в промышленности электроники (Моор 1965), и таким образом будут в состоянии рассмотреть осуществление некоторых из этих методов, используя гибкие сигнальные системы обнаружения СКА. Кроме того, по большей части эти методы “смущающе параллельны” и могут с готовностью быть измерены, чтобы приспособить увеличенные способности.
Здесь мы будем использовать случай узкополосного обнаружения как иллюстративный пример обработки сигнала SETI и для того, чтобы вычислить чувствительность СКА наблюдения SETI. Хотя чувствительность источникам данной яркости изменилась бы несколько для алгоритмов, обнаруживающих другие типы сигналов, выражения чувствительности и вычисления, используемые здесь, примерно правильны для других несвязных или слабо когерентных схем обнаружения (Sullivan & Mighell 1984; Gulkis 1984).
Минимумом бессвязно обнаружимый поток, Fi, узкого сигнала зоны на одной поляризации дают:
[КБ
Fi = Si&bi = CthreshSsys γ (2.1)
Где Си - свойственная плотность потока передатчика, Abi свойственная ширина полосы передатчика, заново ОТНОШЕНИЕ СИГНАЛ - ШУМ, Ssys - система эквивалентная плотность потока (SEFD) ¬телескопа получения¬, Ab - спектральная ширина полосы канала и t время интегрирования. Здесь мы принимаем Abi <Ab, и выразили Fi с точки зрения потока, а не плотности потока, чтобы более интуитивно связать экспериментальную чувствительность с земными уровнями власти передатчика, которые обычно описываются полной очевидной яркостью (или EIRP).
Для узкополосных сигналов, “Доплеровского дрейфа,” или изменения очевидной частоты из-за относительного ускорения между передатчиком и приемником дают просто:
f = (2.2) dt c
где "V скорость относительного числа луча обзора между приемником, и источник, fapparent - очевидная частота передатчика для постоянной скорости и c скорость света. Поскольку мы ¬ищем испускание в неизвестной частоте, полное Доплеровское изменение, наложенное на сигнал из-за некоторой неизвестной постоянной относительной скорости, незначительно для обнаружения. Как пункты ссылки, максимальный вклад от Геомагнитного орбитального движения в 1 ГГц составляет ~ Ё0.02 гц s-1, и от Геомагнитного вращения ~ -0.1 гц s-1.
Узкие сигналы зоны спектрально расширены и ИЗМОМ и межпланетной средой (ПРЕРЫВАНИЕ В МИНУТУ), с величиной, равной (Cordes & Lazio 1991; Siemion и др. 2013):
AVBROAD-ИЗМ = 0.097 гц VgHz5 (V0) SM3/5 (2.3)
и
(R \-9/5
AVBROAD-ПРЕРЫВАНИЕ-В-МИНУТУ = V^5 на 300 гц (РЕАЛЬНЫЙ МАСШТАБ ВРЕМЕНИ) (2.4)
Где vGHz - частота наблюдения в ГГц, R - Солнечное прицельное расстояние, V± - поперечное (перпендикуляр к лучу обзора) скорость источника в км/секунде и СМ иждивенец руководства, рассеивающий меру, меру электронных колебаний плотности (c.f. Rickett 1990) интегрируемый вдоль луча обзора. Для большинства лучей обзора с R 100 R0 к нескольким kpc, полное спектральное расширение - не больше, чем ~ 0.1 гц V-^ 5
Объединенное влияние вышеупомянутых эффектов таким образом диктует параметры оптимального поиска узкополосных передатчиков. Приблизительно 1 ГГц например, частотные разрешения заказа 0.1 гц и (неизвестного) дрейфового исправления некоторые Гц/секунда разрешил бы оптимальное обнаружение экваториальных ¬передатчиков на планете, до пяти раз большей и вращающейся в пять раз быстрее чем Земля на расстояниях приблизительно 1 kpc. Алгоритмы, используемые, чтобы обнаружить другие типы сигналов, будут так же ¬параметризоваться, в котором они будут искать или среднее число по подобным параметрам и будут также вынуждены основанные на ожидаемых свойствах канала коммуникации и сигнала.
