SETI ITALIA "G. Cocconi" - Divulgazione scientifica e distributed computing
c/o Dr. Bruno Moretti Turri - via Crispi, 3 - 21100 Varese - Tel. +39 340 9935956 - brmoret@libero.it


SETI: Astropulse e nuovi orizzonti

di Bruno Moretti Turri IK2WQA, brmoret@libero.it
Team SETI of SETI Institute, SETI ITALIA Cocconi, IARA, SdR radioastronomia UAI

Relazione presentata in forma sintetica al V° ICARA, Italian Congress Amateur Radio Astronomy
Sessione Bioastronomia - Chairman: Stelio Montebugnoli (IRA-INAF, SETI Italia)
Milano - Planetario Ulrico Hoepli - 24/26 ottobre 2008
.
Con il titolo "Astropulse: Radio SETI evoluzione" è su "Astronomia" UAI, numero 3, maggio/giugno 2010, pp. 16-22.

Astronomy and Astrophysics Abstract

This paper describes the situation of radio-SETI search and the new projects; actual limits of the SETI-sphere; future limits of the SETI-sphere; not ETI search only: SETI data and neutral hydrogen distribution in the Milky Way, using SETI receivers in radar astronomy; SETI@home from narrow-band to wide-band: Astropulse; reconstructing an alien signal from the raw data: narrow-band and Doppler-Fizeau effect, wide-band and dispersion; the goals of Astropulse: neutron stars, Martin Rees and primordial black holes evaporation via Hawking radiation, Duncan Lorimer and first millisecond radio burst of extragalactic origin, unknown new phenomenons, ETI wide-band pulses search.

*   *   *
"We are all lying in the gutter, but some of us are looking at the stars."
"Giaciamo tutti nel fango, ma alcuni di noi guardano alle stelle."
Oscar Wilde

 
A sinistra: l'Autore durante la conferenza al Planetario Ulrico Hoepli di Milano.
A destra:
il 
Planetario più grande d'Italia, l'Ulrico Hoepli di Milano con il proiettore Zeiss IV.

L'individuazione radiospettroscopica di moltissime molecole prebiotiche nelle nubi interstellari e la scoperta di ormai ben oltre 300 esopianeti, alimentano l'ipotesi astrobiologica (o esobiologica) che, ove trovandone le condizioni adatte, la vita abbia potuto e possa svilupparsi ed evolversi anche al di fuori della biosfera terrestre e del sistema solare.
E alimentano l'ipotesi SETI (Search for Extra Terrestrial Intelligence) che su altri sistemi planetari la vita abbia potuto evolversi fino al livello di civiltà tecnologiche, capaci di telecomunicazione a lunga distanza, attraverso la produzione di onde elettromagnetiche artificiali che noi potremmo intercettare e che ci rivelerebbero le dimensioni cosmiche della vita, che l'Universo non è «un enorme spreco di spazio» (Carl Sagan, Contact) e che noi terrestri non siamo soli nella comunità dell'intelligenza. Per ora, e fino ad evidente prova contraria, astrobiologia e SETI sono basati solo su delle ipotesi.
Ma ipotesi assai affascinanti da esplorare con l'indagine scientifica. In fin dei conti, prima del 1995 e della scoperta
di 51 Pegasi b, anche l'esistenza dei sistemi esoplanetari era solo un'ipotesi.
Razionalmente e scientificamente plausibile.
E dove c'è un Giove noi sappiamo che potrebbe esserci anche una Venere.
O una... Terra!

Confini attuali del SETI

Il problema più grosso dei tanti problemi insiti nella ricerca radio-SETI è dato dall'enormità delle distanze astronomiche nello spazio-tempo [1] unito al fatto che, dal momento in cui viene emessa, l'intensità della radiazione elettromagnetica diminuisce in misura dell'inverso del quadrato della distanza dalla sorgente [2][3], legge fisica ben illustrata nella Fig. 1.

 
Fig. 1 - La legge dell'inverso del quadrato.

