Жизнь на экзопланетах

Одной из важнейших и интереснейших задач современной астрофизики является обнаружение жизни в других планетных системах. Сложность решения этой задачи связана в первую очередь с тем, что мы крайне ограничены в средствах наблюдений, а о полетах к другим звездам можем лишь мечтать.
 

Вторая сложность состоит в том, что нам известен лишь один пример биосферы – земной. Соответственно, мы (очень приблизительно) представляем себе условия зарождения и развития жизни, химические процессы и их продукты только для условий земной биосферы. Это позволяет примерно сформулировать ожидаемые астрономические макропараметры экзопланет или их спутников, где потенциально возможно существование такой жизни. Для других типов биосфер мы не можем сформулировать четкие критерии для ведения сколько-нибудь результативных поисков с помощью дистанционных (телескопических) наблюдений. Единственные известные нам формы жизни – земные.

 

Наконец, следует отметить, что даже в земном случае мы недостаточно точно представляем себе критически важные условия для зарождения жизни и последующей эволюции. Наших знаний не хватает для детального моделирования климатических систем, тем более на больших отрезках времени. Все это усложняет постановку астрономической задачи по поиску обитаемых (или хотя бы потенциально обитаемых) экзопланет или их спутников.
 

На появление и развитие жизни может влиять множество различных факторов, совместный учет которых представляет собой очень сложную задачу. Отбрасывая неизвестные науке экзотические формы жизни, можно прийти к выводу, что ключевым фактором является наличие жидкой воды. По всей видимости, для появления и существования простейших форм жизни можно сформулировать более мягкие условия (например, подповерхностное существование воды, как на Европе или Энцеладе). Но поскольку для дистанционного поиска жизни будет применяться в первую очередь спектральный анализ атмосфер, то следует говорить о возможности существования жидкой воды (и жизни) на поверхности тела (в дальнейшем мы будем рассматривать в основном этот вариант).

Для существования воды на поверхности необходима железно-каменная планета типа Земли. Это задает достаточно узкий диапазон масс: от 0,1 массы Земли (массы наиболее крупных планетезималей) до 10 земных масс. Более тяжелые планеты будут успевать аккрецировать из протопланетного диска достаточно толстые атмосферы, в этих случаях парниковый эффект чаще всего будет приводить к испарению воды с поверхности.

На появление и развитие жизни влияет множество факторов, всю совокупность которых мы пока не можем учесть.

Далее необходимо сформулировать параметры звезд, важные для существования жизни. В первую очередь следует отбросить звезды тяжелее нескольких солнечных масс, поскольку время их жизни недостаточно велико для развития биосферы. Также следует исключить из рассмотрения наиболее старые звезды, так как в туманностях, из которых они образовывались, доля элементов тяжелее гелия была невелика, и там ниже вероятность появления как пригодных для жизни планет, так и самой жизни.
 

Ключевым фактором для зарождения и развития жизни, подобной земной, является жидкая вода. Маловероятно наличие жизни на планетах вокруг самых легких звезд. Как мы увидим в дальнейшем, зоны обитаемости у таких светил располагаются на небольшом расстоянии. В итоге на планеты действуют мощные приливные силы, приводящие к синхронизации собственного и орбитального вращения, в результате чего планета все время повернута к звезде одной стороной (отсутствует смена дня и ночи), а кроме того, ось собственного вращения становится перпендикулярной плоскости орбиты (отсутствие смен времен года). Все это может сделать невозможным появление или развитие жизни. Близость звезды также отрицательно сказывается на планете из-за потока звездного ветра и ультрафиолетового излучения, которые не только отрицательно влияют на различные формы жизни, но и способствуют потере планетой атмосферы (в частности, воды).
 

Для защиты планеты от звездного ветра необходимо магнитное поле, для которого, в свою очередь, требуется наличие у планеты жидкого железного ядра. Кроме того, медленное вращение планеты после синхронизации собственного и орбитального периодов может исключить формирование сильного магнитного поля даже при наличии жидкого ядра. По всей видимости, это налагает дополнительные ограничения на возможные массы и другие параметры обитаемых планет.
 

