Kardashev ölçeği nedir ve uzaylı uygarlıkları nasıl aramak gerekir?

Kardashev, 1964’te yayımlanan makalesinde, dünyadışı zeki uygarlıklara ait radyo sinyallerinin, doğal kaynaklardan nasıl ayrıt edilebileceğini tartışmıştır…

 

Sovyet astrofizikçisi Nikolai Semenovich Kardashev (1932), 1964 tarihli “Dünyadışı uygarlıklar tarafından bilgi aktarımı” adlı makalesinde, gözlemlenen radyo dalgalarının hangilerinin yapay kaynaklar olabileceğini tartışmaktadır. Kardashev, makalesinde, radyo sinyallerinin beklenecek özelliklerini göstermeye çalışır.

Makalenin en önemli noktalarından biri, içerisinde bulunduğumuz evrenin büyüklüğü ve radyo sinyallerinin içerisinde hareket imkânlarını göz önünde bulundurarak yayın yapabilecek uygarlıkların işletebildikleri enerji miktarı üzerinden uygarlıkları gelişkinlik sınıflarına ayırmış olmasıdır. Buna göre, sonradan Kardashev Ölçeği olarak isimlendirilen skalada, üç ayrı uygarlık seviyesinden bahseder, bunlar şu şekilde sıralanabilir:

  • Tip I: Gezgensel uygarlık. Sistemlerinin yıldızından gezegenlerine ulaşan enejinin tamamını kullanabilen uygarlıklar (1017 watt mertebesinde).
  • Tip II: Sistemlerine ait yıldızın yaydığı enerjiyi kullanabilen uygarlıklar (1027 watt mertebesinde).
  • Tip III: Kendi galaksilerinin tüm enerjisini kullanabilen uygarlıklar (1037 watt mertebesinde).

 

Kardashev Ölçeği’ndeki uygarlıkların görsel karşılaştırması (görsel: Wikipedia)

 

Ölçek, daha sonra başkaları tarafından geliştirilmeye devam etmiştir. Örneğin, Carl Sagan, Kardashev’in orijinal ölçeğinden yola çıkarak, Tip I, Tip II ve Tip III için verilen değerlerden yola çıkarak interpolasyon ve ekstrapolasyon yoluyla aşağıdaki denkleme ulaşmıştır:

$$K = {{{{\log }_{10}}P – 6} \over {10}}$$

Burada \(K\), uygarlığın Kardashev sınıfı, \(P\) watt cinsinden kullandığı enerjidir. Bu değer 1970 yılı için 0.7, 2012 yılı için ise 0.7224 olarak hesaplanmıştır.

Ölçek, diğerleri tarafından tüm evrenin enerjisini kullanabilen (Tip IV), çoklu evrenlerin enerjisini kullanabilen (Tip V) şeklinde genişletilmeye devam edilmiştir.

Kardashev’e ait 1964 tarihli makale aşağıda bulunmaktadır. İyi okumalar dileriz.

 

-oo-

 

DÜNYA DIŞI UYGARLIKLAR TARAFINDAN BİLGİ AKTARIMI

 

Özet. Sinyal yayılımının süresinin uzatılması, enformasyonun uzayda tek-yönlü aktarımı için belirleyici etkendir. Bilinmeyen aboneler tarafından güvenilir yayın, veya herhangi bir yayın alınabilmesi zorunlu olarak izotropik emisyon gerektirir. Kuantum gürültüsü ve arka plan kozmik radyo-frekansı emisyonu olan durumlarda, maksimum miktarda enformasyon iletimi için gereken optimum sinyal spektrumu hesaplanmıştır. Evrende herhangi bir uzaklıkta bulunan ve \({L_ \odot } \approx 4 \times {10^{33}}\) erg/s mertebesinde veya daha yüksek bir güç ile kodlanmış izotropik radyo-frekansı sinyali yayımlayabilecek bir uygarlığın, geleneksel astronomik radyo teknikleri ile tespit edilebileceği gösterilmiştir. Yapay kozmik radyo-frekansı emisyonlarının olası ayrıt edici özellikleri listelenmiştir. Bugün bilinmekte olan bazı kaynakların dahi (özellikle CTA-21 ve CTA-102) yapay radyo kaynakları olabileceği burada öne sürülmektedir.

