Dyson'ın orijinal argümanını okumak bazı yararlı bilgiler verir. Böyle bir kürenin, 200-300 Kelvin yüzey sıcaklığına sahip olacağını, çünkü kızılötesi dalga boylarında emdiği enerjinin bir kısmını yeniden ışınlayacağını söylüyor. Bu, Y tipi kahverengi cüceleri soğutmak için karşılaştırılabilir bir sıcaklıktır . Bir varsayabiliriz kara cisim yaklaşımı ve 1 AB yaklaşık çapındaki, bir elde parlaklığı bir 200 K küre için
Bu, aynı sıcaklıktaki soğuk kahverengi bir önemli ölçüde daha aydınlık. Ek olarak, Planck yasası
LDS≃4πσR2T4∼1025 Watts≃0.1L⊙
emisyonları beklendiği gibi orta-kızılötesi aralığa yerleştirerek, yaklaşık 14.500 nm pik siyah gövde dalga boyu verir. Nispeten sıcak kahverengi cücelerin yüksek kızılötesi emisyonlara sahip olması beklenmelidir. Başka bir deyişle, bir Dyson küresi uzaktan, büyük, parlak kahverengi bir cüce gibi görünmelidir.
Bir yıldızı saran sağlam bir kabuğun klasik resminde Dyson küreleri aslında kararsızdır, bu yüzden inşa edilmeleri olası değildir. Daha küçük nesnelerden oluşan büyük dizilerden oluşan diğer varyantların - Dyson sürüleri, halkalar, kabarcıklar, vb. - oluşması çok daha muhtemeldir.
Fermilab , Dyson kürelerini ikincil bir görev olarak aramak için Kızılötesi Astronomik Uydudan (IRAS) verileri kullandı ve 300 K civarında merkezlenmiş kızılötesi dalga boylarında bir bant aradı (bkz. Carrigan (2009) ), 100 K ila 600 K arasındaydı. Gökyüzünün% 96'sının üzerinde 250.000 kaynak, daha sonra sıcaklık aralığı ve akısına bağlı olarak bunları yaklaşık 6.000'e düşürdü. 17 "belirsiz" aday sonunda kaldı. Bu, bence, henüz yapılmış en eksiksiz anket.
Elbette , çoğu IRAS verilerini kullanan başkaları da var . WISE ve 2MASS da veriye katkıda bulundu. Çok az aday bulundu ve makul sıcaklık aralıklarında (400 K'dan az) yaklaşık 1 kpc içinde herhangi birinin olması gerektiği tahmin edildi.
Gerçekten de yanlış pozitif olabilen doğal kaynaklar var. Carrigan çeşitli listeler:
- Muhtemelen kütle kaybına uğrayan yıldızlar etrafındaki toz kabukları
- Yoğun bulutsular dahil olmak üzere tozlu bölgelere gömülü yıldızlar
- Yaşamlarının sonuna doğru kitle kaybına uğrayan Mira değişkenleri
- Gezegenimsi bulutsular
- AGB yıldızları , dairesel zarflar ve AGB sonrası yıldızlar oluşturabilir