SETI Search ExtraTerrestrial Intelligence

SETI Search ExtraTerrestrial Intelligence Ausarbeitung von: Marc Bachmann, Sebastian Grembowietz Thomas Hrabe Sebastian Kortler Abgabetermin: 28.07.2004 im Rahmen der Vorlesung Sterne & Kosmos von Prof. Dr. U. Walter

Table of Contents SETI Milestones - von gestern bis heute...3 Einführung...3 Grundsteine der SETI Forschung...3 Die ersten Schritte...5 Der erste Erfolg? WOW!...5 U.S. Goverment und NASA suchen mit...6 Private SETIs...7 Optical Seti...8 Entstehung von OSETI...8 Warum OSETI?...9 OSETI Projekte...9 Suchkriterien...11 Funktionsweise...11 Wie SETI@home funktioniert...13 Womit wird gesucht?...13 Wo wird gesucht?...16 Wonach wird gesucht?...17 Wie werden die Daten des Arecibo-Teleskops verteilt?...18 Der SETI@Home-Client...18 Die Berechnungen...19 Was passiert mit vielversprechenden Resultaten?...20 Verschiedene Projekte, SETI Germany, Erfolge und Fakten...21 Verschiedene Projekte...21 Rechenpower...24 SETI@home Rankings...26 Erfolge des SETI@Home und Fakten...28 Fazit...30 Quellenangaben...31 Einführung SETI...31 Optical Seti...31 Wie SETI@home funktioniert...32 Verschiedene Projekte, SETI Germany, Erfolge und Fakten...32

SETI Milestones - von gestern bis heute Einführung SETI ist eine Abkürzung für Search for extraterrestrial intelligence und bedeutet Suche nach außerirdischer Intelligenz. Schon vor unserer Zeitrechnung beschäftigten sich Philosophen mit dem Gedanken an andere Menschenrassen auf anderen Planeten. In der Geschichte wurden die Menschen immer wieder von neuen inspiriert. So entstanden zahlreiche Bücher, Filme aber vor allem Mythen und nicht zuletzt wurden die Wissenschaftler immer wieder neu angetrieben. Grundsteine der SETI Forschung Der Funk-Pionier Gugliemo Marconi hörte bereits 1920 komische Geräusche als er Funksignale über den Atlantik übertrug. Er war der Meinung, dass diese Signale von einem anderen Planeten kommen könnten. Allerdings können wir davon ausgehen, dass es sich um Rauschen oder anderweitige Störungen gehandelt hat. Dr. Philip Morrison Die moderne SETI-Geschichte beginnt im Jahre 1959. Die zwei Physiker Giuseppe Cocconi und Philip Morrison publizierten das Paper Searching for instellar communication in dem sie feststellten, dass im Mikrowellenbereich von 1 bis 10 Gigahertz die beste interstellare Kommunikation möglich wäre. Sie fanden heraus, dass die Frequenz 1,42 Ghz besonders interessant für Übertragung von Informationen ist, da das die Frequenz von neutralem Wasserstoff ist. Die Wahrscheinlichkeit auf Erfolg kommentierten sie mit:...if we never search, the chance of success is zero. Das sogenannte Wasserloch: Bis heute die meistgenutze Frequenz für SETI

Frank Drake startete 1960 dann den ersten radio-astronomischen Versuch Projekt Ozma. Dabei untersuchte er die Sterne Tau Ceti und Epsilon Eridani nahe des 1,42 Ghz-Bandes mit Hilfe einer 85 Fuß Parabolantenne. 1961 wurde die erste SETI Konferenz in Green Bank (West Virginia) organisiert. An ihr nahmen zehn zum Teil weltprominente Wissenschaftler teil. Unter anderen: Guiseppe Cocconi, Philip Morrison, Frank Drake, Carl Sagan, Bernard Oliver und Malvin Calvin. Diese drei Ereignisse, Cocconi-Morrison, Projekt Ozma und die erste SETI Konferenz, legten den Grundstein für eine ernsthafte wissenschaftliche Suche nach Außerirdischen. Frank Drake mit seiner berühmten Gleichung Frank Drake ist bis heute einer der bedeutendsten SETI-Wissenschaftler. Er stellte die Drake-Gleichung auf der Green Bank Konferenz vor. Seine Gleichung hat bis heute unverändert Bestand. Seit 1964 ist er Direktor des Arecibo Observatoriums und seit 1984 Präsident des SETI Instituts.

Die ersten Schritte Nach dem Projekt Ozma und der Greenbank Konferenz tat sich dann recht wenig. In den Sechziger Jahren dominierte die Sowjetunion die Suche nach Außerirdischen, die Amerikaner beschränkten sich auf intellektuellen Austausch. In den Siebziger Jahren wurden immer wieder kleinere Projekte gestartet, ohne Erfolg. Die Projekte litten vor Allem darunter, dass sie nur eine beschränkte Teleskopzeit zu Verfügung zu hatten. Der erste Erfolg? WOW! Das längste und andauerendste SETI-Projekt wurde auch Big Ear genannt. Dabei handelte es sich nicht um ein koventionelles Radioteleskop, sondern es war eine flache Oberfläche in der Größe von 3 Fußballfeldern an der Ohio State University. In der Zeit von 1973 bis 1998 wurde es ausschließlich dazu benutzt an der Wasserstofflinie zu lauschen. Am 15. August 1977 wurde ein besonderes Signal aufgezeichnet: 6EQUJ5. Wobei ansteigende Zahlen beziehungsweise Buchstaben die Signalstärke über dem Hintergrundrauschen bedeuteten. Ein Mitarbeiter, Prof. Jerry Ehman, von Big Ear war so verblüfft, dass er die Stelle auf dem Ausdruck einkreiste um sie später genauer zu analysieren und WOW! an den Rand schrieb. Zwei Aspekte des Signals hatten sofort die Aufmerksamkeit der Wissenschaftler. Zu aller erst: Die Länge des Signals: 37 Sekunden sind exakt die Zeit, die Big Ear benötigt um einen bestimmten Punkt am Himmel mit seinen Scanstrahl zu durchwandern. Dies schließt praktisch aus, dass das Signal ein Resultat einer irdischen Radiostörung ist. Zweitens, das Signal war nicht fortlaufend sondern unterbrochen. Das wusste man, da das Big Ear zwei separate Scanstrahlen hatte die denselben Bereich des Himmels nacheinander durchlaufen, in einen Abstand von einigen Minuten. Aber das Signal erschien nur auf einem der Strahlen und nicht auf dem Anderen, was andeutet, dass das Signal zwischen den beiden Durchläufen abgeschaltet wurde.