 

1. Uzay radyo iletişiminin menzili üzerinde belirleyici etkisi olan ana faktörler, yıldızlararası ortamın radyo sinyalleri için olan geçirgenliği, ekipman gürültüsü ve uzayın gürültüsü ve vericilerin gücüdür. Uzay iletişimleri kurmak için kullanılması en yüksek olasılıkta olan en büyük aralık \(10^9\) ila \(10^{10}\) cps aralığıdır[1]. Yıldızlararası ortamın soğurma katsayısı, bu aralık için ihmal edilebilir düzeyde küçüktür. Eşlenik gürültü sıcaklığı şu şekilde ifade edilebilir: \(T_N = T_n + T_t + T_q\), burada \(T_n\) ve \(T_t\) sırasıyla sinkotron ışımasından kaynaklanan sıcaklık ve arka plan ısıl kozmik radyo emisyonundan kaynaklanan sıcaklıklardır ve \({T_q} = hf/k\) minimum saptanabilir sinyaldeki kuantum dalgalanmalarına eşdeğer gürültü sıcaklığıdır (\(h\) ve \(k\), Planck sabiti ve Boltzmann sabitidir). \(T_N\) ifadesi, ideal gürültüsüz alıcının var olduğu ve yeryüzü atmosferinin dışında gözlem yapılması durumlarında elde edilebilecek hassasiyet sınırı için bir tahmin verir. Fig. 1’de \(T_N\), frekansın bir fonksiyonu olarak güncel radyo astronomi verilerine dayanarak çizilmiştir[2]. Galaksimizin sınırları içerisinde uzun-mesafe iletişim kurma konusundaki en önemli rolü, galaktik diskten (galaksi merkezinin her iki tarafında ±50° boylamları aralığında) kaynaklanan ısıl ve ısıl-olmayan radyo-frekansı emisyonu oynamaktadır. Bu durumda,

$${T_N} = 2 \cdot {10^{27}} \cdot {f^{ – 2.9}} + {10^{19}}{f^{ – 2}} + 4.8 \cdot {10^{ – 11}}f \quad\quad(1)$$

elde edilir.

Fig. 1. Yeryüzü atmosferi sınırı dışındaki gürültü spektrumu:
–––> Galaksi merkezini işaret eden yönde;
– – – > Galaktik kutup yönünde

Galaksiler arasında başarılı iletişim kurma konusundaki sorunla uğraşırken, yüksek galaktik boylamlardaki, sinkotron ışıması ve metagalaksinin ışık halkasından kaynaklanan parlaklık sıcaklığını göz önünde bulundurmamız gerekir. Bu durumda,

$${T_N} = {10^{26}}{f^{ – 2.9}} + 4.8 \cdot {10^{ – 11}}f\quad\quad(2)$$

elde edilir.

Her iki durum için, gürültü sıcaklığı, desimetre ve santimetre dalga boyu aralıklarında derin-eğimli bir minimum sergiler. Bu nedenle bu aralık, özellikle son derece büyük uzaklıklardaki uzay iletişimleri için daha uygundur.

2. İletişim kanallarının enformasyon içeriğinin bu probleme uygulanmış halini elde edelim.

Belirli bir ortalama verici gücü ve belirli bir gürültü dağılımı için enformasyon aktarım hızının üst sınırı, ilgili Shannon teoremi[3] ile belirlenir:

$$R = \int\limits_{{f_1}}^{{f_2}} {{{\log }_2}\left[ {{{S\left( f \right) + n\left( f \right)} \over {n\left( f \right)}}} \right]} {\rm{ }}df\quad\quad(3)$$

Burada, \(S\left( f \right)\) , \(n\left( f \right)\), sırasıyla kullanılabilir sinyalin spektral güç yoğunluğu fonksiyonu ve gürültü fonksiyonudur. Uygun varyasyonel problem çözülerek, maksimum enformasyon aktarım hızı için gerekli koşulun aşağıdaki şekilde olduğunu gösterebiliriz:

$$S\left( f \right) + n\left( f \right) = n\left( {{f_1}} \right) = n\left( {{f_2}} \right)\quad\quad(4)$$

