ARTIGO

A tecnologia do SETI ao alcance de todos

Por Rogério Chola | Edição 37 | 01 de Outubro de 2005

Os radiostelescópios de ampla captação de sinais processam milhares de informações sobre a nossa galáxia
Créditos: NRAO Image Gallery

A tecnologia do SETI ao alcance de todos

Estamos mesmo sozinhos no universo? Somos a única forma de vida inteligente e com capacidade de viajar pela galáxia em busca de outros mundos e formas de vida? Existem inúmeras espalhadas pelo universo que já nos detectaram e tentam, de alguma forma, se comunicar conosco? Estas e muitas outras questões intrigantes sempre incentivaram cientistas, educadores e pesquisadores que assim decidiram fundar, em 1984, o Instituto SETI [Search for Extraterrestrial Intelligence], que emprega hoje mais de 100 cientistas espalhados pelo mundo e tem como principal fonte inspiradora os trabalhos do doutor Frank Drake, atual diretor do Centro de Estudos da Vida no Universo. Como no filme Contato [1997] em que a astrofísica Ellie Arroway, interpretada pela atriz Jodie Foster, os cientistas do SETI vasculham os céus com sofisticados e enormes radiotelescópios na esperança de conseguir captar um sinal de rádio de uma civilização extraterrestre, que habite algum sistema planetário distante e que esteja orbitando algumas das bilhões de estrelas que existem somente na Via Láctea.

Embora o SETI seja um empreendimento científico extremamente controverso, pois alguns cientistas acreditam que procurar sinais de rádio de civilizações extraterrestres seja um grande desperdício de tempo e dinheiro, outros crêem que esta descoberta seja “apenas” uma questão de tempo, dinheiro e tecnologia. Sem dúvida que algo dessa natureza produziria profundas implicações na humanidade terrestre. Neste artigo abordaremos sobre a tecnologia por trás do SETI e como qualquer pessoa pode, com certo conhecimento, tempo e recursos financeiros, construir seu próprio radiotelescópio e participar desta excitante aventura. Para isso, são necessários antes alguns esclarecimentos sobre conhecimentos envolvidos na tecnologia da detecção de sinais de rádio que fazem parte do espectro de radiações eletromagnéticas e do ambiente espacial, que será o objeto de observação.

Uma onda eletromagnética consiste em linhas de força elétrica e magnética, que se cruzam num plano perpendicular e que se propagam na velocidade da luz, no vácuo. O espectro eletromagnético é composto por vários tipos de ondas eletromagnéticas, desde as mais energéticas, que conseguem se propagar por bilhões de quilômetros, até as mais fracas. Portanto, os dois componentes de uma onda eletromagnética são o campo magnético e elétrico, que sempre são perpendiculares um ao outro e à direção da propagação. Eles não necessitam de um meio material para se propagar como o som, por exemplo, e por isso são ideais para comunicações espaciais a longas distâncias. Existem sete características fundamentais de uma onda eletromagnética:

Direção — É o sentido no qual a onda eletromagnética viaja e que sempre é perpendicular às direções de ambos os campos magnéticos e elétricos. Quando uma onda eletromagnética reflete em algum objeto, como uma antena parabólica de um radiotelescópio, sua direção é invertida de acordo com o ângulo de incidência.

Velocidade — No vácuo, uma onda eletromagnética se propaga a uma velocidade constante, igual a da luz, representada pela letra “c”. A velocidade de propagação varia de acordo com o meio que a onda atravessa. Por exemplo, a velocidade de uma onda eletromagnética de rádio, cruzando a atmosfera terrestre, varia de acordo com a freqüência da onda.

Polarização — Refere-se à orientação do plano dos campos magnético e elétrico. Por convenção é descrita na direção do campo elétrico. Quando o mesmo está na vertical, a onda eletromagnética está polarizada verticalmente e quando está na horizontal, diz-se que está polarizada horizontalmente. Se os campos elétricos e magnéticos estão em rotação, a onda está polarizada de forma circular.

Intensidade — É a quantidade de energia que se propaga ao longo da onda. A intensidade é uma função da potência associada aos campos magnético e elétrico.

Comprimento — Uma onda se propaga e varia com movimentos ascendentes e descendentes, como acontece no mar. O seu comprimento é a distância entre dois cumes sucessivos na onda, também denominadas de forma senoidal.

