Vida fóra da Terra (e II)

1994/07/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

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.