Burada \(f_1\) ve \(f_2\), verici aktarım bandının sınırlarıdır. Buna göre, yapay kaynağın spektrumunun Fig. 1’deki eğrinin şeklinde olacağı, ancak işaretinin ters olacağı açıktır:

$$S\left( f \right) = n\left( {{f_1}} \right) – n\left( f \right)$$

Yani, yapay radyo emisyonunun spektrumunun burada bir maksimumu olmalı ve bu frekanstan daha düşük frekanslar bölgesinde \(a – b{f^{ – 2.9}}\) ile azalmalı, aynı zamanda daha yüksek frekanslar bölgesinde \(a – cf\) ile azalmalıdır (burada \(a\), \(b\), \(c\), vericilerin güç ve band genişliği ile gürültü dağılımına bağlı sabitlerdir.)

Enformasyon aktarım hızı konusunda kaba bir tahmin yapmak için, tabii ki, Shannon teoremindeki logaritmik ifadeyi göz önünde bulundurmamız gerekmez. Bu durumda enformasyon aktarım hızı \(R = {f_2} – {f_1} = \Delta f\)’ye, yani başka bir deyişle sistem bant genişliğine eşit olacaktır. \(P\) verici gücü olsun ve ışınımın izotropik olduğunu varsayalım. Bizim görüşümüze göre, dış uzay iletişimi kurma olanakları tartışılırken yüksek yönelimli antenler[4] kullanıldığı durumu ele almak anlamlı değildir, çünkü bu tür iletişimler kurma konusunda başarılı olma olasılığı neredeyse yoktur. Yüksek yönelimli ışıma rahatlıkla kullanılabilir, ancak yalnızca, muhtemelen çift-yönlü iletişim alışverişi kurulduktan sonra, ve eğer iki uygarlık arasındaki uzaklıkların, galaksimizin boyutlarıyla kıyaslanabilir veya çok daha büyük olabileceğini aklımızda bulundurursak, o zaman bu ikinci iletişim biçimi çok daha sonra verimli hale gelebilir ve bu süre içinde de yeni potansiyel dinleyicilerle bağlantı kurmak için kurulan izotropik ışıma ihtiyacı ortadan kalkmış olmayacaktır. Aktarımının gerçekleştirildiği bant genişliği \(\Delta f\), ve aktarım için beklenen en uzak mesafe \(r\), alıcı antenin sahip olduğu etkili alan \(A\), alıcı antenin girdisi için belirlene gürültü sıcaklığı \(T_N\) olsun. Aktarımın \(100{\rm{ }}k{T_N} = PA/4\pi {r^2}\Delta f\) koşulu sağlandığında güvenilir olduğunu varsaymamız gerekir, başka bir deyişle, sinyalin, gürültüye oranla 100 kat fazlası olduğunda. Bu durumda,

$$\Delta f = PA/400\pi {r^2}k{T_N}\quad\quad(5)$$

Bu nedenle, kanal kapasitesi saniyede (\Delta f\) bit’ten az olmayacaktır. Birim frekans aralığı için radyo emisyon akısı da

$${F_t} = 100k{T_N}/A\quad\quad(6)$$

ifadesinden daha az olmayacaktır.