Freqüência — É a quantidade de cumes que se propagam num certo espaço e em determinado período de tempo. É representada pelo símbolo “f” ou “v” e medida em hertz – ciclos por segundo. Outra medida de freqüência é o período de uma onda, que é a quantidade de tempo que ela leva para completar um ciclo. O período é obtido dividindo-se um segundo pelo número de ciclos por segundo – freqüência. Por exemplo: se a freqüência da onda é de 1 MHz – um milhão de ciclos por segundo –, o período será de um milionésimo de segundo –1 microsegundo.

Fase — É a relação entre a frente e a parte final da onda eletromagnética com respeito a uma freqüência de referência do mesmo comprimento de onda. Está normalmente definida como o giro da onda. É expressa em graus, sendo que 360° correspondem a um giro completo de onda. Por exemplo, uma fase de 1/4 de onda 90°.

Os astrônomos utilizam a temperatura para representar a energia da radiação eletromagnética. Qualquer corpo com uma temperatura acima de -273 °C, aproximadamente 0° absoluto, apresenta radiação eletromagnética (EM), que é emitida por todas as ondas que compõem o espectro eletromagnético. Por exemplo, corpos que estão com uma temperatura de 2.000 K (Kelvin) emitem radiação eletromagnética principalmente na região do infravermelho, enquanto que um a 6.000 K fica na faixa visível do espectro. A relação entre a quantidade de energia emitida por um corpo, o comprimento de onda ou freqüência desta radiação e a temperatura do corpo é uma equação conhecida como Lei de Planck.

crédito: Arecibo Observatory
Vista aérea do radiotelescópio de Arecibo, utilizado por Sagan na década de 80 para a pesquisa SETI
Vista aérea do radiotelescópio de Arecibo, utilizado por Sagan na década de 80 para a pesquisa SETI

O físico alemão Wilhelm Wien também descobriu uma relação simples entre a temperatura de um corpo negro e o comprimento de onda máximo da energia que ele emite. Essa relação ficou conhecida como Lei de Wien, que estabelece que o comprimento de onda no qual um determinado corpo irradia mais fortemente é inversamente proporcional à temperatura do mesmo. Desse modo ficamos sabendo que corpos mais quentes irradiam mais fortemente em comprimentos de onda mais curtos. Quando a temperatura diminui, duas coisas acontecem. Primeiro, o cume – pico – da onda muda para comprimentos mais longos e, em segundo lugar, ele emite menos radiação eletromagnética em todos os comprimentos de onda.

Isso é algo extremamente útil para nossos propósitos. Quando um radioastrônomo observa um ponto em particular no espaço e percebe uma temperatura de fundo ou ruído de 1.500 K, ele não está se referindo à temperatura quente de um corpo, mas sim fornecendo uma medida da quantidade de energia da fonte emissora na freqüência observada – lembra da relação entre energia e temperatura? Um problema para radioastrônomos é que a fonte emissora observada não é a única que emite radiação térmica que, por conseqüência, pode ter sua energia, comprimento e freqüência determinados. Os equipamentos utilizados para realizar as observações – antenas, amplificadores, cabos, receptores etc – e o ambiente local, que pode ser o terreno ou a atmosfera, também emitem radiação térmica e interferem nos resultados. Para ser realizada com precisão, a observação necessita que um radioastrônomo subtraia, ou isole, toda a transmissão eletromagnética do ambiente local e dos equipamentos utilizados (ruído térmico), bem como os vários ruídos de fundo existente no meio espacial. Por isso que equipamentos utilizados em radioastronomia necessitam ser refrigerados a temperaturas muito baixas.

Meio interestelar — Em 1963, os astrônomos Arno Penzias e Robert Wilson trabalhavam com uma antena e equipamentos buscando obter a melhor eficiência possível para o projeto Telstar. Esta antena também iria ser utilizada posteriormente para a radioastronomia. Eles a apontaram para uma faixa silenciosa do céu e realizaram várias medidas. Quando subtraíram e isolaram todas as fontes conhecidas de ruído, encontraram uma fonte de radiação eletromagnética intermitente na faixa de 3 K. Passaram a revisar todos os procedimentos e tentaram de todas as formas eliminar a interferência, sem sucesso. Essa misteriosa fonte de radiação térmica parecia estar em qualquer direção do espaço para onde se apontava o equipamento. O que na verdade eles tinham descoberto era o ruído de fundo de microondas [Cosmic Microwave Background], gerado a aproximadamente 300 mil anos após o hipotético Big Bang. Isso seria uma prova direta do fantástico evento.