2.3 Целевой Выбор
Вообще говоря, есть два возможных SETI, наблюдение стратегий, предназначенных наблюдений за отдельными объектами или областями думало, чтобы, особенно вероятно, принять интеллектуальную жизнь или слепые обзоры больших рядов неба. Иногда гибридные подходы используются, например, обзоры Области Kepler (Siemion и др. 2013) или Галактическая область Центра (Shostak & Tarter 1985). Относительная заслуга этих двух подходов зависит настоятельно от функции яркости искусственных радиопередатчиков, которая в настоящее время в значительной степени добровольна (Более едкий 2004), хотя некоторая способность проникновения в суть может быть оттянута из исследования распределения яркости земных передатчиков (См. Сечение 2.4). Этот факт, объединенный со многими другими неизвестными, приведет к широкому диапазону представлений относительно того, как наблюдения SETI должны быть проведены на СКА. Как имеет место с любой программой науки, эти предложения должны подвергнуться, чтобы всмотреться, обзор и те цели считали самым неотразимым, будет наблюдаться с самым высоким приоритетом. Более едкий (2001) и ссылки там детализируют различные предложенные подходы к целевому выбору SETI подробно.
Практически, огромное большинство SETI, наблюдающего относительно СКА, будет проводиться commensally с другими программами науки, используя сигнальную обрабатывающую систему, которая будет способна к проведению ¬поисков, используя множественные пучки поэтапного множества по только фракции первичного пучка. Таким образом каталог все-неба, обеспечивающий много целей за первичную область представления, в самых высоких частотах, по крайней мере равных номеру поэтапного множества пучки SETI (2-4 в минимальном случае), требуется. Такой каталог состоял бы из ~ 25M цели, и мог быть с готовностью построен из ожидаемых результатов GAIA (Perryman и др. 2001) после предписания, подобного используемому в каталоге “HabCat” пригодных для жилья звезд (Turnbull & Tarter 2003a, b). Таким образом, по существу выбирая звезды и ex¬ oplanet системы, которые кажутся самыми способствующими жизни, поскольку мы знаем это, или другими словами подобны нашей собственной Солнечной системе.
Однако, HabCat-подобный каталог должен быть добавлен, используя дополнительные стратегии. Например¬, простой изотропный выбранный из объема образец звезд - идеальный целевой набор для ¬эксперимента SETI ¬по ряду причин. Наиболее важно, это повышает качество врожденного антропоцентрического уклона, который может привести нас, чтобы сконцентрировать усилия SETI на окружающей среде, подобной нашей собственной планетарной системе. Поиск слепого ограниченного объемом образца звезд является предпосылочным только на понятии, что интеллектуальная жизнь требует звездного хозяина, чтобы развиться. Это также зондирует разнообразное соседнее звездное население, которое чрезвычайно хорошо изучено во многих длинах волны. В случае не обнаружения эти ¬признаки образца позволят нам устанавливать сильные и широко применимые границы присутствия технологически произведенного радио-испускания. Это также позволяет нам искать очень глубоко, который может быть важным, если искусственная функция яркости радиопередатчика уменьшается круто очень мимо нашей собственной технологически произведенной радио-яркости.
Изобилие мультипланеты exoplanet системы теперь известный подарок уникальная возможность выполнения поисков SETI в особенно выгодные времена - эпохи конъюнкции вдоль луча обзора к Земле (См. иллюстрацию 3). Экстраполируя от исследования человечества пространства, вероятно, что более продвинутая цивилизация, имеющая подобные склонности, исследовала бы и возможно колонизировала бы множественные планеты в их системе звезды. Эти исследования могли очень легко включать коммуникацию планеты планеты, радарное отображение или радарное отображение орбитальных осколков, возможно подобных пути, которым мы используем Планетарный Радар Arecibo для объектов изображения в нашей собственной Солнечной системе. Наблюдение этих систем во время юстировок позволило бы нам потенциально подслушивать это испускание. Изданные ephemerides этих известных систем с готовностью позволяют вычисление времен конъюнкции, и еще много таких систем, как ожидают, будут обнаружены в ближайшие десятилетия.
Иллюстрация 3: иллюстрация конъюнкции с 2 планетами в extrasolar планетарной системе вдоль луча обзора к Земле.