Жизни на планете могут угрожать внешние отрицательные воздействия, такие как вспышки близких сверхновых или пролет планетной системы через плотные межзвездные облака. Поэтому можно утверждать, что в Галактике есть области, где длительное стабильное развитие жизни более вероятно, а есть те, где оно менее вероятно. Так, например, на расстоянии менее 1–2 килопарсек от центра прошлая активность сверхмассивной черной дыры в центре нашей Галактики могла быть губительной для жизни. Положение Солнца соответствует нашим представлениям о том, где находятся наиболее благоприятные области для долгоживущих биосфер с развитыми формами жизни.
 

Условия существования жизни налагают ряд ограничений на возможные параметры звезд и планет. Также следует отметить, что не все этапы развития Вселенной одинаково благоприятны для существования жизни земного типа. Скорее всего, ранние этапы эволюции Вселенной, равно как и отдаленные от нас периоды будущего, не слишком благоприятны для появления биосфер, подобных нашей (например, в далеком будущем, когда темп звездообразования существенно упадет из-за исчерпания пригодного для этого газа, недра новых землеподобных планет будут меньше разогреваться распадом радиоактивных элементов, что может сказаться на их обитаемости). Но при обсуждении современных обитаемых планет это является слабым ограничивающим фактором.

Оценки показывают, что для нескольких процентов звезд типа Солнца перечисленные условия должны быть выполнены. Это означает, что только в нашей Галактике могут существовать сотни миллионов звезд с планетами, потенциально пригодными для жизни. Впрочем, это слишком оптимистичный взгляд: как было сказано выше, мы недостаточно хорошо понимаем весь набор важных факторов и не можем утверждать, что число потенциально обитаемых планет столь велико.
 

Детали строения планетной системы и наличие у планеты крупного спутника могут играть важную роль в долговременном развитии жизни. Для длительной эволюции необходима стабильность внешних условий. В частности, орбита планеты должна иметь низкий эксцентриситет и быть достаточно устойчивой. В настоящее время данные наблюдений показывают, что аналоги Солнечной системы, в которой орбиты крупных планет и Земли являются практически круговыми, встречаются относительно редко. Численные расчеты эволюции планетных орбит на масштабах миллиардов лет требуют большого количества компьютерного времени, поэтому провести детальный анализ для каждой потенциально обитаемой планеты невозможно. Кроме того, мы можем не знать всех особенностей строения системы, так что не исключена ситуация, когда по данным имеющихся наблюдений планета отвечает всем основным требованиям к потенциально обитаемым планетам, но ее эволюция на большом масштабе времени исключает развитие сложных форм жизни.

 

Простейшие формы жизни, не формирующие глобальную биосферу, которая влияет на параметры атмосферы планеты, могут встречаться намного чаще. Но у нас пока нет способов для их обнаружения.

Важным может быть и наличие такого необычно крупного спутника, как Луна. Кроме ряда довольно экзотических гипотез о роли Луны в эволюции земной жизни (например, «непредсказуемость» величины приливов из-за одновременного влияния Солнца и Луны, что могло способствовать выходу жизни на сушу) есть и более определенные небесно-механические аргументы. Согласно некоторым моделям, наличие Луны стабилизирует ориентацию земной оси по отношению к эклиптике. Без этого фактора на больших временных масштабах могли бы происходить катастрофические климатические изменения, препятствующие развитию жизни.  Заметим, что существуют новые расчеты, согласно которым стабилизирующее влияние Луны может быть существенно меньшим, чем полагали ранее.
 

Данные показывают, что на ранних этапах своего существования Земля была практически безводной планетой. Это связано и с особенностями ее формирования в той области протопланетного диска, где доля воды мала, и с процессами на первых этапах существования планеты. Вода была привнесена на Землю извне. По всей видимости, это произошло в период так называемой поздней тяжелой бомбардировки, когда на Землю выпадало большое количество комет, астероидов (в частности, углистых хондритов) и, возможно, других тел, богатых водой. Такая ситуация может быть достаточно редкой среди планетных систем Галактики, поскольку требуется сочетание ряда условий (количество планет-гигантов и характер их миграции, наличие в области влияния этих планет большого количества малых тел с высоким содержанием водяного льда и др.). Столь сложная комбинация условий выделяет эволюцию нашей планеты среди других подобных тел. Таким образом, существование развитых форм жизни требует сочетания многих факторов, что может приводить к относительной редкости биосфер, подобных современной земной.

