Monografias | Fundamentos técnicos de la hipótesis crédula

El interés por el SETI se incrementa a medida que la ciencia aporta mas y mejores datos sobre dos cuestiones básicas: el origen de la vida en la Tierra y la existencia de planetas extrasolares. La vida en la Tierra apareció 900 millones de años tras su formación. Es decir, la Tierra ha tenido vida durante el 80% de su tiempo. Esta prontitud da lugar a pensar que la vida es un fenómeno universal y probable cuando se dan unas condiciones determinadas.

No se ha encontrado vida fuera de la Tierra, principalmente por que la exploración espacial esta aún en sus comienzos, pero si se han descubierto compuestos orgánicos, aminoácidos y proteínas, en meteoritos. También se han encontrado bacterias termófilas en las profundidades del mar, donde reinan unas condiciones extremas. Esto demuestra que la vida no necesita un placido oasis para formarse. La abundancia de estos ¨ladrillos¨ de la vida en el espacio induce a pensar que los procesos químicos que dieron lugar a la vida en la Tierra no son tan improbables si se da un caldo de cultivo apropiado.

Por otro lado el descubrimiento de estrellas con discos de materia alrededor y sobre todo el descubrimiento de evidencias de planetas extrasolares ha consolidado la idea de que los sistemas solares son abundantes.

La incertidumbre sobre la existencia de otros sistemas solares quedó, por fin, resulta en 1995. Dos astrónomos del Observatorio de Ginebra, M. Mayor y D. Queloz , descubrieron las primeras evidencias de un planeta extrasolar al observar un desplazamiento del centro de masa de la estrella Pegaso 51. Poco después los astrónomos G. Marcy y P. Butler descubrieron otras evidencias en otras estrellas cercanas. En la actualidad hay registrados unos 80 planetas extrasolares y la cuenta aumenta cada año.

 

Primeros planetas extrasolares descubiertos.

 

Por lo tanto si las estrellas tienen sistemas planetarios y la vida es un fenómeno natural repetible ¿ por qué no van a existir seres inteligentes en otros lugares del cosmos?

 

Las leyes que rigen la propagación de las ondas electromagnéticas son leyes que se basan en constantes físicas universales como son la velocidad de la luz, la carga eléctrica, la conductividad ,etc. Por lo tanto la propagación de las ondas de radio estará sujeta siempre a las mismas leyes y se comportaran igual aquí en la Tierra que en el espacio lejano.

Una comunicación radioeléctrica en la cual el transmisor y el receptor estuvieran separados por distancias estelares dependería de los mismos parámetros técnicos que si la comunicación fuese entre la Luna y nuestro planeta.

La diferencia mas notable entre nuestras comunicaciones terrestres y una supuesta comunicación interestelar sería la distancia que debe recorrer la señal. Mientras aquí en la Tierra los enlaces radioeléctricos alcanzan distancias que se miden en cientos o miles de Km, siendo la comunicación prácticamente instantánea, en el espacio estelar las ondas deberán viajar durante años para llegar a su destino. Para medir estas grandes distancias cósmicas habitualmente se emplea en astronomía la unidad "año-luz" que equivale a 9,46x10e12 Km. Así, por ejemplo, podemos decir que la distancia media entre las estrellas de nuestro entorno es de unos 6 años-luz y la distancia que nos separa de la galaxia mas cercana ,Andrómeda, es 2,2 millones de años-luz.

Como es sabido las ondas de radio sufren una atenuación a lo largo de su camino que es proporcional a la inversa del cuadrado de la distancia. Aunque las distancias estelares sean millones de veces superiores a las distancias terrestres esto (en teoría ) no sería impedimento para una hipotética comunicación por radio entre dos mundos.. La gran atenuación producida por la distancia podría ser compensada, por ejemplo, con una mayor potencia en el transmisor y con un mayor tamaño de la antena. En última instancia lo importante es que se cumpla la condición fundamental de cualquier enlace radioeléctrico: que el nivel de la señal recibida sea superior al nivel del ruido, dicho con otras palabras que S - N > 0 dB.

 

LA ESTRATEGIA SETI

 

En el experimento Ozma F. Drake preparó el receptor del radiotelescopio para escuchar el ruido de dos estrellas en una banda comprendida entre 1,4200 GHz y 1,4204GHz con una resolución de canal de 100Hz. Posteriores escuchas se centraron también en la frecuencia de 1,42 Ghz y con anchos de banda muy estrechos, un hertzio o menos.

A mediados de los 70 F.Drake y C. Sagan estudiaron desde el radiotelescopio de Arecibo cuatro galaxias próximas en las frecuencias de 1,42GHz , 1,65GHz y 2,38GHz con una resolución de 1KHz.