Другая идея, которая может сообщить постройке СКА каталог SETI, является понятием что возможно есть предпочтенные области галактики для развития сложной жизни, так называемые “галактические пригодные для жилья зоны” (GHZ), например, основанный на звездном популяционном подобии Солнцу или низкому проценту и близости суперновинок (Lineweaver и др. 2004). Иллюстрация 4 изображает одну возможную реализацию такого GHZ от Morrison & Gowanlock (2014). Для каждого показанного пиксела готовившая метрика (произвольные единицы) является членом пропорции к накопленному времени, доступному для разведки, чтобы развиться через все пригодные для жилья планеты в пределах того пиксела к максимальному пробегу 5 kpc от Земли, суммированной по всем эпохам. Доступные времена для разведки, чтобы предполагаемо появиться происходят во время промежутков между соседними событиями сверхновой звезды. Как показано, эта работа предполагает, что область неба, сосредоточенного на галактическом центре и охвате приблизительно 60 ° долготы и 30 ° широты, является особенно притягивающей. Другие дополнения к СКА, целевой список SETI мог бы включать естественные источники, которые могли служить или как указатели или как естественные усилители, например, используя нить мазера, чтобы усилить узкополосный сигнал, переданный в удельной частоте перемещения мазера (Cordes 1993; Cordes & Sullivan 1995).
2.4 Чувствительность
Отсутствующий из фактического обнаружения искусственного внеземного радиопередатчика, наши лучшие пункты ссылки для чувствительности радио-экспериментов SETI, и яркостей источников, которые мы могли бы обнаружить, прибывают из нашей собственной земной технологии. Иллюстрация 5 перечисляет несколько земных передатчиков, которые производят испускание в зонах, исследованных СКА, наряду с их псевдояркостями как описано излученной властью их эквивалентного isotropically (EIRP). Приблизительное количество таких передатчиков на Земле также перечислено. Эти земные аналоги искусственных передатчиков включены просто, чтобы описать энергетику передатчиков, что СКА эксперименты SETI могла бы быть чувствительной к интуитивным способом. Хотя во многих случаях эти передатчики производят испускание точно подобно, это искало в радио-экспериментах SETI, в других случаях, они модулируют свою выходную мощность таким способом, которым они не были бы столь же обнаружимы, как подразумевается, рассматривая их передачи как простая синусоида.
Иллюстрация 6 изображает чувствительность каждого компонента СКА на узкополосные передатчики в 15 pc, по сравнению с другими услугами, активно выполняющими поиски SETI по той же самой зоне. Предположения параметра поиска здесь соответствуют примерно, что могло бы ожидаться для существенной фракции наблюдений сотрапезника, а именно, максимальное время интегрирования 10 минут. Как показано, с соответствующими сигнальными системами обнаружения сырая чувствительность СКА может быть усилена, чтобы создать самую чувствительную систему SETI в мире. В иллюстрации 6 передатчик обнаружим, если его EIRP выше кривой для данного телескопа. Таким образом в представленном сценарии наблюдения, передатчик с EIRP 2 x 1020 эргов/секунд (планетарный радар) обнаружим со всеми показанными телескопами, в то время как передатчик с EIRP 1 x 1017 эргов/секунды (радар аэропорта) обнаружим только с SKA2.
Яркость (EIRP) Номер на Земле (эрги/секунда)
20
~2 x 10
17
~1 x 10
Иллюстрация 5: таблица земных аналогов искусственных внеземных радио-источников, включая псевдояркость, как выражено эквивалентным isotropically излучала власть (EIRP) и приблизительное количество такого подарка передатчиков на Земле.
Иллюстрация 7 изображает, какая чувствительность могла быть достигнута в более оптимистическом сценарии, в котором SETI был первичной целью наблюдения, или наблюдения сотрапезника были выполнены с другим случаем науки, очень хорошо подобранным к SETI. Здесь мы принимаем время интегрирования 60 минут, и минимум channelization ширина полосы, разрешенная эффектами ПРЕРЫВАНИЯ В МИНУТУ и ИЗМОМ. Как показано, с SKA1, яркости радиопередатчика, подобные нашим радарам большой мощности, будут обнаружимы от десятков тысяч звезд через все земное микроволновое окно, и с SKA2 эти сигналы будут обнаружимы от сотен тысяч звезд. Далее, с SKA2 у нас впервые будет чувствительность, чтобы обнаружить радио-испускание, подобное во власти к нашему собственному телевидению и радиостанциям от нескольких из наших самых близких соседей.