Nell'Universo conosciuto si ritiene che ci siano 100 miliardi di galassie. Noi sappiamo che esiste una galassia, la Via Lattea, che ospita una civiltà che, da poco più di un secolo, è in grado di emettere onde radio artificiali: la civiltà dei Terrestri. Se tale "media statistica" di una civiltà tecnologica per galassia fosse rispettata, nell'Universo ci sarebbero oggi 100 miliardi di civiltà tecnologiche aliene. Ipotesi semplicistica e soprattutto inutile ai fini SETI in quanto queste civilità sarebbero troppo lontane perchè, inesorabilmente "diluita" (attenuata) dalla legge dell'inverso del quadrato, l'intensità dei loro segnali radio possa emergere dal noise (rumore cosmico di fondo) ed essere rilevabile dai nostri strumenti. A dir la verità i nostri mezzi attuali sono del tutto inadeguati anche ad individuare radio emissioni di un'eventuale civiltà aliena nella Via Lattea. Lo studio SETI più evoluto attuato finora, il progetto Phoenix del SETI Institute [4], si è limitato a cercare segnali da circa 800 stelle di classe simil-solare (da GØ a K2) entro un raggio di 200 anni luce da noi. Si noti bene, utilizzando il radiotelescopio di Arecibo che, con un diametro di 305 metri, è il radio "orecchio" più grande del mondo.


Fig. 2 - La posizione del Sole (Sun) nella Via Lattea. La "sfera SETI" attuale (raggio 200 anni luce)
è più piccola del mini-cerchiolino a sinistra della parola "Sun", il quale ha un raggio di 500 anni luce.

Illustration Credit: R. Hurt (SSC), JPL-Caltech, NASA.

In una Galassia che ha un diametro ≈ 100.000 anni luce, una "sfera SETI" con un raggio di 200 anni luce è più piccola del mini-cerchiolino di raggio 500 anni luce indicante la posizione del Sole nella Via Lattea nella Fig. 2. Mini-cerchiolino che diviso per 2,5 rappresenta l'attuale limitatissimo "stato dell'arte" della ricerca SETI terrestre. Se nella Via Lattea (> 200 miliardi di stelle) ci fossero altre 3 o 4 o 200 civiltà tecnologiche, le probabilità che una di esse si trovi proprio all'interno del nostro mini-cerchiolino sono molto vicine allo zero. Per questo mi vien da sorridere quando leggo che «SETI in quasi cinquant'anni di ricerche non ha trovato nulla» [5]. In effetti è da 48 anni che "cerchiamo Plutone" (magnitudo 14) con dei "binocoletti da teatro" (magnitudine limite 8) e non lo abbiamo trovato. Forse per trovare "Plutone ETI" occorrono strumenti molto più gagliardi nel rilevare radiazioni elettromagnetiche che giungono a noi assai fioche. Vedi Fig. 3.


Fig. 3 - Condizioni minime necessarie per il rilevamento (estrazione dal noise, rumore cosmico di fondo) di un segnale a banda stretta 1 Hz sulla frequenza UHF di 1,42 GHz (21 cm), INTENZIONALMENTE diretto ESATTAMENTE verso la Terra (cosa assai improbabile), proveniente da solo 100 anni luce, con il radiotelescopio di Arecibo, con una temperatura del sistema TSYST = 30 K = -243,15° C per attenuare il rumore dell'elettronica dei ricevitori. Si noti bene che questa è una ipotesi altamente speculativa che illustra le condizioni minime del segnale in condizioni eccezionalmente ottimali/ultraottimistiche (e assai poco credibili) di ricezione. Seth Shostak del SETI Institute, con i piedi ben piantati per terra, più realisticamente dice del progetto Phoenix: «La sensibilità delle misure è estremamente elevata e dovrebbe consentire di rivelare una portante di soli 50 kW alla distanza di Alfa Centauri». Ma tra 3.300 W da 100 anni luce e 50.000 W da 4,3 anni luce, c'è un differenza enorme!

Confini futuri del SETI

Per allargare il raggio della nostra "sfera SETI" di un paio di ordini di grandezza (da 200 a > 20.000 anni luce) occorrerà aspettare la realizzazione di SKA (Square Kilometre Array) [6], il futuro radiotelescopio internazionale con una superficie di raccolta della radiazione da 1 km2 (= 1.000.000 m2 da confrontarsi con i circa 73.000 m2 di Arecibo).


Il futuro radiointerferometro SKA, Square Kilometre Array.