Даже жизнь земного типа может существовать в крайне экзотических условиях: глубоко под поверхностью планеты, в глубине океанов (не говоря уже о том, что жизнь может принципиально отличаться от земной). Однако, обсуждая потенциально обитаемые планеты, приходится ограничиваться достаточно развитыми формами жизни земного типа, поскольку лишь для них можно сформулировать достаточно понятные критерии поиска с помощью дистанционных методов (если же жизнь основана на существенно иных принципах, то сделать это пока невозможно). Мы рассчитываем найти жизнь земного типа.

 

Современная концепция поиска жизни на экзопланетах базируется на трех основных идеях:
 

1. Идентификация землеподобных планет.

2. Нахождение планет в зоне обитаемости.

3. Поиск биомаркеров в атмосферах планет, соответствующих условиям 1 и 2.
 

Обнаружение двойников Земли является технически сложной задачей по нескольким причинам. Во-первых, это небольшие легкие планеты, так что для любого метода наблюдения поиск таких планет требует высокой чувствительности (см. раздел 3.1 «Способы обнаружения и изучения экзопланет»). Например, для обнаружения двойника Земли методом лучевых скоростей около звезды, являющейся двойником Солнца, требуется точность выше 10 см/с, а такие показатели пока не достигнуты. А для транзитного метода ослабление блеска двойника Солнца при прохождении по его диску двойника Земли составляет 0,0084 % – на пределе чувствительности космического телескопа Kepler.

Во-первых, требуется найти планеты, похожие на Землю. Во-вторых, для надежного установления факта подобия планеты Земле необходимо измерить сразу и массу, и радиус планеты. Это непросто, поскольку обычно метод лучевых скоростей позволяет измерить лишь массу (к тому же есть неопределенность, связанная с неизвестной ориентацией орбиты планеты по отношению к лучу зрения), а метод транзитов – в первую очередь радиус планеты. Тем не менее на сегодняшний день известны десятки планет, которые с высокой вероятностью имеют массы и радиусы, примерно равные земным. Однако стоит учесть, что по другим параметрам (детали состава, величина магнитного поля, период вращения, наличие тектоники плит, наличие крупных спутников, подобных Луне, и т. д.) эти «двойники Земли» могут существенно отличаться от нашей планеты.

 

Легкие небольшие планеты проще обнаруживать вокруг более легких, чем Солнце, звезд – с меньшим размером, массой и светимостью: падение блеска при прохождении планеты по диску звезды (транзит) и изменение лучевой скорости звезды в этом случае оказываются больше. Также планеты легче обнаружить, если они находятся ближе к звезде. Но все же не слишком близко, чтобы на поверхности была не слишком высокая температура: это важно для потенциально обитаемых планет. Планета должна попадать в так называемую зону обитаемости. Во-вторых, планета должна находиться в зоне обитаемости.

 

Термин «околозвездная зона обитаемости» (circumstellar habitable zone) был введен в 1993 г. в работе Джеймса Кастинга (James Kasting) и его коллег. До этого Харлоу Шэпли (Harlow Shapley) и Юбертус Страгхолд (Hubertus Strughold) в 1953 г. с разных точек зрения обсуждали, на каком расстоянии от Солнца на поверхности планеты может существовать жидкая вода. В 1959 Су-Шу Хуанг (Su-Shu Huang) впервые использовал термин «зона обитаемости» (habitable zone). Однако проблема предельных расстояний от звезды, на которых планета еще может быть обитаемой, обсуждалась еще в XIX в. Современные подходы к расчетам границ области, в которой возможно длительное существование жидкой воды на поверхности планеты, начали применяться в 1970-е гг. в работах Майкла Харта (Michael Hart) и его коллег.
 

