四川
從那以后，地球上大大小小的射電望遠鏡對著天空掃描了數千萬顆恒星，但卻始終沒有捕捉到任何確鑿的外星技術信號。
過去所有的標準搜索程序，都是專門盯著這種針尖一樣的信號峰設計的，只要信號稍微變寬一點，就會從檢測閾值里漏掉。
但信號從外星行星出發，到抵達地球，要闖的第一關就是宿主恒星周圍的帶電粒子環境。
每顆恒星都會持續吹出高速帶電粒子風，還時不時噴出巨大的等離子體云團。
這些粒子的分布并不均勻，充滿了大大小小的湍流團塊，就像空氣中的亂流會讓遠處的聲音模糊、讓星光閃爍一樣，無線電波穿過這片區域時，不同部分會遇上密度不同的粒子，從而使得頻率發生微小偏移，而等信號穿出恒星風區域時，原本銳利的單頻尖峰，就會被拉成一個寬寬的輪廓，能量被攤平到更寬的頻率范圍里，峰值亮度自然就降了下去。
這個效應其實人類早有體會。
早在上世紀60年代，水手4號火星探測器從太陽背后飛過時，地面就發現它的通信信號明顯變寬了。
之后的先驅者號、太陽神號、海盜號、旅行者號等十多艘航天器，都在不同距離上記錄下了太陽風對無線電信號的展寬效果。
在這次研究中，來自SETI研究所的兩位研究人員，把過去半個多世紀的所有實測數據整理到了一起，拼成了迄今為止規模最大的太陽風信號展寬實測數據集，驗證了信號展寬隨距離變化的規律：離恒星越近，粒子越稠密，湍流越強，信號展寬就越厲害，整體呈冪律形式衰減。
這套從太陽系里驗證出來的規律，就是他們推算其他恒星系統的核心基礎。
對于和太陽差不多的恒星，情況還算溫和。
但銀河系里數量最多的M型矮星（紅矮星），情況就要糟糕得多。
M矮星占了銀河系恒星總數的四分之三左右，而且壽命極長，很多從宇宙早期就已存在，它們一直被認為是尋找外星生命占比最高的恒星類型。
但這類恒星的宜居帶離恒星本身非常近，行星幾乎貼在恒星周圍運轉，當行星運行到恒星與地球的連線上時，信號傳播路徑會離恒星極近，穿過更稠密的湍流環境，再加上M矮星整體的恒星風速度更快、湍流強度更高，最終造成的信號展寬，要比太陽系中顯著得多。
而更極端的情況是遇上恒星的巨型噴發——日冕物質拋射。
這種被磁場裹挾的巨型等離子體云團，視線方向上的整體散射強度比常態恒星風高出約一個數量級，傳播速度也快得多。
如果信號剛好在噴發時穿過這片云團，額外的展寬會瞬間超過一千赫茲，原本的窄帶信號會被徹底打散，完全看不出原本的形態。
當然，這種巧合的概率并不高：單次觀測里遇上噴發的概率不到3%，但只要遇上一次，信號就等于徹底隱身了。
為了看看這種效應到底有多普遍，研究團隊做了一場覆蓋百萬顆恒星的模擬：按照銀河系真實的恒星比例（25%類太陽，75%M矮星），他們給每顆恒星隨機分配行星軌道、傾角、恒星活動強度，再計算每一個系統里信號的展寬程度。
結果比預想的更顯著：在1GHz的常用觀測頻率下，超過70%的行星系統會讓信號產生1赫茲以上的展寬，超過30%的系統展寬能達到10赫茲以上。
而如果用100MHz的低頻觀測，超過60%的系統信號展寬會超過100赫茲。
要知道，現在主流的搜索算法，大多是針對1赫茲以內的窄信號設計的。
對于原本寬度為1赫茲的信號來說，10赫茲的展寬會讓峰值強度降到原來的6%，這直接讓信號掉到檢測線以下，哪怕信號實實在在存在，我們也看不見。
這也就意味著，我們看到的無線電大寂靜，很可能有一部分是我們自己的認知偏差造成的：我們默認外星信號是尖銳的窄峰，可實際上它們在離開宿主恒星系統時，就已經被恒星風改變了。
這當然不是費米悖論的完整答案，但它補上了過去被長期忽略的重要一環——信號在恒星系統內部的傳播損耗。
更重要的是，這個發現也給未來的搜索指明了調整方向。
比如，搜索程序不能再只盯著極窄的信號找，而應該加入對不同展寬程度的匹配，就像調焦一樣，把各種寬度的信號都納入搜索范圍；又比如，優先選擇更高的觀測頻率，頻率越高，展寬效應越弱；還有，觀測已知行星系統時，可以避開行星運行到恒星背后的時段，那時候信號穿過的恒星風最厚，展寬最嚴重。
我們曾經以為信號會像激光一樣銳利，如今才知道恒星周邊的風暴會給它蒙上一層面紗。
當我們把望遠鏡的焦距調到合適的位置，或許下一次，我們就能在一片嘈雜里，認出那束來自遠方的信號。
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