SETI

Seti Background

SETI ist das Akronym für Search for Extraterrestrial Intelligence (deutsch: Suche nach ausserirdischer Intelligenz).

Interstellare Reisen sind ein häufiges Thema in Science-Fiction-Romanen, die Hindernisse in der Realität sind allerdings heutzutage zu gross. Eine alternative Methode, den Weltraum zu erforschen, ist die Himmelsbeobachtung durch Radioteleskope. Man erhofft sich, dadurch Übertragungen einer Zivilisation eines fernen Planeten zu empfangen, allerdings gibt es auch hier zahlreiche Hindernisse.

Ein Besuch einer anderen Zivilisation auf einem fremden Planeten wäre zwar faszinierend, liegt aber momentan nicht im Bereich unserer Möglichkeiten. Doch können wir ein Kommunikationssystem mit starken Sendern und empfindlichen Empfängern aufbauen und damit den Himmel nach Signalen ausserirdischer Kulturen absuchen, die ein ähnliches System verwenden.

Trotzdem ist SETI kein einfaches Projekt. Unsere Galaxis, die Milchstrasse, hat einen Durchmesser von ungefähr 100.000 Lichtjahren und beinhaltet etwa 300 Milliarden Sterne. Den ganzen Himmel nach einem weit entfernten und schwachen Signal abzusuchen, ist eine aufwändige Aufgabe.

Suche

Einige vereinfachende Einschränkungen sind sinnvoll, um die Aufgabe zu erleichtern. Erstens wird unterstellt, dass ausserirdische Lebensformen in unserem Universum in der Mehrzahl auf Kohlenstoff-Chemie basieren würden, wie alle Lebensformen auf der Erde. Obwohl nicht auszuschliessen ist, dass lebende Organismen sich auch aus anderen Atomen bilden können, bietet Kohlenstoff eine ungewöhnlich grosse Vielfalt zur Bildung von Molekülen.

Eine weitere Annahme ist, dass Leben flüssiges Wasser benötigt. Es ist ein einfaches Molekül und eine hervorragende Umgebung für die Entwicklung komplexer kohlenstoffbasierter Moleküle, die zur Entwicklung von Leben führen könnten.

Diese chemischen Voraussetzungen sind für Radio-SETI-Experimente nicht relevant, solange wir kaum etwas über die Chemie von extrasolaren Planeten in Erfahrung bringen können.

Eine dritte Einschränkung ist, sich auf sonnenähnliche Sterne zu konzentrieren. Sehr grosse Sterne haben relativ kurze Lebenszeiten von nur einigen Millionen Jahren bis zu wenigen zehntausend Jahren, so dass intelligentes Leben auf den umliegenden Planeten sehr wenig Zeit für die Entwicklung hätte. Andererseits ist die freigesetzte Energie sehr kleiner Sterne so gering, dass nur Planeten auf einer nahen Umlaufbahn als Kandidaten für Leben in Frage kämen. Die Lebenszeit eines solchen Sterns beträgt allerdings bis zu 20 Milliarden Jahre. Durch die enge Umlaufbahn und die Wirkung der damit verbundenen starken Gezeitenkräfte ist die Eigenrotation solcher Planeten in der Regel sehr langsam oder in gebundene Rotation übergegangen. Die Folge ist ein ungünstiges, sehr starkes Temperaturgefälle.

Etwa 10% der Sterne unserer Galaxis sind sonnenähnlich und es gibt etwa 1.000 solcher Sterne in einer Entfernung von bis zu 100 Lichtjahren. Diese Sterne wären erste Ziele für interstellare „Lauschaktionen“. Trotzdem kennen wir bisher nur einen Planeten auf dem sich Leben entwickelt hat: unseren eigenen. Es gibt keine Möglichkeit zu überprüfen, ob die oben genannten Einschränkungen tatsächlich sinnvoll sind. Deshalb muss der gesamte Himmel nach Signalen abgesucht werden.

