東海大学産業工学部
環境保全学科ＶＥＲＡを用いたＳＥＴＩ多地点同時観測
藤下光身（ふじしたみつみ）（東海大学産業工学部環境保全学科）

２００８年１０月９日・１０日 ＶＥＲＡ・ＵＭ６（国立天文台三鷹）九州東海大学工学部
宇宙地球情報工学科

１９６０年以来・・・・ 次の表でいくつかの観測例を示す様に、
１９６０年のドレークのオズマ計画以来、５０年近くに渡ってＳＥＴＩ（地球外文明の探査）が行われてきた。
・ また、次の図に示すように網羅的な観測も行われている。

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ＳＥＴＩの歴史
１９６０ Drake NRAOの26ｍ電波望遠鏡でOZMA計画開始、２星。最初とされる。
１９６８－６９ Troitskiiら15m電波望遠鏡で12星
１９７０－ Troitskiiらダイポールアンテナで全天からのパルスを探査
１９７２ Verschur、NRAOの91m電波望遠鏡で３星、43m電波望遠鏡で10星を探査
１９７２－６ PalmerらNRAOの91m電波望遠鏡で602星探査
１９７２－ Kardashevダイポールアンテナで全天からのパルスを探査
１９７２－ Bowyerら26m電波望遠鏡で探査
１９７３ Wischnia 1m光学鏡で３星の280nmの連続光を探査
１９７３ Shvartsman 60cm光学鏡で２１天体の550nmのパルスを探査
１９７３－ Dixon＆Cole、ダイポールにて全天探査
１９７４－ Bridle＆Feldman、アルゴンキン天文台46m電波望遠鏡で500星探査
１９７５ Drake & Sagan、アレシボ305m電波望遠鏡で４銀河を探査
１９７６ ClarkeらNRAOの43m電波望遠鏡で４星を探査
１９７６－ Serendip バークレー26m電波望遠鏡で全天を探査
１９７７ BlackらNRAOの91m電波望遠鏡で200星を探査
１９７７ Drake＆Stull アレシボ305m電波望遠鏡で６星を探査
１９７８ Horowitz アレシボ305m電波望遠鏡で200星を探査
１９７８ Shvartsman 6m光学鏡で93天体の550nmのパルスを探査
１９８０年代 Lord＆0'Dea マサチューセツツ大学7m電波望遠鏡で銀河面を探査
１９８０年代 Israel＆Tarter ウェスターボーク干渉計で85星野を探査
１９８０年代 Shostak＆Tarter ウェスターボーク干渉計で銀河中心を探査
１９８０年代 Tarterらアレシボ305m電波望遠鏡で太陽型210星を探査
１９８０ Witteborn 1.5m光学鏡で２０星を対象にダイソン球の探査
１９８１ Biraudらナンセイ300m×35m鏡で344星を探査
１９８３－ Horowitz、オークリッジ26m鏡で全天を探査
１９８５ ＭＥＴＡ（million channel extraterrestrial array：百万回線地球外生命アレイ）計画
１９８５ Slysh 衛星で37GHzを用いてダイソン球の探査
１９８６ Bets 1.7m光学鏡で近傍の星の10000nmの連続光を探査
１９８７ TarterらVLAの1.6GHzで銀河中心近傍のIRAS源を探査