Outro esclarecimento que faz-se necessário é com relação ao meio interestelar. Entre as galáxias e estrelas existe um imenso “vazio”. Porém, esse espaço não está completamente vazio, pois está cheio de um meio difuso de gás e poeira denominado Meio Interestelar (ISM). Ele é formado por gás hidrogênio neutro e gás molecular – principalmente hidrogênio ionizado e grãos de poeira cósmica. Embora esse meio possa parecer imenso, corresponde à cerca de 5% da massa da parte visível de nossa galáxia.

O átomo é eletricamente neutro e, assim, a própria galáxia está repleta de uma distribuição difusa de gás de hidrogênio neutro. Esse elemento tem densidade de aproximadamente um átomo por centímetro quadrado. Uma de suas características é a produção de ondas de rádio de 21 cm de comprimento, devido às propriedades de giro [Spin] do átomo. Este hidrogênio neutro é distribuído em regiões mais densas e frias denominadas de “nuvens”. Muito mais denso do que regiões vizinhas, as nuvens de hidrogênio molecular e poeira são o local de nascimento das estrelas. Não podemos descobrir hidrogênio molecular diretamente, porém conseguimos deduzir suas características através de outras moléculas presentes – normalmente o monóxido de carbono. Mais de 50 moléculas diferentes já foram descobertas nestas nuvens, inclusive NH3, CH, OH, CS etc. Algumas delas podem ser tão grandes quanto 150 anos-luz de diâmetro. Há milhares em nossa galáxia, normalmente estão situadas nos braços espirais e concentradas no centro.

Nuvens de poeira no espaço — O hidrogênio ionizado consiste nas sobras da formação das estrelas mais quentes e jovens. Aglomerados deste gás produzem uma nebulosa mais visível como a Nebulosa de Órion. Estrelas das classes O e B formadas em nuvens moleculares recentes ionizam o gás restante, que tem uma temperatura de cerca de 10.000 K, fazendo surgir um espectro de linhas de emissão. Os átomos de hidrogênio absorvem fótons e são ionizados com a energia “extra”. Esta e outras características produzem reações como emissão do hidrogênio e hélio na nebulosa visível. Cerca de 1% do meio interestelar se apresenta como minúsculos grãos de poeira, aproximadamente do tamanho de uma partícula de fumaça de cigarro. Isso bloqueia a visão total da galáxia a partir de nosso plano de visão.

Podemos determinar a composição das nuvens de poeira pela forma que afetam as diferentes freqüências de emissão de fótons. Um dos efeitos é a redução da luz oriunda de objetos distantes, denominada de “extinção interestelar”. Isso também deixa a cor emitida num tom desviado para o vermelho, devido ao fato de que a luz dessa cor não se espalha facilmente como a luz azul. As características das nuvens de poeira variam em cada galáxia. Entretanto, um grão de poeira típico é composto de carbono misturado com silicatos. Quase todos os elementos como o carbono, que nos forma, e o silício, que está no meio interestelar, também são encontrados nas partículas de poeira cósmica.

O universo é um lugar muito grande. Como então se pode procurar um sinal de rádio extraterrestre? Há três questões fundamentais: como monitorar uma vasta área de observação do espaço? Qual a freqüência a ser observada e como fazer o melhor uso dos limitados recursos dos radiotelescópios? Como o espaço é imenso, existem dois métodos que podem ser utilizados. O primeiro é a largura do campo de visão, em que são inspecionadas grandes áreas do céu, uma de cada vez, à procura de sinais de rádio. Uma busca desse tipo permite vasculhar o céu inteiro, em baixa resolução e num curto período de tempo. Porém, se um sinal é descoberto, não seria possível definir sua origem exata sem uma pesquisa mais acurada.

Outro mecanismo é buscar a fonte emissora. Nesse procedimento é realizada uma observação intensiva de alta resolução num número limitado de estrelas (mil a 2 mil) parecidas com o Sol, na procura por sinais de rádio artificiais. Esse método permite uma análise mais detalhada de áreas pequenas, com condições mais favoráveis para se encontrar vida como a conhecemos. No entanto, ignora grandes áreas do céu e também depende de que nossas premissas sobre as “condições favoráveis” estejam corretas.

crédito: Stuart A. Kingsley
Telescópio do Observador COSETI, localizado em Bexley. Tem 25 cm de abertura e realiza buscas tanto por pulsos de luz como por feixes cósmicos
Telescópio do Observador COSETI, localizado em Bexley. Tem 25 cm de abertura e realiza buscas tanto por pulsos de luz como por feixes cósmicos

