Overblog Suivre ce blog
Editer l'article Administration Créer mon blog

boinc : SETI@home

Publié le par Boris61

Recherche de fréquences dans l'univers : anomalies dans l'espace générant du "bruit" (pulsars...) ou civilisations extraterrestres.

INSCRIPTION

Télécharger BOINC (tutorial)

URL du projet : http://setiweb.ssl.berkeley.edu/

Code source ouvert (Open Source)

Liens du Projet
L'Alliance Francophone
Statistiques
Autres

 

 

Les clients Seti Enhanced optimisés (calculez jusqu'à deux fois plus rapidement grâce à une optimisation en fonction des instructions de votre processeur)

Science status page :

Ce point dans le ciel a été couvert par le projet de surveillance du ciel SLOAN ( Sloan Digital Sky Survey ) . Voici une image du ciel qui se concentre sur ces coordonnées (cliquez sur l'image pour la voir en plus haute résolution)

L'appareil d'enregistrement multi-faisceaux de SETI rassemble des données à l'aide d'une trame d'informations en provenance du récepteur ALFA d'Arecibo. ALFA est un récepteur parmi d'autres à Arecibo (il existe d'autres d'émetteurs) et ne marche qu'à temps partiel. En temps normal, l'appareil d'enregistrement tourne continuellement mais n'enregistre des données que quand le récepteur ALFA est allumé. Quelquefois, l'enregistreur tourne à vide en attendant qu'ALFA se rallume. À cet instant, l'enregistrement reprend.

 

Articles connexes pour mieux comprendre le cheminement scientifique du projet :

SOMMAIRE :

Au cours de votre existence, n'avez-vous jamais levé la tête en direction des étoiles en vous demandant secrètement si nous étions seuls dans cette immensité qu'est l'Univers…
Depuis quelques années déjà, un projet scientifique sérieux tente de répondre à cette question que nous nous sommes tous un jour posée. En effet, des astronomes et des ingénieurs utilisent des radiotélescopes à la recherche et à l'écoute d'une vie extraterrestre intelligente.


La nébuleuse de l'Aigle


Bien que notre technologie ne soit pas encore assez avancée pour établir une véritable communication, ce projet constitue un premier pas considérable dans notre connaissance de la galaxie et de ses habitants. Si nous ne pouvons pas encore leur parler, nous pouvons au moins tenter de les écouter et ainsi apporter une preuve scientifique incontestable qu'une intelligence extraterrestre souhaite signaler sa présence.

Historique

Le 19 Septembre 1959, les physiciens Cocconi et Morrison publient un article intitulé « Searching for Interstellar Communications » dans la célèbre revue anglaise « Nature ». Cet article soulevait l'idée que des télescopes radio étaient suffisamment sensibles pour pouvoir capter les signaux radio d'éventuelles civilisations évoluant autour d'autres étoiles que la nôtre.



Franck Drake

Ces deux chercheurs suggéraient que ces messages seraient certainement émis sur une longueur d'onde de 21 centimètres (c'est-à-dire 1420.4 MHz) qui caractérise l'émission de l'hydrogène neutre, l'élément que l'on retrouve le plus dans l'Univers. Il paraissait évident que les autres civilisations utiliseraient également ce point de repère du spectre radio. Lorsqu'ils écrivaient leur article, les physiciens ne se doutaient pas qu'un radio-astronome, Franck Drake, réalisait la première phase d'une expérience basée sur ce principe au National Radio Astronomy Observatory à Green Bank. En 1960, ce Project baptisé Ozma peut être considéré comme la première étude sur la recherche d'un signal extraterrestre : Drake avait alors observé deux étoiles proches assez similaires au Soleil (Epsilon Eridani et Tau Ceti) pendant quelques jours, à une fréquence unique, mais n'avait alors détecté aucun signal extraterrestre susceptible d'être intelligent. Néanmoins, ce projet fut le point de départ de douzaines de projets dont :
• Le projet Cyclops, lancé par la NASA en 1971, et chargé de concevoir un réseau de plus de 1000 radiotélescopes pour détecter des signaux jusqu'à plus de 1000 années-lumière.
• L'Ohio State Big Ear SETI Project, lancé entre 1979 et 1997, qui détecta un bref signal que l'on baptisa “WOW !” mais qui ne sera jamais réémis.
• Le projet SERENDIP, lancé par l'Université de Berkeley en Californie en 1979.
• Le projet NASA HRMS (High Resolution Microwave Survey), lancé par la NASA en 1982, qui fut interrompu par le Congrès américain en 1993 par manque de résultats.
• Le projet META (Mega-channel ExtraTerrestrial Assay), lancé par l'Université de Harvard en 1985, qui centrait ses recherches sur des canaux élevés bien précis (8.4 millions de canaux d'une largeur de 0.05 Hz). Le projet était à l'origine subventionné par le producteur Steven Spielberg.
• Le projet SERENDIP II, lancé pour observer le ciel continuellement.
• Le projet COSETI (Columbus Optical SETI), lancé en 1990 en Amérique du Nord, le premier à chercher un signal laser extraterrestre.
• Le projet SERENDIP III, lancé en 1992 par l'Université de Berkeley.
• Le projet BETA (Billion-channel ExtraTerrestrial Assay), lancé par l'Université de Harvard en 1995, pour chercher des milliards de canaux.
• Le projet Phoenix, lancé en 1995 par l'institut SETI qui continue alors les recherches de la NASA.
• Le projet Argus, lancé en 1996 par la ligue SETI dont le but était de surveiller la totalité du ciel avec 5 stations de radiotélescopes.
• Le projet SERENDIP IV, lancé en 1997, et installé au radiotélescope d'Arecibo de 305 mètres, dans une configuration permettant une analyse continue de signaux, même lorsque l'instrument principal est utilisé par d'autres astronomes.
• Le projet Southern SERENDIP (variante de SERENDIP IV), lancé en Australie en 1998 avec le radiotélescope de Parkes mesurant 64 mètres.