В самой простой форме расчет границ зоны обитаемости может провести даже школьник. Предположим, что единственным источником тепла является свет звезды. В рамках «нулевого приближения» можно пренебречь влиянием атмосферы и установить граничные условия: на внутренней границе зоны обитаемости температура поверхности планеты, нагреваемой звездой, равна 100 °C (373 К), а на внешней – 0 °C (273 К). Затем надо учесть, что температура поверхности планеты в такой модели спадает как квадратный корень из расстояния от звезды, температура поверхности которой известна. Для Солнца она составляет приблизительно 5800 К, и если мы примем для простоты, что Земля поглощает всю падающую солнечную энергию, то в результате получим, что такой упрощенной зоне обитаемости соответствуют расстояния примерно от 1 до 2 a.е. Однако в реальности необходим учет многих других эффектов (в первую очередь атмосферных), чтобы точнее рассчитать температуру на планете и, соответственно, точнее определить границы зоны обитаемости.

На сегодняшний день планеты с массой менее нескольких масс Земли и/или радиусом менее двух земных, находящиеся в зоне обитаемости, относят к потенциально обитаемым.
 

Внутренняя граница зоны обитаемости определяется запуском неудержимого (runaway) парникового эффекта, который приводит к росту температуры. А это, в свою очередь, – к испарению всей воды с поверхности в атмосферу. Затем под действием ультрафиолетового излучения от молекул воды отрывается водород, который теряется атмосферой планеты. Расчеты показывают, что для Солнечной системы внутренняя граница зоны обитаемости близка к орбите Земли и составляет около 0,86–0,99 a.е. Необходимо отметить, что эти расчеты пока не учитывают многие особенности реального земного климата, поэтому не стоит особенно опасаться того, что Земля близка к внутренней границе зоны. Однако со временем это станет важным, поскольку из-за постепенного роста светимости Солнца через несколько сотен миллионов лет наша планета окажется вне зоны обитаемости, и условия на ней начнут быстро меняться в сторону тех, которые мы сейчас наблюдаем на Венере: парниковый эффект быстро увеличит температуру поверхности на десятки градусов.

Зона обитаемости определяется из условия существования жидкой воды на поверхности планеты.
 

Внешняя граница зоны обитаемости определяется тем, что даже совместный парниковый эффект, создаваемый углекислым газом (CO2) и водяным паром (H2O), не может обеспечить достаточно теплый климат с удалением планеты от Солнца. Современные расчеты дают для этого критического расстояния величину, примерно равную 1,4–2 a.е. В молодой Солнечной системе, когда светимость Солнца составляла лишь 70–75 % от современной, Венера могла находиться в зоне обитаемости. А Марс, возможно, всегда находился и будет оставаться в ней практически до начала превращения Солнца в красного гиганта.

 

Для рассмотрения разнообразных вариантов, которые могут встретиться в случае разных звезд и планет, понадобится учет множества дополнительных факторов. Кроме деталей состава атмосферы важными будут период вращения планеты и ее масса, эксцентриситет орбиты, наклон оси, величина магнитного поля. Для звезд важно учитывать не только их полную светимость, но и особенности спектра, поскольку лучи разных длин волн будут по-разному взаимодействовать с атмосферами планет, а также уровень активности (количество вспышек, их энергетику и т. п.).
 

Самыми многочисленными звездами являются красные карлики. Вокруг них открыто множество экзопланет, некоторые из которых формально попадают в зону обитаемости. Известными примерами небольших планет в зонах обитаемости вокруг красных карликов являются Проксима Центавра b и несколько планет системы TRAPPIST-1. Однако у красных карликов низкая светимость, так что и внутренняя, и внешняя границы зоны расположены близко к звезде, и планета, находящаяся в этой зоне, с высокой степенью вероятности будет иметь период собственного вращения, равный орбитальному (наступит приливная синхронизация). Это обстоятельство необходимо учитывать при расчетах условий на поверхности, и чаще всего такие планеты не смогут сохранять воду в жидком состоянии.
 