Как имеет место со многими большими научными услугами, мы ожидаем полные способности СКА появиться в течение долгого времени. SETI очень хорошо подходит для проведения ранней науки развертывания, поскольку ширина неисследованного пространства параметра в SETI является весьма большой с точки зрения частотного освещения и сырой чувствительности. Хотя увеличенная чувствительность и цифровые способности, особенно пригодность дополнительных пучков поэтапного множества, увеличат глубину и ширину SETI на СКА, с 50 % строят - из SKA1 через панель, программа SETI могла начать зондировать более близкие цели в ограниченном яркостью обзоре. Более отдаленные цели могли быть сохранены для полной чувствительности. Однако, это стоит указывать, как показано в иллюстрации 7, это, только у SKA2 есть способность обнаружить телевидение и радио-подобные станции передатчики. С ожидаемым номером планетарных систем, для которых это было бы чувствительно к ним в единственных цифрах, любое приведение в чувствительности SKA2 могло отдать соседнюю подобную человеку невидимую цивилизацию.
3. Резюме
Поиски SETI с услугами SKA1 построят из активной основы теоретической и ¬экспериментальной работы, сделанной в области с существующими крупномасштабными услугами, но комбинации
Иллюстрация 6: Чувствительность каждого компонента СКА на узкополосные передатчики в 15 pc, по сравнению с другими услугами, активно выполняющими SETI, ищет по той же самой зоне. Здесь мы принимаем порог значения σ = 15, ширина полосы Δb = 0.5 гц и время интегрирования t = 10 минут. Передатчик обнаружим, если его EIRP выше кривой для данного телескопа. Таким образом передатчик с EIRP 2 x 1020 эргов/секунд (планетарный радар) обнаружим со всеми показанными телескопами, в то время как передатчик с EIRP 1 x 1017 эргов/секунды (радар аэропорта) обнаружим только с SKA2. Чувствительность для Зеленого Телескопа Группы (GBT), Arecibo и LOFAR была взята от волноводов наблюдения тех услуг. Для LOFAR мы предполагаем, что только основные станции используются. Множество Аллена Телескоупа (ATA) чувствительность было взято от ван Лиувена и др. (2009).
из сырой чувствительности гибкая электроника и увеличенная вычислительная способность позволят заказы "усовершенствования величины" в скорости, глубине и ширине предыдущих экспериментов SETI. Самое полное предназначалось для поиска SETI, ранее проводимого, рассмотрел 1000 звезд более чем 1-3 ГГц к ¬пределу яркости ~2 x Backus на 1019 эргов/секунды (1998). В пятилетней кампании сотрапезника SKA1 мог рассмотреть каждую звезду в ее диапазоне наклона в пределах 60 pc — больше чем десять тысяч звезд — к яркости ограничивают более слабый порядок величины, ~ 1018 эргов/секунды, по большей зоне. Консервативно, через десять лет SKA2 мог рассмотреть каждую звезду в пределах 60 pc к пределу яркости, равному EIRP земных радаров самолета по всему земному микроволновому окну.
Исторически, выполнение экспериментов SETI эффективно с большими телескопами было ¬технически и политически трудно. СКА будет первым телескопом мирового класса, когда-либо построенным, для которого наблюдения SETI - сознательная часть процесса проектирования и доступны как мода наблюдения средства. Наш самый сильный инструмент, чтобы искать другую интеллектуальную жизнь в космосе будет доступен и доступен для астрономов во всем мире, вселяя новых людей и идеи в к области SETI и максимизируя научное возвращение СКА. Поиски жизни вне Земли, особенно ищет интеллектуальную жизнь, иметь замечательную способность зажечь воображение общественности, и этот компонент случая науки СКА предложит широкие возможности для, превышают и общественное обязательство. С просто научной точки зрения открытие независимого происхождения жизни на другом мире обеспечило бы убедительные доказательства, что жизнь распространена, и ее разведка предположила бы, что развитие продолжается к этому концу легко. Была содержащая информацию передача, которая будет получена и расшифрована, мы можем только догадаться, какие мысли и идеи могли бы содержаться там, но конечно наша человеческая культура будет обогащена невообразимыми способами.
