The SETI@home Sky Survey
ATTENZIONE: Questa pagina del SETI@home è stata scritta per scienziati ed ingegneri. Si utilizza quindi del gergo tecnico e per questo motivo non vogliamo confondere e offuscare le idee del pubblico.
Introduzione
SETI@home è un progetto sviluppato dal "National Astronomy and Ionospheric Center" che utilizza un radio-telescopio da 305 metri, situato ad Arecibo in Puerto Rico [quello che è stato utilizzato nel film 007 GoldenEye con Pierce Brosnan N.d.T.], per esaminare il cielo alla ricerca di segnali radio provenienti da civilità extraterrestri. La scansione del cielo copre una banda di 2.5MHz centrata a 1420Mhz. Molti ricercatori hanno suggerito di utilizzare questa banda in quanto la linea di Idrogeno (di 21cm) è la più propensa a nascondere segnali provenienti da civiltà extraterrestri. La scansione copre il 28% del cielo (la declinazione varia da +1 a +35) con una sensibiltà di 3*10^(-25) W/m2. L'osservazione richiederà 2 o 3 anni e ha avuto inizio nell'Ottobre del 1998. L'elaborazione dei dati acquisiti è possibile solo grazie alla partecipazione di centinaia di migliaia di persone [fino ad oggi siamo arrivati a 1'300'000 persone N.d.T.] che possiedono un computer ed una connessione ad Internet.
Il progetto SETI@home, in accordo al programma "SERENDIP IV", utilizza un ricevitore in banda L montato sul telescopio di Arecibo. L'utilizzo di un illuminatore (feed) e un ricevitore indipendenti permette l'osservazione del progetto SETI simultaneamente con la ricerca ionosferica e astrofisica del telescopio; in questo modo è possibile condurre il progetto SETI@home senza interferire con gli altri progetti. Questa tecnica, chiamata anche "piggyback SETI", è stata sviluppata dal programma "SERENDIP" del "UC Berkeley" (1983).
La ricerca spaziale del SETI@home procede perpendicolarmente alla scansione del cielo del "SERENDIP IV" in quanto il SETI@home copre una frequenza 40 volte minore del "SERENDIP" e ha una sensibilità 10 volte migliore. La ricerca del SETI@home copre inoltre una varità di segnali più vasta tenendo conto inoltre degli effetti doppler e considera tempi di scansione che nessun altro progetto SETI o lo stesso "SERENDIP IV" hanno mai fatto.
Il Ricevitore SETI@home e la Registrazione dei Dati
Il SETI@home e il "SERENDIP IV" utilizzano un illuminatore (feed) piana e il ricevitore criogenico dedicato sono montati sul carrello del telescopio di Arecibo. L'illuminatore (feed) utilizza una singola polarizzazione lineare con un guadagno di 3K/Jy e un campo di cielo di 0.1 gradi. La temperatura di funzionamento è di 45K.
L'uscita del ricevitore è shiftata ad una frequenza più bassa attraverso un mixer e un filtro in quadratura e successivamente digitalizzata e convertita in banda base da un mixer digitale e una coppia di filtri passa-basso con una risposta di 256 impulsi finiti sempre in quadratura. (Backer, 1997) La banda risultante di 2.5MHz è registrata continuamente su nastri DLT IV da 35Gbyte con campinamento da 2 bit complessi, includendo le coordinate del telescopio e la data. I nastri vengono poi spediti al "UC Berkeley" per l'analisi; la scansione completa del cielo richiede 1100 nastri per registrare in totale 39 Terabyte di dati.
Noi ci aspettiamo di registrare dati ad altra qualità per il 65% del tempo, osservando così un miliode di sorgenti due o tre volte durante i due anni. è molto importante osservare ogni sorgente due o tre volte in quanto le sorgenti possono vibrare o avere piccoli duty cycles e i potenti algoritmi utilizzati per riconoscere un segnale richiedono molte rivelazioni.
SETI@home è in grado di collezionare dati utili ogni qualvolta il telescopio è fermo o l'illuminatore Gregoriano sta tracciando una sorgente. Quando il sistema Gregoriano segue o meglio traccia una sorgente, l'illuminatore (feed) del SETI@home si muove da 1 a 2 volte sideralmente nel cielo, la sorgente passa nel campo del cielo visibile per 12 - 24 secondi. Quando il telescopio è fermo, la sorgente è visibile per 24 secondi. Noi non siamo capaci di collezionare dati utili quando il trasmettitore è in funzione o quando il telescopio si muove raidamente attraverso il cielo (in quanto non possiamo ottenere una posizione precisa) o quando il carrello è in funzione (non possiamo trascurare le interferenze generate dal calore prodotto dall'illuminatore (feed) mentre sta seguendo la sorgente).
Analisi dei Dati
I dati registrati sui nastri dal SETI@home vengono divisi in piccole "work unit" (unità di lavoro) nel modo seguente: la banda dei 2.5MHz viene dapprima suddivisa in 256 sotto-bande attraverso una FFT da 2048 punti e 256 trasformate inverse da 8 punti. Ogni unità di lavoro consiste in 107 secondi di dati provenienti dalla sotto-banda di 9,765Hz. L'unità di lavoro viene poi mandata attraverso internet a milioni di persone per tutto il mondo che hanno il nostro "screen saver" il quale analizza i dati.
