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SETI@home indagine del cielo
Titolo originale: The SETI@home Sky Survey
Traduzione di Roberta Gallini e Bruno Moretti Turri IK2WQA, SETI ITALIA G. Cocconi
Avvertenza: Questa pubblicazione su SETI@home è scritta per scienziati ed ingegneri.
Al fine di confondere e disorientare il pubblico, utilizziamo un sacco di gergo tecnico! ;-)
Introduzione
SETI@home è una ricerca SETI presso il radiotelescopio da 305 metri del Centro Nazionale
Astronomico e Ionosferico ad Arecibo, Porto Rico.
L'indagine del cielo copre una larghezza di banda di 2,5 MHz centrata a 1.420 MHz,
dal momento che molti ricercatori hanno suggerito la linea di idrogeno da 21 cm come la banda
più probabile in cui una trasmissione interstellare intenzionale possa celarsi.
La ricerca copre il 28% del cielo (con declinazioni oscillanti da +1 a +35 gradi) con una
sensibilità di 3E-25 W/m^2.
Le osservazioni di SETI@home abbracceranno un totale di due anni, durante i quali la maggior
parte del cielo verrà osservata due o tre volte. Le osservazioni sono iniziate nell'ottobre 1998.
Gran parte dell'analisi dei dati di SETI@home è realizzata utilizzando un'elaborazione
computerizzata distribuita con l'aiuto di centinaia di migliaia di partecipanti ed i loro computer
collegati ad Internet. (Vedi in italiano: Sullivan ed altri).
SETI@home, insieme al programma SETI SERENDIP IV (Werthimer ed altri 1997),
utilizza un ricevitore di banda L dedicato presso il telescopio di Arecibo.
L'utilizzo di un alimentatore e ricevitore indipendente consente alle osservazioni di SETI
di essere eseguite in contemporanea con i programmi di ricerca ionosferica ed astrofisica
in corso presso il telescopio; in questo modo SETI@home può osservare nel corso di tutto
l'anno senza interferire con altri sforzi scientifici.
Questa tecnica, chiamata anche "piggyback SETI" (N.d.T.: SETI in parallelo)
è stata sviluppata dal programma SETI SERENDIP all'Università di Berkeley (Bowyer ed altri 1983).
Lo spazio di ricerca di SETI@home è grosso modo ortogonale rispetto alla ricerca SERENDIP IV;
sebbene SETI@home abbia una frequenza di copertura 40 volte inferiore rispetto a SERENDIP IV,
la sua sensibilità è dieci volte migliore.
La ricerca SETI@home copre inoltre una varietà di segnali di larghezza di banda, tassi di impulso
e scale temporali molto più ricca di SERENDIP IV o di qualsiasi altro programma SETI attuale.
Ricevitore SETI@home e registrazione dei dati
SETI@home e SERENDIP IV utilizzano un ricevitore dedicato criogenico ad alimentazione piana
montato sulla base portante (N.d.T.: carriage house) del telescopio di Arecibo.
L'alimentazione fornisce una polarizzazione monolineare con un guadagno di 3K/Jy ed 0,1 gradi
di larghezza di banda. La temperatura del sistema è 45 Kelvin.
L'uscita del ricevitore è sotto-convertita con miscelatori a quadratura analogica e filtri,
quindi digitalizzata e convertita in banda base da un miscelatore a quadratura digitale ed un paio
di filtri passa-basso di impulsi finiti a 256 prese intermedie (Backer ed altri, 1997).
La banda da 2,5 MHz risultante è registrata ininterrottamente su nastri DLT IV da 35 Gbyte
con un campionamento complesso a due bit, insieme a dati sulle coordinate del telescopio,
tempo e monitor tecnici. I nastri vengono inviati all'Università di Berkeley per l'analisi;
la ricerca celeste completa richiede 1100 nastri per registrare un totale di 39 terabytes di dati.
Noi ci aspettiamo di registrare dati di alta qualità il 65% del tempo, osservando ciascuno
del milione di campi stellari due o tre volte nel corso del programma biennale.
E' importante osservare ciascun segnale diverse volte perchè le fonti possono scintillare (Cordes, 1991)
o hanno brevi cicli di funzionamento, e gran parte dei nostri efficaci algoritmi di rivelazione richiedono
rilevazioni multiple. SETI@home è in grado di raccogliere dati utili ogni qualvolta il telescopio
è stazionario o l'alimentazione Gregoriana sta seguendo le tracce di una fonte.
Quando il sistema gregoriano segue le tracce di una fonte, l'alimentazione del SETI@home si muove
da 1 a 2 volte rispetto al tasso siderale nel cielo ed una fonte rimane nel campo di vista
da 12 a 24 secondi. Quando il telescopio è stazionario, una fonte è inquadrata per 24 secondi.