E com relação à freqüência, como escolher a correta? Quando se está em um local desconhecido e se deseja sintonizar uma estação no rádio do carro, você tem de girar o botão do aparelho até encontrar alguma transmitindo em determinada freqüência. Também pode utilizar a busca automática, se o rádio possuir este recurso. No caso da procura por sinais de rádio exógenos a questão é: qual freqüência os supostos extraterrestres estariam utilizando em suas transmissões? Esta é uma excelente pergunta, pois existem bilhões de freqüências. Para dificultar ainda mais o trabalho, o universo está repleto do ruído da radiação cósmica de fundo, além de infinitos ruídos e sinais de rádio provenientes dos mais variados fenômenos. Felizmente, existe uma “janela” de observação para ondas de rádio em que os ruídos térmicos são mínimos. Na faixa de freqüências entre 1 e 10 GHz, há uma queda acentuada no ruído térmico de fundo. Nesta região, existem duas freqüências distintas que são formadas por átomos e moléculas excitadas: a causada pelo hidrogênio excitado (1,42 GHz) e pelo radical da hidroxila (1,65 GHz). Devido ao fato de tais elementos serem componentes da água, esta “janela” é denominada de Buraco d´Água.

A quase totalidade da busca atual por sinais de rádio se limita a essas freqüências, pois se presume que uma civilização extraterrestre com tecnologia similar ou superior à terrestre também utilizaria sinais de rádio e saberia que estas regiões do espectro eletromagnético são as mais livres de ruídos térmicos e interferências. Embora outras freqüências consideradas “mágicas” tenham sido propostas, ainda não existe consenso sobre qual a melhor. Outra abordagem seria não limitar a busca por sinais em uma pequena faixa de freqüências, mas sim continuar investindo em processadores de sinal de capacidade múltipla, que poderiam vasculhar milhões ou bilhões simultaneamente.

Rádio observação — Com a popularização das tecnologias, astrônomos amadores e simpatizantes também podem realizar esse tipo de observação e construir seu próprio programa SETI, munidos de aparelhos relativamente de baixo custo, como antenas de recepção de satélites, computadores e equipamentos eletrônicos diversos. Um programa amador bem-sucedido é o projeto BAMBI [Bob And Mike’s Big Investment – http://www.bambi.net], que utiliza dois computadores Pentium-Pro 200 Dual. As máquinas que usam o sistema operacional Linux são conectadas a equipamentos que podem monitorar cerca de 3,1 milhões de canais de freqüências distintas, analisando por 20 segundos cada uma com um intervalo de um segundo. No site também é possível encontrar informações detalhadas e até esquemas eletrônicos para montar uma estação de rádio observação. Assim como os equipamentos utilizados profissionalmente pelo SETI, quem pretende construir seu laboratório de rádio escuta espacial necessita conhecer todos os equipamentos que terá de utilizar:

Disco ou refletor parabólico — Cujo único objetivo é recolher ondas eletromagnéticas – no caso, ondas de rádio – e focalizá-las em um único ponto central. Antigamente eram necessárias imensas antenas dotadas de telescópios refletores potentes para captar os sinais distantes. Hoje, graças à popularização e ao barateamento dos equipamentos eletrônicos, é possível utilizar as parabólicas usadas que captam sinais de satélites de TV (3,60 m), ou ainda outras menores. Nesse caso é aconselhável usar as técnicas de interferometria, que consiste no arranjo de várias antenas pequenas dispostas em formação, que funcionam como uma única antena gigante. Isso reduz sobremaneira os custos e torna a tecnologia acessível a amadores.

Antena — Fica no foco do disco parabólico e recebe os sinais de rádio captados. É formada por um metal envolto em uma bobina que converte os fracos pulsos de ondas de rádio em corrente elétrica, quando sintonizado na freqüência correta. As ondas causam o movimento de elétrons na antena, que são levados à próxima etapa.

Sintonizador — É o equipamento eletrônico responsável por separar um único sinal de rádio desejado dos milhares captados pelo conjunto refletor e antena. Funciona como um “casador”, ajustando a freqüência da antena à específica de ondas de rádio que se deseja separar. Existem sintonizadores multicanal que possuem a capacidade de analisar milhares de freqüências diferentes de forma simultânea.