НИЗКАЯ Зона 1 Зона 2 Зоны 3 Зоны 4 Зоны 5 Зона 1 Зона 2 Зоны 3 Зоны 4 Зоны 5
Иллюстрация 7: номер звезд по солнечному соседству, от которого узкополосное испускание было бы обнаружимо на двух уровнях яркости. Здесь мы принимаем звездную плотность номера n* = 0.1 pc 3, порог значения σ = 12 и время интегрирования t = 60 минут. Для яркостей, подобных нашим земным радарам самолета, мы принимаем ширину полосы Δb = 0.01 гц и для яркостей, подобных земным сигналам TV/radio-like (право), мы принимаем полностью когерентное интегрирование (Ab = t-1). Параметры поиска, показанные здесь, а именно, меньшее значение Δb чем обсужденный в Сечении 2.2, отражают относительную близость этих соседних звезд и расширением их менее рассеянные лучи обзора.
Подтверждения Мы благодарим анонимный рефери за вдумчивые комментарии к этой работе. Часть этого исследования была выполнена в Лаборатории Реактивного движения, Калифорнийском Институте Технологии, согласно контракту с Национальным управлением по аэронавтике и исследованию космического пространства. A. P. V. S., Э. Дж. К. и Д. В. получили частичную поддержку от конкурентоспособного гранта, предоставленного Джоном Темплетоном Фундэйшном.
Ссылки
Aslam, M. & Nandi, A. 2010, в IEEE Международный Семинар на Машине, Учащейся для Сигнальной Обработки, 391-396 Backus, P. R. 1998, Протоколы Astronautica, 42, 651 Benford, G., Benford, J., & Benford, D. 2010a, Астробиология, 10, 491 Benford, J. 2010, arXiv, космический-ph. IM:1003.5938 Benford, J., Benford, G., & Benford, D. 2010b, Астробиология, 10 475 Biraud, F. 1983, Протоколы Astronautica, 10, 759
Блэр, D. G. & Zadnik, М. Г. 1993, Астрономия и Астрофизика, 278, 669 Bowyer, S., Zeitlin, G., Tarter, J., Lampton, M., & Welch, W. J. 1983, 53-летний Икэрус 147 Chennamangalam, J., Siemion, A. P. V., Lorimer, D. R., & Werthimer, D. 2015, Новая Астрономия, 34, 245
Cocconi, G. & Morrison, P. 1959, Природа, 184, 844
Cordes, J. 1993, Третья Десятилетняя Конференция США-СССР по SETI. Ряд Конференции ГАДЮКИ, 47, 257 Cordes, J. & Sullivan, W. Я. 1995, Продвижение Поиска Внеземной Жизни, 74, 325 Cordes, J. M. & Lazio, T. J. 1991, Астрофизический Журнал, 376, 123 Cordes, J. M. & Lazio, Т. Дж. В. 2002, arXiv:0207156v3 DeBoer, D. R. 2006, Протоколы Astronautica, 59, 1153
Селезень, F. D. 1961, Физика Сегодня, 14, 40 Fridman, P. A. 2011, Протоколы Astronautica, 69, 777
Гарднер, W. A. & Spooner, C. М. 1992, Трудов IEEE на Коммуникациях, 40, 149 Gindilis, L., V.-летний Дэвидов & Стрелнитски, V. 1993, на Третьей Десятилетней Конференции США-СССР по SETI, редактору Г. С. Шостэку, 161-163 Gindilis, L. М. 1973, Радиофизики и Квантовой электроники, 16, 1118 Грей, R. H. & Ellingsen, S. 2002, Астрофизический Журнал, 578, 967
Gulkis, S. 1984, Примечание по Оптимальной Стратегии Поиска для Равномерно Распределенный ПО ЧАСОВОЙ СТРЕЛКЕ Передатчики, Технология. Член палаты представителей НАСА TDA 42-77 Хербста, E. & ван Дишоек, E. F. 2009, Ежегодный Обзор Астрономии & Астрофизики, 47, 427 Hogerheijde, М. Р., Bergin, Э. А., Brinch, C., и др. 2011, Наука, 334, 338 Horowitz, P., Matthews, Б. С., Forster, J., и др. 1986, 67-летний Икэрус 525 Horowitz, P. & Sagan, C. 1993, Астрофизический Журнал, 415, 218 Кардэшева, N. S. 1979, Природа, 278, 28