En los años 80 el profesor Paul Horowitz ( Universidad de Harvard ) diseñó varios tipos de receptores multicanal para el SETI. Comenzó con un analizador de 65536 canales con una resolución de 0,03Hz. Después fabricó un nuevo analizador de 8,4 millones de canales con una resolución de 0,5 Hz. Este analizador llamado META comenzó a operar en 1985 en el radiotelescopio de 26m. de Oak Ridge perteneciente a la universidad de Harvard.

La NASA participó en el SETI con un proyecto llamado MOP (Microwave Observing Proyect) Este programa rastreó todo el cielo desde 1 a 10 Ghz con una resolución de 30Hz. El objetivo fue observar estrellas parecidas al Sol hasta la distancia de 50 años-luz. Por otro lado el centro Ames, también adscrito al la NASA, llevó a cabo un rastreo en 770 estrellas entre 1 y 3GHz con un analizador de 14 millones de canales y una resolución entre 1 y 28 Hz. Utilizó para ello una antena de 70m. situada en Australia y el radiotelescopio de Arecibo.

 

La mayoría de los proyectos SETI ejecutados a partir del "Ozma" han basado la búsqueda en tres premisas fundamentales:

1- La búsqueda debe dirigirse a estrellas que sean perecidas a la nuestra. Hay fundadas razones para creer que ni las estrellas muy antiguas ni las muy grandes ni las muy pequeñas son adecuadas para albergar una civilización inteligente.(Esto se explica en la siguiente página)

 

2- Una señal inteligente se caracterizará por su estrechez espectral y su firme polarización. Las radiofuentes que mas se acercan a esta característica son los máseres cósmicos. Los mas estrechos que se conocen tienen un ancho de banda de unos 500 Hz. El límite inferior para el ancho de banda de una emisión artificial estaría limitado por la dispersión natural que sufre una onda después de recorrer varios años-luz. Para frecuencias de unos pocos giga-hertz una onda sufre una dispersión de 0,1 Hz tras recorrer 10 años-luz. Esta dispersión es provocada por los electrones libres que existen en el espacio interestelar. Por otra parte cuanto mas estrecho sea el canal de radio mas sensibilidad tendrá el receptor.

 

3- La zona del espectro donde resulta "mas lógico" centrar la búsqueda es la zona conocida con el nombre de "agujero del agua" y mas concretamente en torno a la frecuencia de 1.42 Ghz.

 

¿Por qué precisamente esa y no otra ?

A la hora de buscar señales artificiales nos planteamos, primeramente, en qué banda de radio emitirá una civilización extraterrestre. Según la teoría SETI hay en el cosmos dos frecuencias ¨mágicas¨ que deben ser conocidas por cualquier civilización tecnológica y que sirven de referencia.

La primera es la frecuencia del resonancia del hidrogeno disperso por todo el cosmos, 1,420 Ghz. y la segunda es otra linea espectral situada a la frecuencia de 1,66 Ghz.

En los años 40 un estudiante holandés llamado Hendrik Van de Hust predijo que los átomos de hidrogeno libres en el espacio emitirían un ruido característico cuando su único electrón cayese ocasionalmente en un estado de menor energía, generando entonces una onda electromagnética que calculó en 1,42 Ghz ( longitud de onda 21 cm.). Los átomos de hidrogeno producen esta radioemisión como promedio una vez cada 11 millones de años. Aunque los átomos de H. del espacio interestelar sean tan poco activos su gran cantidad hace que este ruido se escuche por todo el cosmos.

Fue en 1951 cuando el profesor Edward Purcell de harvard y su ayudante H. Ewen detectaron esta linea espectral emitida por las nubes de H. de nuestra galaxia. Gracias a esta resonancia del H. se han podido realizar importantes descubrimientos como por ejemplo conocer la estructura en espiral de nuestra galaxia, imposible de ver con los telescopios ópticos. Unos años después, en 1963 ,un grupo de científicos del "MIT´s Lincoln Laboratory" detectó otra linea espectral importante: la producida por el radical OH situada en la longitud de onda de 18 cm. (1,66 Ghz). Puesto que el H. y el OH son productos de la disociación del agua (H2O) el espacio comprendido entre ambas frecuencias se le conoce en astronomía como "agujero del agua".

Cualquier civilización inteligente tiene que conocer estas dos importantes y simbólicas lineas espectrales. Es lógico, dicen los teóricos del SETI, que entre las miles de frecuencias posibles se elija el agujero del agua o las proximidades del H. como frecuencia piloto para las comunicaciones cósmicas.