3. Bu problemi aşma konusundaki en önemli parametre, hakkında birkaç hipotezin bulunduğu, güç, \(P\)’dir. İstatistiksel hesaplamalar[5] şu an güncel olarak insanlığın saniye başına harcadığı toplam enerjinin \(4 \times {10^{19}}\) erg ve yıllık harcanan enerji miktarı artışının, önümüzdeki 60 yıl süresince %3-4 civarında olduğunu göstermektedir. Şimdi, bu artış yıllık enerji tüketimi artışını \(1+x\) faktörü ile temsil etsin, böylece \(t\) yıl sonraki artış \({\left( {1 + x} \right)^t} \approx {e^{tx}}\) çarpı \(\left( {x \ll 1} \right)\) olacaktır. \(x = \%1\) olduğunu varsayarsak, saniye başı enerji tüketiminin şu andan 3200 yıl sonra, Güneş’in saniye başı enerji çıktısına, başka bir deyişle, \(4 \times {10^{33}}{\rm{ }}\) erg/s’ye ve 5800 yıl sonra da, tüketilen \(10^{11}\) Güneş benzeri yıldıza eşit olacaktır. Elde edilen değerler, şimdiki gelişim seviyesiyle kıyaslandığında aşırı görünmektedir, ancak enerji tüketimindeki artış temposunun öngörülenden düşük olmasını gerektirecek bir neden göremiyoruz. Dahası diğer ve yüksek derecede gelişmiş uygarlıklardan gelecek yüksek miktardaki enformasyon, enerji tüketiminde şaşırtıcı bir artışa katkıda bulunabilir.

Ulaşılan tahminlerin ışığında, teknolojik olarak gelişmiş uygarlıkları 3 tip şeklinde sınıflandırmak uygun olacaktır.

I – Teknolojik seviyeleri, halihazırda yeryüzünde ulaşılmış olan, enerji tüketimleri \(\approx 4 \times {10^{19}}\) erg/s seviyesindekiler.

II – Kendi yıldızları tarafından yapılan tüm enerjiyi kullanabilecek kapasitedeki, enerji tüketimleri \(\approx 4 \times {10^{33}}\) erg/s seviyesindeki uygarlıklar (örneğin, başarılı şekilde bir “Dyson küresi” inşa etme aşamasındakiler[6]);

III – Kendi galaksisi ölçeğinde enerjiye sahip, enerji tüketimi \(\approx 4 \times {10^{44}}\) erg/s seviyesinde olan uygarlıklar.

4. Tip I’e dahil bir uygarlığı keşfetme olasılığına dair tahminler[7] ve ABD’de gerçekleştirilen ilgili “OZMA” projesindeki deneyler, bu tür bir olayın gerçekleşme olasılığının aşırı derecede düşük olduğunu ortaya çıkarmıştır. Tip II ve Tip III uygarlıklar tarafından gönderilen enformasyonun tespit edilmesini ve yayının alındığı durumu düşünelim. Her şeyden önce, burada, bu tür iletişim çabalarının başlıca amaçlarından birinin, daha yüksek bir teknolojik gelişkinlikteki bir uygarlıktan daha düşük bir uygarlığa enformasyon iletilmesi olacağını varsayıyoruz. Radyo fiziğinin bugünkü gelişim seviyesinden yola çıkarak, görüyoruz ki önümüzdeki yirmi yıl içerisinde etkin alanı \(10^5\) m2 olan ve alıcı aygıtının gürültü sıcaklığı \({T_N} \approx {1^ \circ }{\rm{K}}\) olan antenler inşa etmek prensipte mümkündür. Eğer bir verici bu sistemin enformasyon alması ve kaydetmesi için tasarlanmışsa Denklem (3), alıcı noktasındaki radyo emisyon akısının \(1 \cdot 4 \times {10^{-26}} W/m^2\cdot cps\)’den küçük olmayacağını gösterecektir; bu değer kesinlikle halihazırda var olan radyo teleskoplarının tespit kapasitesi dahilindedir. [Elbette, sinyalleri tespit etmek için çok daha basit ekipman yeterlidir, çünkü enformasyon yayınının aksine, burada radyo astronomide yaygın olan ortalama alma yöntemlerinden istifade edebiliriz, ve radyometrik kazanç \(\sqrt {\Delta {f_\tau }}\) (burada \(\tau\) birikim süresidir), hassasiyeti oldukça geniş bir sinyal bandı için 3-4 kat iyileştirebilir.]