La Formule de Drake

L'Union Soviétique s'empare du projet Ozma en y apportant une amélioration en utilisant une antenne omnidirectionnelle pour observer une plus grande partie du ciel. En 1961, le projet SETI s'améliora encore en 1961 grâce à Drake, toujours convaincu de l'existence d'une forme de vie extraterrestre depuis son enfance dans les années 30 à Chicago. Celui-ci ne pouvait pas s'imaginer que l'Homme soit le seul à peupler l'Univers. En novembre, il présenta alors une équation permettant de faire une estimation du nombre de civilisations intelligentes dans notre galaxie. Cette équation devint donc un élément majeur pour justifier le projet SETI.

N = R x Fp x Ne x Fl x Fi x Fc x L

Elle exprime le nombre de civilisations susceptibles de communiquer (N) qui existent dans la Voie Lactée (notre galaxie) comme étant une multiplication de plusieurs inconnues décrites dans la suite.
R : représente le nombre d'étoiles naissantes dans la Voie Lactée chaque année. Même si des chercheurs ont récemment déterminé que le taux de formation d'étoiles était beaucoup plus élevé il y a plusieurs milliards d'années et que ce sont précisément celles-là qui sont susceptibles d'abriter une civilisation intelligente (R serait compris entre 1 et 5). Au moment où la formule a été écrite, on s'accordait à dire que le taux de formation d'étoiles dans notre Galaxie était approximativement d'une par an.
Fp
: représente le nombre de ces étoiles qui possèdent un système solaire. Celui-ci est probablement inférieur à 1. En effet, chaque étoile ne peut pas forcément avoir un système de planètes. Les récentes découvertes font apparaître que de nombreuses jeunes étoiles sont entourées d'un disque de poussière, siège d'intenses formations de planètes. Les planètes sont donc assez courantes. Les différents travaux spécialisés dans la recherche de nouvelles planètes ont conclu qu'environ 5 % (FP=0.05) des étoiles possèdent un système planétaire. Le problème est que seuls des astres aussi gros que Jupiter sont actuellement visibles avec certitude et qu'il est fort possible que la valeur de FP augmentera avec nos avancées technologiques.
Ne : représente le nombre de planètes qui réunissent les conditions idéales pour abriter une forme de vie. Pour Franck Drake et les scientifiques qui travaillaient sur ces travaux, cette valeur devait être comprise entre un et cinq (par système planétaire) en se basant sur l'exemple de notre système solaire. Malheureusement, d'après les dernières découvertes, il semblerait que notre système planétaire soit plus une exception qu'une représentation.
Fl : représente le nombre de planètes habitables sur lesquelles une forme de vie a pu évoluer. Les molécules (les hydrocarbures organiques complexes ou les acides aminés) fondamentales aux premières étapes de la vie sont très abondantes dans l'Univers. Cela suggère que la plupart des planètes disposent des matières premières indispensables au développement d'une forme de vie, si toutefois les conditions sur la planète le permettent.
Fi : représente le nombre de planètes sur lesquelles une évolution biologique aurait entraîné une forme de vie intelligente. Bien que l'intelligence soit certainement la conséquence de toute évolution, surtout si l'on se base sur le principe qu'une planète dispose seulement à un moment donné de son évolution des conditions idéales à l'avènement de la vie et sa perduration, il est fort probable que la valeur du paramètre Fl soit nettement inférieure à 1.
Fc : représente le nombre de formes de vie intelligentes capables de communiquer à travers l'Univers et surtout au moyen d'ondes radio. Pour de nombreuses personnes impliquées dans la recherche SETI, toute civilisation technologiquement développée découvre forcément à un moment donné de son existence que les ondes radio permettent de communiquer très efficacement sur des distances astronomiques.
L : représente la durée de vie moyenne (en années) d'une civilisation capable de communiquer à travers l'Univers par ondes radio.

Pour les plus optimistes, N serait égal à L : théoriquement, toutes les civilisations seraient capables de communiquer à travers l'Univers. Tout comme les paramètres Fl et Fc, la valeur de L n'a pas été déterminée.




De nombreux astronomes et biologistes ont essayé de résoudre cette énigme que constitue cette formule, en vain… Même si plusieurs variables ont été affinées au cours des dernières années, trois restent totalement inconnues. De plus, l'évolution est imprévisible et surtout très chaotique. Dans le cas de l'homme, il est indéniable que plus nous évoluons, plus nos capacités intellectuelles se développent, mais rien ne nous prouve que l'augmentation de notre intelligence soit représentative de l'évolution biologique dans l'Univers.
Deux camps s'affrontent donc sur le bienfondé de cette formule : les sceptiques disent qu'il est anthropocentrique de croire que le même type d'intelligence humaine est apparu partout dans l'univers.
En revanche, pour beaucoup de personnes, il est fondamentalement inacceptable que cette valeur de N soit équivalente à zéro. Une seule chose est sûre, et c'est ce qui reste le moteur pour tous ceux qui croient au projet SETI, c'est que si nous n'entreprenons pas de recherches, nos chances de réussites sont nulles.