Poichè un segnale proveniente da una civiltà extraterrestre utilizza una banda e tempi sconosciuti (es. il segnale può essere impulsivo, continuo, largo o stretto), il programma (lo screen saver) ricerca i segnali su 15 ottave differenti con larghezza di banda variabile da 0.075Hz a 1220Hz, e un tempo compreso tra 0.8 ms e 13.4 sec. Inoltre il periodo con cui un'altra civiltà trasmette è sconosciuto, (es. i loro trasmettitori possono essere su un pianeta che si muove e ruota) così il segnale extraterrestre sono soggetti a spostamenti di frequenza [dovuti all'effetto Doppler N.d.T.] rispetto all'osservatore situato in un riferimento topocentrico. Poichè il riferimento topocentrico è anch'esso sconosciuto, il programma esamina 6761 differenti accelerazioni o effetti doppler (detti "chirp rates"), compresi tra -10 Hz/sec a +10 Hz/sec.
L'eliminazione di questo effetto doppler ("de-chirping") è ottenuto moltiplicando il tempo del dominio dei dati per il vettore complesso V:
V = exp{-(c*t2)}
| dove | t = tempo, e |
| c = "chirp rate", con range da -10 Hz/sec a +10 Hz/sec. |
Per ogni "chip rate", la ricerca dei picchi e ottenuta calcolando le FFT senza sovrapposizioni e i loro risultati danno lo spettro delle potenze dei segnali. La lunghezza delle FFT varia da 8 fino a 131,072 in passi di 15 ottave. I picchi superiori a 22 volte il rumore di fondo vengono registrati e mandati al gruppo di ricercatori del SETI@home per ulteriori analisi.
Assieme alla ricerca dei picchi in tutti gli spettri ottenuti a varie risoluzioni, il SETI@home ricerca inoltre segnali simili alle gaussiane prodotte dal "beam" del telescopio. La ricerca delle gaussiane viene fatta ad ogni frequenza e per ogni "chirp rate" ad ogni risoluzione da 0.6 a 1220Hz (risoluzione temporale da 0.8 ms a 1.7 sec). L'algoritmo per la ricerca della gaussiana più prossima all'andamento del segnale per ogni risoluzione temporale e per ogni frequenza e della forma:
P = B + A exp{-((t-t0)/b)2}
| dove | P = predicted power |
| B = rumore di fondo | |
| A = picco del segnale | |
| t = tempo | |
| t0 = larghezza picco gaussiana | |
| b = half power beamwidth |
B, A, e t0 sono dei parameti liberi (b è invece noto) calcolati in base alla rotazione del telescopio per ogni unità di lavoro. Le Gaussiane con A/B superiore a 3.2 e con "chi-squared" < 10 vengono inviati dal programma al UCB per ulteriori analisi. Una gaussiana tipica è quella mostrata in Figura 1.
La maggior parte dei segnali trovati dal programma sono al di fuori delle interferenze radio terrestri (RFI). Noi abbiamo impiegato un numero sostanziale di algoritmi per eliminare i molti disturbi RFI (vedi Cobb, 1997). Dopo che sono stati scartati i RFI, ricerchiamo nei rimanenti set di dati, tutte le possibili ripetizioni dei picchi continui o impulsivi più forti, in ogni pacchetto ricevuto e le compariamo con i pianeti trovati di recente, con le stelle vicine (dal catalogo Gliese) o gli ammassi globulari (presenti al Cobb). Inoltre i segnali candidati a essere segnali intelligenti vengono comparati con i dati del "SERENDIP IV" e diventare candidati interessanti per l'osservazione mirata.
Figura 1: gaussiana trovata in una tipica unità di lavoro. Questa unità di lavoro contiene solo rumore (non ci sono segnali presenti).
Traduttore: Alessio Lovisetto
Riferimenti:
Backer, Dexter, Zepka, Ng and Werthimer (1997): A programmable 36 MHz digital filter bank for radio science, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 109, January 1997
Bowyer, Zeitland, Tarter, Lampton and Welch (1983): The Berkeley Parasitic SETI program, Icarus 53, 147-155
Cobb, Donnelly, Bowyer, Werthimer and Lampton (1997): The SERENDIP IV Interference Rejection and Signal Detection System; in the book "Astronomical and Biochemical Origins and the Search for Life in the Universe", eds Cosmovici, Bowyer and Werthimer
Cordes, Lazio and Sagan (1997): Scintillation-induced Intermittency in SETI, the Astrophysical Journal
Werthimer, Bowyer, Ng, Donnelly, Cobb, Lampton and Airieau (1997): The Berkeley SETI Program: SERENDIP IV Instrumentation; in the book "Astronomical and Biochemical Origins and the Search for Life in the Universe", eds Cosmovici, Bowyer and Werthimer
Sullivan, Werthimer, Bowyer, Cobb, Gedye and Anderson (1997): A New Major SETI Project based on project SERENDIP data and 100,000 Personal Computers; in the book "Astronomical and Biochemical Origins and the Search for Life in the Universe", eds Cosmovici, Bowyer and Werthimer