Saniyedeki bit sayısı \(\sim \Delta f\)
Uygarlık Tipi Verici Gücü r = 100.000 ışık yılı r = 10 milyon ışık yılı r = 10 milyar ışık yılı
II \(4 \times {10^{33}}\) erg/s \(3 \times {10^{9}}\) \(3 \times {10^{5}}\) Yüksek miktarda enformasyon aktarımı mümkün değil
III \(4 \times {10^{44}}\) erg/s \(2.4 \times {10^{15}}\) \(2.4 \times {10^{13}}\) \(3 \times {10^{10}}\)

Şimdi, Denklem (2) kapsamında, elde edilebilir enformasyon miktarına ait bazı tahminleri ele alalım. Bir Tip II uygarlığı için, \(T_N\) frekans değişme derecesini, Denklem (1)’e göre göz önünde bulundurmamız gerekir. Tip II uygarlıklar için \({T_N} = {1^ \circ }{\rm{K}}\) varsayılmaktadır. Tabloda enformasyon aktarımına tekabül eden üç farklı mesafe için tahminler listelenmiştir: galaksi sınırlarının içi için, yerel galaksi sistemi sınırlarının içi için ve metagalaksinin gözlemlenebilir kısmının sınırlarının içi için. Ulaşılan değerler göstermektedir ki yerel galaksi sistemi sınırların içerisinde bir tek Tip II uygarlık olsa dahi, devasa miktarda enformasyon elde etmek konusunda gerçekçi bir olasılık vardır. Aynı durum, evrenin gözlemle ulaşılabilen kısmında bir tek Tip III uygarlığının dahi varlığı için geçerlidir. Karşılaştırma amacıyla, yeryüzünde şu an var olan \(10^8\) adet basılı ve el yazması-biçimindeki yayının, \(10^9\) cps bant genişliğindeki bir kanaldan aktarılması için gereken süreyi hesaplayalım. Her yazılı eserin ortalama yaklaşık \(10^9\) bit enformasyon içerdiğini varsayarsak, toplam \(10^{14}\) bit’lik enformasyon miktarının \(10^5\) saniyede, başka bir deyişle, bir tek günde aktarılabileceğini buluruz. Bununla birlikte, yeryüzündeki bilim, teknoloji ve kültürün durumuna ilişkin temel verileri yayımlamak için 100 milyon yayının tamamının aktarılmasına gerek olmadığı açıktır; zira böyle bir enformasyon devasa miktarda “fazlalık” içerecektir. Görünen o ki, tüm temel enformasyon her biri \(10^6\) bit içeren \(10^5\) kitaba sıkıştırılabilir, böylece \(10^{11}\) bit eder ve aynı iletişim kanalından aktarılması yalnızca 100 saniye alır. Son olarak Tip II ve Tip III medeniyetlerin, şu anda bizim sahip olduğumuzdan pek çok kat fazla enformasyona sahip olduklarını varsaymak tamamen mantıklıdır. Bu nedenle uygulamada aralıksız yayın yapmak zorunda kalacaklardır ve bu da Tip I uygarlıklar tarafından yayının alınması ihtimalini artıran bir durum olacaktır. Dahası, alınan bilginin güvenilirliğinin artırılması ve yeni abonelerle bağlantı kurma fırsatını yakalamak için, yayımlanan programların periyodik tekrarları olması gerekecektir.

Yine de tekrar etmek gerekirse, bir Tip I uygarlığın bir karşılık sinyali gönderecek seviyeye ulaşması en iyi ihtimalle enerji tüketim miktarını ölçülebilir şekilde artırmasından sonra gerçekleşecektir. Bu nedenle de, iletişim başlangıçta tek taraflı olacaktır ve sinyallerin yayılması için ne kadar zaman gerektiği ikincil bir sorundur.

Yukarıdaki Tip II ve Tip III uygarlıkların verici güçleri tahminlerinde açıkça görüldüğü gibi, sayılar, süpernova patlamalarında oluşan nebulalardan kaynaklanan sinkotron ışıması veya radyo galaksi ışımalarına çok yakındır. Optimum verici bant genişliği hesaplamaları göstermektedir ki aktarım spektrumu aynı zamanda ayrık radyo kaynaklarının spektrumlarını da yakinen andırmaktadır. Yapay radyo kaynakları ile gözlemlenebilir yüksek sayıdaki radyo yıldızın ayrılmasında kullanışlı olacak birkaç kriter seçilebilir.