Le programme SETI@Home

Le projet SETI

Actuellement, les travaux du SETI consistent principalement à rechercher les signaux radio à faible largeur de bande (ils ne se trouvent habituellement pas dans la nature et peuvent traverser les nuages de poussières interstellaires), avec l'aide de radio-astronomes. Mais pour que cette recherche soit efficace, il a fallu s'accorder sur la méthode :
Bien que cela ne soit pas impossible, on écarte tout d'abord l'hypothèse que des extraterrestres puissent nous rendre visite, la quantité d'énergie et le temps nécessaire pour le voyage entre les étoiles étant tellement importants qu'elle n'est pas concevable. Avec quelques simples calculs, un voyage vers la plus proche de nos étoiles (Alpha du Centaure) avec aller-retour de vingt ans, consommerait assez d'énergie pour alimenter un million de foyers domestiques pendant trente millions d'années et coûterait 30 millions de milliards de dollars! Difficile d'imaginer que des responsables extraterrestres allouent un budget aussi considérable pour explorer l'Univers. Une autre méthode consisterait à envoyer des milliers de sondes légères annonçant leur existence mais, là encore, ce serait coûteux à la fois en temps et en énergie.


Il semble plus réaliste qu'une civilisation avancée choisirait probablement de communiquer via des méthodes "économiques" et prendrait contact par signaux radio comme nous le faisons nous-même (à chaque fois que nous voulons communiquer avec des proches distants de plusieurs kilomètres, nous leur téléphonons ou écrivons un courrier au lieu de leur rendre systématiquement visite).
La meilleure méthode que nous connaissions est donc de communiquer par ondes radio. La transmission d'informations par ondes radio utilise un équipement facile à construire, et a la capacité de transport d'informations nécessaire pour cette tâche. L'information voyage aussi à la vitesse la plus rapide dans l'univers, la vitesse de la lumière. De plus, si vous utilisez un radio transmetteur, vous pouvez le pointer dans des millions de directions et communiquer simultanément avec beaucoup de civilisations différentes. Mais un autre problème se pose : quelle fréquence allons-nous écouter ?
Le spectre électromagnétique est d'une très grande étendue et il a donc fallu trouver une petite région du spectre électromagnétique dans laquelle démarrer notre recherche plus raisonnablement. Si vous pointez votre radiotélescope vers le ciel, vous trouverez toutes sortes de signaux provenant de la galaxie, des tempêtes solaires, de notre atmosphère ou encore des mouvements magmatiques et de l'activité magnétique de la Terre. Si vous faites un diagramme de ce bruit, on constate qu'il est relativement bruyant dans les basses fréquences à cause de la galaxie elle-même mais aussi dans les hautes fréquences à cause du bruit atmosphérique ( En savoir plus sur les Interférences en Radio-Fréquences ou I.R.F ).
Entre les deux régions bruyantes, vous trouverez une région relativement tranquille comprise 1 à 10 GHz (1 GHz qui représente 1 milliard de vibrations par seconde). Cette partie du spectre radio est situé juste au dessus de la zone utilisée pour la téléphonie mobile qui occupe une bande de fréquence autour des 1,8 GHz. Même utilisés à faible puissance, ces équipements génèrent au-delà un bruit de fond. La nature nous permet encore d'affiner cet espace de fréquences. "L'élément" le plus simple de l'univers, le gaz d'hydrogène (neutre dans l'espace interstellaire) émet des signaux radio à 1,42 GHz. Une autre molécule dans l'espace, l'ion hydroxyle (OH) émet des ondes à 1,64 GHz. Si on réunit ces 2 molécules H et OH, vous verrez qu'ils composent l'eau HOH (H2O), l'élément indispensable à la vie telle que nous la connaissons.



Le trou d'eau" ou "Water Hole"

L'espace de fréquence entre ces deux émissions, de 1,42 à 1,64 GHz, est aussi une région tranquille du domaine spectral appelé "le domaine de l'eau." Un signal de faible largeur spectrale est également plus facile pour nous à identifier au dessus du niveau de bruit normal. Il sera donc choisi pour débuter la recherche SETI. Une convention internationale interdira donc à quiconque de produire une quelconque émission entre 1 420 MHz et 1 427 MHz.
Malheureusement, des signaux à très faible largeur spectrale signifient que nous devons regarder des millions de fréquences très rapprochées juste pour trouver la bonne. De plus, au fur et à mesure qu'un signal se diffuse depuis sa source, il devient de plus en plus faible. Les distances entre étoiles sont si vastes que tout signal atteignant la Terre sera très faible, il faut donc le capter le plus tôt possible à l'aide de grands radiotélescopes comme celui d'Arecibo.

L'observatoire d'Arecibo

Pour réussir dans leur tâche, les chercheurs de SETI à Berkeley se sont dotés du plus large télescope au monde : le Radiotélescope d'Arecibo , au nord-ouest de Puerto Rico. Le télescope dispose d'un miroir fixe de 305 mètres de large (une surface de la taille de 26 terrains de football) qui réfléchit et concentre les faibles signaux célestes sur les antennes de réception montées 150 mètres plus haut.


Afin de balayer une grande partie du ciel, ces antennes de réception sont montées sur un rail incurvé en arc commandées par 26 moteurs électriques, leur permettant de scruter le ciel à plus de 20 degrés du zénith. Ce bras cintré est lui-même monté sur une piste circulaire pour permettre aux antennes de suivre un objet alors qu'il se déplace à travers le ciel à cause de la rotation de la terre.


Le télescope a deux systèmes principaux d'antennes : le retour de ligne de SETI@home (structure élancée à gauche), et le foyer géant "Gregorien" en forme de dôme (de 25 mètres) dans lequel sont disposés deux réflecteurs radio qui focalisent plus finement les signaux radio sur les détecteurs.