Korpela, E., Werthimer, D., Anderson, D., Cobb, J., & Lebofsky, М. 2001, Вычисляющего в Науке и Разработке, 3,78 Krasnopolsky, V. A., Maillard, J. P., & Owen, T. C. 2004, 172-летний Икэрус 537 Ли, D. 1998, диссертация, Гарвардский университет, Кембридж, Массачусетс, Г. A. 1994, Астрофизика и Космические исследования, 214, 209 Lineweaver, C. H., Fenner, Y., & Gibson, B. K 2004, Науки, 303, 59 Loeb, A. & Zaldarriaga, М. 2007, Журнала Космологии и Физики Astroparticle, 2007, 1 Maccone, C. 1991, в Исследовании Расширяется: Слушания Третьего Международного Симпозиума ¬по Bioastronomy, редактору Дж. Heidmann & M. Дж. Клеин, 247-253 Messerschmitt, D. Г. 2012, Протоколы Astronautica, 81, 227 Messerschmitt, D. G. & Morrison, я. S. 2012, Протоколы Astronautica, 78, 80 Moore, Г. E. 1965, Электроника, 114 Моррисона, я. 2012, Протоколы Astronautica, 78, 90
Моррисон, я. S. & Gowanlock, М. Г. 2014, представленный Астробиологии
Моррисон, P., Billingham, J., & Wolfe, J., редакторы 1977, Поиск Внеземной Разведки (НАСА)
Оливер, B. M. & Billingham, J., редакторы 1971, Проектный Циклоп: Исследование Проекта Системы для Обнаружения Внеземной Интеллектуальной Жизни (НАСА)
Perryman, М. А. К., де Боэ, К. С., Gilmore, G., и др. 2001, Астрономия и Астрофизика, 369, 339
Petigura, Э. А., Говард, A. W., & Marcy, Г. W. 2013, Слушания Национальной Академии Наук, 110, 19273
Rampadarath, H., Морган, Дж. С., Tingay, S. J., & Trott, C. М. 2012, Астрономического Журнала, 144,38
Узда, H., Fujii, Y., & Spiegel, D. S. 2014, на Слушаниях Национальной Академии Наук, 6871-6875
Rickett, B. J. 1990, Ежегодный Обзор Астрономии & Астрофизики, 28, 561 Serylak, M., Karastergiou, A., Williams, C., и др. 2013, на Слушаниях Международного ¬Астрономического Союза, 492-494
Shostak, Г. С. & Более едкий, J. 1985, Протоколы Astronautica, 12, 369
Siemion, A., Korff, J. V., Макмэхон, P., и др. 2010, Протоколы Astronautica, 67, 1342
Siemion, A. P. V., Demorest, P., Korpela, E., и др. 2013, Астрофизический Журнал, 767, 94
Steffes, P. G. & DeBoer, D. R. 1994, 107-летний Икэрус 215
Sullivan, W. Я. & Cordes, J. 1995, Продвижение Поиска Внеземной Жизни, 74, 337
Sullivan, III, W. T. & Mighell, K. J. 1984, 60-летний Икэрус 675
Более едкий, J. 2003, Ежегодные Обзоры Астрономии и Астрофизики, 39, 511
Более едкий, J., Cuzzi, J., Black, D., & Clark, T. 1980, 42-летний Икэрус 136
Более едкий, J. C. 2001, в Фотонике на запад 2001 - ИЗЛУЧАЮТ КОГЕРЕНТНЫЙ СВЕТ, редактор С. A. Kingsley & R. Bhathal (SPIE), 93-103 Более едкий, J. C. 2004, Новые Обзоры Астрономии, 48, 1543
Turnbull, Член конгресса & Более едкий, J. C. 2003a, Астрофизический Ряд Дополнения Журнала, 145, 181—. 2003b, Астрофизический Ряд Дополнения Журнала, 149, 423
ван Лиувен, J., Блиц, L., Крепкое тёмное немецкое пиво, D., и др. 2009, в Панорамной Радиоастрономии: Широко-полевое исследование на 1-2 ГГц относительно развития галактики, 5 Wayth, Р. Б., Brisken, В. Ф., Deller, А. Т., Majid, В. А., Томпсона, Д. Р., Tingay, S. J., & Wagstaff, K. L. 2011, Астрофизический Журнал, 735, 97 Валлийских языков, J., Покровитель, Д., Блиц, L., и др. 2009, на Слушаниях IEEE, 1438-1447