１９９０年代 Phoenix、グリーンバンクとアレシボの1-3GHzで8惑星系を探査
１９９０年代 SERENDIP、アレシボの425-436MHzで惑星系を探査
１９９０－ Kingsley 25.4cm光学鏡で近傍の星の550nmのパルスを探査
１９９０ ＭＥＴＡⅡ南天の観測開始
１９９１ Jugaku & Nishimura、2.2-12μでFGK星を探査
１９９４ ManersbergerらIRAM/PICOVELETAの30m鏡の203GHzで１６星と銀河中心を探査
１９９５ Hakkert & Tarter、ATNF/Parkes 64m & MOPRA 22mの1.2GHz-3GHzで４星を探査
１９９５ Tilgner & Heinrichesen ISOの60cmを用いて3-100μで７星を探査
１９９５ Beskin 6m光学鏡で数天体の550nmのパルスを探査
１９９５ ＢＥＴＡ（billion channel extraterrestrial array）計画開始
１９９５ フェニックス計画開始。1.2GHz-3.0GHzを0.7Hz刻みで探査
１９９６ Blair & Zadnik 64cm光学鏡で近傍の星の550nmのパルスを探査
１９９６ S0ld'n 30cm光学鏡で近傍の星の550nmのパルスを探査
１９９９－ SETI at Home、ネット利用のデータ処理で全天を探査
１９９９ 藤下他、名古屋大学STE研の1875m**2フェーズドアレーの327MHzでβGemを探査
１９９９－ Werthimer 76cm光学鏡で近傍の星の550nmのパルスを探査
１９９９－ Marcy 4m & 10m光学鏡で近傍の星の550nmの連続光を探査
１９９９－ Forowitz 1.55m光学鏡で近傍の星の550nmのパルスを探査
１９９９－ Bhathal 40cm & 1.85m光学鏡で近傍の星の550nmのパルスを探査
２０００－ Wilkinson 91cm光学鏡で近傍の星の550nmのパルスを探査
２００１ 日本のSETI研がVLAを用いて14の惑星系を探査
２００５ 藤下他、電波・光同時観測。

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SETI@homeより

今までにさがされた場所（２００４年８月時点）

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しかし・・・
・ 数百を超す原因不明の信号をとらえてはいるものの、未だに確定的な信号を見い出すには至っていない。

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その理由は・・・
・ 知的生命体としては、宇宙には我々しかいない。
・ 信号が一過性で再観測で検出されていない。
・ 信号受信の方法が間違っている。
・ 他にも・・・・

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そこで・・・
・ ２００９年９月に光も含めた多周波・多方式・多地同時観測を企画している。
・ ＶＥＲＡが２００４年に提案した以下の方式で参加できれば心強い。

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今までの電波信号の観測は・・・・ 電波の場合、人工の信号は狭帯域であろうと考えて観測してきた。
→ 超広帯域無線（ＵＷＢ）での信号が考えられる。
・ 相関を取ればＳＮ比が上げられる。
→ いろいろと仮定を考えねばならないが・・・九州東海大学工学部
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ＵＷＢによるＳＥＴＩ
では・・・
・ 文明から漏れ出てくる信号の受信は無理で、先方が発見されることを目的として最も単純な信号を出してくれていると仮定しなければならない。

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信号の１例
・ 中心周波数が与えられたとし、それに等しい帯域幅を考える。
・ 帯域の全体を使う最も単純で人工と分かる信号として、上側波帯で周波数が時間に比例して高くなる信号を考える。
・ これが一定周期で繰り返されるとする。

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中心周波数は・・・
・ 中心周波数は、良く言われるように、文明があれば観測すると思われる
・ 中性水素線(1.42GHz)・ 水酸基線（1.67GHz)・ 57GHz＝ｋ（ボルツマン定数）／ｈ（ プランク定数）×宇宙背景放射温度を考える。

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繰り返し周期は・・・・ 繰り返し周期はパルサーの平均的な周期（100ms）前後で探す。
パルサーは単位系の違う世界での時間基準となりうる事の他、この信号が狭帯域ではパルサーに見えることにもよる。

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ＶＥＲＡでは・・・・ １．６７±０．８４がＳ帯、５７±２９がＱ帯で、それぞれ信号の一部が観測可能。
・ ４局同時観測なら目標天体からの信号であることの信憑性が高まる。
・ 広帯域記録系が使用可能。

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まとめ・ 今までＳＥＴＩは成功していない。
・ 何らかの信号は捉えているがそれが何であるのか確定できていない。
・ 方針を考えるべき時期ではないか。
・ 多周波・多方式・多地点同時観測が決め手と考える。
・ ２００９年９月の観測にＶＥＲＡが多地点で入ると強い。