Allora la nostra "sfera SETI" avrà le dimensioni del cerchio rosso in Fig. 4, coprirà circa il 25% della Via Lattea
e le nostre probabilità di trovare ETI diventeranno un po' più concrete e meno aleatorie.


Fig. 4 - Il cerchio rosso simula le dimensioni che avrà la "sfera SETI" con il futuro Square Kilometre Array.
Illustration Credit: R. Hurt (SSC), JPL-Caltech, NASA.

Nell'attesa di SKA, il prossimo passo sarà il completamento di ATA (Allen Telescope Array), un innovativo radiointerferometro modulare del SETI Institute e del RAL (Radio Astronomy Laboratory) dell'Università di Berkeley costituito da 350 antenne Gregoriane da 6,1 m in costruzione ad Hat Creek in California [7]. Sarà il primo strumento interamente progettato e dedicato al SETI. Studierà tra 0,5 e 11,2 GHz un milione di stelle in un raggio di 1.000 anni luce. ATA è in funzione dall'autunno 2007 con le prime 42 antenne. Durante i test dei nuovi SETI Signal Detectors e utilizzando solo 15 antenne, il 16 ottobre 2008 ha realizzato il nuovo record mondiale di DXing/QRP (collegamento radio a lunga distanza con una fonte di bassissima potenza), rilevando in banda X a 8,4 GHz [8] il segnale del Voyager 1 evidenziato in Fig. 5. Il Voyager 1 attualmente trasmette con una potenza < 15 W e, al momento del rilevamento, si trovava a 108 Unità Astronomiche (16.200.000.000 km) dalla Terra.


Fig. 5 - Rilevamento del Voyager 1 a 108 UA con 15 antenne dell'Allen Telescope Array.
Image credit: SETI Institute.

SETI non è solo ricerca di ETI

Alla luce dei fatti illustrati sopra, possiamo convenire con Dan Werthimer quando dice: «Noi non abbiamo ancora trovato nessun alieno, ma, sul lungo periodo, io sono ottimista. I Terrestri stanno solo imparando come trovare ET».
Il radioastronomo Dan Werthimer, dello Space Sciences Laboratory dell'Università della California a Berkeley, è il direttore scientifico di SETI@home [9] ed è uno dei massimi esperti SETI del mondo [10]. È quindi ben cosciente degli attuali limiti strumentali del SETI e del fatto che si tratta di una ricerca ancora ad un livello molto pionieristico. Dalla prima indagine SETI, il progetto Ozma di Frank Drake del 1960 [11] ad oggi, in quasi cinquant'anni «noi abbiamo solamente iniziato a graffiare la superficie del problema» (Peter Backus [5]). Insomma, mentre "impara come trovare ET", radio-SETI deve essere visto nell'ottica della "lotta di lunga durata" appena cominciata ed essendo una gigantesca radio sky survey (studio del cielo in banda radio) in via di perenne perfezionamento hardware & software, approfittarne per sfruttare opportunamente ogni possibilità di allargamento della conoscenza scientifica anche oltre il SETI stesso. Uno dei primi esempi è arrivato da SETI@home, progetto che studia le frequenze intorno alla riga dei 21 cm indicata come assai interessante ai fini SETI da Giuseppe Cocconi e Philip Morrison [12]. Tale riga spettrale è causata dal processo per cui gli spin di elettrone e protone interagiscono nell’atomo dello HI, l'idrogeno neutro, e diventano da paralleli antiparalleli, tornando in questo modo al loro stato normale. Questa trasformazione produce una lievissima perdita di energia che si accompagna quindi all’emissione di una radiofrequenza fotonica con lunghezza d’onda di 1,420405751786 GHz, ben nota come “riga dei 21 cm” (per la precisione sono 21,106 cm). Vedi Fig. 6.


Fig. 6 - La formazione della riga dei 21 cm emessa dall'idrogeno neutro HI.

Il che significa che i dati ad altissima risoluzione registrati da SETI@home ad Arecibo vengono utilizzati anche per estrarre informazioni sulla distribuzione dell'idrogeno nella Galassia e nei suoi bracci a spirale studiandone l'intensità dell'emissione e lo spostamento in frequenza per effetto Doppler-Fizeau, nelle diverse direzioni [13].