 

El agujero del agua presenta, además de este simbolismo, unas características especiales que lo convierten en la mejor zona del espectro para la recepción radioeléctrica. Como es sabido la temperatura de ruido del sistema receptor marcará el límite de la sensibilidad. Las frecuencias bajas ( decenas de Mhz) están fuertemente afectadas por el ruido atmosférico, principalmente debido a las continuas descargas eléctricas que se producen en todo el planeta. Además la ionosfera es una capa opaca al paso de ondas de frecuencia inferior a 30 Mhz.

Para frecuencias superiores la atmósfera es transparente pero la antena se ve afectada por el ruido galáctico. Este tiene una componente no térmica, producido por el conjunto de radiofuentes de nuestra galaxia y por el movimiento relativista de electrones (efecto sincrotrón) y una componente térmica debido a las nubes de hidrogeno ionizado del espacio interestelar.

En el extremo superior del espectro, es decir las ondas milimétricas, la sensibilidad se ve limitada por la absorción de la atmósfera y por el límite cuántico ( hv /K ).

Así pues, queda un hueco en medio de ambas zonas de ruido conocida como "ventana de bajo ruido", cuyo límite inferior son los tres grados (3ºK) de temperatura de fondo cósmico. Este espacio, aproximadamente entre 1 y 10 Ghz, es la zona del espectro en donde los receptores alcanzan mejor sensibilidad.

Los investigadores del SETI son conscientes de que el éxito depende de un amplio abanico de factores. La naturaleza impone un límite en la sensibilidad de la escucha debido a la temperatura de la antena y al propio ruido del receptor .Además existe en la práctica ciertos límites a la hora de construir grandes platos, la gravedad y otros factores mecánicos hacen que no sea factible construir parábolas móviles de mas de 100 metros de diámetro.

Dado a que el ancho de banda del receptor influye notablemente en el nivel de ruido de este, es evidente que conviene trabajar con el menor ancho posible. En nuestras comunicaciones terrestres usamos anchos de banda comprendidos entre varios miles y varios millones de hertzios dependiendo de la cantidad de información que se desee transmitir. En una comunicación cósmica, según los planteamientos SETI, la velocidad de información sería sacrificada en favor de la sensibilidad por lo tanto el ancho de banda debería ser el mínimo que posibilita el medio, aproximadamente un hertzio.

Por ejemplo, si una canción en MP3 nos tarda en su descarga por internet 12 minutos ( en una conexión normal ), con un ancho de banda de 1 Hertzio tardaría 24 millones de segundos, o 278 días.

Se piensa que las civilizaciones cósmicas emitirán señales de onda continua o pulsos, es decir ,señales muy simples para ser detectadas fácilmente por cualquier civilización. Esto supone una comunicación muy lenta pero es poco relevante en comparación con el tiempo que puede tardar la onda en llegar a su destino. Como ejemplo una civilización que emitiese con una potencia de 500Kw con una antena semejante a la de Arecibo (300 m. diámetro) podría ser captada por este radiotelescopio a una distancia de 1000 años-luz. Calculan los astrónomos que dentro de esa distancia habrá un millón de estrellas parecidas a la nuestra. ¿Serán suficientes para encontrar alguna civilización inteligente?

El rastreo de señales mediante anchos de banda muy estrechos conlleva sus dificultades. Sólo dentro del agujero del agua tenemos un ancho de banda de 240 Mhz, si quisiéramos analizar este espectro con canales de 1Hz y dedicáramos 30 segundos a cada canal necesitaríamos 228 años de escucha para cada estrella. Para agilizar un poco el proceso de búsqueda se han diseñado complejos y caros analizadores de espectro con filtros muy selectivos. Otra solución es aplicar el calculo distribuido entre muchos computadores. Esta es la ingeniosa idea del SETI@Home.

 

¿Por qué son necesarios tantos procesos de calculo para detectar alguna señal de radio?

En primer lugar no sabemos los parámetros que tendrá la señal de ET ( frecuencia, modulación ) y en segundo lugar la sensibilidad del receptor es tanto mayor cuanto menor es el ancho de banda de la sintonía. Con un análisis muy fino es posible discriminar mejor las diferentes componentes espectrales pero a costa de relentizar la búsqueda. Se trata pues de sacrificar la rapidez por la sensibilidad

Se parte de la idea que una civilización que desee enviar señales de su existencia por el cosmos no lo hará con señales de banda ancha ( supondría un enorme derroche de energía ) sino con una señal de espectro muy estrecho. Por lo tanto todos los esfuerzos se centran en la búsqueda de alguna señal portadora semejante a un tono continuo o pulsante situada en el entorno de la frecuencia de resonancia del hidrogeno.

