A la recherche de communications interstellaires

Cocconi, GiuseppiMorrison, Philip (aujourd'hui en congés au Collège Impérial de Science et de Technologie, Londres, S. W. T., Université de Cornell, Ithaca, New York): Nature vol. 184, n° 4690, pp. 844-846

Aucune théorie n'existe encore qui permette une estimation fiable des probabilités de :

  1. la formation de planètes
  2. l'origine de la vie
  3. l'évolution de sociétés possédant des capacités scientifiques avancées.

En l'absence de telles théories, notre environnement suggère que les étoiles de la séquence principale avec une durée de vie de nombreux milliards d'années peuvent posséder des planètes, que sur un petit ensemble de ces planètes 2 (la Terre et très probablement Mars) hébergent de la vie, que la vie sur une de ces planètes inclue une société récemment capable d'une investigation scientifique considérable. La durée de vie de telles sociétés n'est pas connue ; mais il semble non garanti de nier que parmi ces sociétés certaines pourraient se maintenir pendant des temps très long comparativement au temps de l'histoire humaine, peut-être des temps comparable au temps galactique. Il s'ensuit, alors, que près d'une étoile relativement semblable au Soleil se trouvent des civilisations avec des intérêts scientifiques et avec des possibilités techniques bien plus grands que ceux qui nous sont aujourd'hui accessibles.

Aux êtres d'une telle société, notre Soleil pourrait apparaître comme un site probable pour l'évolution d'une nouvelle société. Il est hautement probable que pendant longtemps ils ont attendu le développement de science près du Soleil. Nous considérerons que depuis longtemps ils ont établi un canal de communication qui un jour nous sera connu, et qu'ils attendrons patiemment les signaux de réponse venus du Soleil qui leur feront savoir qu'une nouvelle société est entrée dans la communauté de l'intelligence. De quel sorte de canal s'agirait-il ?

Le canal optimum

La communication interstellaire à travers le plasma galactique sans dispersion de direction et en durée de vol n'est praticable, autant que nous le sachions, qu'avec des ondes électromagnétiques.

L'objet de ceux opèrant la source étant de trouver une société nouvellement évoluée, nous pourrions présumer que le canal utilisé sera celui plaçant un minimum de fardeau de fréquence et de discrimination angulaire sur le détecteur. De plus, le canal ne sera pas hautement atténué dans l'espace ou dans l'atmosphère terrestre. Les fréquences radio sous ~1 Mc/s 11 Mc/s = 1 megacycle par seconde = 1 million de cycles par seconde, et toutes les fréquences plus élevées que les lignes d'absorption près de 30 000 Mc/s, jusqu'aux énergies des rayons cosmiques gamma, sont suspectes d'absorption dans les atmosphères planétaires. Les bandes passantes semblant physiquement possibles dans les domaines proches du visible ou des rayons gamma demandent, soit une puissance très grande à la source, soit des techniques très compliquées. La large bande radio de, disons, 1 Mc à 104 Mc/s, reste le choix choix rationnel.

Dans la région radio, la source doit concurrencer 2 contextes :

  1. l'émission de sa propre étoile locale (nous supposons que la résolution angulaire du détecteur n'est pas capable de séparer la source de l'étoile puisque la source a de grandes chances de résider dans 1 s d'arc de son étoile voisine) ;
  2. l'émission galactique le long de la ligne de visée.

Examinons la dépendance de fréquence de ces contextes. Une étoile semblable au calme Soleil émettrait une puissance produisant à une distance `R` (en mètres) un flux de :

`10^-14f^2`/`R^2` W.m.-2(c./n.)-2

Si ce flux est détecté par un mirroir de diamètre ld2 la puissance reçue est le flux ci-dessus multiplié par ld2.

Le partie plus ou moins isotrope du contexte isotrope libère une puissance reçue égale à :

`(10^-14.2/f)(lambda/l_d)^2(l_d)^2` W.(c/s)-1

où le 1er facteur vient du spectre du continuum galactique, le 2ème de la résolution angulaire, et le 3ème de la zone où le détecteur. Ainsi un minimum dans le faux contexte est défini en égalisant ces 2 termes. Le minimum réside à :

`fmin ~~ 10^4(R/l_d)^(c-4)` c./s.

Avec `R = 10` années-lumière `= 10^17 m` et `l_d=10^8 m`, `fmin ~~ 10^18` c/s

La source est susceptible d'émettre dans la région de ce large minimum.

A quelle fréquence devrons-nous regarder ? Une longue recherche dans le spectre d'un signal faible de fréquence inconnue est difficile. Mais, juste dans la région radio la plus favorisée réside un standard de fréquence unique, objectif, qui doit être connu de tout observateur dans l'univers : la ligne d'émission radio exceptionnelle de 1 420 Mc/s (longueur d'onde de 21 cm) de l'hydrogène neutre. Il est raisonnable de s'attendre à ce que des récepteurs sensibles pour cette fréquence soit réalisés lors d'une première étape du développement de la radio-astronomie. Ce serait l'attente des opérateurs de la source supposées, et l'état présent des instruments terrestres justifie en fait cette attente. Par conséquent nous pensons plus prometteur de chercher au voisinage de 1 420 Mc/s.

Demandes de puissance de la source

Le fond galactique autour de la ligne de 21 cm totalise :

`dPid^2d/(dS dOmega df) ~~ 10^-21.6` W.m.-2 ster.-1 (c./s)-1

pour environ 2/3 des directions dans le ciel. Dans les directions proches du plan de la galaxie se trouve un fond jusqu'à 40 fois supérieur. Il est donc plus économique d'examiner d'abord les étoiles proches se trouvant dans les directions éloignées du plan galactique.