Un altro utilizzo delle caratteristiche peculiari dei ricevitori SETI è quello in campo radar-astronomico per:
- il rilevamento dell'eco-radio e il monitoraggio degli asteroidi NEO (Near Earth Object) potenzialmente pericolosi perchè dotati di orbite che transitano molto vicine a quella della Terra e quindi potrebbero un domani impattare contro il nostro pianeta facendoci fare la fine dei dinosauri [14]
- l'individuazione e il monitoraggio dei detriti spaziali (vedi Fig. 7) creati dall'uomo, fino a dimensioni subcentimetriche.


Fig. 7 - Eco-radio di un mini-detrito spaziale russo orbitante a circa 19.000 km di quota, illuminato dal radiotelescopio da 70 m di Evpatoria in Crimea (Ucraina) e rilevato in configurazione radar bistatico dal SETI Serendip IV di SETI Italia collegato alla parabola VLBI da 32 m di Medicina (Bologna).
Image courtesy: Stelio Montebugnoli, IRA-INAF, SETI Italia.

SETI da banda stretta a banda larga: Astropulse

Come si distingue un segnale radio artificiale da uno naturale? Quando noi giriamo la manopola della sintonia di una radio e, su una determinata frequenza, invece di rumore (noise) magari condito da scariche temporalesche, sentiamo il telegrafico taa-ti-taa-ti (linea-punto-linea-punto = lettera C del codice Morse) o delle voci o della musica, non abbiamo dubbi sul fatto che si tratti di segnali non-naturali: su quella ben determinata lunghezza d'onda c'è qualcuno che sta trasmettendo. Come ben sappiamo noi radioamatori, concentrare tutta la potenza del trasmettitore solo su una determinata frequenza, in una portante praticamente monocromatica perchè a banda molto stretta, è sicuramente la modalità di trasmissione tecnicamente più semplice ed energeticamente più conveniente. Dato che i segnali naturali noti che hanno la banda passante più stretta sono quelli generati dai maser interstellari che hanno un’ampiezza dell'ordine del centinaio di Hz, la larghezza di banda è una discriminante fondamentale tra segnali naturali e artificiali. Un qualunque segnale a banda stretta proveniente indubitabilmente dalle stelle avrebbe sicuramente origini artificiali ed evidenzierebbe l'esistenza di intelligenze extraterrestri. Ergo, sarebbe da approfondire accuratamente avendo un valore ≥ 8 sulla scala di Rio dell'importanza di un segnale candidato SETI [15]. Conseguentemente, fin dagli inizi il SETI si è impegnato esclusivamente nella ricerca di segnali a banda stretta, con la realizzazione di spettrometri multicanale dedicati, in grado di scomporre il segnale in un'infinità di piccoli intervalli di frequenza, ciascuno con ampiezza ≤ 1 Hz. La ricerca di segnali a banda stretta avrà sempre una posizione privilegiata in SETI. Però, limitare la ricerca solo ed esclusivamente in questo ambito potrebbe essere un grosso errore. In fin dei conti noi terrestri non sappiamo assolutamente nulla sui sistemi alieni di utilizzo delle telecomunicazioni. Possiamo solo fare supposizioni basate sulle nostre esperienze, le quali possono essere completamente diverse da quelle di una civiltà tecnologica extraterrestre evolutasi indipendentemente e, prevedibilmente, assai più progredita della nostra. Queste considerazioni hanno portato Dan Werthimer e il suo staff  a realizzare un programma SETI a banda larga, chiamato Astropulse, che va ad affiancare il SETI@home II Classic (detto anche Enhanced Multi-Beam) a banda stretta.


Fig. 8 - I 2,5 MHz registrati ad Arecibo e analizzati da SETI@home II Classic e da Astropulse.
Image courtesy: SETI@home, UC Berkeley

Astropulse elabora le registrazioni effettuate da SETI@home ad Arecibo nei 2,5 MHz limitrofi alla riga dei 21 cm
(1.420 MHz)
, tra 1.418,75 e 1.421,25 MHz (Fig. 8) e, con questa larghezza di banda, cerca segnali pulsati ultrabrevi nell'ordine dei microsecondi (1 µs = 1 milionesimo di secondo), tra 0,4 µs e 1 ms, ipotizzabile ed energeticamente concepibile modo di telecomunicazione aliena a banda larga su lunghe distanze.
Questa scelta ha un pregio: è una novità assoluta in radioastronomia e, mentre cerca ETI, studia l'ignoto a 360 gradi su un terreno completamente nuovo ed inesplorato.