U.S. Goverment und NASA suchen mit 1970 initiierte die NASA in Zusammenarbeit der Universität Stanford eine Sommerfakultät. Im Rahmen des Projekt Cyclops wurden SETI-Strategien veröffentlicht wie man am Besten mit fremden Zivilisationen Kontakt aufnimmt. Die Studie sah ein Areal von 10km vor, das mit eintausend 100m Schüsseln versehen ist. Die geschätzten Kosten beliefen sich auf etwa 10 Milliarden Dollar! Doch soviel wollte die NASA nicht ausgeben. Sie finanzierten allerdings weiterhin diverse Workshops und Studien. 1979 hatte die NASA dann ausreichend Wissen über mögliche Suchverfahren. Sie entschieden sich dafür zwei verschiedene Suchverfahren zu realisieren. Doch schon damals hatten die Projekte aufgrund des immensen finanziellen Einsatzes einen schweren Stand bei den Politikern. Am 12. Oktober 1992 starteten beide NASA Projekte. Das Ames -Programm suchte mit der größte Schüssel der Welt in Arecibo, Puerto Rico. Das JPL -Programm wurde in der Mohavewüste durchgeführt. Sie waren mit der besten innovativsten Technik der damaligen Zeit ausgestattet. Beide Programme wurden von der NASA mit einem neuen Namen versehen: High Resolution Microwave Survey (HRMS). Doch durch Budgetkürzungen kam das Aus für die Projekte. Die NASA investierte in zirka 23 Jahren über 60 Millionen Dollar und betrieb seine Projekte nicht ganz ein Jahr. Ganz vergebens war der Einsatz der NASA allerdings nicht. Es bedeutete einen nicht zu verachtenden technischen Innovationsschub für die SETIForscher, die im Anschluss auch die Einrichtungen der NASA übernahm und in privaten SETI-Instituten weiter nutzen.

Private SETIs Nach dem Ausstieg der NASA übernahm das SETI Institut die Ausrüstung des HRMS-Projekt. Ab jetzt wurde die SETI Suche wieder ausschließlich privat finanziert. Im Februar 1995 wurde ein neues Projekt namens Phoenix ins Leben gerufen, dass auf der Technik der NASA basiert. Dabei installierten sie die nötige Hardware in einem LKW und fuhren zu den jeweiligen Radioteleskopen und arbeiteten so an verschiedenen Standorten. Die Planetary Society unterhält seit 1996 ein eigenes SETI-Projekt namens SERENDIP. Dieses ist am Arecibo-Radioteleskop stationiert. Es handelt sich dabei um eine Gesamthimmelsuntersuchung. Ein Nebenprodukt von SERENDIP ist das sehr beliebte und erfolgreiche SETI @ home Projekt. Dabei werden die anfallenden Daten via Internet an Millionen private PCs verteilt und dort ausgewertet. Im Laufe der Jahre beschränkt man sich nicht nur auf die konventionelle Suche durch Radiosignale sondern sucht vermehrt auch nach Signalen im sichtbaren Bereich und im nahen Infrarotbereich das nennt man dann Optical SETI.

Optical Seti Entstehung von OSETI Der Gedanke an eine Suche nach optischen, außerirdischen Signalen wurde mit der Entdeckung des Lasers 1960 geboren. Zu dieser Zeit wurde bereits die Suche nach außerirdischen Signalen im Mikrowellenspektrum eingeleitet. Man war seit Jahren mit dem Umgang mit Radiosignalen als Informationsträgern vertraut und konnte diese Erfahrung in die Entwicklung von effizienten Sendern und Empfängern von kosmischen Nachrichten einbringen. Durch den rapiden Fortschritt der Lasertechnologie seit 1960 konnte man dieses neue Wissen auch im Bereich SETI anwenden, um bei der Suche nach ETI Nachrichten zu helfen. Außerdem bot die Lasertechnologie neue Möglichkeiten zur Datenübertragung auf der Erde [Fiberglaskabel] und in naher Zukunft zwischen Erde und Sonden, welche an die Grenzen unseres Sonnensystems stoßen. Pioniere im Bereich OSETI waren Schwarz & Townes, die als erste im Jahr 1961 den Gedanken formulierten, ein monochromatischen SETI zu starten. 1965 schlug Monte Ross vor, kurze Lasersignale zur ETI Kommunikation zu benutzen und nach diesen zu suchen. Zeitverlauf SETI. Besonders 1970 1997 ineffiziente Zeitspanne für OSETI OSETI ergänzt die Suche nach extraterrestrischen Signalen im Mikrowellenbereich, und vergrößert somit die Chance auf Erfolg und gewinnt im Laufe der Zeit immer mehr an Bedeutung.