Si à la source un mirroir est utilisé de ls m de diamètre, alors la puissance nécessaire à ce qu'il génère dans notre détecteur un signal aussi grand que le fond galactique est :

`(dW_s)/(df) = (dW_b)/(dS dOmega df)(lambda/l_s)^2(lambda/l_d)R^2 = 10^-14.3 R^2/l_s^2l_d^2` W.(c./s.)-1

Pour une source et un récépteur avec des mirroirs comme ceux à Jodrell Bank (`l=80` m), et pour une distance `R ~~ 10` années-lumière, la puissance nécessaire à la source est `10^2-2` W(c/s)-1, ce qui pourrait avoir raison de nos possibilités technique actuelles. Cependant, si la taille des 2 mirroirs est celle du télescope déjà prévu par le Laboratoire de la Recherche Navle U.S. (`l=200` m), la puissance nécessaire est de 40 fois inférieure, ce qui tomberait même dans nos capacités limitées.

Nous avons supposé que la source est orientée vers toutes les étoiles semblables au Soleil dans son voisinage galactique. Le soutien de, disons, 100 rayons différents du type que nous avons décrit ne semble pas être un charge impossible à soutenir par une société plus avancée que la nôtre (en détectant un signal, nous mêmes établirions rapidement de nombreux rayons de recherche). Nous pouvons donc espérer voir un rayon orienté vers nous depuis n'importe quelle étoile appropriée à moins de quelques dizaines d'années-lumière.

Localisation et bande passante du signal

Dans toutes les directions en dehors du plan de la galaxie la ligne d'émission de 21 cm n'émerge pas du contexte général. Pour les étoiles dans des directions éloignées du plan galactique la rechreche devrait alors être faite autour de cette longueur d'onde. Cependant, les décalages Doppler inconnus issus du mouvement de planètes non visibles suggère que l'émission observée pourrait être décalée vers le haut ou le bas par rapport à la fréquence atomique co-moving naturelle de plus ou moins approximativement 300 kilocycles/s (correspondant aux vitesses de plus ou moins 100 km/s). Plus près du plan galactique, où la ligne de 21 cm est forte, la fréquence de la source se déplacerait probablement off to the wing of the natural line background as observed from the direction of the Sun.

So far as the duration of the scanning is concerned, the receiver band-width appears to be unimportant. The usual radiometer relation for fluctuations in the background applies here, that is :

`(DeltaR)/B prop sqrt(1/(Deltafd^2tau))`

où `Deltafd` est la bande passante du détecteur et `tau` le temps constant de l'équipement d'enregistrement post-detection. D'un autre côté, le fond accepté par le récepteur est :

`B = (dW_b)/(df)Deltaf_d` and `t prop Deltaf_d/(DeltaB)^2`

Si nous fixons ΔR à une valeur déterminée, alors la temps de recherche `T` nécessaire à examiner la bande P au sein de laquelle nous avons postulé que se trouve le signal est donné par :

`T = (Ftau)/(Deltaf_d) prop F/(DeltaB)^2`

indépendant de la bande passante du récepteur `Deltaf_d`.

Bien sûr, plus la bande passante choisie est courte, plus faible est le signal pouvant être détecté, étant donné que `Deltaf_d>=Deltaf_s`. Il semble raisonnable pour un 1er effort de choisir une bande passante `Deltaf_d` normale dans la pratique de 21 cm, mais un temps d'integration v plus long que d'habitude. A few settings should cover the frequency range `F` using an integration time of minutes to hours.

Nature du signal et sources possibles

No guesswork here is as good as finding the signal. Nous nous attendons à ce que le signal doit modulé par impulsions avec une vitesse pas très rapide ou très lente comparée à 1 s, on grounds of band-width and of rotations. Il est probable qu'un continue sur un temps mesuré en années, puisqu'aucune réponse ne peut revenir in any event for some ten years. Il se répètera alors, à partir du début. Peut-être contiendra-t-il différents types de signaux alternant au fil des années. Pour pouvoir être identifié de manière indiscutable comme signal artificiel, un signal pourrait contenir, par exemple, une séquence de petits nombres premiers de pulsations, ou de simples sommes arithmétiques.

Le 1er effort devrait être consacré à examiner les étoiles probables les plus proches. Parmi les étoiles à moins de 15 années-lumières, 7 ont une luminosité et une durée de vie semblables à celles du Soleil. 4 de celles-ci résident dans les directions de faible contexte. Il s'agit de Tau Ceti, 02 Eridani, Eta Eridani et Eta Indi. Il se trouve que toutes ont des déclinaisons au sud. 3 autres, Alpha Centauri, 70 Ophiucus et 61 Cygni, se trouvent près du plan galactique et par conséquent stand against higher backgrounds. Il existe près d'une centaine d'étoiles de luminosité appropriée parmi les étoiles de type spectral connu à moins de 50 années-lumière. Toutes les naines de séquence principale entre peut-être G0 et K2 avec des magnitudes visuelles inférieures à environ +6 sont candidates.

Le lecteur pourrait chercher à consigner ces spéculations entièrement au domaine de la science-fiction. Nous soumettons, plutôt, que la ligne d'arguments foregoing démonstre que la présence de signaux interstellaires est entièrement cohérente avec tout ce que nous savons aujourd'hui, et que si des signaux sont présents le moyen de les détecter est maintenant entre nos mains. Peu nieront la profonde importance, practique et philosophique, qu'aurait la détection de communications interstellaires. Nous pensons par conséquent qu'une recherche discriminante de signaux mérite un effort considérable. La probabilité de succès est difficile à estimer ; mais si nous ne cherchons jamais la chance de succès est de 0.