Ricostruzione di un segnale ETI dai dati grezzi

Nei dati grezzi registrati dal radiotelescopio non è possibile individuare segnali radio artificiali che, attenuati dalla legge dell'inverso del quadrato, sono assai presumibilmente di bassissima intensità e, quindi, "annegati" nel rumore di fondo, nonchè fortemente distorti da varie cause che li rendono irriconoscibili. Per individuarli ed estrarli dal noise dobbiamo raffinare i dati grezzi, ricostruendo le caratteristiche del segnale originale depurato dai possibili effetti distorsivi. In una ricerca a banda stretta questo significa azzerare il prevedibile spostamento in frequenza per effetto Doppler-Fizeau indotto dai reciproci movimenti di rotazione e rivoluzione della Terra e della sorgente. Vedi Fig. 9. Essendo ignoto l'ammontare della deriva in frequenza, SETI@home II Classic cerca i segnali attraverso la scansione di tutti i possibili spostamenti Doppler-Fizeau tra + 50 e – 50 Hz/sec rispetto alla frequenza base.


Fig. 9 - L'effetto Doppler-Fizeau indotto dai moti reciproci della Terra e della sorgente ET.
Image courtesy: SETI@home, UC Berkeley

In Astropulse questo problema non si pone perchè, invece di essere tutto concentrato in 1 Hz o meno, l'effetto Doppler-Fizeau è "spalmato" su 2,5 MHz, cioè su una banda spettrale oltre due milioni e mezzo di volte più ampia, e quindi è trascurabile. In Astropulse la questione è più complicata in quanto un segnale a banda larga proveniente da distanze interstellari è paragonabile


a un raggio di Sole che attraversa un prisma e la sua luce "bianca" (a banda larga per definizione) viene dispersa nei colori dell'iride perchè la frequenza più alta (il violetto, 400 nm) viaggia lievemente più veloce della frequenza più bassa (il rosso, 700 nm).


Questo fenomeno fisico si chiama rifrazione e, quando ha per protagoniste le goccioline di pioggia, ci regala la tenera bellezza degli arcobaleni. Noi impariamo al liceo che la radiazione elettromagnetica nel vuoto viaggia, e può viaggiare, solo ed esattamente alla velocità della luce, ma questa è una semplificazione divulgativa, in quanto ciò sarebbe letteralmente vero solo nel vuoto assoluto che è un'astrazione assoluta. In nessun luogo dell'Universo esiste il vuoto assoluto, ma zone a più alta e zone a più bassa densità. Per quanto ad un livello di rarefazione estrema, lo spazio è riempito dal mezzo interstellare (ISM, InterStellar Medium), il quale è costituito soprattutto da atomi di idrogeno. Alcuni di questi atomi sono ionizzati, cioè hanno perso il loro elettrone. Una sostanza costituita da particelle ionizzate che fluttuano liberamente è detta plasma. Analogamente all'esempio del prisma, nell'attraversamento del plasma dello ISM un segnale radio a banda larga subisce l'effetto della rifrazione e la sua fisionomia originaria che è, come la luce, costituita da molte frequenze diverse, viene dispersa perchè la frequenza più alta del segnale arriverà prima delle frequenze più basse. Ciò significa che un segnale a banda larga consistente in un impulso di durata tra 0,4 µs e 1 ms, sarà disperso su un tempo di alcuni millisecondi quando è ricevuto sulla Terra (vedi Fig. 10b) e nella registrazione grezza nessun impulso sarà evidente (vedi Fig. 10a). Per ricostruire il segnale originale, noi dobbiamo ricombinare il segnale disperso. Questa operazione si chiama de-dispersione coerente (coherent de-dispersion) del segnale ed equivale, nell'esempio del prisma in gamma ottica, a partire dall'iride e ricostruire la "luce bianca".