Le foyer "Gregorien"

Si vous le souhaitez, voici dix secondes de données audibles provenant du télescope d'Arecibo. Les données originales sont à environ 1,42 GHz, soit de trop haute fréquence pour être audible par l'homme. On en a donc extrait une bande de 10 kHz pour la décaler vers le bas dans la zone audible 0-10 kHz.



Format.wav (mono, 16 bits, 8 kHz)


Les données seront enregistrées sur bandes à grande densité remplissant une bande D.L.T. de 35 Go chaque jour et seront acheminées à Berkeley. Ces données sont ensuite divisées en tronçons (les "unités de travail") puis transmises au serveur SETI@home qui les partagera entre tous les participants au projet.

Seti@Home


L'idée de SETI@home naquit en 1996 grâce à David Gedye secondé par l'informaticien Craig Kasnoff et par l'astronome Woodruf Sullivan qui eurent l'idée géniale d'utiliser Internet comme superordinateur. Le projet SETI@home naquit officiellement le 17 mai 1999. À cette époque, la puissance du réseau SETI@home rivalisait dejà avec les derniers superordinateurs d'IBM avec une vitesse de plus de 15 TeraFlops (15 trillions d'opérations par seconde).



Malgré quelques donations (notamment de Sun Microsystems), l'équipe de chercheurs n'eut pas les fonds pour lancer le projet. En 1997, l'équipe de David Anderson continua à travailler sur le programme d'analyse de spectre et développa des prototypes des logiciels client et serveur pour Mac OS, Windows et Unix. Mais en 1998, l'argent vint à manquer. David Anderson et Dan Werthimer décidèrent de contacter la Planetary Society (célèbre organisation scientifique internationale qui se consacre à l'exploration de l'espace) lui proposant d'écrire un logiciel d'analyse pour construire le plus grand superordinateur virtuel de la planète consacré à SETI. La Planetary Society n'accepta pas immédiatement de relever le défi. Elle pensait que peu de gens y participeraient et que se serait un investissement à fond perdu. Quelques membres de la Society refusèrent toutefois de laisser tomber le projet car il était conforme à l'esprit de la société. David Anderson et son équipe contactèrent Ann Druyan, la veuve de Carl Sagan qui fonda en 1996 le Carl Sagan Fund for the Future (CSFF) dont le but était de financer les projets dont l'esprit rejoignait la vision de son mari. La Planetary Society reçu un crédit de 50 000 dollars qui se tourna alors vers le cinéma. Paramount Pictures cherchait à faire de la publicité autour de la sortie de son nouveau film " Star Trek : Insurrection ". Ils lancèrent l'idée aux directeurs des studios de la Paramount, qui acceptèrent de financer la seconde moitié du projet.
La plupart des programmes SETI étant limités par leur puissance de calcul, ils ne peuvent chercher sur une classe étendue de types de signaux. L'esprit sur lequel est basé le projet Seti@Home est que plutôt qu'un supercalculateur fasse le travail énorme dans le traitement de toutes ces informations, plusieurs unités de calcul moins puissantes travailleront simultanément sur différentes parties de l'analyse. L'équipe de Berkeley a alors constaté que des milliers d'ordinateurs gaspillaient inutilement de l'électricité lorsque ceux-ci passaient en écran de veille. Le projet vise donc à emprunter votre ordinateur quand vous ne l'utilisez pas pour les aider à rechercher ces nouvelles formes de vie. Un écran de veille mis gratuitement à votre disposition sera chargé de récupérer un tronçon de données (ces tronçons étant indépendants les uns des autres) par le biais du réseau mondial Internet, puis de l'analyser avant de renvoyer les résultats obtenus. À Arecibo, lorsque le projet est en cours d'acquisition de données, le télescope ne suit pas les étoiles. Le ciel "glisse" donc au dessus du point de focalisation du télescope. Cela prend environ 12 secondes à une cible pour traverser le faisceau cible du récepteur. En toute logique, un signal extraterrestre augmenterait en puissance puis s'atténuerait sur une période de 12 secondes. C'est pourquoi, pour rechercher un tel signal "gaussien" de 12 secondes, le projet (dans sa première version) enverra à chaque ordinateur à sa disposition une centaine de secondes de données. De plus, afin d'éviter de manquer un signal important en le coupant trop tôt dans l'analyse, les unités de travail se chevaucheront légèrement.




Le projet se découpe donc en 4 étapes fondamentales :

1 - L'acquisition de données

L'équipe du projet Seti@Home travaille en étroite collaboration avec le projet SERENDIP, également basé à l'Université de Californie à Berkeley, qui dispose d'un accès continu au radiotélescope d'Arecibo. De puissants calculateurs extrairont une bande limitée de fréquences depuis le signal reçu du radiotélescope pour la numériser puis la sauver en temps réel sur bandes magnétiques de grande capacité.

2 - Le morcellement des données

Seti@Home perçoit 2,5 MHz de fréquences centrées à 1 420 MHz. Le spectre est encore trop étendu pour l'analyser par nos ordinateurs. Il sera donc découpé en 256 pièces (slices) plus faciles à manipuler car larges de 10 kHz chacune (9,766 KHz plus précisément) par un logiciel appelé splitter (découpeur). Pour enregistrer des signaux jusqu'à 10 kHz, vous devez procéder à l'échantillonnage à 20 000 bits par seconde (20 Kbit/s) en accord avec la fréquence de Nyquist. Chaque participant recevra 107 secondes de ces données à 10 kHz (20 kbps) et donc une taille d'informations de 0,25 Mo. L'empaquetage de cette unité de travail augmentera le volume transmis de 33 %. Avec de nombreuses informations supplémentaires, la taille totale approchera environ 340 Ko de données à télécharger. ("Données valables pour la 1ère version du projet").