Warum OSETI? Wenn man annimmt, dass eine außerirdische Zivilisation Datenpakete zu unserer Erde gesendet hat, so ist es wahrscheinlich, dass sich diese Zivilisation, ebenso wie die unsere, in einem fortlaufendem, technologischen Fortschritt befindet. Da wir mit Radiosignalen und Lichtsignalen kommunizieren können, so sollte es nicht unwahrscheinlich sein, dass eine andere intelligente Zivilisation ebenfalls diesen Fortschritt gemacht hat und nicht nur Datenpakete über Mikrowellen, sondern warscheinlich auch durch Lichtsignale sendet. Bei OSETI wird das Interwall der Wellenlängen zwischen Infarot und Ultraviolet abgescannt. Deshalb sollten wir nicht unsere Chance vergehen lassen undwellenlängen auf allen möglichen Frequenzen lauschen, denn es ist nicht unbedingt gegeben dass ETIs durch das Wasserloch kommunizieren wollen. OSETI Projekte Da SETI sich von Beginn an im Mikrowellen Spektrum abspielte, war es schwer für die Wissenschaftler Fortschritte mit OSETI zu machen, da 1. die Technik nicht sofort ausgereift war 2. es zu wenig Sponsoren gab, die die nötigen Instrumente bereitstellten. Deshalb mussten sich Forscher mit der bereits vorhandenen Infrastruktur ihrer Forschungseinrichtungen begnügen, und diese bestmöglich zu ihren Zwecken nutzen. Deswegen betreiben viele Universitäten diverse OSETI Projekte. Anfang der 70er Jahre wurde die Idee eines SETI Großprojekts namens Project Cyclops geboren. Auf einer Fläche von 6,4 km von Durchmesser sollten ca 900 Schüsseln mit einem Durchmesser von 100 m aufgestellt werden. Dieses Projekt konnte aber finanziell nicht realisiert werden. Das Projekt bezog sich darauf, das Radiowellen Signale den Laser Signalen weit überlegen wären, was auf lange Zeit die einheitliche Meinung der SETI Gemeinde prägte und OSETI in den Hintergrund rückte. In den späteren 70ern starteten Shvatzman und Beskin in der ehm. Sowjetrepublik ein OSETI Projekt, das sich der Suche nach extraterrestrischen Laserstößen widmete. OSETI Projekte wurden wie zu Anfang der 90er Jahre Huckepack (engl. Piggyback) hinter andere kosmologische Beobachtungen geschaltet. Townes und Betz haben ihr Suchgerät nach hinter ein Teleskop geschaltet, welches schwarze Löcher im Inneren unserer Galaxie untersuchte. Ein ähnliches Projekt wartete auf Signale von Sternen, die gerade auf Lebensfreundlichkeit untersucht wurden.

In den 90er Jahren erlebte die OSETI Gemeinde einen Aufschwung, viele Forscher weltweit starteten OSETI Projekte nach dem Piggyback-Prinzip. Begünstigt durch die jetzigen Möglichkeiten des Datenaustauschs (Internet) wurde im Jahre 2000 das Projekt PhotonStar von Monte Ross ins Leben gerufen. Es basiert auf der Idee eines Peer2Peer Netzwerks, in dem jeder Peer ein durchschnittliches Teleskop ist. Dieses kann per GPS geortet werden und bekommt per Internet Anweisungen, in welche Richtung es sich ausrichten soll. An diesem Projekt kann ein normales Teleskop von ca 10'' bis zu einem großen Teleskop teilnehmen. Durch die genaue Positionsbestimmung per GPS entsteht ein globales Array von Teleskopen, der nicht von nur einer Organisation finanziert werden muss, sondern von vielen Freiwilligen, die ihr Geld investieren. Ein weiterer Vorteil dieses dezentralen Systems ist die Wetterunabhängigkeit und Expansionsmöglichkeit. In naher Zukunft möchte man auch Teleskope außerhalb der Erde zu OSETI Zwecken benutzen, wie das Hubble Teleskop und in später Zukunft, das NASA Terrestrial Planet Finder Teleskop, das bei der Suche nach erdähnlichen Planeten neue Maßstäbe setzten soll. Durch Reduktion der Helligkeit des Zentralsterns eines Sternensystems um will man die Größe, Temperatur von dessen Planeten messen und durch Spektralanalyse ihre Atmosphäre bestimmen. Bei dieser Studie

des Sternensystems kann man somit gleichzeitig nach ETI Signalen suchen. auch Suchkriterien Eine sehr bedeutende Frage bei der Suche nach Signalen ist Wie lange sollen wir auf einen Stern hören?. Die Antwort lautet folgendermaßen: TPF Wenn ein ETI einen Laser in seinem Planetenorbit hat, dessen Lichtsignal das Licht seines Sterns überdecken könnte, so dass er bei uns sichtbar wäre, und dieser Laser einen Spiegel hätte, der innerhalb einer Sekunde 10x seine Ausrichtung ändern könnte, so würden alle 100 Sekunden Signale bei uns ankommen, wenn der ETI versucht sich 1000 Sternen mitzuteilen. Ein weiteres Kriterium für die Auswahl von Sternen ist die Entfernung zur Erde. Entfernungen von über 100 Lichtjahren stellen kein Problem dar, bis 1000 Lj sehen die Forscher als möglich an, dass Laserimpulse von diesem Sternensystem von uns wahrgenommen werden könnten. Da viele OSETI Projekte hinter andere kosmologische Beobachtungen geschaltet sind, so hängt die Beobachtungszeit eines Sterns von der Zeit ab, wie lange das Hauptprojekt sich auf diesen Himmelskörper fokusiert. Ein sinnvolles Piggyback ist wie bereits erwähnt sich hinter ein TPF Teleskop zu schalten, da die Chancen besser stehen, in einem lebensfreundlichem Sternensystem Signale zu entdecken. Funktionsweise Hinter ein optisches Teleskop wird ein Photonmeter angeschlossen, welcher die Anzahl der pro Nanosekunde ankommenden Photonen zählt. Ein einfaches Verfahren zur Signalerkennung hat der Berkley Forscher Dan Werthimer entwickelt. Er benutzt ein Spiegelteleskop von 1m, mit einem Filter für die ausgesuchte Wellenläge, die abgehört werden soll. Einen Beamsplitter, welcher den Photonmeter einkommenden Strahl teilt und an elektrische Messgeräte weiterleitet, die die Anzahl der einkommenden Photonen zählen. Empfängt man ein optisches Signal, welche den Stern um etwa das 6x fache überdeckt, was ca 100 Photonen pro Nanosekunde entspricht, so hat man ein künstliches, extraterrestrisches Signal empfangen.

Technische Facts OSETI Hardware Die für OSETI benötigten Geräte sind viel kleiner als MSETI Empfänger (Acrebio δ = 300m) 10 m W M Keck Teleskop Es können sich auch kleine Teleskope an der Suche beteiligen Energie Die Energie eines Lasersignals, das außerhalb des eigenen Sonnensystems sichtbar sein soll, muss min. ca 4 J/ns betragen. Heutzutage kann man Laserstrahlen mit bis zu 300000 J/ns erzeugen. Es ist also wahrscheinlicher dass ein Laser ETI Signal ankommt als ein Radiosignal, da man für ein Lasersignal weniger Energie braucht. Störquellen Es sind im ganzen Universum keine Störquellen bekannt, welche einen so starken Lichtstrahl in diesem Spektrum erzeugen könnten, so dass das Signal durch Inteferenz beinträchtigen könnten. Deswegen kann man auch davon ausgehen, dass wenn man ein Signal empfängt, es kein Rauschen oder Störgeräusch sein kann sondern ein künstliches ETI Signal. Außerdem gibt es in unserer Atmosphäre kaum Störquellen welche den Empfang beinflussen könnten, man kann OSETI also an einem wolkenfreien Tag betreiben.

