Attention : ce document sur SETI@home est écrit à l'intention de scientifiques et ingénieurs. Dans le but de noyer le public avec des propos confus et abscons, nous utiliserons un substantiel jargon technique.  ;-)

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L'étude du ciel par SETI@home.

1. Introduction.

SETI@home est une étude du ciel monumentale menée dans le cadre du SETI au radio-télescope de 305 mètres du Centre National d'Études d'Astronomie et de l'Ionosphère (N.A.I.C.) de Arecibo à Puerto Rico. L'étude du ciel couvre une bande passante de 2,5 MHz, centrée à 1420 MHz, puisque bien des chercheurs ont suggéré la frange de 21 cm de l'Hydrogène comme étant la plus probable bande sujette aux transmissions interstellaires. L'étude portera sur 28 % du ciel (dans des déclinaisons angulaires de +1 à +35 degrés) avec une sensibilité de 3×10^-25 W/m². Les observations de SETI@home s'étendront sur un total de 2 années, durant lesquelles la plus grande partie du ciel sera observée deux ou trois fois. Les observations ont commencé en octobre 1998.

La plus grande partie de l'analyse des données de SETI@home sera accomplie avec les moyens de l'informatique distribuée grâce à l'aide de centaines de milliers de participants et de leur ordinateur connecté à Internet [ Sullivan et al., 1997 ].

SETI@home, conjointement avec le programme SETI SERENDIP IV [ Werthimer et al., 1997 ], utilise un récepteur dédié pour explorer la bande L depuis le télescope d'Arecibo. L'utilisation d'une antenne et d'un récepteur indépendant permet aux observations SETI d'être menées simultanément avec les programmes de recherche ionosphériques et astrophysiques en cours; de cette façon, SETI@home peut observer tout au long de l'année sans interférer avec les autres efforts scientifiques. Cette technique commensale, aussi appelée "SETI en ferroutage" ("piggyback SETI"), a été développée par le programme SETI du SERENDIP à l'U.C. Berkeley [ Bowyer et al., 1983 ].

L'espace de recherche de SETI@home est pratiquement orthogonal à l'étude du ciel de SERENDIP IV ; bien que SETI@home ait une couverture en fréquences 40 fois moindre, sa sensibilité en est 10 fois meilleure. La recherche de SETI@home couvre également une bien plus grande variété de bandes de fréquences, de vitesses de dérive, et d'échelles de temps que SERENDIP IV ou que tout autre programme SETI à ce jour.

2. Le récepteur SETI@home et l'enregistrement des données.

SETI@home et SERENDIP IV utilisent un collecteur plat et un récepteur cryogénique dédiés montés sur la plate-forme de transport du télescope d'Arecibo L'antenne fournit une polarisation simple linéaire avec un gain de 3 K/Jy et une largeur de faisceau de 0,1 degré d'angle. La température du système ne dépasse pas 45 K.

La sortie du récepteur est collectée et convertie à l'aide de mélangeurs analogiques en quadrature et de filtres, puis numérisée et convertie en bande de base par un mélangeur numérique en quadrature et une paire de filtres passe-bas à réponse en impulsion finie sur 256 points [ Backer et al., 1997 ]. La bande résultante de 2,5 MHz est enregistrée en continu sur des bandes DLT-IV de 35 Go avec un échantillonnage sur deux bits, conjointement avec les données de coordonnées du télescope, des moniteurs de temps et de contrôle. Les bandes sont acheminées par courrier à U.C. Berkeley pour analyse ; l'étude complète du ciel requière 1 100 bandes pour un enregistrement total de 39 To de données.

Nous espérons enregistrer des données de haute qualité pendant 65 % du temps, en observant chacun des millions de faisceaux deux ou trois fois durant le programme de deux ans. Il est important d'observer chaque faisceau plusieurs fois parce que des sources peuvent scintiller [ Cordes et al., 1991 ] ou ont de courts cycles d'utilisation, et que la majeure partie de nos robustes algorithmes de détection dépend des détections multiples.