Как уже было отмечено выше, Земля со временем окажется вне зоны обитаемости из-за роста светимости Солнца. Такая ситуация свойственна всем системам, так как энерговыделение звезд меняется даже на стадии Главной последовательности. Поэтому расчет зоны обитаемости вокруг конкретной звезды привязан к определенному моменту в ее жизни. А с точки зрения развития жизни вплоть до появления достаточно сложных форм, обитающих на поверхности, важно, чтобы планета находилась внутри зоны обитаемости в течение продолжительного времени. Важно это и на коротком отрезке времени, поэтому планеты на эксцентричных орбитах, проводящие лишь небольшую часть времени в зоне обитаемости, являются плохими кандидатами при поиске жизни.
 

Сейчас известны экзопланеты в двойных системах, обращающиеся или вокруг одного из компаньонов, или же вокруг всей двойной звезды. В этих случаях также можно рассчитать зоны обитаемости, однако важно при этом иметь в виду, что нередко орбиты планет в двойных системах могут претерпевать вековые изменения, что будет приводить к их выходу из зоны обитаемости. Галактическая зона обитаемости определяет область, где жизни меньше угрожают такие катаклизмы, как, например, взрывы сверхновых.

 

Менее строгим является понятие галактической зоны обитаемости. В этом случае речь идет о возможности длительного существования и развития жизни, которым могут угрожать такие внешние воздействия, как взрывы сверхновых, близкие пролеты звезд, попадание в плотные молекулярные облака. В некоторых областях галактик такие события более вероятны, в некоторых – менее. Выделенной считается зона коротации, в которой скорость движения звезды диска вокруг центра галактики примерно равна скорости спирального узора. Тогда звезда и ее планеты реже оказываются вблизи рукавов, где опасные воздействия более вероятны. Именно такое положение, согласно многим моделям, занимает наше Солнце.
 

Третьим пунктом на пути установления потенциальной обитаемости планеты является обнаружение биомаркеров в ее атмосфере. Обнаружив планету земного типа на устойчивой примерно круговой орбите в зоне обитаемости у звезды Главной последовательности с подходящим возрастом, мы относим ее к потенциально обитаемым. Следующим шагом должно стать изучение характеристик атмосферы такой планеты. Ученые пытаются выделить набор веществ, присутствие которых в атмосфере должно гарантировать существование на планете жизни земного типа. При этом спектральные линии соответствующих молекул должны быть обнаружимы современными средствами или хотя бы инструментами, которые могут быть созданы в ближайшем будущем. Такие вещества называют биомаркерами.

 

Для земной жизни важны разные вещества. Кроме воды и кислорода важную роль в биохимии играют, например, сера и фосфор, однако следы присутствия соединений с этими элементами будет трудно обнаружить в атмосферах потенциально обитаемых планет. Кроме того, важно выбирать такие вещества и их комбинации, которые трудно объяснить естественными небиологическими (абиогенными) процессами. Так, например, сосуществование в земной атмосфере кислорода (O2) с метаном (CH4) и закисью азота (N2О) требует биологических процессов.
 

К основным биомаркерам относят молекулы O2, O3, H2O, CH4, CO2, N2O (некоторые вещества должны присутствовать в значительных количествах, как, например, кислород, поскольку малые его количества могут быть абиогенными). Иногда в список включают также аммиак (NH3) и некоторые другие соединения. По отдельности эти вещества могут иметь абиогенное происхождение, но наличие их всех вместе с высокой вероятностью указывает на проявление жизни, подобной нашей.
 

К основным биомаркерам относят молекулярный кислород, озон, воду, метан, углекислый газ и закись азота («веселящий газ»). Обнаружение присутствия линий биомаркеров в спектрах землеподобных планет – очень трудная задача. Во-первых, речь идет об очень слабых объектах, поэтому необходимы крупные инструменты. Во-вторых, основные линии находятся в инфракрасной части спектра, где земная атмосфера недостаточно прозрачна. По этим причинам основные результаты, по-видимому, будут получать в рамках специальных космических проектов, подобных Darwin («Дарвин») и TPF (Terrestrial Planet Finder), которые, к сожалению, не были включены в реализующиеся космические программы. На сегодняшний день основные надежды связаны со следующим поколением крупных наземных телескопов с диаметрами зеркал 30–40 м и с космическим телескопом James Webb.