3 - L'analyse des données

Le programme, développé par SERENDIP pour SETI@home, recherche des signaux puissants sur près de 4 millions de combinaisons de fréquences, de largeur de bandes, et de "chirp" (dérive en fréquence avec le temps). La large diversité et la sensibilité de cette analyse ne peuvent permettre un traitement en temps réel. Chaque bloc de données délivré est alors organisé en 50 secondes x 20 kHz x 2 bits de données de tension. Dans ces 20 kHz, 400 000 combinaisons différentes de fréquences et de largeurs de bande sont examinées. (Celles-ci varient de 0,1 Hz à 1,5 kHz). Pour la largeur de bande la plus fine, toutes les 200 000 fréquences de l'espace de 20 kHz sont examinées.
Au moins 10 "chirps" (vitesses de dérive en fréquence) seront examinées pour couvrir les glissements Doppler causés par une des vitesses orbitales attendues (dues à la rotation d'une planète, d'un système solaire, ou de la galaxie). Finalement, les signaux détectés avec une puissance importante pour une combinaison particulière de fréquence, de largeur de bande et de "chirp" sont soumis à un test contre les interférences d'origine terrestre. Ce n'est que si la puissance monte et retombe au delà d'une période de 12 secondes que le signal pourra être envisagé comme de nature extraterrestre.

4 - La distribution des calculs

Grâce à des logiciels spécifiques, le serveur de Berkeley est capable de scinder les données à traiter du radiotélescope en tronçons multiples, puis il distribue les lots obtenus aux clients qui viendront s'y connecter, et enfin il collecte les résultats obtenus. Il gère également la distribution de versions spécifiques du code d'analyse en fonction des architectures des clients, et contrôle divers aspects relatifs aux problèmes de sécurité. Il faut bien noter que SETI@home se connecte uniquement lors du transfert des données à la fin d'une analyse pour renvoyer les résultats obtenus et se procurer une autre unité de travail.

Seti Classic s'est terminé en décembre 2005, pour laisser la place à Seti2 et à la plateforme Boinc.

SetiBoinc

En 3 ans de fonctionnement, le projet Seti@Home avait déjà couvert la totalité du ciel visible d'Arecibo et a réussi à démontrer aux yeux des pessimistes que son analyse des données récoltées était tout à fait valable. Début 2002, David Anderson et Dan Werthimer, désireux d'aller encore plus loin dans cette expérience unique, pensaient alors pouvoir traiter les signaux radios d'un autre radiotélescope comme celui de Parkes installé en Australie permettant de couvrir un angle de 70° sur la voûte céleste. Ils souhaitaient également améliorer l'analyse spectrale et étendre plus tard le projet aux données d'autres observatoires répartis autour du monde.
Outre le problème financier, un problème technique de taille restait à surmonter : la flexibilité du logiciel SETI@home. Comme nous l'avons vu précédemment celui–ci traitent des signaux gaussiens qui durent environ 12 secondes (Temps qu'il faut à l'antenne d'Arecibo pour scanner un point du ciel). De plus, l'analyse s'effectue rapidement lorsqu'il s'agit de traiter un signal de 2 bits, si on veut augmenter la sensibilité du système et travailler sur 8 bits par exemple, l'unité de travail ne pourra pas être traitée avec l'actuel qui n'est pas optimisé pour cette tâche, il ne peut donc pas analyser de données provenant d'un autre observatoire.
Il aurait fallu créé et distribué pour chaque radiotélescope qui n'utiliserait pas les mêmes instruments de mesures que ceux d'Arecibo. Il était donc vital pour le projet d'améliorer la souplesse du système. C'est ainsi que l'équipe de David Anderson développèrent BOINC (Berkeley Open Infrastructure for Networking Computing).
La nouvelle application communément appelée SetiBoinc est donc paramétrée pour que la bande passante du signal analysé et le niveau de sensibilité de l'enregistrement ne soit plus figés et s'ajuste aux informations qui seront fournies avec chaque unité de travail téléchargée augmentant ainsi leur taille. Le grand changement entre les deux versions du programme « Seti@Home » vient aussi du fait que chaque unité sera traitée deux fois au minimum par les participants au nouveau projet mettant en place un tout nouveau système de rétribution de points décrit sur cette page.


Tout comme le premier économiseur d'écran, vous pouvez observer la représentation graphique des transformées de Fourier rapides pendant leur calcul (clic droit sur l'unité en cours et "show graphics" dans l'onglet "Work" du logiciel BOINC. Les fréquences analysées sont disposées le long de l'axe horizontal X, la puissance observée croit le long de l'axe vertical Y, et le temps évolue le long de l'axe avant-arrière Z. 131 072 FFT sont calculées pour un seul graphique pour détecter des impulsions relativement courtes, mais la sensibilité pour trouver les signaux continus est réduite. Un signal extraterrestre significatif peut ne pas être visible ici car masqué par tous les bruits naturels tout autour.