Wie SETI@home funktioniert Womit wird gesucht? SERENDIP I -III SETI@home ist ein Teil des Projektes "SERENDIP" (Search for Extraterrestrial Radio Emissions from Nearby Developed Intelligend Populations) der Universität Berkeley in Kalifornien, USA. Es wird von der hierbei ein Radio-Teleskop benutzt, um Funkwellen aus dem Weltall aufzufangen und nach Spuren intelligenten Lebens auszuwerten. Das Projekt SERENDIP wurde 1979 gegründet, bis zur heutigen Ausbaustufe SERENDIP IV gab es drei Phasen: SERENDIP I (1979-82) bestand aus einem 100-KanalSpektrometer (1000 Hz / Kanal), das am Hat Creek Observatorium an der Universität Berkeley installiert war. Hat Creek Observatoriu m, Kaliforn ien SERENDIP II (1986-88) konnte 65.000 Kanäle pro Sekunde überwachen, es wurde meistens am NRAO Radio Teleskop in Green Bank, West Virginia betrieben. Das Green Bank Teleskop ist das größte voll steuerbare Radioteleskop der Welt, es hat einen Durchmesser von 100m und wiegt 7.300 Tonnen. Es hat ein "wheel-and-track"-design und kann dadurch den gesamten Himmel über 5 Grad einsehen. Die Führungsschiene hat einen Durchmesser von 64m und kann auf einige hundertstel Millimeter genau eingestellt werden. Green Bank Telescope, West Virginia SERENDIP III (1992-96) ist wie sein Nachfolger am Arecibo Observatorium in Puerto Rico. Es wurden 4,2 Millionen Kanäle alle 1,7 Sekunden in einem 12 MHz breiten Band zentriert um 429 MHz überwacht. Arecibo Telescope, Puerto Rico

SERENDIP IV Seit Juni 1997 wird SERENDIP IV am Arecibo Teleskop in Puerto Rico betrieben. Dan Werthimer (siehe Bild) hat ein Spektrometer konstruiert und gebaut, das SERENDIP III um den Faktor 40 übertrifft. Es können nun 160 Millionen Kanäle alle 1,7 Sekunden analysiert werden. Genau wie in den vorangegangenen Projekt-Phasen wird auch in Phase IV wieder das "Piggyback"-Prinzip (zu Deutsch "huckepack") verwendet: Berkeleys AstronomieProfessor Stuart Bowyer sprach sich dafür aus, sich an andere astronomische Projekte "huckepack" anzuhängen, da niemand genau weiß, wonach oder wo man am ehesten suchen sollte um Funksignale ausserirdischer Intelligenz aufzufangen. Ein Vorteil dieses Verfahrens ist die nahezu unbegrenzte Zeit, während der SERENDIP auf die besten Teleskope der Welt Zugriff hat. Ein Nachteil ist allerdings, dass die SERENDIP-Forscher so gut wie keinen Einfluss auf den Suchort haben. Letzteres hat sich in der Praxis jedoch Dan Werthimer mit SERENDIP IV Instrumenten als unerheblich herausgestellt, mehr als 92 % des von Arecibo sichtbaren Himmels sind mindestens einmal erfasst worden. Skymap mit von SERENDIP IV erfassten Gebieten (Stand Januar 2004)

Arecibo-Teleskop Das Teleskop in Arecibo, das aufgrund seiner enormen Ausmaße empfindlichste Radioteleskop der Welt, wurde 1963 gebaut. Sehr zu seiner Bekanntheit beigetragen hat die "Arecibo-Nachricht", die am 16. November 1974 um 19:00 MEZ von Frank Drake und Carl Sagen in Richtung Kugelsternhaufen Messier 13 geschickt wurde. Die Nachricht wurde damals mit einer Leistung von 2.000 GigaWatt gesendet und enthielt zahlreiche Informationen [25]. Arecibo - Teleskop Der primäre Reflektor hat einen Durchmesser von 305 Metern, eine Tiefe von 50 Metern und eine Fläche von 73.061 Quadratmetern. Er besteht aus 40.000 gelochten sphärisch angeordneten Aluminiumplatten. Blick auf die Plattform mit dem Gregorianischem Dom und die Antennen In einer Höhe von 150 Metern über dem tiefsten Punkt des primären Reflektors hängt an drei Stahlbetonsäulen der "Gregorianische Dom" an einer etwa 900 Tonnen schweren Plattform, deren Ecken durch ein System von Drahtseilen millimetergenau justiert werden können. Zwei der Säulen sind 88 Meter hoch, die andere misst aufgrund des tieferen Fußpunkts 120 Meter. Arecibo - Der Gregorianische Dom wurde 1996 an der Plattform aufgehängt und Botschaft eingerichtet. Er besteht aus einem sekundären und tertiären Reflektor mit Hilfe derer die Signale weiter fokussiert werden, bevor sie den Empfänger erreichen. Der Empfänger befindet sich ein einem eigenen Raum innerhalb des Domes, er hat eine Leistung von einem MegaWatt. An der Plattform befinden sich außerdem noch verschiedene, jeweils für einen bestimmten schmalbandigen Frequenzbereich optimierte Antennen. An diesen Antennen sind hochempfindliche Radioempfänger montiert, die mit flüssigem Helium gekühlt werden. Diese extreme Kühlung minimiert das elektrische Rauschen der Empfänger. Dadurch kann das Schema des Teleskop sehr gute Ergebnisse in einem Bereich von 50 MHz Gregorianischen Doms bis 10.000 MHz leisten.

