Seti@home - BOINC.Italy

AMBITO: Astronomia

STATO: CHIUSO

ATTACH: https://setiathome.berkeley.edu/

Seti@Home è il primo progetto che ha utilizzato il calcolo distribuito su larga scala.

Nato nel 1999 all'Università di Berkeley, da allora ha registrato quasi due milioni di anni di tempo di elaborazione complessivo. Con oltre 5 milioni di utenti in tutto il mondo, il progetto è attualmente l'esempio di maggior successo di elaborazione distribuita.

Lo scopo di SETI@home è quello di analizzare i dati provenienti da radiotelescopi, quali quello di Arecibo, alla ricerca di pattern regolari che possano ritenersi prodotti da fonti artificiali invece che naturali e che indicherebbero l'esistenza di altre forme di vita intelligenti.

Dal 15 Dicembre 2005 SETI@home è stato completamente trasferito sulla piattaforma BOINC e nel 2008 ha sviluppato un nuovo tipo di tecnica per la ricerca di radio-impulsi dell'ordine del microsecondo; nasce l'applicazione Astropulse.

SETI_Wow_signal

Per ulteriori informazioni visitate il thread ufficiale presente nel nostro forum.

Introduzione al problema

SETI@home è un esperimento scientifico che usa computer connessi ad internet per la ricerca di intelligenza extraterrestre (SETI).
Puoi partecipare installando sul tuo computer un programma gratuito che scarica ed analizza dati provenienti da radio telescopi.

Scopo del progetto

SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence - Ricerca di intelligenza extraterrestre) è un'area scientifica il cui obiettivo è quello di rivelare vita intelligente aldifuori della Terra.
Un approccio, noto come radio SETI, usa i radio telecopi per captare segnali radio a banda stretta provenienti dallo spazio.
Questi segnali non vengono generati naturalmente, per questo una rivelazione darebbe una prova evidente di tecnologia extraterrestre.

I segnali del radio telescopio consistono primariamente di rumore (da sorgenti celesti e dall'elettronica dei ricevitori) e di segnali generati dall'uomo quali stazioni TV, radar e satelliti.
I moderni progetti radio SETI analizzano i dati digitalmente. Una maggior potenza di calcolo da la possibilità di coprire un intervallo di frequenze più grande, con maggiore sensitività. Radio SETI, inoltre, ha un insaziabile appetito per la potenza di calcolo.

I progetti precedenti di SETI hanno utilizzato dei supercomputer dedicati, ubicati presso il telescopio, per eseguire la maggior parte dell'analisi dei dati. Nel 1995, David Gedye propose di fare radio SETI utilizzando un supercomputer virtuale composto da un largo numero di computer connessi ad internet, ed organizzò il progetto SETI@home per esplorare questa idea. SETI@home è stato originariamente lanciato nel Maggio del 1999.

Per approfondimenti:

Altre informazioni ed approfondimenti: (dal sito ufficiale e in inglese)

Un nuovo tipo di indagine con l'applicazione ASTROPULSE

Astropulse è un nuovo tipo di ricerca SETI (radio ricerca di intelligenza extraterrestre), si affianca al progetto SETI@home originale, ma non lo sostituisce. Si potrebbe dire che il SETI@home originale è a banda stretta, cioè sta’ ascoltando una particolare radio-frequenza. Questo comportamento è simile all'ascoltare un'orchestra e tentare di sentire quando qualcuno suona una particolare nota. Astropulse ascolta impulsi brevi. Tornando all'analogia dell'orchestra è come ascoltare un rapido battito di tamburo o una serie di battiti. Dal momento che nessuno sa "come suonano" le comunicazioni degli extraterrestri, sembra una buona idea cercare molti tipi di segnali.
In termini scientifici, Astropulse è un'indagine del cielo che cerca radio impulsi transienti di durata pari al microsecondo. Questi impulsi potrebbero venire da fonti extraterrestri o da altre fonti.
Aapprofondiamo ognuno dei termini utilizzati:

Indagine del cielo: Il radiotelescopio che viene utilizzato (Osservatorio di Arecibo) analizza il cielo cercando segnali in ogni direzione. Questo differisce da un SETI direzionale in cui il radiotelescopio esamina attentamente solo alcune stelle per volta.
Microsecondo: un milionesimo di secondo. Astropulse è più sensibile di tutte le ricerche precedenti nello scoprire segnali ultrabrevi e più il segnale è breve, meglio Astropulse lo rileva (sino a un limite inferiore di 0,4 microsecondi). Potrebbe fare di meglio ma non viene spinto oltre.
Transiente: Un segnale è definito transiente se è corto, come un battito di tamburo. Il segnale transiente può essere un singolo impulso (un solo "battito di tamburo") o ripetuto (una serie di battiti).
Radio: I segnali sono fatti dello stesso tipo di radiazione elettromagnetica che captano le radio AM o FM, magari con una frequenza decisamente superiore, ma ancora considerati come radio-frequenze. Le radiazioni elettromagnetiche comprendono onde radio, microonde, luce infrarossa, luce visibile, luce ultravioletta, raggi-X e raggi gamma.