Le logiciel Seti@Home en détails

Seti@home recherche des signaux dont la puissance est 10 fois moins importante que ceux cherchés par SeRendip IV à Arecibo. Cela vient du fait qu'il utilise un algorithme de calcul intensif appelé "intégration cohérente" qu'aucune machine au monde n'est capable de calculer seule. Puisque la recherche en temps réel n'a la capacité de vérifier qu'un tout petit nombre de largeurs de bandes de fréquences, le projet va tenter d'analyser une plus petite partie du spectre de fréquences mais de façon beaucoup plus approfondie. Votre ordinateur réalise donc des transformées de Fourier rapides sur les données, pour trouver des signaux puissants à diverses combinaisons de fréquence, de largeur de bande et de vitesse de dérive (chirp). Voici les étapes qui sont effectuées sur chacune des unités de travail que votre machine traite :




"Doing Baseline Smoothing" (Régularisation des données) Lorsque votre ordinateur reçoit une nouvelle unité de travail, celle-ci contient un mélange de signaux de tous types. Seuls les signaux à bande étroite nous intéressent. D'un autre côté, les signaux à grande largeur de bande sont très probablement dus aux évènements astronomiques naturels. Pour rejeter ce bruit large, l'écran de veille effectue une sorte de "moyenne" au travers des données qui élimine ce bruit blanc de fond, et ramène tous les autres signaux étroits plus bas ou plus haut vers un niveau "en ligne de base" commun. De plus, au travers des 107 secondes, le signal parait parfois de moins en moins ou de plus en plus fort. L'alignement en ligne de base les ramènent tous au même niveau et permettra ensuite un meilleur accord de ces signaux avec le motif du faisceau.

"Computing Fast Fourier Transform" (Calcul de transformée de Fourier rapide.) Les données qui vous sont fournies par le télescope forment un signal qui varie avec le temps. Le signal brut du radiotélescope ne nous est pas très utile, il faut juste savoir si il y a des "notes" constantes et fortes dans le signal. Le graphique montre donc les fréquences suivant l'axe X horizontal, et la puissance suivant l'axe Y vertical. Tout pic dans ce graphique serait un signal fort à une fréquence simple. Pour faire, d'un ensemble de données basées sur le temps, un ensemble de données basées sur la fréquence, nous appliquons une opération mathématique relativement complexe appelée "transformée de Fourier rapide" ou FFT (Fast Fourier Transform). Le résultat de ce calcul produit le graphique dans la partie basse de l'écran de veille.
Au début d'une unité de travail, le programme fait 15 types différents de FFT, recherchant dans les données à des niveaux de précision variables. Nous commençons par chercher des détails de fréquence aussi fins que 0,0745 Hz. Il y a un inconvénient à faire ce type d'analyse. Si vous voulez être précis en fréquence, vous devez observer les données durant plus longtemps. Vous noterez qu'à la résolution la plus fine de fréquences de 0,0745 Hz, nous devons analyser des tronçons de données de 13,42 secondes en longueur (avec des FFT's calculées sur 131 072 points d'échantillonnage). Pour complètement analyser notre échantillon de 107 secondes, nous devons faire 8 de ces FFT's. Quand on réduit la résolution de fréquence à 0,149 Hz, nous n'avons besoin de regarder que 6,7 secondes de données. Nous avons moins de résolution en fréquence, mais nous avons une meilleure résolution dans le temps. Nous devons alors en calculer le double en nombre (c'est à dire 16 FFT's de 65536 points) pour couvrir les 107 secondes de données. Nous faisons ainsi l'analyse à 15 résolutions en fréquence différentes (0,0745 ; 0,149 ; 0,298 ; 0,596 ; 1,192 ; 2,384 ; 4,768 ; 9,537 ; 19,07 ; 38,15 ; 76,29 ; 152,6 ; 305,2 ; 610,4 et 1221 Hz). A chaque division par deux de la résolution de fréquence, le logiciel effectue le double de FFT's pour couvrir les 107 secondes de données.


"Chirping Data" (Stabilisation en fréquence des données.) Il est quasiment impossible qu'une planète soit immobile par rapport à la Terre. Il y a un effet intéressant que produit ce déplacement sur un signal émis d'une source et/ou reçu sur une planète en déplacement. C'est l'effet Doppler. La fréquence, ou note, du son change alors que un objet se déplace. Ce qui est donc important c'est la vitesse relative.
Le signal émis sera distordu par les déplacements relatifs de nos deux systèmes de la même façon que celui d'un klaxon de voiture. Pour compenser cet effet, le logiciel Seti@Home analyse les données de nombreuses fois en essayant une grande variété d'accélérations Doppler possibles. En fait, l'écran de veille prends d'abord les données brutes et "défait" mathématiquement une accélération Doppler spécifique ou "chirp" (gazouillement). Il alimente alors de ces données "désaccélérées" les routines de FFT C'est la stabilisation de la dérive en fréquences. SETI@home le tente à différents points de -10 Hz/s à +10 Hz/s (versions 1.x ou 2.x) ou de -50 Hz/s à +50 Hz/s (versions 3.x). A la résolution de fréquence la plus fine de 0,075 Hz, nous vérifions quelques 5 409 valeurs de vitesse de dérive Doppler entre -5 Hz/s et +5 Hz/s (versions 1.x ou 2.x) ou 10 817 valeurs de vitesse de dérive Doppler entre -10 Hz/s et +10 Hz/s (versions 3.x), par incrément de 0,002 Hz/s. Le reste de l'intervalle de recherche est couvert moins de détail avec un incrément plus grand, de 0,007 Hz/s.
Toutefois, un seul point de mesure ne permet pas de déterminer la valeur absolue de la dérive en fréquence mais seulement d'en percevoir les variations. Il est ainsi impossible de déterminer la vitesse relative du point d'émission mais seulement son accélération. De même l'absence d'un second point de mesure éloigné ne permet pas de déterminer seule la distance de l'objet. Seule une analyse (dite "d'interférométrie") avec au moins un second foyer de mesure éloigné du premier permet de mesurer la distance et la vitesse de ce point d'émission.
Ici, cela importe peu, puisqu'il s'agit de détecter le signal, et d'en connaître une fréquence proche pour des études ultérieures, et car seule l'accélération a un effet distordant sur la dérive en fréquence du signal reçu. Cette accélération est due principalement non pas au déplacement relatif de la source d'émission ou de sa vitesse (la source peut aussi bien s'éloigner ou se rapprocher de nous), mais surtout à ses rotations autour d'un ou plusieurs axes, ou à l'effet gravitationnel produit sur le support du point d'émission, qui conduisent à une variation infime (proportionnellement) de sa vitesse relative et donc à la dérive de la fréquence du signal reçu.
Cette dérive de fréquence n'est pas constante dans le temps (elle sera probablement différente lors de la seconde mesure effectuée dans 3 à 6 mois), mais elle est à peu près stable sur la durée d'observation de 107 secondes pour les objets célestes qui nous intéressent (planètes et satellites en révolution autour d'une étoile, et dans la version 3.x du logiciel, satellites de ces planètes). Aussi la mesure suivante 3 à 6 mois plus tard pourra indiquer une fréquence moyenne reçue légèrement différente, ainsi qu'une dérive en fréquence très différente (en cas de rotation planétaire ou de révolution orbitale par exemple), voire de signe opposé (mais ce serait improbable sauf si la source d'émission est liée à notre système solaire, toute autre étoile ayant sa propre accélération de révolution dont les variations mesurables au sein de notre galaxie se mesurent en siècles ou millénaires...).