Wo wird gesucht? Nachdem nun bekannt ist, womit gesucht wird, muss nur noch geklärt werden, in welchem Bereich des Funkspektrums man am Besten nach Funksignalen ausserirdischer Intelligenz suchen sollte. Wie aus der nebenstehenden Grafik ersichtlich gibt es bei den niedrigen Frequenzen starkes Rauschen von der kosmischen Hintergrundstrahlung. Bei höheren Frequenzen ab 10 GHz interferiert die Atmosphäre der Erde sehr stark mit Das Wasserloch möglichen Signalen, dieser Bereich scheidet demnach auch aus. Da eine breitbandige Signalübertragung über weite Strecken extrem viel Energie verbraucht kommt diese Art der Kommunikation nicht in Betracht. Die effizienteste Art der Kommunikation über weite Strecken ist also ein sehr schmalbandiges Signal. Doch wo sollte es am Besten angesiedelt sein? Breitband Signal Die Antwort auf diese Frage gibt die Natur selbst. Das "einfachste", was es im Universum gibt, ist neutraler Wasserstoff im interstellaren Raum. Wasserstoff (H) sendet Funkwellen auf einer Frequenz von 1.42 GHz aus. Ein weiteres sehr einfaches Gebilde, ein OH-Ion, sendet auf einer Fequenz von 1.64 GHz Signale. Da diese beiden zusammen HOH oder H2O, also Wasser ergeben, was nach unseren Erkenntnissen die Basis allen Lebens darstellt, was würde sich besser als Treffpunkt verschiedener Intelligenzen eignen als eben dieses "Wasserloch"?

Wonach wird gesucht? Da wie eben gezeigt nach heutigen Erkenntnissen schmalbandige Signale im Wasserloch, also zwischen 1.42 und 1.64 GHz, am Wahrscheinlichsten für eine Kommunikation über sehr weite Strecken eignen, muss nun noch die konkrete Form des Signals festgelegt werden, nach der gesucht werden soll. Im Moment wird vom SERENDIP nach folgenden Signalen Ausschau gehalten: Signale in engen Bandbreiten Diese Signale sehen aus wie in der Grafik links. In der Grafik ist auf der x-achse die Zeit aufgetragen, etwa 12 Sekunden, und auf die y-achse die Frequenz des Signals. An beiden Enden ist diese Art von Signal wie auch die restlichen weiter unten gezeigten an beiden Enden schwächer als in der Mitte. Gepulste Signale Falls das Signal der ausserirdischen Intelligenz auch Informationen tragen sollte (was sehr wahrscheinlich ist), wird es gepulst sein. SERENDIP sucht auch nach Spuren solcher Signale. "Gezwitscherte" Signale - Doppler-Verschiebung Aufgrund der Plantetenrotation bewegen sich sowohl die Quelle (sofern sie auf einem Himmelskörper installiert ist) als auch das Empfangs-Teleskop in Kreisbahnen um die Achse des jeweiligen Himmelskörpers. Dies macht sich bemerkbar durch eine Doppler-Verschiebung, also eine FrequenzÄnderung des Signals während der Aufzeichnung. Im Rahmen des SERENDIP-Projekts werden solche Signale auch "chirped", also "gezwitschert" genannt. "Gezwitscherte" gepulste Signale Sollte ein solches verschobenes Signal Informationen tragen, werden diese höchstwahrscheinlich durch Pulse übermittelt. Enge Bandbreite gepulstes Signal "Chirped" Signal "Chirped" gepulstes Signal

Wie werden die Daten des Arecibo-Teleskops verteilt? Jeden Tag kommen im Arecibo-Teleskop in Puerto Rico etwa 35 GByte an Daten auf. Diese werden auf ein Magnetband gespeichert und, da das Arecibo-Institut für diese Datenmengen keine geeignete SETI@Home - Daten - Aufteilun g Internet-Verbindung besitzt, per Post nach Berkeley gesendet. Dort werden die Daten wie in der Grafik gezeigt in 256 Stücke á etwa 10 khz (9.776 Hz) unterteilt. Die Daten sind mit einer Abtastrate von 20.000 Bits pro Sekunde aufgezeichnet, der sogenannten Nyquist Frequenz. 107 Sekunden dieses Materials wird in eine "Work Unit" gepackt und zu den SETI@Home-Clients geschickt, sie umfasst somit 0.25 MByte Roh-Daten, hinzu kommen noch einige extrainformationen über den Ort und die Zeit, zu der das Signal aufgezeichnet wurde. Insgesamt ist so eine Work Unit etwa 360 kbyte groß. Der SETI@Home-Client Diese einzelnen WorkUnits werden vom SETI@HomeClient, rechts in der Grafik, geholt. Er analysiert sie, wozu etwa 2,8-3,5 TFlOp benötigt werden, und schickt sie wieder zurück zum BerkeleyServer. Dieser gibt alle WorkUnits gleich mehrfach zur Bearbeitung heraus, um eventuellen Ausfällen oder Fehlberechnungen entgegenzuwirken. offizieller SETI@Home - Client Im SETI@Home-Client, der wahlweise nur als Bildschirmschoner oder die gesamte Zeit, wenn der Computer sich im idle-modus befindet, die Daten auswertet, wird Folgendes angezeigt: Im Linken oberen Teil wird der aktuelle Fortschritt als Prozentbalken und darüber eine detaillierte Zusammenfassung der momentanen Aktivität gezeigt [siehe Berechnung]. Oben rechts werden in dem Feld "Data Info" der Ort und die Zeit, zu der das Signal aufgenommen wurde, der Empfänger und die Basis-Frequenz ausgegeben. Direkt darunter im Feld "User Info" werden der Name, die fertiggestellten Work-Units und die darüf benötigte Rechenzeit des Benutzers angezeigt. Der unterste Teil ist ein Frequenz-Zeit-Leistung-Diagramm, es wird nur aus ästhetischen Gründen eingefärbt.