 

По всей видимости, поиск спектральных линий H2O, CH4, CO2 нужно будет вести из космоса, так как они лежат в основном на длинах волн более 5 мкм, а в этом диапазоне наша атмосфера почти непрозрачна. Для наземных телескопов ближайшей задачей будет обнаружение кислорода в спектрах транзитных планет. К сожалению, чтобы накопить достаточный сигнал, придется наблюдать много прохождений планеты по диску звезды, поэтому результат может быть получен лишь за довольно длительное время. Расчеты показывают, что для этого лучше всего подходят транзитные планеты в зонах обитаемости вокруг красных карликов. К сожалению, как уже было отмечено выше, это не лучшие кандидаты в двойники Земли, в том числе и по той причине, что сильное ультрафиолетовое излучение, возникающее при мощных вспышках на маломассивных звездах, разрушает молекулы ДНК.
 

Для обнаружения линий всех основных биомаркеров понадобятся специальные космические проекты. Также нужно помнить, что обитаемая планета – это не обязательно точная копия современной Земли. Свойства атмосферы нашей планеты 1–2 млрд лет назад заметно отличались от сегодняшних, хотя Земля в то время уже была обитаемой. Расчеты учитывают и это: моделируется изменение спектра земной атмосферы с течением времени, и, возможно, это поможет в поисках. Гораздо труднее будет доказать существование жизни, не похожей на земную.

 

Обнаружение хотя бы следов существования внеземных цивилизаций было бы грандиозным событием для всего человечества (что уж говорить об установлении контакта!). Однако, несмотря на серьезные усилия, прилагаемые в течение более чем полувека для обнаружения сигналов внеземных цивилизаций, такой поиск пока дал только отрицательные результаты.
 

Исторически первым появился термин CETI (Communication with ExtraTerrestrial Intelligence, Коммуникация с внеземным разумом), предложенный в 1965 г. Рудольфом Пешеком (Rudolf Pesek). Однако довольно быстро стало понятно, что связь (контакт) – это дело отдаленного будущего, а пока речь идет только о поиске (search), поэтому термин CETI был заменен на SETI (Search for ExtraTerrestrial Intelligence, Поиск внеземного разума). Именно эта аббревиатура сейчас является общеупотребительной для обозначения широкого круга вопросов, связанных с изучением проблемы поиска и существования внеземных цивилизаций.

Несмотря на более чем полувековые усилия, никаких значимых следов существования внеземного разума не обнаружено.
 

Безусловно, вопросы обитаемости других миров давно занимали умы ученых, писателей и философов. Однако до середины XX в. это в основном были отдельные отрывочные теоретические изыскания, часто связанные с обсуждением вопросов существования жизни на Марсе и связи с тамошними обитателями. Современная история проблемы внеземных цивилизаций и SETI начинается в 1959 г., когда Филип Моррисон (Philip Morrison) и Джузеппе Коккони (Guiseppe Cocconi) опубликовали свою работу в журнале Nature, где обсудили перспективы поиска сигналов внеземных цивилизаций в радиодиапазоне.

Современная история SETI начинается со статьи Моррисона и Коккони (1959 г.).
 

Независимо от этой работы в 1960 г. Фрэнк Дрейк (Frank Drake) начал поиски таких сигналов на 26-метровом телескопе в Грин-Бэнк (Green Bank) в Западной Виргинии. В рамках этого проекта, получившего название Ozma («Озма» – в честь принцессы страны Оз из книги Ф. Баума), наблюдались звезды эпсилон Эридана и тау Кита. С тех пор во всем мире было осуществлено около сотни проектов по поиску искусственных радиосигналов внеземного происхождения на различных радиотелескопах, включая наиболее крупные (Arecibo («Аресибо»), РАТАН-600, Parkes («Паркс») и др.).

Уже в 1960 г. начались поиски сигналов внеземных цивилизаций в радиодиапазоне.
 