"Doing Curve Fitting" (Ajustement aux courbes de réponse.) Quand la résolution en temps est suffisamment haute, on peut regarder les données pour voir si les signaux deviennent plus forts ou plus faibles durant les 12 secondes nécessaires pour passer au travers du champ de vision du télescope.
Cet ajustement aux courbes de réponse vérifie si le signal devient plus fort puis plus faible durant cette période de 12 secondes. Le test ne peut être appliqué que pour les résolutions de fréquence supérieures ou égales à 0,596 Hz, car il y a suffisamment de points dans la courbe pour que le test soit significatif. Puisque nous devons chercher ces signaux "gaussiens" de 12 secondes, nos 107 secondes de données recouvrent les blocs de données précédent et suivant sur environ 15 secondes. De cette façon nous nous assurons de ne pas manquer un signal important en le coupant simplement au milieu.


"Searching for Pulses / Triplets" (Recherche de signaux pulsés/ triplés) Enfin, le logiciel recherche des impulsions répétées dans le signal. La civilisation extraterrestre pourrait émettre une suite rapprochée ou espacée d'impulsions. (plus économique en terme de puissance consommée par leur transmetteur).
Pour toutes les résolutions de fréquence supérieures ou égales à 0,596 Hz (équivalente à une résolution temporelle de 1,7 seconde ou moins, pour des FFT's calculées sur 16384 points ou moins), le logiciel effectuera la recherche de signaux pulsatifs très faibles mais répétés de nombreuses fois, et la recherche de triplets de signaux de crête espacés régulièrement dans le temps. Contrairement aux signaux de crête classiques, ces triplets seront détectés et retournés si leur puissance de crête dépasse un plus petit seuil, à seulement 2,4 fois la puissance de bruit spectrale.
Les signaux pulsatifs sont détectés par "replis" successifs sur elles-mêmes des données spectrales de puissance sur chacune des fréquences obtenues par le calcul des FFT's, en additionnant ensembles des segments de spectre contigus et espacés régulièrement dans le temps (de façon à augmenter le rapport signal/bruit), et en calculant les pics dont la puissance totale dépasse le niveau maximum de bruit acceptable (le seuil de détection dépend dynamiquement du nombre de segments de spectre additionnés ensembles). Cette méthode de repli rapide permet de détecter efficacement des impulsions dont la puissance crête est même très inférieure au niveau de bruit astral, si celles-ci sont suffisamment répétées.


"Doppler Drift Rate" (Vitesse de dérive Doppler) Le cadre "Data analysis" affiche la valeur courante de la "Vitesse de dérive Doppler". Les premiers tests qui sont faits sur les données assument une vitesse de dérive de 0 Hz/s. Ces signaux non accélérés sont très vraisemblablement des sources d'interférence en radio-fréquences (I.R.F.) provenant d'émetteurs basés sur Terre. Entre les vitesses de dérive de -10 Hz/s et +10 Hz/s, le logiciel teste toutes les 15 résolutions en fréquence et incrémente la vitesse de dérive Doppler de 0,002 Hz/s entre deux FFT's entre +/-10 Hz/s et +/-50 Hz/s, l'incrément sera de 0,296 Hz/s et mettra de côté les plus fines résolutions en fréquence de 0,15 Hz.
Le cadre "Data analysis" affiche également la résolution de fréquence courante (largeur de bande) qu'il utilise dans ses calculs.
Finalement, les signaux qui montrent une forte puissance à une combinaison de fréquence, de largeur de bande et de dérive doppler sont soumis à un test contre les interférences d'origine terrestre. Ce n'est que si la puissance croit et décroît sur une période de 12 secondes (le temps que prend le télescope pour couvrir un point du ciel) que le signal peut être considéré comme pouvant être de nature extraterrestre.