Die Berechnungen "Doing Baseline Smoothing" Wenn der Client eine neue Work Unit empfängt sind alle möglichen Arten von Signalen darin enthalten. In einem ersten Schritt werden die Signale normalisiert, das heisst, eventuell vorhandene breitbandige Signale, die von natürlichen astronomischen Prozessen stammen, werden alle auf einen Schlag herausgefiltert. Der andere Effekt des Baseline Smoothings besteht darin, dass, falls Signale mal etwas leiser und lauter sein sollten, diese ebenfalls auf eine gleiche Ebene gebracht werden. Dieser Schritt fällt pro Work Unit nur einmal an. "Computing Fast Fourier Transform" Dieser Schritt ist der rechenintensivste. In ihm werden die Roh-Daten der Work Unit, die zeit-basiert sind, über eine Fast Fourier Transformation in eine frequenzbasierte Menge umgewandelt. Diese FFT wird in den 15 verschiedenen Auflösungen von 0,075, 0,15, 0,3, 0,6, 1,2, 2,5, 5, 10, 20, 40, 75, 150, 300, 600 und 1200 Hz durchgeführt. Durch diese verschiedenen Abstufungen wird die Work Unit sehr genau analysiert. "Chirping Data" Um den Doppler-Effekt, der wie oben schon erwähnt eine Signalverschiebung durch die Bewegungen des Senders und Empfängers ist, die Analyse nicht beeinflussen zu lassen, wird diese für viele Verschiebungen "zurückgerechnet". Der Client wendet dieses "de-chirping" für viele Werte aus dem Intervall von -50 Hz/s bis +50 Hz/s an, in der feinsten Auflösung von 0.075 Hz werden 5409 verschiedene Werte verwendet. Für jeden dieser Werte werden die FFT-Berechnungen erneut ausgeführt. "Searching For Gaussians" 12 Sekunden ist die Zeit, die ein Signal durch die Erdrotation mit Arecibo Kontakt haben kann. Die durch die FFTs umgerechneten Signale werden in dieser Phase in 12-Sekunden-Blöcke aufgeteilt und nach Signalen durchsucht, die am Anfang stärker und gegen Schluss des Blocks schwächer werden. Auf diese Weise werden die meisten Signale der Erde automatisch herausgefiltert. Dieser Test wird nur auf den Auflösungen ab 0.59 Hz und mehr ausgeführt. Um sicher zu gehen, dass an den "Schnittstellen" der einzelnen Work Units keine Gaussians verloren gehen überlappen sich alle Work Units an beiden Enden um 15 Sekunden. "Searching For Pulses / Triplets" Falls auf den Signalen auch Informationen übertragen sein sollten, werden diese mit

sehr hoher Wahrscheinlichkeit gepulst sein. In dieser Phase der Berechnung sucht der Client die von den FFT kommenden Signale auf sich wiederholende Pulse und Dreiergruppen von Pulsen ab, für eine Auflösung von 0.59 Hz und aufwärts. Was passiert mit vielversprechenden Resultaten? Da es sehr sehr viele Interferenzen auf der Erde gibt, die von TV Sendern, RadarGeräten, Satelliten und vielen astronomischen Objekten kommen, und auch viele Test-Signale in die Berkeley-Datenbank zur Überpfrüfung der korrekten Funktionsweise der Clients eingefügt werden, ist nicht jedes gefundenes Signal, das auf ausserirdische Intelligenz schliessen lassen könnte, auch von Ausserirdischen. Tatsächlich werden von einer Datenbank in Berkeley, die viele bekannten Interferenzen enthält, 99.9999% aller Signale verworfen. Dasselbe trifft auch auf Testsignale zu. Die verbleibenden Signale werden mit einer weiteren Untersuchung dieses Himmelsteiles versucht zu bestätigen. Falls dieses erfolgreich ist (die erneute Untersuchung kann bis zu 6 Monaten dauern) erbittet sich das SETI@Home-Team ausschliesslichen Zugriff auf das Arecibo-Teleskop und observiert diese interessantesten Kandidaten nochmals. Besteht das Signal auch diesen Test, fragt das SETI@Home-Team eine andere Gruppe, das Ergebniss zu verifizieren. Dadurch, dass ein anderes Team andere Hardware (also Teleskop, Empfänger und Computer) und Software verwendet, soll sichergestellt werden, dass es sich nicht um einen Bug im Analyseverfahren, der SERENDIP IV - Ausrüstung oder einfach nur um ein gefälschtes Resultat handelt. Zusammen mit der anderen Gruppe kann auch die Entfernung der Quelle des Signals abgeschätzt werden, und so auf sichere Weise als Ursprungsort die Erde ausgeschlossen werden. Sollte auch nun noch nichts dagegen sprechen, dass das Signal von einer ausserirdischen Intelligenz geschickt wurde, verkündet das SETI@Home-Team die Neuigkeiten in Form eines "IAU-Telegramms" (IAU steht hierbei für International Astronomical Union). Das Telegramm enthält alle wesentlichen Charakteristika des Signals. Durch diese Veröffentlichungen sollen (falls es jemals soweit kommt) multinationale Bestrebungen ausgelöst werden.

Verschiedene Projekte, SETI Germany, Erfolge und Fakten Verschiedene Projekte Im Laufe der Jahre hat es sehr viele verschiedene SETI Projekte gegeben. Einige wurden schon kurz erwähnt, andere nicht. Argus Das Argus-Projekt ist wohl das umfangreichste Projekt von denen, die ohne staatliche Hilfe durchgeführt wurden. Ziel des Projekts ist es, den ganzen Himmel nach Signalen im Mikrowellenbereich abzusuchen. Das sollte umgesetzt werden, indem 5000 Radioteleskope rund um die Erde verteilt wurden. Die Besonderheit dabei ist folgende: Unter Vollast wäre es das erste Projekt, das eine permanente Überwachung in Echtzeit in alle Himmelsrichtungen ermöglicht. Der Name des Projekts lässt sich auf den griechischen Wächter Argus zurückführen, der den Überlieferungen nach 100 Augen besaß. Das Projekt ist das wichtigste Projekt von The SETI Leage, Inc und wurde 1994 ins Leben gerufen. Die Suche begann am 21. April 1996. Bereits im Jahre 2000 waren über 100 Stationen daran beteiligt. Der große Vorteil dabei: Ein herkömmliches NASA Teleskop deckt ca. 1 * 10-6 des Himmels ab. Wir bräuchten also 1 * 106 dieser Teleskope, um den ganzen Himmel zu überwachen. Im Gegensatz dazu setzt das Argusprojekt ganz einfache Amateur - Radioteleskope ein. Der Bau einer Teleskop Station kann somit für ein paar hundert bis tausend US Dollar realisiert werden. Dennoch reicht die Empfindlichkeit aus, um Mikrowellenstrahlen von etwaigen anderen Zivilisationen aus mehreren tausend Lichtjahren Entfernung zu empfangen. Das META Projekt (Mega-Channel ExtraTerrestrial Assay) Das META Projekt war die erste Millionen - Kanalsuche nach UKW Signalen von anderen Zivilisationen. Es wurden über 8 Millionen Kanäle mit einer Auflösung von 0.05 Hz in einem Bereich von 400 KHz gescannt. Das von Paul Horowitz entwickelte System wurde u.a. von Steven Spielberg finanziert (100.000 US Dollar). 1985 startete das META Projekt. Der META-Computer kann 75 Millionen Instruktionen pro Sekunde (75MHz) ausführen und hatte16 Megabyte RAMSpeicherplatz. Zum damaligen Zeitpunkt eine beachtliche Rechenleistung. Die nördliche Hemisphäre wurde von META 1 in einem Winkel von -30 bis +90 mit dem Harvard/Smithsonien 26m Radioteleskop in Oak Rich (Massachusetts) untersucht. Bis Ende 1994 wurde der Himmel fünf Mal untersucht. Seit 1990 gibt es auch ein Pendant zu META 1, welches den Himmel im Winkel von -90 bis -10 mit einem 30m Radioteleskop des Argentine Institute of Radio Astronomy