Radio Signale

Die Identifizierung interstellarer Radiosignale ist aus einem weiteren Grund schwierig. Kosmische Strahlung und auch terrestrische Strahlungsquellen bilden einen gewissen Schwellwert für Signale, die wir noch als solche erkennen können. Um eine ausserirdische Zivilisation orten zu können, die 100 Millionen Lichtjahre entfernt lebt und ihre Signale in alle Richtungen ausstrahlt, müsste diese einen sehr starken Sender benutzen. Seine Leistung müsste über 1012 mal so stark sein wie die gesamte elektrische Leistung, die wir heute auf der Erde erzeugen.

Zu Zwecken der Kommunikation wäre es wesentlich effizienter, einen stark fokussierten Sender zu benutzen, dessen effektive Strahlungsleistung entlang des engen Sendestrahls sehr stark, ausserhalb dieses Strahls aber praktisch nicht messbar wäre. Das Problem der Sendeleistung wäre damit zwar gelöst, doch ein neues käme hinzu: Man bräuchte viel Glück, um genau im Fokus des Senders zu sitzen. Es besteht auch die Hoffnung, dass ausserirdische Zivilisationen die Erde bereits als bewohnten Planeten entdeckt haben und absichtlich Signale in Richtung Erde senden.

Nicht nur deshalb dürfte es schwer sein, einen solchen Strahl zu orten: Er könnte ausserdem durch interstellaren Nebel blockiert werden, oder auch von Interferenzen überlagert und damit unlesbar werden. Ein ganz ähnlicher Effekt tritt mitunter auch beim Fernsehgerät mit terrestrischem Antennenempfang auf: Wenn die Fernsehsignale von einem Berg oder einem grossen Objekt reflektiert werden und damit die Antenne auf zwei verschieden langen Wegen erreichen, so kommt es zu einer zeitversetzten Überlagerung.

Auf die gleiche Art könnte der gebündelte Kommunikationsstrahl einer weit entfernten Zivilisation von interstellaren Wolken abgelenkt oder „gebrochen“ werden und damit unter den Einfluss von Interferenzen geraten, die das Signal schwächen oder gar unlesbar machen könnten.

Wenn interstellare Nachrichten über gebündelte Sendestrahlen ausgestrahlt werden, gibt es nichts, was wir von unserer Seite aus tun könnten, um mit diesen Problemen umzugehen – ausser, uns der Problematik bewusst zu sein und mit eventuellen Störungen zu rechnen.

Die moderne SETI-Forschung begann mit einer Publikation der beiden Physiker Giuseppe Cocconi und Philip Morrison, welche 1959 in der wissenschaftlichen Presse veröffentlicht wurde. Cocconi und Morrison kamen darin zu dem Schluss, dass Mikrowellen-Frequenzen zwischen 1 und 10 Gigahertz am besten für die interstellare Kommunikation geeignet wären.

Unter 1 GHz beginnt die so genannte Synchrotronstrahlung (verursacht durch Elektronen, die durch galaktische Magnetfelder wandern) andere Strahlungsquellen zu übertönen. Über 10 GHz wirkt die Strahlung von Wasserstoff- und Sauerstoff-Atomen in unserer Atmosphäre störend auf eventuelle Signale ein. Selbst wenn ausserirdische Welten völlig andere Atmosphären-Verhältnisse haben, machen Quanten-Effekte den Bau von konventionellen (elektrotechnischen) Empfängern für Signale über 100 GHz schwierig.

Besonders die untere Grenze dieses „Mikrowellenfensters“ eignet sich gut zur Kommunikation: Es ist prinzipiell einfacher, Signale mit niedrigen Frequenzen zu senden und zu empfangen, als solche mit hohen. Die niedrigen Frequenzen sind auch wegen des Doppler-Effekts besser geeignet, welcher durch planetare Bewegungen verursacht wird. Dieser Effekt führt zu einer Änderung der Signalfrequenz im Laufe einer Übertragung, und zwar umso gravierender, je höher die Frequenz des ausgestrahlten Signals ist. Ein Grund mehr, eine möglichst niedrige Frequenz zu wählen.