Già scoperto un impulso

Gli astronomi Duncan Lorimer & Matthew Bailes hanno già scoperto un breve impulso radio della durata di un millisecondo che si ritiene proveniente da una zona distante 500 megaparsec (1,63 miliardi di anni luce) dalla Terra. E’ una zona talmente lontana che non riusciamo nemmeno a vedere la galassia (se ve ne è una) da cui è arrivato ! Non si sa da cosa è stato prodotto; il suo spettro è raffigurato di seguito.

Nel grafico l'asse x rappresenta il tempo mentre l'asse y la frequenza. Si può notare come la frequenza dell'impulso diminuisce con il tempo e questo è precisamente quello che noi ci aspettiamo da un impulso disperso.

Le sorgenti degli impulsi

Da dove può provenire un radio impulso transiente da microsecondo? Vi sono diverse possibilità:

ET: Delle precedenti ricerche hanno cercato comunicazioni extraterrestri nella forma di segnali a banda stretta, analoghi alle nostre stazioni radio. Dato però che noi non sappiamo nulla su come gli ET comunichino, è probabile che questo approccio sia limitato.
Pulsar e RRAT: Il pulsar è una stella di neutroni rotante che può produrre segnali brevi con durata sino a 100 microsecondi, anche se tipicamente questo valore è molto più alto. Dal momento che Astropulse rileva impulsi da 0,4 microsecondi sarà capace di rivelare pulsar conosciuti, ma è improbabile che ne trovi di nuovi. La RRAT (Rotating RAdio Transient) è una variante del pulsar scoperta recentemente.
Buchi neri primordiali che esplodono: Martin Rees ha teorizzato che un buco nero, esplodendo per mezzo di una radiazione di Hawking , produce un segnale radio rilevabile.

Impulsi extragalattici: Alcuni scienziati hanno registrato recentemente un impulso radio transiente da una zona esterna alla Via Lattea. Nessuno sa che cosa lo abbia provocato, ma forse Astropulse lo scoprirà.
Nuovi fenomeni: Forse il risultato più appagante per Astropulse è proprio quello di scoprire qualche fenomeno astrofisico ignoto.

Il compito di Astropulse

Un impulso radio transiente da un microsecondo arriva a noi da una fonte distante nello spazio passando attraverso il mezzo interstellare (ISM, InterStellar Medium). L'ISM è un gas di atomi di idrogeno alcuni dei quali ionizzati, che hanno cioè perso un elettrone. Per ogni atomo di idrogeno ionizzato nell'ISM, c'è un elettrone libero che sta fluttuando da qualche parte e si definisce plasma una sostanza composta di particelle ionizzate che fluttuano liberamente.

L'impulso radio da un microsecondo è composto da molte frequenze diverse. Quando l'impulso passa attraverso il plasma dell'ISM, la radiazione ad alta frequenza procede leggermente più veloce della radiazione di frequenza più bassa. Quando l'impulso arriva alla Terra, noi vediamo parti del segnale variare da 1.418,75 MHz a 1.421,25 MHz ( range di 2,5 MHz). La radiazione di frequenza più alta arriva approssimativamente da 0,4 millisecondi a 4 millisecondi prima della radiazione di frequenza più bassa, questo in funzione della distanza dell’origine del segnale. L’effetto descritto è stato chiamato dispersione.
Per poter analizzare il segnale originale si deve quindi sopprimere questa dispersione. Questa “dedispersione” è lo scopo primario dell'algoritmo di Astropulse. Non solo, la dedispersione permette di ridurre anche il rumore di fondo del segnale.
L'ammontare della dispersione dipende dall'ammontare del plasma di ISM tra la Terra e la fonte dell'impulso quindi una misura della dispersione (DM, Dispersion Measure) ci da' informazioni su quanto plasma ci sia tra i due punti. La DM è misurata in "parsec per centimetro cubo" ( pc cm-3). La densità attuale di elettroni liberi nell'ISM è approssimativamente 0,03 per centimetro cubo.