überwacht. Insgesamt wurden mit META 1 und META 2 genau 56 mal Alarm ausgelöst. Das ließ jedes Mal auf extraterrestrische Aktivitäten schließen. Bei einer genaueren Untersuchung der entsprechenden Regionen wurden jedoch keine unnatürlichen Aktivitäten gemessen. Damit ist kein wissenschaftlicher Beweis für eine intelligente, außerirdische Lebensform gegeben. Das BETA Projekt Durch die Signale, die von META empfangen wurden, sollte nun ein neues Projekt realisiert werden, welches eine schnelle und automatische Überprüfung von empfangenen Signalen durchführt. Zusätzlich wird das gesamte Wasserloch, also das Frequenzspektrum von 1,4 GHz bis 1,7 GHz, abgesucht. Zunächst wollte die NASA das Projekt finanziell unterstützen. Diese Unterstützung wurde allerdings im weiteren Verlauf des Projekts zunehmend geringer. Die Firmen HP,AMD, Intel, Fluke und andere stellten allerdings Ausrüstung und Geld für das Projekt zur Verfügung. Die Firma Micron Technology spendete sogar, unter der Bedingung, dass die Planet Society innerhalb eines gewissen Zeitraums das Geld von ihren Mitgliedern bekommt, 100.000 Dollar. Nach vierjähriger Entwicklungszeit ging 1995 BETA mit einer 26 m-antenne ans Netz. Die Antenne hat in ihrem Brennpunkt zwei nach Osten und Westen ausgerichtete Feedhorns" (der Empfänger einer Cassegrain-Parabolantenne). Die Antenne ist starr und lässt den Himmel vorbeiziehen. Dadurch können interessante Signale, die erst im Osten und dann im Westen gesehen werden, so schnell wie möglich überprüft werden. Zusätzlich ist eine Breitbandantenne gegen die Erde gerichtet, damit man eventuelle Signale von extraterrestrischen Zivilisation aussortieren kann. Der eigentlicher Empfänger ist ein Fourier Spektrometer. Dieser analysiert für jeden Feed ein 40 MHz breites Band, welches in 240 Mio. Kanäle mit 0,5 Hz Bandbreite aufgeteilt ist. Um das gesamte Wasserloch abzudecken wird alle zwei Sekunden ein neues 40 MHz Band ausgewählt. Der Rechner leistet 40 Milliarden Instruktionen pro Sekunde (40GHz) und hat 3 Gigabyte RAM-Speicher. Pro Sekunde bearbeitet er 250 Megabytes Daten. Nur mit einer Zusammenschaltung von 200 Prozessoren konnte zu dieser Zeit eine solch enorme Leistung erzielt werden HRMS Projekt (High Resolution Microwave Survey) Ein Ziel der Wissenschaftler war mit Hilfe von großen Radioteleskopen systematisch Signale des Mikrowellenspektrums an den Stellen zu überprüfen, an denen das Hintergrundrauschen sehr klein ist. Der stillste Bereich ist das sogenannte Mikrowellen-Fenster bei ca. 1000 bis 10000 MHz. Dies ist der einzige Bereich in dem es sich für extraterrestrische Lebensformen anbietet zu kommunizieren, dieser Bereich besonders wenig Hintergrundrauschen besitzt. Es

sollte von der Solar Systems Exploration Division der Nasa, die das HRMS Projekt durchführen, sowohl der ganze Himmel überwacht werden als auch eine gezielte Suche nach interessanten Mikrowellen möglich sein. Die Überwachung des gesamten Himmels in dem erwähnten Spektrum wurde noch auf 25000 MHz. ausgeweitet. Sie wurde von der Jet Propulsion Laboratory (JPL) mit Hilfe eines 34m hohen Radioteleskops durchgeführt. Die gezielte Suche wurde vom Ames Research Center (ARC) durchgeführt. Es wurden schwache Signale im Bereich 1 bis 3 KHz. auf sonnenähnlichen Sternen, die nicht weiter als 100 Lichtjahre von der Erde entfernt sind, gesucht. Die Nasa entzog dem Projekt 1993 die Geldmittel in Höhe von 12 Millionen Dollar, was das Ende des Projekts bedeutete. Das Phoenix Projekt Das Phoenix Projekt ist die Fortsetzung des HRMS Projektes. 1995 begann das Projekt mit der Nutzung des größten Radioteleskops der südlichen Hemisphäre (64 Meter) in New South Wales, Australien. Nach dem Scannen mit dem Radioteleskop in New South Wales, wendete sich das Projekt den nördlichen Sternen zu. Es wurde das 43 Meter große National Radio Astronomic Radioteleskop aus Green Bank verwendet, das direkt neben dem Teleskop steht, welches damals für das OZMA Projekt verwendet wurde. Die Auslastung der möglichen Kapazitäten betrug allerdings nur ca. 50 Prozent, da es auch noch für andere Zwecke verwendet wurde. Abgehört wurden, wie beim HRMS auch, alle sonnenähnlichen Sterne, die nicht weiter als 200 Lichtjahre entfernt sind. Es wurden zwei Millionen Kanäle gleichzeitig abgehört. Menschen waren nur nötig, um über mögliche Signalkandidaten zu entscheiden. Bis zur Mitte des Jahres 1999 konnten etwa 50% der ausgewählten Sterne überprüft werden, ohne das etwas Verdächtiges entdeckt wurde. Abb. 1.1: 64m Teleskop in New South Wales