Cocconi und Morrison kamen zu dem Schluss, dass die Frequenz von 1,42 GHz besonders interessant für eine interstellare Übertragung wäre: Diese Frequenz wird von neutralem Wasserstoff ausgestrahlt. Radioastronomen durchsuchen oft das All nach dieser Frequenz, um grosse Wasserstoff-Wolken zu lokalisieren. Würde man also eine Nachricht nah an dieser „Markierungsfrequenz“ senden, so würde dies die Chance einer zufälligen Entdeckung erhöhen. Da man nach spektral schmalbandigen Signalen sucht, kann man eine Verwechslung mit neutralem Wasserstoff ausschliessen, weil dessen Strahlung durch die Temperaturbewegung eine hohe Dopplerverbreiterung (siehe dazu auch Spektrallinie) aufweist.

optische Signale

Neben der Suche nach Radiosignalen betreibt man in letzter Zeit verstärkt auch die Suche nach Signalen im sichtbaren Bereich und im nahen Infrarotbereich (Optical SETI). Man vermutet, dass Ausserirdische sehr starke Laser für die Kommunikation über interstellare Distanzen verwenden könnten. Bei Licht im sichtbaren Bereich ist die benötigte Spiegel- bzw. Linsengrösse, die man braucht, damit die emittierte Strahlung einem bestimmten Divergenzwinkel (halber Öffnungswinkel eines gedachten Strahlungskegels, innerhalb dessen sich der Grossteil der Strahlung befindet) aufweist, kleiner als bei den langwelligeren Radiowellen. Dadurch sinkt zwar die Wahrscheinlichkeit, einen nicht absichtlich auf die Erde gerichteten Strahl zu detektieren, jedoch steigt die Stärke nahe dem Strahlzentrum für eine bestimmte Ausgangsleistung. Die Suche nach diesen optischen Signalen erfolgt mit hochauflösenden Spektrographen, man versucht, sehr schmale Spektrallinien zu finden.

Studien haben ergeben, dass man mit heutigen Lasern im nahen Infrarot und 10-m-Spiegeln Laserpulse erzeugen kann, die aus grosser Entfernung auf einem engen Frequenzbereich ca. tausend mal so hell sind wie die Sonne (während der kurzen Zeit eines Pulses, nicht über die Zeit von mehreren Pulsen gemittelt). Man sucht daher besonders nach solchen Laserpulsen.

Geschichte

1960

begann Frank Drake von der Cornell Universität das erste moderne SETI-Experiment, das so genannte Projekt Ozma. Drake nutzte ein Radioteleskop des Green-Bank-Observatoriums mit einem Durchmesser von 26 Metern, um die beiden Sterne Tau Ceti und Epsilon Eridani nahe dem 1,42-GHz-Band zu untersuchen. Er untersuchte ein 400-KHz-Band rund um die Marker-Frequenz und speicherte die Aufnahme auf Band, um sie später nach auffälligen Signalen zu durchsuchen. Die Untersuchung ergab jedoch keine besonderen Auffälligkeiten.

1971

finanzierte die NASA eine Studie über ein Radio-SETI-Projekt mit dem Namen Zyklop. Es wurde ein Array mit 1.500 91,5-m-Teleskopen vorgeschlagen, die Kosten waren mit ca. 10 Milliarden Dollar jedoch zu hoch.

1974

wurde vom Arecibo-Observatorium eine einmalige Radiobotschaft von 1.679 Bits Länge ins All in Richtung des Kugelsternhaufens M13 (Entfernung ca. 25.000 Lichtjahre) gesendet. Die Zahl 1.679 hat zwei Primfaktoren, 23 und 73, und die Nachricht soll als Bild von 23 mal 73 Pixeln verstanden werden. Die Nachricht wurde durch Frequenzmodulation mit 10 Bits pro Sekunde gesendet. Das Bild soll das Arecibo-Observatorium, eine menschliche Figur, die DNA und die für das Leben auf der Erde notwendigen Elemente darstellen. Aufgrund der Einmaligkeit und der grossen Entfernung wollte man mit diesem Projekt möglicherweise eher Aufsehen auf der Erde erregen.

