Vida fóra da Terra (e II)
No número 84 finalizamos cunha mención aos esforzos realizados paira enviar mensaxes desde a Terra. No entanto, mencionabamos que aínda que estas mensaxes tivesen destinatarios, teriamos que esperar moito tempo á espera da resposta. Por iso, os traballos non se dirixiron a enviar mensaxes, senón a detectar as emisións xeradas pola posible outra civilización.
Como é lóxico, este último traballo é enorme. En definitiva, temos que facer o mesmo paira atopar una emisora de radio que non sabemos a que frecuencia emite. Pero cunha diferenza importante, porque o número de frecuencias do noso dial é enorme. O límite inferior de frecuencias vén dado polas frecuencias dos poderosos emisores de radiación sincrotrón presentes na galaxia, xa que calquera outra emisión realizada neste campo quedaría cuberta. Considerouse como frecuencia mínima un gigahercia (16 Hz = 109 Hz). O límite superior establéceo o ruído cuántico, é dicir, o ruído de fondo inevitable que todos os receptores electrónicos teñen. Este obstáculo aparece por encima de 100 GHz. Si atopámonos con trazas doutros seres vivos, o campo de onda a explorar é o comprendido entre 1 e 100 GHz. (Ver imaxe).
Nesta tarefa a absorción atmosférica da Terra é a primeira das causas. Só chega á superficie terrestre a radiación comprendida entre 1 e 10 GHz. Con todo, dado que a resolución óptima das observacións sería de 0,1 Hz, enfocando o receptor cara a un medio celeste necesitariamos un espectrómetro de frecuencias case 1.011 diferentes. Debido a que a nosa tecnoloxía non é suficiente paira este tipo de ferramentas, o problema atacouse desde outro punto de vista. Loxicamente, o obxectivo é reducir en gran medida este amplo rango de frecuencias en base a uns criterios lóxicos. Como estamos a traballar na detección da radiación producida por outras civilizacións, a lóxica pode ser dubidosa. Con todo, a proposta de distintos científicos, algunhas frecuencias consideráronse máis adecuadas paira iniciar as tarefas de procura.
A frecuencia proposta anteriormente, e probablemente a máis utilizada, foi a liña de 1.420 MHz (21 cm de lonxitude de onda) correspondente á emisión de hidróxeno neutro. O hidróxeno é o elemento máis abundante do Universo, polo que a parte do espectro que rodea a súa liña é una das mellores paira inferir información sobre o amplo espazo interestelar e a evolución das estrelas e galaxias. Por tanto, na convicción de que calquera outra civilización que contivese o noso nivel tecnolóxico será tamén posuidora destas peculiaridades, non sería sorprendente considerar as posibilidades desta frecuencia de emisión.
A diferenza entre as emisións xeradas no espazo ou artificialmente atoparíase na anchura da liña, na monocromaticidad, xa que artificialmente pódense obter emisións case monocromáticas. Xunto ao hidróxeno, propúxose tamén a liña de oxhidrilo radical (OH), que forma a auga imprescindible paira o desenvolvemento da vida xunto co hidróxeno. Como se pode apreciar na figura, as dúas raias están contiguas e as frecuencias entre elas dan lugar ao que se denominou “buraco da auga”.
F. Drake (1960) foi o primeiro intento de atopar civilizacións extraterrestres. Enfoca a antena do observatorio de Green Bank cara ás estrelas Tau Ceti e Epsilon Eridani que rodean ao Sol. A sesión durou só 150 horas. O receptor tiña unha soa canle e buscaba sinais de 1.420 Hz cunha resolución de 100 Hz. Desde entón leváronse a cabo numerosos proxectos aos que se ofreceron máis de 200.000 horas de observación.
Estes proxectos ou programas reciben o nome xenérico de SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence), pero en realidade SETI era o nome dun programa impulsado pola Planetary Society en 1982. P. Execución Horowitz deseñou un analizador espectroscópico de 64.000 canles de resolución 0,03 Hz. Este analizador mellorou moito e recibiu o nome dos diferentes proxectos. Na actualidade conta con 8.400.000 canles e dúas ferramentas deste tipo: una no observatorio de Oak Bridge e outra no “Instituto Arxentino de Radioastronomía”. Ambas as organizacións teñen un programa SETI en constante funcionamento, pero tamén é o terceiro observatorio na constante exploración SETI: De Ohio. Nela traballan desde 1973.
Os programas son de dous tipos: os que analizan sistematicamente o ceo sen deixar partes e só exploran as contornas das estrelas seleccionadas. Estas últimas realízanse seleccionando estrelas similares ao Sol, tipo G. Nun dos programas SETI que desenvolve a NASA no Centro de Investigación Ames, están a estudarse 773 estrelas próximas ao Sol e similares a el. Con todo, ultimamente algúns científicos están a pedir que a procura se estenda ás estrelas do tipo K, porque consideran que estas estrelas terían una rexión máis ampla que as da clase G paira crear vida.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