Abb. 1.2: Das Teleskop deckt die gesamte südliche Hemisphäre ab. Die gelben Flecken geben die Positionen an, an denen das Teleskop Daten gesammelt hat. Die violetten Linien zeigen die Bewegung des Teleskops zu neuen Positionen. Das Allen Teleskop Array Dieses Projekt entstand aus der Zusammenarbeit der Universität Berkeley und dem SETI - Institut und soll seine Arbeit in den nächsten fünf Jahren aufnehmen. Zunächst wurde es als 1 HT (für Ein-Hektar-Teleskop) bezeichnet. Aufgrund einer 12 Millionen Dollar Spende des Microsoft Vorstandsmitglied Paul Allen wurde es allerdings umbenannt. Dieses Projekt verwendet viele kleine Teleskope und verbindet sie zu einem großen Cluster, wodurch ein virtuelles Riesen-Teleskop entsteht. Dieses hat wesentlich geringere Betriebs und Baukosten. Das ATA soll hauptsächlich für SETI benutzt werden. Des weiteren solle aber auch andere astronomische Projekte damit durchgeführt werden. Der Bau des Clusters wurde im Jahr 2000 gestartet. Die volle Funktionsfähigkeit wird im Jahr 2005 erwartet. Dieses Projekt ist das Erste, das die Ergebnisse der Cyclops" Studie auf dem Stand der heutigen Technik in die Tat umsetzt. Dieses Projekt ist nicht realisiert worden, da die Umsetzung mehrere Mrd. Dollar verschlungen hätte. Cyclops gilt für richtige SETI Anhänger als die Bibel der Suche nach ETIs. Rechenpower Die Rechenpower ist bei den aktuellen Teilnehmerzahlen so groß, dass wir sechs mal so viel aufzeichnen könnten, wie wir es im Moment machen: Der SETI@home Daten Recorder in Arecibo (s.u.) zeichnet pro Minute 154 work Units (WU) pro Minute auf. Dieses Signal wird dann von einen der neun Splitters weiterverarbeitet indem es aufgeteilt, und dann noch mit Überhanginformationen ausgestattet wird. Diese neun Splitters schaffen zusammen einen Strom von 15 WU/min. Um eine WU zu analysieren würde ein sogenannter Client, das sind alle privaten Rechner zuhause, die das SETI@home Projekt als Bildschirmschoner unterstützen, ca. sieben Stunden benötigen. Es gibt so viele Clients, dass es möglich wäre 914

WU/min zu berechnen. Das entspricht einer sechs mal so großen Datenmenge wie aufgezeichnet wird. Dafür bräuchten wir jedoch auch 584 Splitters, im Gegensatz zu den bisherigen neun. Abb. 2.1: Diagramm des Datenflusses bei Seti@Home Die momentane Rechenleistung ist enorm. Weltweit haben die Rechner seit Beginn des Projekts insgesamt 2 Milliarden virtuelle Jahre gerechnet. Auch die Anzahl der User steigt permanent! Abb. 2.2: CPU Benchmarking

SETI@home Rankings Deutschland belegt, wie aus den nächsten Grafiken ersichtlich, Platz 2 in der Gesamtwertung. Dennoch führt Seti-Germany als Team fast alle Kategorien an. Es gibt eine äußerst große Anzahl von Statistiken, sortiert nach den WU pro Zeiteinheit, Anzahl der Mitglieder, oder die gemeinsame Rechenzeit. Einige Statistiken scheinen albern oder zugespitzt. Aber genau so ein Sportsgeist treibt die Suche noch weiter an und vergrößert die Chancen auf Erfolge. Abb. 3.1: Ranking der einzelnen Länder

ABB. 3.2: Ranking der einzelnen Teams Abb. 3.3: Sogar Prognosen über Aufholjagden werden angefertigt

Erfolge des SETI@Home und Fakten Bisher konnte SETI@Home keine Signale identifizieren, die garantiert von Aliens abgeschickt wurden. Man hat zwar schon sehr oft verdächtige Signale identifizieren können, jedoch konnte man diese nicht ein weiteres Mal entdecken. Es handelte sich in solchen Fällen meistens um Messfehler oder Signale von der Erde. Beim Wow wird davon ausgegangen, dass es ein Militärsignal gewesen ist, da es sich zur Zeit des Kalten Krieges ereignete. Eine gründliche Auswertung der ca. 1,5 Mrd. Resultate ist noch nicht vollständig erfolgt. Nach was wird in den Resultaten gesucht? Spikes: Jedes Resultat enthält eine bestimmte Anzahl an Zacken, die sich vom Rest der Aufzeichnung abheben (s.u.) und eine bestimmte Anzahl von Gaussians (die berühmte Glockenkurve, s.u.). Im Schnitt enthält jedes Resultat 4,45 signifikante Spikes Gaussians: Es gibt in den Resultaten im Schnitt 0,46 signifikante Gaussians. Auch wenn noch kein Beweis für die Existenz außerirdischer Intelligenz gefunden wurde, gibt es doch viele Signale, deren Ursprung sich als außerirdisch herausstellen könnte, sobald sie einmal sorgfältig untersucht worden sind. Abb.4.1: gefundene Spikes

Abb. 4.2: Hier zu sehen sind die drei Testspikes die eingespielt werden um die Funktionalität des Systems sicherzustellen. Abb. 4.3: Anzahl der entdeckten Gaussglocken In den neuen SETI@Home Versionen wird auch nach bedeutenden Impulsen und Dreiergruppen gesucht. Es wurden bereits Himmelskarten angefertigt, auf denen die Aufzeichnung der besten Signale gekennzeichnet wurde. Abb. 4.4: die von Arecibo gescannten Bereiche

Fazit Es wurde in den vergangenen 40 Jahren viel gesucht. Finden hat man in dieser Zeit nichts können. Das SETI Projekt besitzt seine Daseinsberechtigung, damit die Aussage Wir sind allein widerlegt werden kann. Man kann keine TIs finden, wen man nicht nach ihnen sucht.

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