Amplificador — É também um equipamento eletrônico que recebe o fraco sinal de rádio – agora convertido em sinal elétrico – selecionado e o amplifica para ser devidamente analisado por computadores e pesquisadores.

Gravador — Equipamento eletrônico que grava os sinais amplificados para posterior análise. Pode ser de fita ou disco magnético.

Equipamentos auxiliares — Ajudam a garantir a idoneidade das pesquisas, minimizando erros e interferências. São analisadores de espectro, relógio atômico, filtros de banda, GPS [Global Positioning System], conversor analógico e digital, receptores de satélite, geradores de freqüência base etc.

Computadores — Recebem os dados amplificados e realizam todo o complicado trabalho de análise através de técnicas matemáticas, denominadas de Transformações Rápidas de Fourier [Fast Fourier Transformations – FFT], que procuram por picos nos sinais captados que indiquem algum tipo de variação causada por fontes “não naturais”. Mesmo que seja captada uma oscilação na freqüência, testes são realizados para se eliminar a origem terrestre, natural ou gerada por satélites em órbita da Terra. Se mesmo após as verificações o sinal permanecer desconhecido, uma análise ainda mais apurada é iniciada na mesma posição do céu onde o sinal suspeito foi detectado.

crédito: Gary S Chapman
Em 1963, os astrônomos do projeto Telstar apontaram uma antena para a faixa silênciosa do céu e encontraram uma fonte misteriosa de radição térmica
Em 1963, os astrônomos do projeto Telstar apontaram uma antena para a faixa silênciosa do céu e encontraram uma fonte misteriosa de radição térmica

Os computadores também podem ser utilizados para controlar automaticamente os dispositivos mecânicos – motores de ajuste vertical e horizontal do conjunto refletor e antena. Assim como a interferometria combina a informação captada por inúmeras antenas pequenas, vários computadores podem ser conectados em paralelo e assim formar um supercomputador [Cluster computer], capaz de realizar o trabalho de dias ou anos em algumas horas. Essa é a idéia aderida pelo projeto [email protected] quando um protetor de tela utiliza as horas vagas de milhares de micros espalhados ao redor do mundo para analisar dados captados pelas antenas do SETI.

Um cuidado vital para os amadores que desejam construir seu próprio sistema é com relação à refrigeração dos equipamentos. Como vimos, existe uma relação direta entre a quantidade de energia e a temperatura. Quanto maior for a temperatura de um objeto, mais energia ele emite. Os aparelhos eletrônicos utilizados pelo SETI para captar e amplificar os sinais – amplificador, sintonizador, antena etc – são refrigerados com nitrogênio ou hélio em estado líquido, justamente para reduzir o ruído aleatório térmico e as interferências causadas pelos transientes de energia elétrica. Quanto menor for o ruído e interferência, mais fácil será a detecção de sinais fracos que representam interesse.

Para o amador, a utilização dos refrigeradores líquidos não é fácil nem barata. A solução é aplicar as mesmas técnicas recomendadas para refrigerar CPU’s de computadores, ou seja, pequenos e médios ventiladores acoplados a dissipadores de calor. Com certa habilidade, qualquer pessoa poderá encontrar soluções criativas para refrigerar adequadamente os equipamentos, sendo que também poderão ser utilizados sistemas compactos que funcionam com água e que já são usados em computadores pessoais. Esta mesma técnica é aconselhada para quem deseja fazer observações astronômicas com câmeras dotadas de CCD’s – Charge Coupled Device, o dispositivo que “vê” a imagem – acopladas a telescópios. Utilizo, por exemplo, uma pequena webcam [QuickCam da Logitech] acoplada a um telescópio. Para reduzir o ruído térmico que gera chuviscos e distorções na imagem, provocado pelo aquecimento do chip CCD, instalei um dissipador acoplado a um pequeno ventilador. Não vou entrar nos detalhes técnicos de como montar estes esquemas de refrigeração, pois o artigo ficaria extremamente longo. Na internet podemos encontrar uma vasta literatura a respeito. Desejo a todos sucesso na empreitada e que possamos, algum dia, de alguma forma, ter a certeza de que não estamos sozinhos!

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Sobre o Autor

Rogério Chola

É formado em eletrônica e tecnologia da informação. É presidente de Instituto de Pesquisa Centífico-Militares de OVNIs e Fenômenos PSI (IPECOM) e consultor técnico do National Aviation Reporting Center on Anomalous Phenomena(NARCAP). Na Revista UFO, atua como consultor e ombudsman.

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