Проект Озма был экспериментом по поиску внеземного разума (SETI), начатым в 1960 году астрономом Корнелльского университета Фрэнком Дрейком в Национальной радиоастрономической обсерватории Грин-Бэнк в Грин-Бэнке, Западная Вирджиния . Целью эксперимента был поиск признаков жизни в далеких планетных системах с помощью межзвездных радиоволн. Программа была названа в честь принцессы Озмы , правительницы вымышленной страны Оз , вдохновленной предполагаемой связью Л. Фрэнка Баума с Озом по радио, чтобы узнать о событиях в книгах, происходящих после Изумрудного города Оз . [1] Поиск был опубликован в статьях в популярных средствах массовой информации того времени, таких как журнал Time , и был описан как первый современный эксперимент SETI. [2]
Дрейк использовал радиотелескоп диаметром 85 футов (26 м) для изучения звезд Тау Кита и Эпсилон Эридана вблизи частоты маркера 1420 МГц, эквивалентной длине волны 21 сантиметр , что соответствует энергии фотона, испускаемого атомом водорода во время перехода «спин-флип». [1] [3] Обе звезды являются близкими звездами, похожими на Солнце, которые, как тогда казалось, с большой долей вероятности имели обитаемые планеты. Полоса частот 400 килогерц была просканирована вокруг частоты маркера с использованием одноканального приемника с полосой пропускания 100 герц. Информация была сохранена на ленте для автономного анализа. Около 150 часов прерывистых наблюдений в течение четырехмесячного периода не обнаружили никаких распознаваемых сигналов. Ложный сигнал был обнаружен 8 апреля 1960 года, но было установлено, что он исходил от высоко летящего самолета. [4]
Приемник был настроен на длину волны около 21 см, что является длиной волны излучения, естественным образом испускаемого межзвездным водородом; считалось, что это будет знакомо, как своего рода универсальный стандарт, любому, кто попытается осуществить межзвездную радиосвязь. [5]
Второй эксперимент, названный Ozma II, был проведен с большим (300 футов (91 м)) телескопом в той же обсерватории Патриком Палмером и Бенджамином Цукерманом , которые периодически отслеживали 670 близлежащих звезд в течение примерно четырех лет (1972–76). [6] Они исследовали полосу пропускания 10 МГц с разрешением 52 кГц и полосу пропускания 625 кГц с разрешением 4 кГц. Спектрометр был центрирован на линии водорода 21 см в неподвижной системе каждой наблюдаемой звезды. [6]