Per fare questo Astropulse utilizza l'algoritmo FFT (Fast Fourier Transform, trasformata rapida di Fourier), che divide i dati grezzi in sottili fette a banda stretta che ricombina poi con le altre porzioni in funzione del tempo. Una fetta con lunghezza d'onda più lunga è combinata con una fetta di lunghezza d'onda lievemente più corta che è stata ricevuta poco prima, e così via, finché la lunghezza d'onda più corta del segnale è armonizzata al tutto [16].
Vedi Fig. 10a, 10b, 10c.


Fig. 10a - Dati grezzi contenenti un impulso disperso di test. Nessun impulso è visibile.
Image courtesy: SETI@home, UC Berkeley


Fig. 10b - Impulso disperso di test, contenuto (ed irriconoscibile) in Fig. 10a. Le frequenze più alte del segnale
(a sinistra) arrivano lievemente prima, e le frequenze più basse (a destra) arrivano leggermente più tardi.
Image courtesy: SETI@home, UC Berkeley


Fig. 10c - De-dispersione coerente dell'impulso disperso di test (Fig. 10b) estratto dai dati grezzi (Fig. 10a).
Ora l'impulso è perfettamente riconoscibile.
Image courtesy: SETI@home, UC Berkeley

Ma per effettuare in modo utile e coerente la de-dispersione noi dobbiamo conoscere l'esatto ammontare del tempo di ritardo tra la frequenza più alta e quella più bassa del segnale. Il tempo/ritardo è direttamente proporzionale allo spessore dello ISM attraversato e, quindi, alla distanza della fonte. Essendo ignoto tale dato, Astropulse in ogni singola routine di de-dispersione coerente prova tutti i possibili tempo/ritardi tra 0,4 e 4 millisecondi. Di conseguenza un'unità di lavoro di Astropulse, consistente in soli 13 secondi di registrazione grezza, richiede un tempo di elaborazione tra 50 e 120 ore in dipendenza della velocità del personal computer e, a parità di processore, circa equivalente a quello di una quindicina di unità di lavoro di SETI@home II Classic. Un lavoro immane di elaborazione realizzabile solo grazie all'enorme potenza di calcolo, attualmente intorno ai 45 TeraFLOP/sec, fornita a SETI@home dai milioni di computer degli utenti volontari del calcolo scientifico distribuito. È doveroso ricordare che il distributed computing è nato proprio nell'ambiente SETI dell'UC Berkeley quando, nel 1995, David Gedye ha proposto di fare radio SETI utilizzando un supercomputer virtuale composto da un largo numero di personal computer con connessione ad internet, inventando SETI@home. Oggi il sistema del distributed computing, oltre al SETI, rende possibili moltissimi progetti di ricerca scientifica, altrimenti impossibili per carenza di potenza elaborativa. Progetti che spaziano i campi di climatologia, biologia, medicina, fisica, chimica, matematica ed astronomia [9].

Obiettivi di Astropulse

Da dove potrebbero arrivare radio impulsi di durata tra 0,4 µs e 1 ms? Per ora possiamo fare solo supposizioni.
a) Stelle di neutroni - Questi stupefacenti corpi celesti in certi casi, come PULSAR (PULSAting Radio source, sorgenti radio pulsanti) e RRAT (Rotating RAdio Transient, sorgenti radio rotanti transienti), emettono onde radio con segnali brevi. La più veloce conosciuta è la pulsar XTE J1739-285 in Ophiuchus che, con 1.122 cicli/sec, ha un periodo di 891,2 µs. Forse Astropulse scoprirà un nuovo tipo di stelle di neutroni con un ciclo più corto.
b) Evaporazione mini-buchi neri primordiali - Martin Rees nel 1977 ha formulato una teoria [17] secondo la quale i buchi neri, evaporando per effetto della radiazione di Hawking [18], produrrebbero su tutto lo spettro elettromagnetico un forte segnale ultrabreve rilevabile in gamma radio. Oggi i buchi neri si formano come risultato finale del collasso gravitazionale (supernova) di stelle con massa > 3 masse solari (limite di Volkoff-Oppenheimer). Per un ipotetico buco nero
con massa 2 x 1033 g = 1 massa solare, la teoria di Stephen Hawking predice un tempo di vita di 1067 anni, molto superiore all'età stimata dell'Universo, ma i modelli cosmologici indicano la possibilità che un numero considerevole di mini-buchi neri con massa ≤ 1015 g si potrebbero essere formati nella Via Lattea e nell'Universo primordiali. Avendo un tempo di vita ≤ 10 miliardi di anni, l'impulso provocato dall'evaporazione di questi mini-buchi neri potrebbe giungere sulla Terra ora. Il rilevamento di tali impulsi sarebbe una conferma significativa della teoria della radiazione di Hawking e dell'esistenza dei mini-buchi neri primordiali.
c) Impulsi extragalattici - Utilizzando il radiotelescopio da 64 m di Parkes in Australia, gli astronomi Duncan Lorimer e Matthew Bailes hanno già scoperto un fortissimo impulso radio transiente da 1 millisecondo, visibile in Fig. 11, che si ritiene proveniente da 500 Mpc (≈ 1,63 miliardi di anni luce) [19].