SETI@home peut collecter des données utiles à chaque fois que le télescope est stationnaires ou que le foyer Gregorian piste une source. Quand le système Gregorian poursuit une source, l'antenne de SETI@home bouge de à 1 ou 2 fois la vitesse sidérale dans le ciel, et une source reste dans le faisceau pendant 12 à 24 secondes. Quand le télescope est stationnaire, une source reste dans le faisceau durant 24 secondes. Nous ne pouvons pas collecter de données utiles quand un transmetteur émet vers l'ionosphère ou quand le télescope se déplace rapidement dans le ciel (puisque alors nous ne pouvons pas obtenir une position précise) ou quand la plate-forme de transport est en poursuite (nous ne pouvons rejeter les I.R.F. à court terme quand l'antenne piste une source).

3. L'analyse des données.

Les bandes de données de SETI@home du télescope d'Arecibo sont divisées en petites "unités de travail" comme suit : les données de la largeur de bande de 2,5 MHz sont d'abord éclatées en 256 sous-bandes au moyen d'une transformée de Fourier rapide (F.F.T.) à 2 048 points, et de 256 transformées inverse à huit points. Chaque unité de travail consiste en 107 secondes de données d'une sous-bande de 9 765 Hz. Les unités de travail sont alors envoyées sur Internet à des centaines de milliers de programmes clients "écrans de veille" autour du monde qui réalisent l'essentiel de l'analyse des données.

Puisque le signal d'une civilisation extraterrestre a une bande passante et une échelle de temps inconnue (c. à d. le signal peut être pulsé ou continu, et de bande large ou étroite), le logiciel client recherche des signaux sur des largeurs de bande de 0,075 Hz à 1 220 Hz et espacées sur 15 octaves, et des échelles de temps de 0,8 ms à 13,4 secondes. Le cadre de repos du transmetteur d'une autre civilisation est également inconnu (par exemple, leur transmetteur peut être sur une planète en rotation et en révolution autour d'une étoile elle-même dans une galaxie en rotation), aussi les signaux extraterrestres seront sujets à une dérive en fréquences au regard du cadre de référence topocentrique de l'observatoire. Puisque le cadre de référence est inconnu, le logiciel client examine 6 761 (versions 1.x et 2.x) ou près de 24 000 (versions 3.x) cadres de repos à différentes accélérations Doppler ("vitesse de dérive" ou "gazouillement"), s'étendant de -10 Hz/s à +10 Hz/s (versions 1.x et 2.x) ou de -50 Hz/s à +50 Hz/s (versions 3.x), avec une recherche détaillée par pas de 0,002 Hz/s dans le domaine central de -5 Hz/s à +5 Hz/s (versions 1.x et 2.x) ou de -10 Hz/s à +10 Hz/s (versions 3.x), et une recherche moins détaillée par pas de 0,007 Hz/s dans les domaines extrêmes.

La suppression du gazouillement dans les données est accomplie en multipliant les données du domaine de temps relatif du récepteur au repos par le vecteur complexe V :

A chaque taux de dérive, la recherche de crêtes est effectuée par le calcul de F.F.T.'s non superposées et de leur spectre en puissance résultant. Les longueurs de F.F.T. vont de 8 à 131 072 points en 15 pas d'octaves (soit une une résolution temporelle de 0,8 ms à 13,3 secondes, ou une résolution spectrale équivalente de 1 220 Hz à 0,075 Hz). Les crêtes de plus de 22 fois la puissance moyenne sont enregistrées et renvoyées à l'équipe de SETI@home pour analyse ultérieure.

Notez que le dernier pas d'octave (FFT de 131072 points, soit la résolution spectrale de 0,075 Hz ou temporelle de 13,3 secondes) n'est pas calculé dans les domaines extrêmes de dérive Doppler de valeur absolue supérieure à 5 Hz/s, car l'effet de l'accélération dans le temps d'un tel signal dépasse alors la résolution temporelle recherchée pour la durée de transition du faisceau sur un point du ciel (pour effectuer une recherche avec une telle résolution en fréquence, il faudrait que le signal capté soit échantillonné avec une vitesse deux fois plus élevée, ce qui diviserait par deux la résolution temporelle mais multiplierait aussi par deux le volume binaire requis par les données de signal dans chaque unité de travail).

A côté de la recherche de crêtes dans les données en multi-résolution spectrale, SETI@home cherche aussi les signaux qui s'accordent au motif gaussien du faisceau du télescope. L'accord au faisceau Gaussien est calculé à toutes les fréquences et toutes les vitesses de dérive Doppler dans des résolutions spectrales de 1 220 Hz à 0,6 Hz (résolution temporelle de 0,8 ms à 1,7 secondes), ce qui exclue la recherche des signaux gaussiens sur les FFT de 128 points et plus (ces FFT produisent seulement 4 valeurs de puissance instantanée ou moins durant la transition du télescope sur un secteur du ciel, rendant l'accord gaussien non significatif), ou si le faisceau traverse le ciel trop rapidement.