Déclaration de Principes sur les Activités d'une Intelligence Extraterrestre

Que se passera-t-il si la recherche réussit et que l'un des signaux que vous avez traité est susceptible d'être d'origine extraterrestres ?
Après avoir effectuée une batterie de tests et de vérifications, la communauté SETI a déjà mis au point une Déclaration de Principes, décrivant la procédure d'alerte mutuelle et du reste du monde, si jamais une découverte se produisait.
Tout d'abord, le découvreur doit s'assurer par tous les moyens que le signal est vraiment extraterrestre puis il sera vérifié par des scientifiques indépendants de la découverte. Ce n'est que si ce test est passé que l'inventeur du signal peut alors largement diffuser l'information à la communauté scientifique, le Secrétaire Général des Nations Unies, et le public. Toutes les données collectées seront rendues publiques pour études ultérieures. Il faut également savoir que des "signaux tests" sont intentionnellement injectés dans le système pour que l'équipe Seti@Home puisse confirmer que le matériel et le logiciel travaillent de façon appropriée à tous les points du système.
Tout signal qualifié par cette analyse sera renvoyé à l'équipe SETI@home à Berkeley pour plus ample étude qui maintient une base de données des sources d'interférence en radiofréquences (Radio-Frequency Interference), ou I.R.F. constamment mise à jour. A ce stade, 99,9999% de tous les signaux que votre écran de veille détectera sera rejeté en tant que I.R.F. Les signaux tests sont également éliminés à ce point.
Les signaux non résolus restants sont encore vérifiés au travers d'une autre observation de la même partie du ciel. Cela pourra prendre jusqu'à 6 mois car l'équipe SETI@home ne peut prendre le contrôle du télescope. Si le signal est confirmé, l'équipe va demander un temps dédié d'observation et ré observera les candidats les plus intéressants.
Si un signal est observé deux fois ou plus et si ce n'est ni une I.R.F. ni un signal test, l'équipe SETI@home demandera à un autre groupe de chercheurs son avis sur le signal. Ceux-ci pourront utiliser des télescopes et des récepteurs différents. Ceci permettrait d'éliminer les problèmes matériels et logiciels. En collaboration avec l'autre équipe, Seti@Home effectuera des mesures d'interférométrie (nécessitant deux observations coordonnées séparées par une grande distance) Cela permettra de confirmer que la source du signal est située à des distances interstellaires.
Si cela est confirmé, l'équipe en charge du projet fera une annonce sous la forme d'un télégramme à l'I.A.U. (l'Union Astronomique Internationale.) C'est la façon standard d'informer la communauté d'astronomie des importantes découvertes. Le télégramme contient toutes les informations importantes (fréquences, largeur de bande, position dans le ciel, etc.) qui seront nécessaires pour que d'autres équipes astronomes puisse confirmer l'observation.
La personne qui a découvert le signal sur leur écran de veille pourra être nommée en tant que l'un des co-inventeurs parmi les autres de l'équipe Seti@Home. A ce point, nous ne resterons pourtant dans le doute que le signal a bien été généré par une civilisation intelligente, ou peut-être par une nouveau phénomène astronomique.
Toute information à propos de la découverte sera rendue publique. Aucun pays ou individu ne pourra s'accaparer la fréquence à laquelle le signal est observé. Puisque l'objet apparaîtra mais ne restera pas visible depuis n'importe quel lieu, des observations par des radiotélescopes tout autour du monde seront nécessaires. Ce sera, par nécessité, un effort multinational.

Seti, le bilan

Bien que des millions de personnes aient participé, seuls 600.000 utilisateurs sont actifs et "fidèles" au projet formant le noyau dur de la recherche extra-terrestre. Ils traîtent chaque jour 1,2 millions d'unités représentant un total d'envrion 0,5 TB de données. Si chaque unité contient au moins un signal significatif, en une année le champ stellaire défriché par la communauté SETI et par les astronomes de Berkeley en particulier se compte en milliers d'étoiles.

Sur le plan scientifique, le nombre de signaux significatifs (pics, gaussiens, pulses, paires, triplets, etc) se compte par milliards et plusieurs centaines d'objets suspects ont fait l'objet d'une deuxième écoute.
A la mi-2004, sur l'ensemble des enregistrements analysés, plus de 6 milliards de pics (spikes) et 400 millions de signaux gaussiens de forte puissance ont été retenus dont environ 0.1% se révélait être d'origine terrestre : plus de 840.000 signaux gaussiens, 636.000 pulses et 485.000 triplets ont été rejetés car il s'agissait d'interférences. ( En savoir plus sur les Interférences en Radio-Fréquences ou I.R.F)

Aujourd'hui Seti Enhanced dispose d'une puissance de calcul moyenne de plus de 300 TeraFLOPS . Soit une puissance de calcul supérieure au plus puissant des supercalculateurs ( Le eServer Blue Gene avec 280 TeraFLOPS)



La carte des signaux candidats

Sur les 6.5 milliards de signaux suspects, il ne resta que 2568 candidats dont la bande passante oscillait entre 0.5-2.0 Hertz, trop large en théorie pour provenir d'une source artificielle. De plus, 99.99% d'entre eux ne se sont jamais reproduits. A ce jour SETI n'a donc capté aucun signal émis par une éventuelle source extraterrestre artificielle mais on garde espoir.




Sources :

En France, l'organisme officiel le plus représentatif de la recherche SETI en France est la Seti League dirigée par Elizabeth Piotelat. Vous trouverez sur leur site toute l'actualité sur les conférences, débats, publications françaises et autres communiqués de presse.
Seti League internationale

Seti Institute

 

Commenter cet article