Fig. 11 - Il grafico mostra che la frequenza dell'impulso (in GHz sull'asse y) è decresciuta col tempo (in ms sull'asse x)
che è precisamente quello che noi ci aspetteremmo da un impulso disperso.

Nella direzione da cui è arrivato l'impulso noi non vediamo nessuna galassia. Nessuno sa che cosa lo ha provocato, ma forse ci vuole Astropulse per scoprirlo...
d) Fenomeni astronomici sconosciuti - Dalle onde radio ai raggi gamma, ogni volta che un astronomo ha guardato il cielo in un modo nuovo ha visto fenomeni nuovi. Forse il risultato più probabile di Astropulse è che noi scopriremo qualche fenomeno astrofisico ignoto.
e) ETI - Perché gli alieni sceglierebbero questo metodo di telecomunicazione? Noi non siamo alieni e non possiamo immaginare le loro scelte tecnologiche. La cosa principale è ammettere che tale forma di comunicazione è possibile e praticabile quanto le nostre trasmissioni radio a banda stretta. E se gli alieni potrebbero usare tali segnali, ne consegue per i ricercatori SETI il dovere di cercarli, perchè «La probabilità di successo è difficile da stimare, ma se noi non cerchiamo mai, la possibilità di successo è zero.» (Cocconi e Morrison [12]).

«Ho molto spesso trovato un’opposizione viscerale all’eventuale esistenza di intelligenze superiori alla nostra. Per secoli, il maschio umano, imbevuto di superiorità, ha rifiutato l’intelligenza agli animali e persino alle donne. E se, impressionato dalle forza della natura, riconosce talvolta delle intelligenze infinite, queste appartengono ad un mondo al di fuori del reale, dunque fuori competizione. Se gli si parla di eventuali intelligenze superiori a lui, viventi nel mondo reale, allora alza le spalle! Questi comportamenti potrebbero essere all’origine dell’opposizione di certe persone all’idea di intelligenze extraterrestri. Io mi auguro che prendiamo coscienza in modo disinvolto e libero della posta intellettuale di primaria importanza che può rappresentare questo campo di ricerca. Non tentiamo di ignorarlo, spinti come siamo da comportamenti irrazionali.»
(Jean Heidmann, radioastronomo SETI [20]).

*   *   *
Riferimenti:

[1] Bruno Moretti Turri, Team SETI of SETI Institute
"Le dimensioni dell'Universo, dei pianeti e delle stelle", 2008
http://cfivarese.altervista.org/Dimensioni_Universo.html

[2] Isaac Newton,
"Philosophiae naturalis principia mathematica", 1687

[3] Wikipedia,
"Inverse-square law"
http://en.wikipedia.org/wiki/Inverse-square_law

[4] Giuseppe Longo, INAF & INFN
"Intervista italiana a Seth Shostak del SETI Institute", 1997
http://cfivarese.altervista.org/Seth_Shostak.html

[5] Peter Backus, SETI Institute
"Three SETI Myths", 2007
Ver. it.: "Tre miti del SETI"
http://cfivarese.altervista.org/Tre_miti_del_SETI.html

[6] SKA, Square Kilometre Array
http://www.skatelescope.org/

[7] Bruno Moretti Turri, Team SETI of SETI Institute
"ATA-350: un gigantesco balzo in avanti per SETI"
Conferenza III° ICARA, Italian Congress Amateur Radio Astronomy, Caltanissetta, 2006
http://cfivarese.altervista.org/ATAbalzo.html