De même, cette recherche de signaux gaussiens n'est pas effectué du tout si le télescope poursuit une position fixe du ciel (ou effectue un déplacement angulaire trop faible, inférieur à la largeur angulaire du faisceau à mi-puissance de réception), car alors la forme gaussienne du faisceau n'est pas détectable pendant la durée de réception de l'unité de travail. Ces deux cas produisent des unités de travail calculées plus rapidement que les autres (le cas du déplacement trop rapide est assez rare, mais le cas de traversées lentes ou de poursuites statiques d'une cible est assez fréquent à Arecibo).

L'algorithme d'accord au faisceau tente d'accorder une courbe gaussienne pour chaque origine de temps t₀ et chaque fréquence avec les données spectrales multi-résolution, de la forme :

P_A, P_B, et t₀ sont des paramètres libres pour la recherche d'accords, mais la largeur de faisceau est connue, calculée sur la cadence de déplacement angulaire du télescope, transmise avec chaque unité de travail. Les accords gaussiens dont le rapport signal-bruit (P_A / P_B) dépasse 3,2 et dont le facteur d'indépendance "Chi-2" (c²) calculé sur l'ajustement est inférieur à 10 (versions 1.x ou 2.x) ou 8 (versions 3.x) sont rapportés par le logiciel client à l'U.C. Berkeley pour analyse ultérieure. Un ajustement gaussien typique est montré en figure 1.

La plupart des signaux trouvés par les programmes clients finiront par être classés en interférences de radio-fréquences d'origine terrestre (I.R.F). Nous employons un nombre substantiel d'algorithmes pour rejeter les divers types d'I.R.F. [ Cobb et al., 1997 ]. Une fois les I.R.F rejetées, nous recherchons dans l'ensemble restant de données les détections multiples dans chaque cadre de référence, en donnant plus de poids aux signaux dérivant ou pulsatifs, ou à ceux qui se répètent dans le cadre de référence barycentrique, qui s'accordent au motif du faisceau de l'antenne ou aux détections coïncidant aux planètes nouvellement détectées, dans le voisinage d'étoiles (depuis le catalogue [ Gliese ]) ou d'amas globulaires (là encore, détails dans [ Cobb et al., 1997 ]). Nous comparons les signaux candidats avec les données de SERENDIP IV, et nous poursuivrons les candidats intéressants par des observations dédiées.

Figure 1 : un accord gaussien trouvé par un client dans une unité de travail typique.
Cette unité de travail ne contient que du bruit (aucun signal présent).

4. Références.

[ Backer, Dexter, Zepka, Ng et Werthimer ] (1997) :
"Une banque programmable de filtres numériques à 36 MHz pour la radio-science,"
Publications de la Société Astronomique du Pacifique, p.109 (Janvier 1997).

[ Bowyer, Zeitland, Tarter, Lampton et Welch ] (1983) :
"Le programme SETI parasite de Berkeley,"
Icarus numéro 53, p.147-155.

[ Cobb, Donnelly, Bowyer, Werthimer et Lampton ] (1997) :
"Le système SERENDIP IV de rejet des interférences et de détection de signal,"
dans le livre "Les origines astronomiques et biochimiques et la recherche de la vie dans l'univers," Bowyer et Werthimer, éditions Cosmovici.

[ Cordes, Lazio et Sagan ] (1997) :
"L'intermittence induite par le scintillement dans le SETI,"
Le Journal d'Astrophysique.

[ Sullivan, Werthimer, Bowyer, Cobb, Gedye et Anderson ] (1997) :
"Un nouveau projet SETI majeur basé sur les données du projet SERENDIP et 100 000 ordinateurs personnels,"
dans le livre "Les origines astronomiques et biochimiques et la recherche de la vie dans l'univers," Bowyer et Werthimer, éditions Cosmovici.

[ Werthimer, Bowyer, Ng, Donnelly, Cobb, Lampton et Airieau ] (1997) :
"Le programme SETI de Berkeley : instrumentation du SERENDIP IV,"
dans le livre "Les origines astronomiques et biochimiques et la recherche de la vie dans l'univers," Bowyer et Werthimer, éditions Cosmovici.

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