1979

startete die Universität von Kalifornien in Berkeley (UC Berkeley) das SETI-Projekt SERENDIP (Search for Extraterrestrial Radio Emissions from Nearby Developed Intelligent Populations) mit einem Frequenzanalysator mit 100 Kanälen. Es wurden Radioteleskope mit Spiegeldurchmessern von 25 bis 65 Metern verwendet.

1986

startete die UC Berkeley ihr zweites SETI-Programm, SERENDIP II, mit 65.536 Kanälen. Hauptsächlich wurde dabei ein 90-m-Radioteleskop am Green-Bank-Observatorium in West Virginia verwendet. Das Nachfolgeprojekt SERENDIP III mit ca. 4 Millionen Kanälen nutzte das Arecibo-Observatorium. Dessen Nachfolger SERENDIP IV nutzt ebenfalls das Arecibo-Observatorium und arbeitet mit ca. 168 Millionen Kanälen.

1992

entschied die NASA bzw. die US-Regierung, das SETI-Programm MOP (Microwave Observing Program) zu finanzieren. MOP beinhaltete eine gezielte Suche bei ca. 800 nahegelegenen Sternen und eine Durchmusterung des gesamten Himmels. Die Frequenzanalysatoren sollten 15 Millionen Kanäle haben, wobei jeder Kanal bei der gezielten Suche 1 Hertz und sonst 30 Hertz breit sein sollte. Als Radioteleskope sollten die Antennen des Deep Space Network, ein 43-Meter-Teleskop in West Virginia und das Arecibo-Observatorium verwendet werden. Das Programm wurde jedoch 1995, ein Jahr nach dem Start, vom US-Kongress beendet. Das Programm wurde vom privat finanzierten SETI Institute in Mountain View in Kalifornien unter dem Namen Phoenix übernommen. Das Projekt Phoenix verwendet das 64-m-Parkes-Teleskop in Australien und untersucht ca. 1.000 sonnennahe Sterne. Als Nachfolger des META-Projekts wird jetzt das Projekt BETA (Billion-Channel Extraterrestrial Array) von der Planetary Society betrieben. Entgegen der Bezeichnung wird mit weniger als einer Milliarde, nämlich mit nur 250 Millionen Kanälen von jeweils 0,5 Hertz Breite gearbeitet. Der Frequenzbereich von 1.400 bis 1.720 Megahertz wird untersucht, dabei wird jeweils zwei Sekunden (eine kürzere Beobachtungszeit würde diese hohe spektrale Auflösung nicht ermöglichen) ein Bereich von 125 Megahertz Breite (entsprechend dem Produkt aus Breite und Anzahl der Kanäle) untersucht, danach wird der Bereich verschoben und es wird wieder zwei Sekunden beobachtet. Nach acht Verschiebungen ist wieder das ursprüngliche Frequenzband erreicht.

1999

wurde das Projekt SETI@Home von der UC Berkeley gestartet, das die Daten von SERENDIP IV benutzt. Dieses Projekt benutzt die Rechenleistung von vielen Computern im Internet, die von Benutzern freiwillig zur Verfügung gestellt wird. Man kann das SETI@Home-Programm herunterladen, das Daten vom Server an der UC Berkeley herunterlädt und diese im Hintergrund (bei geringster Priorität) analysiert, sobald auf dem Computer Rechenkapazitäten frei sind. Ein spezieller Bildschirmschoner zeigt den Fortschritt der Arbeit an. Nach Abarbeitung eines Datenpakets werden die Ergebnisse zurückgeschickt.