[8] Jill Tarter, SETI Institute, International Academy of Astronautics
"SETI signal detectors on the Allen Telescope Array: first light, faint fiducials", 2008
http://www.space.com/searchforlife/081024-seti-telescope-firstlight.html

[9]  SETI@home, sito italiano, SETI ITALIA "G. Cocconi"
http://cfivarese.altervista.org/SETI_ITALIA_Cocconi.html
SETI@home, sito ufficiale, University of California at Berkeley
http://setiweb.ssl.berkeley.edu/

[10] I progetti SETI dell'Università della California a Berkeley attualmente in essere sono:
* SETI@home II Classic, Arecibo, piggybacked, segnali radio a banda stretta
* SERENDIP V, Search for Extraterrestrial Radio Emissions from Nearby Developed Intelligent Populations,
Arecibo, piggybacked, segnali radio a banda stretta
* Astropulse, Arecibo, piggybacked, impulsi radio a banda larga
* Fly’s Eye, ATA-42 Allen Telescope Array, piggybacked and targeted, impulsi radio a banda larga
* SEVENDIP, Search for Extraterrestrial Visible Emissions from Nearby Developed Intelligent Populations,
Leuschner Observatory, targeted, impulsi ottici
* SPOCK, Search for Other Civilizations at Keck, Keck/Lick/AAO, targeted, segnali ottici laser

[11] Frank Donald Drake, Cornell University & NAIC Arecibo
"A Reminiscence of Project Ozma"
Cosmic Search, Vol. 1, Number 1, pp. 10-16, January 1979
Ver. it.: "Reminiscenza del Progetto Ozma"
http://cfivarese.altervista.org/SETI_Progetto_Ozma_di_Frank_Drake.html

[12] Giuseppe Cocconi and Philip Morrison, Cornell University
“Searching for Interstellar Communications”
Nature, Vol. 184, Number 4690, pp. 844-846, September 19, 1959
http://setiitalia.altervista.org/Cocconi3.html
Ver. it: "Cercando comunicazioni interstellari"
http://setiitalia.altervista.org/Cocconi.html

[13] Eric Korpela, Paul Demorest, Eric Heien, Carl Heiles, Dan Werthimer - University of California at Berkeley
"Using SETI@home data to explore hydrogen distribution in the Galaxy", 2001
Ver. it.: "Usare i dati di SETI@home per esplorare la distribuzione dell'idrogeno nella Galassia"
http://setiitalia.altervista.org/bsihnl10.html

[14] Bruno Moretti Turri, Team SETI of SETI Institute
"Utilità del SETI e del calcolo distribuito"
Astronomia UAI, numero 6/2006, pp. 28-31, novembre/dicembre 2006
http://setiitalia.altervista.org/DeepImpact1.html

[15] SETI Permanent Study Group, International Academy of Astronautics
"The Rio Scale"
Ver. it.: "La scala di Rio"
http://setiitalia.altervista.org/bsihasrio1.html

[16] SETI@home, Space Sciences Laboratory, University of California at Berkeley
"Astropulse & impulsi dispersi", 2008
http://cfiitalia.altervista.org/AP_chirped.html

[17] Martin John Rees, Institute of Astronomy, Cambridge
“A better way of searching for black-hole explosions?”
Nature, Number 266, pp. 333-334, March 24, 1977
http://www.nature.com/nature/journal/v266/n5600/abs/266333a0.html

[18] Wikipedia
"Radiazione di Hawking"
http://it.wikipedia.org/wiki/Radiazione_di_Hawking

[19] Duncan Lorimer, Matthew Bailes, Maura McLaughlin, David Narkevic and Froney Crawford
"A bright millisecond radio burst of extragalactic origin"
Science, Number 318, pp. 777–780, 2007
http://www.atnf.csiro.au/news/newsletter/oct07/MSburst.htm
http://www.ligo-wa.caltech.edu/~mlandry/NSMeet/Oct07/slides/Lorimer.ppt

[20] Jean Heidmann, International Academy of Astronautics, Observatoire de Paris-Meudon,
"Intelligences extra-terrestres", 1992
Ver. it: "Extra-terrestri" (forse il miglior libro divulgativo sul SETI)


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