Noi siamo in grado di raccogliere dati utili quando un trasmettitore è acceso oppure quando
il telescopio sta eseguendo una rotazione rapida rispetto al cielo (visto che non possiamo ottenere
una posizione accurata) o quando la base portante sta seguendo una traccia (non possiamo respingere
RFI a breve termine quando l'alimentazione segue le tracce di una fonte).
Analisi dei Dati
I nastri con i dati di SETI@home provenienti dal telescopio di Arecibo sono divisi in piccole
"work unit" (N.d.T.: unità di lavoro) come segue: i dati della larghezza di banda da 2,5 MHz
sono dapprima suddivisi in 256 sotto-bande attraverso una trasformata rapida di Fourier
a 2048 punti e 256 trasformate ad otto punti. Ciascuna WU consiste di 107 secondi di dati
da una precisa sotto-banda da 9,765 Hz. Le WU vengono spedite attraverso Internet
a centinaia di migliaia di programmi "salvaschermo" in tutto il mondo per la maggior parte
dell'analisi dei dati.
Poichè un segnale da una civiltà extraterreste ha una larghezza di banda e scala temporale
sconosciute (cioè: può essere a impulsi, continuo, a banda ampia o stretta),
il client software ricerca segnali con larghezze di banda spaziate di 15 ottave varianti
da 0,075 Hz a 1220 Hz, e scale temporali da 0,8 ms a 13,4 secondi.
Altrettanto sconosciuta è la pausa di stato di un trasmettitore di un'altra civiltà,
(vale a dire: il loro trasmettitore può essere su di un pianeta che sta ruotando e girando)
di modo che i segnali extraterrestri è probabile che vadano alla deriva nella frequenza
rispetto allo stato del riferimento topocentrico dell'osservatorio.
Poichè lo stato di riferimento è sconosciuto, il software client esamina 6761 pause di stato
di accelerazione Doppler diverse (chiamate "chirping rate"),
varianti da -10 Hz/sec a +10 Hz/sec.
Il "de-chirping" dei dati è realizzato moltiplicando i dati di dominio temporale
per il vettore complesso V
dove t = tempo, e c = chirping rate, che varia da -10 Hz/sec a +10 Hz/sec.
A ciascun chirping rate, la ricerca di picchi è implementata elaborando FFT non sovrapposte
ed i loro spettri di potenza risultanti. Le lunghezze delle FFT variano da 8 a 131.072 in passi
di 15 ottave. Picchi superiori a 22 volte la potenza principale vengono registrati e rispediti
allo staff SETI@home per ulteriori analisi.
Oltre a cercare picchi in dati spettrali a risoluzione multipla, SETI@home cerca anche segnali
che si armonizzano col modello di raggio gaussiano del telescopio.
L'adeguamento al raggio gaussiano è elaborato ad ogni frequenza e ad ogni chirping rate
a risoluzioni spettrali che variano da 0,6 a 1220 Hz (risoluzioni temporali da 0,8 ms
fino a 1,7 secondi). L'algoritmo di adeguamento al raggio cerca di adeguare una curva
gaussiana a ciascun tempo e frequenza nei dati spettrali a risoluzione multipla, della forma:
B, A, e t0 sono parametri liberi nell'adeguamento, ma la larghezza del raggio è conosciuta,
calcolata dal vasto raggio del telescopio per ciascuna unità di lavoro.
Adeguamenti gaussiani il cui A/B eccede 3,2 ed il cui chirping al quadrato è <10 sono
riportati dal client software all'Università di Berkeley per ulteriori analisi.
Un tipico adeguamento gaussiano è mostrato nella Figura 1.
La maggiore parte dei segnali scoperti dai programmi client si rivela essere interferenze
di radio frequenza (RFI) terrestri. Noi impieghiamo un gran numero di algoritmi per
respingere molti tipi di RFI (vedasi Cobb ed altri, 1997).
Dopo che le RFI vengono rigettate, noi cerchiamo nell'insieme di dati rimanenti per
rilevamenti multipli in qualsiasi pausa di riferimento, dando un peso maggiore a segnali
varianti o ad impulsi, quelli che si ripetono nella pausa baricentrica,
che si armonizzano con il modello di raggio dell'antenna, o rilevamenti coincidenti
con pianeti di recente scoperta, stelle vicine (dal Catalogo Gliese) o ammassi globulari
(ancora, vedasi dettagli in Cobb, ed altri).
Noi compariamo segnali candidati con i dati SERENDIP IV,
e seguiamo candidati interessanti con osservazioni dedicate.
Figura 1: un adeguamento gaussiano trovato in una WU tipica.
Questa WU contiene soltanto disturbo (non è presente alcun segnale).
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
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