Поиск был рассчитан на разные виды сигналов. Это может быть собственно «послание» – специальный сигнал, призванный привлечь внимание к внеземной цивилизации и, возможно, несущий информацию о ней. Но это может быть и «шум», связанный с работой разнообразных установок (например, Земля неплохо «видна» с ближайших звезд в радиодиапазоне из-за работы телевизионных станций и радаров). Наконец, может быть перехвачен сигнал, не предназначенный для нас: например, сигнал мощных радаров.
 

Хотя многократные дискуссии обычно заканчиваются выводом, что именно радиодиапазон наиболее пригоден для поисков сигналов внеземных цивилизаций, тем не менее обсуждались и другие подходы. Наибольшее развитие получила концепция оптического SETI, предложенная в 1961 г. Робертом Шварцем (Robert Shwartz) и Чарльзом Таунсом (Charles Townes), изобретателем лазера. Именно возможность посылать очень узкие световые пучки с помощью лазера позволяет использовать оптический канал связи. Было осуществлено несколько проектов по поиску оптических сигналов внеземных цивилизаций (в СССР такими работами занимались Викторий Шварцман в Специальной астрофизической обсерватории и его ученики). Разрабатываются подобные программы наблюдений, а также оборудование для них и в наши дни. Многие полагают, что такой вид связи предпочтительнее для передачи информации после установления контакта, когда ясно, куда точно нужно посылать сигнал.
 

Обсуждался также ряд экзотических подходов по поиску искусственных сигналов, основанных на использовании рентгеновского, гамма- и даже нейтринного и гравитационно-волнового излучений. Однако очевидно, что радиосвязь и оптическая связь имеют неоспоримые преимущества.
 

Кроме радио для поисков внеземных цивилизаций также используются оптические наблюдения.
 

Особняком стоит концепция поиска «космических чудес», предложенная в середине 1960-х гг. Николаем Кардашевым. Его идея состоит в том, что результат деятельности развитой технической цивилизации может выглядеть как труднообъяснимый искусственный источник. Попытки обнаружить такие «астроинженерные» конструкции (например, сферы Дайсона, гипотетическая астроинженерная конструкция, предложенная американским физиком-теоретиком Фрименом Дайсоном. Она представляет собой гигантскую сферическую оболочку вокруг звезды для максимального использования энергии последней) продолжаются и сейчас. Периодически появляются публикации, когда тот или иной необычный источник, для поведения которого не удается придумать хорошего естественного объяснения, становится предметом обсуждения в контексте «космических чудес», как было, например, со звездой KIC 8 462 852.
 

Кроме пассивных поисков сигнала обсуждалась и проводилась деятельность по отправке посланий с Земли. Она получила наименование METI (Messaging to ExtraTerrestrial Intelligence). В первую очередь это радиопослания, но информация о Земле и ее обитателях была также размещена на космических аппаратах Pioneer 10 («Пионер-10»), Pioneer 11 («Пионер-11»), Voyager 1 и Voyager 2. В этом вопросе особенно интересен гуманитарный аспект, связанный с отбором посылаемой информации (включая изображения и звук).

Результат деятельности развитой внеземной цивилизации может выглядеть как необъяснимый астрономический источник – «космическое чудо».
 

1960-е гг. были временем активных дискуссий и поисков сигналов внеземных цивилизаций. Проводился ряд встреч и конференций (в нашей стране первое совещание по проблемам SETI прошло в 1964 г. в Бюраканской астрофизической обсерватории). Практически к середине 1970-х гг. все основные идеи в области SETI были уже сформулированы. Большой вклад в развитие проблематики поисков внеземных цивилизаций внесли Иосиф Шкловский в СССР и Карл Саган в США. Книги и статьи этих авторов существенно повлияли на развитие всего направления по исследованию вопросов, связанных с внеземной жизнью.

За полвека в рамках SETI было реализовано около 100 проектов, продолжают создаваться новые проекты.
 