Gracias al tratamiento digital de la señal es posible filtrar las señales con anchos de banda menores a 1 Hz y con mucha mejor eficacia que con los filtros analógicos. Además hay que analizar esas señales teniendo en cuenta un amplio abanico de corrimientos debido al efecto Doppler. Podemos conocer el movimiento relativo de nuestra estrella respecto a otras pero no conocemos el movimiento de un planeta respecto al nuestro. Esta incertidumbre implica que el rastreo deba repetirse variando los parámetros de los filtros.

SETI@Home obtiene su fuente (de ruido) del radiotelescopio de Arecibo, un plato de 300 metros de diametro situado en la isla de Puerto Rico y que pertenece al National Astronomy and Ionospheric Center. Debido a que es un plato fijo su ángulo de visión es de 40° (en el sentido norte-sur- declinación) y aprovecha el movimiento del planeta para barrer en sentido Este- Oeste. Esto limita su visión a un 25% del cielo. Las estrellas que ¨pasan¨ sobre el plato estan ¨en foco¨ durante 12 segundos, para volver a escuchar una estrella hay que esperar otra vuelta, es decir, un día. La gran ventaja de los radiotelescopios es que no hay que esperar a la noche para trabajar, funcionan las 24 horas.

Las señales objeto de estudio son enviadas desde Arecibo a la universidad de Berkeley (California), institución organizadora del proyecto. Allí se procede a ¨trocear¨ la señal para su envio por internet. Cada día de observación produce 50 GigaBytes de datos. El análisis del ruido comprende una banda de 2,5 Mhz centrada en la frecuencia de 1,420405 Ghz. que es la famosa frecuencia de resonancia del hidrogeno libre del espacio interestelar. Este paquete de datos se trocea en 256 subbandas de unos 10 Khz y 107 segundos para ser enviadas a los colaboradores del proyecto a través de internet.

El programa cliente se instala en el PC de los colaboradores como un simple salvapantallas. Solo trabaja cuando el usuario interrumpe su actividad, por lo que no ocasiona ningún gasto ni molestia. Ocupa 800 KB y por supuesto se precisa una conexión a internet para la recepción y transmisión de los paquetes de datos ( unos breves minutos ). Un paquete de 107 segundos ocupa 250 Kbits que, una vez añadida la información adicional (identificación), se convierten en paquetes de 340 Kbits.

El programa es básicamente un finísimo analizador de espectro. Analiza las unidades de datos considerando desplazamientos doppler entre -10 y +10 Hz/s, que es lo esperado en un planeta como el nuestro, en pasos de 0,008Hz/s. También analiza un desplazamiento de +-50Hz/s por si el Tx estuviera situado en órbita en pasos de 0,029Hz/s . Para cada valor de desplazamiento se rastrea en varias bandas comprendidas entre 0,075 y 1,221 Hz.

La sensibilidad que se alcanza con este fino proceso es de 7x10e-25 w/m2. Esta sensibilidad es equivalente a captar la señal de un teléfono móvil situado en Saturno. El programa cliente esta ajustado para que de aviso si detecta alguna señal que tenga un nivel 3 veces superior al nivel medio de ruido. Además de buscar señales de onda continua también busca señales pulsantes entre 2ms y 10 segundos. Todos estos cálculos suponen unos 3x10e12 operaciones matemáticas. Con un PC a 500MHz se tarda unas 12 horas en realizar todos los cálculos de una unidad de trabajo. Gracias a este proceso de computación tan elaborado se ha conseguido aumentar la sensibilidad en 10 veces respecto a anteriores proyectos. Es el rastreo mas intenso y todo con un coste muy inferior de lo que costaría un supercomputador.

 

Los paquetes de datos son reenviados a otros colaboradores, es decir se repite su análisis, con objeto de salvar interpretaciones erróneas. La mayoría de los paquetes devueltos a la central contienen avisos de señales extrañas. Son en realidad señales espúreas, ruidos e interferencias de origen terrestre. Las señales extraterrestres solo pueden ser captadas durante unos breves segundos, el tiempo que el blanco esta a foco, y por eso es fácil discriminar las interferencias terrestres. SETI@Home lleva acumuladas casi un millón de años de tiempo de computación gracias a sus 3 millones de usuarios de este singular salvapantallas. Nunca la aventura SETI se había hecho tan popular, gracias sobre todo a internet.

 

Todas estas explicaciones parecen muy convincentes ¿verdad?

Sobre todo si lo dicen grandes científicos que trabajan en Centros de Investigación muy importantes.

Sin embargo aquí falla algo:

¿por qué tras un siglo de radio-escuchas todavía no se ha captado nada de nada?

Compartir