Yapay kaynaklar, açık bir şekilde,

1) çok küçük açısal boyutlara sahip olmalıdır (en azından Tip II uygarlıklar durumunda); açısal boyutları, yıldızların açısal boyutları mertebesinde olmalıdır, yani, 0″.001’den küçük. Şu anda bilinen doğal radyo kaynaklarının boyutları, [8]‘deki teoriye göre, hatırı sayılır derecede daha büyük olmalıdır, aslına bakılırsa, 0″.01’den daha büyük;

2) dairesel polarizasyona sahip olması gerekir ki böylece polarizasyon düzleminin Faraday rotasyonunun yıldızlararası ortamdaki etkisi alınan enformasyonu bozmasın;

3) istatistiki dalgalanmalara yol açmadan, zamana göre değişkenlik sergilemeleri gerekir; bu açıkça göze çarpan bir kriterdir, ancak sinyalin zaman değişkenliğindeki bir düzenleme yalnızca geniş bir bant genişliğine sahip ( \(10^9\) cps) ve çok kısa zaman aralıklarına yeterli derecede hassas çalışan özel bir ekipman kullanılan gözlemlerde ortaya çıkabilir;

4) son olarak, yapaylığından şüphelenilen kaynağın spektrumunda, yapay kökenleri olduğunu vurgulamak amacıyla tasarlanmış belli detayların mevcut olması beklenebilir; özellikle, 21-cm dalga boyu çizgisinin çevresinde böyle bir özelliğin olmasını bekleyebiliriz. Bu galaksinin sınırları içerisinde bu frekansta yayın yapılması yerinde olmayan bir eylem olur, çünkü sinyal büyük ölçüde nötr hidrojen tarafından soğurulacaktır. Bu nedenle, yapay kaynağın sürekli spektrumunda 1-2 Mc genişliğindeki bandın ışımanın doğal olmayan içeriğinin altını çizmek için, örneğin dikdörtgen şeklinde, çıkarılması akla yatkın olacaktır. Yapay kaynağın tüm spektrumunun beklenen şekliyle ilgili akıl yürütmeler de incelenmeyi hak etmektedir. Bu argümanlara yukarıda aktarılabilecek enformasyon miktarı hakkındaki tahminler yapılırken atıfta bulunulmuştur. Spektrumun en karakteristik özelliği, spektrumun yüksek frekans bölgesinde, akının frekansa doğrusal olarak bağlı olmasıdır. (Fig. 2 ile karşılaştırınız).

Bu nedenle, yakın gelecekte, burada bahsedilen spektral özellikleri göz önünde bulundurarak, ayrık radyo kaynakları arama ve inceleme konusunda bir çalışma yürütmek son derece önemlidir. Şunu belirtmek gerekir ki, günümüzde dahi açısal boyutları 1 ila 10 arasında sınırlı olan[9] yirmi, otuz veya bu civarlarda radyo kaynağı olduğunu biliyoruz. Bu kaynakların bir kısmı, gerçek doğaları henüz bilinmeyen garip optik nesnelerle tanımlanmıştır[10]. Birçoğu ise henüz başarılı bir şekilde optik nesnelerle tanımlanmamıştır.

Örneğin, Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü[11] tarafından yakın zamanda dış uzaydan gelen iki radyo frekans emisyonu, CTA-21 ve CTA-102, keşfedilmiştir, ve bunlar 20″ altında değildir, ve Palomar gökyüzü araştırmalarındaki bir tek optik cisimle dahi tanımlanmamıştır, ve daha da ilginci, bu kaynaklar beklenen yapay spektruma yakın spektrumlar sergilemektedirler. Figür 2. Bu iki kaynak hakkındaki [12]‘deki gözlemsel veri ile, öngörülen teorik spektrumun karşılaştırılmasıdır. Karşılaştırma amacıyla, tipik bir doğal radyo kaynağı, Virgo A da eklenmiştir (ölçek, Virgo A için ordinat ekseninde 10 kat sıkıştırılmıştır).