Среди крупных проектов по поиску внеземных цивилизаций можно упомянуть Phoenix («Феникс») и SERENDIP (Search for Extra-Terrestrial Radio Emissions from Nearby Developed Intelligent Populations, Поиск внеземных радиоизлучений от близких развитых цивилизаций). Для наблюдений использовались различные инструменты, в том числе 300-метровая антенна в Аресибо. В настоящее время создается проект Allen Telescope Array (Массив телескопов Аллена), который будет состоять из 350 антенн, предназначенных для поиска радиосигналов (42 из них уже работают). Большую популярность получил проект SETI@home, в рамках которого все желающие могут использовать свои домашние компьютеры для распределенной обработки данных, полученных в рамках проекта SERENDIP, с целью поиска в гигантском массиве радиоданных необычных по своим характеристикам радиосигналов. В 2015 г. Юрий Мильнер объявил о начале программы Breakthrough Listen, задачей которой является поиск сигналов внеземных цивилизаций в радио- и оптическом диапазонах. В будущем для нужд SETI будет использоваться и система антенн SKA (см. раздел 13.4 «Радиотелескопы»).
 

К сожалению, у нас до сих пор не хватает данных для хотя бы примерных оценок распространенности цивилизаций, с которыми мы могли бы установить контакт. На настоящий момент время жизни нашей цивилизации на стадии существования радиосвязи составляет всего лишь чуть более 100 лет, а история радиоастрономии насчитывает и того меньше. Учитывая, что возраст Галактики в сто миллионов раз больше и в ней находится несколько сотен миллиардов звезд, можно было бы предположить наличие огромного числа внеземных цивилизаций, уровень развития которых на миллиарды лет опережает наш. Здесь мы имеем дело с «парадоксом Ферми», который сводится к простому вопросу: «Где же они все?» В самом деле, столкнувшись с «великим молчанием Вселенной», мы оказываемся перед непростой проблемой – объяснить, почему технические цивилизации, подобные нашей и более развитые, столь редки. Это может быть связано, например, с исключительными свойствами Земли, с редкостью появления разумной жизни или с недостаточной длительностью стадии, на которой цивилизация способна на межзвездный контакт и заинтересована в нем.
 

Для оценки числа внеземных цивилизаций, способных к контакту, в 1961 г. была предложена знаменитая формула (она же уравнение) Дрейка. Она обсуждалась на первой серьезной встрече (мини-конференции) в Грин-Бэнк по проблеме поисков и контактов с внеземными цивилизациями. Дрейк записал простое уравнение, где ожидаемое количество цивилизаций, способных в настоящий момент к контакту (в первую очередь посредством радиосвязи), оценивалось как произведение семи сомножителей: темп звездообразования в Галактике; доля звезд, имеющих планеты, потенциально пригодные для жизни (землеподобные планеты в зонах обитаемости); число таких планет в системе; доля планет, на которых появилась жизнь; доля обитаемых планет с разумной жизнью; доля цивилизаций, достигших соответствующего уровня технологии; продолжительность существования цивилизации на технологической стадии, когда возможен контакт.
 

В 1961 г. была предложена формула Дрейка для оценки числа внеземных цивилизаций, способных к контакту. К сожалению, пока половина коэффициентов в этом уравнении известна плохо.
 

Первый сомножитель известен достаточно хорошо: в Галактике образуется несколько звезд в год. В настоящее время благодаря исследованиям экзопланет мы неплохо знаем долю звезд, имеющих планеты (в том числе землеподобные в зоне обитаемости), и типичное число таких планет в системе. Произведение этих трех величин по порядку величины равно 1/год. В ближайшие годы или десятилетия, видимо, удастся надежно оценить долю обитаемых планет среди потенциально пригодных для жизни. Что касается появления разумной жизни, развития технологий и времени существования технических цивилизаций, то здесь существует полная неопределенность – ситуация мало изменилась с 1961 г. Поэтому пока невозможно провести сколько-нибудь надежную оценку с помощью формулы Дрейка.
 

По всей видимости, если когда-нибудь мы обнаружим внеземные цивилизации или получим важные результаты в этой области (скажем, сможем получить хорошие оценки для множителей в уравнении Дрейка), то это произойдет не в результате специализированных поисков в рамках программы SETI, а в результате астрономических изысканий, прежде всего обзоров неба в разных диапазонах и изучения экзопланет.