Görünen o ki, yapay radyo sinyallerinin araştırılması için en umut verici bölge Galaksi merkezidir, zira görüş alanı içerisindeki en yoğun yıldız nüfusu buradadır. En yakın galaksileri incelemek de uygun olacaktır, ilk akla gelen örnekler Andromeda takım yıldızındaki büyük nebula ve Macellan Bulutsuları ile en yakın radyo galaksiler olan NGC 4486 ile NGC 5128‘dir.

Fig. 2. –––> Dünyadışı uyarlıkların radyo vericilerinin beklenen emisyon spektrumları;
—> Yapay olmasından şüphelenilen radyo kaynağı CTA-21 ve CTA-102’nin spektrumları
ve tipik bir doğal radyo kaynağı olan Virgo A’nın spektrumu

Sonuç olarak, burada ulaştığımız tahminlerin kuşkusuz geçici olduğunu belirtmek isteriz. Ancak hepsi, eğer yeryüzündeki uygarlık tüm evrende nadir görülen bir görüngü değilse diğer uygarlıklar ile güncel radyo fiziği olanakları ile iletişim kurmanın kesinlikle gerçekçi olduğuna tanıklık etmektedirler. Aynı zamanda, Galaksimizde var olan \(10^{11}\) yıldız içerisinde, sadece Güneş civarında bir uygarlığın yeşerdiğini kabul etmek gayet güçtür. Bu düşünce çizgisini, gözlemlenebilir olan evrendeki \(10^{10}\) galaksiye genişletmek daha da güçtür. Her durumda, bu konuda son sözü söylemek deneysel doğrulamaya bırakılmıştır. Özellikle Güneş sistemindeki diğer gezegenlerde yaşam olup olmadığı sorusunu, önümüzdeki yıllarda uzay roketlerinin cevaplayacağını umuyoruz. En basit organizmaların, örneğin Mars yüzeyindeki keşfi dahi, Galaksi içerisinde pek çok Tip II uygarlığın bulunma olasılığını güçlendirecektir. Radyo astronomik araştırmalar, elbette bu sorunu çözme konusunda belirleyici bir rol oynayabilir.

 

Kaynaklar:

[1] B. M. Oliver, International Science and Technology, No. 10, 55, October, 1962. geri=>

[2] A. J. Turtle, J. F. Pugh, S. Kenderdine, and J. J. K. Pauliny-Toth, Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 124, 297 (1962); R. W. Wilson, Observations of the Oven Valley Radio Observ., Cal. Techn., No. 3 (1963); W. Altenhoff, P. G. Mezger, H. Strasse, H. Wendkerr, and G. Westerhout, Ver entliche Univ. -Sternvarte zu Bohn, No. 9 (1960). geri=>

[3] S. Goldman, Information Theory, Prentice-Hall, New York (1953). geri=>

[4] G. Cocconi and Ph. Morrison, Nature, 184, 844 (1959). geri=>

[5] P. C. Putnam, Energy in the Future, New York (1948). geri=>

[6] F. G. Dyson, Science, 131, 1667 (1959). geri=>

[7] F. D. Drake, Sky and Telescope, 19, 140 (1959). geri=>

[8] V. I. Slysh, Nature, 199, 682 (1963). geri=>

[9] R. L. Allen, B. Anderson, R. G. Conway, H. P. Palmer, V. C. Reddich, and B. Rowson, Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 124, 477 (1962). geri=>

[10] M. Schmidt, Nature, 197, 1040 (1963); J. B. Oke, Nature, 197, 1042 (1963); J. Greenstein and T. A. Matthews, Nature, 197, 1042 (1963). geri=>

[11] D. E. Harris and J. A. Roberts, Publ. Astron. Soc. Pacific 72, 237 (1960). geri=>

[12] R. G. Conway, K. I. Kellerman, and R. J. Long, Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 125, 261 (1963). geri=>

 

-oOo-

 

Yazan: N. S. Kardashev
Orijinal adı: Transmission of Information by Extraterrestrial Civilizations, 1964