L'algoritmo di Astropulse

Astropulse analizza l'intera unità di lavoro (segnale radio) per diversi valori della DM (circa un migliaio), dedisperdendo il segnale per ognuno di questi valori. Il segnale ottenuto viene analizzato con il FFA (Fast Folding Algorithm) alla ricerca di impulsi ripetuti con periodo pari a 0,4 microsecondi - 0,8 - 1,6 - 3,2 - 6,4 - ...

Viene inoltre effettuata una ricerca sul segnale originale di segnali ripetuti con periodo pari a 256 volte i valori precedentemente indicati.

Stato del progetto: progetto attivo

Iscrizione libera.

Requisiti minimi: hardware

I requisiti sono minimi: 20 MB di spazio libero su hard-disk e almeno 64 MB di RAM liberi.

Per far girare Astropulse i requisiti sono leggermente superiori: una CPU almeno con frequenza 1.6 GHz, 256 MB di RAM, 128 MB di spazio su HD.

Screensaver: disponibile

La grafica di SETI@home mostra informazioni sulle analisi dei dati, sul tuo account e sul team. Tutte le informazioni a riguardo sono reperibili nell'approfondimento.

Assegnazione crediti: variabili in base al tempo di elaborazione (CreditNew)

Quorum = 3 (se è >1 le WU dovranno essere convalidate confrontando i risultati con quelli di altri utenti).

Applicazioni e WU disponibili: vedi scheda "Link"

Cliccare sulle icone relative alle "Applicazioni"

e allo "Stato del server"

Il client del progetto Seti@home è open source, e viene rilasciato con licenza GPL. Alcuni utenti hanno eseguito il porting del client per diversi sistemi, ed altri hanno ricompilato i client per ottimizzare l'elaborazione. Nell'approfondimento sono riportate le instruzioni per l'installazione dei client ottimizzati per i principali sistemi operativi.

Sistemi operativi supportati: vedi scheda "Info tecniche"

Dati specifici sull'elaborazione: vedi scheda "Info tecniche"

Per ottenere dati sulla durata media dell'elaborazione, la RAM necessaria e la dead line, consultare la scheda "Info tecniche" qui a destra. Per informazioni particolareggiate (specifiche per applicazione e sistema operativo, intervallo di backup e crediti assegnati) rifarsi alla pagina dei risultati del progetto WUprop@home.

Problemi comuni: nessuno

Non si riscontrano problemi significativi.

NOTA: è previsto un down del server settimanale per manutenzione dei sistemi (dalle 19.99 alle 23.00 circa di ogni martedì).

Lo screensaver

La grafica di SETI@home mostra informazioni sulle analisi dei dati, sul tuo account e team. I grafici possono essere visualizzati in due modi:

In una finestra: usando il BOINC Manager, puoi aprire la grafica di SETI@home in una finestra: vai su Tasks, seleziona una workunit in elaborazione e clicca Show Graphics.
È possibile interagire con la grafica: per ruotare, tenere premuto il pulsante sinistro del mouse e spostare il mouse; per zoomare, tenere premuto il tasto destro del mouse e spostare il mouse (su Macintosh, tenere premuto il tasto Ctrl e il pulsante del mouse per ingrandire) .
Screensaver: se si sceglie BOINC come screensaver, la grafica di SETI@home verrà visualizzata quando il computer è inattivo.Utilizzando il pulsante Impostazioni in Proprietà dello schermo, si può impostare BOINC per disattivare la grafica dopo un dato periodo di tempo.
In questa modalità, qualsiasi movimento del mouse o tastiera farà uscire dallo screensaver.

Sulla maggior parte dei computer, la grafica di SETI@home utilizza il coprocessore grafico (come ad esempio NVIDIA o ATI), e non rallenta significativamente l'elaborazione.

Personalizzazione della grafica di SETI@home:

SETI@home vi permette di controllare la grafica in vari modi. La procedura per modificare la grafica è questa:

Sul browser Web, andare alla pagina 'Il tuo account' del sito SETI@home.
Cliccare su 'SETI@home preferences'.
Cliccare su 'Edit SETI@home preferences'.
Il modulo dovrebbe essere simile al seguente. Compilare il modulo (come spiegato sotto) e fare clic su 'Update preferences' (nota: il modulo permette anche il controllo di altri elementi, come ad esempio il resource share).
Una volta modificate le proprie preferenze aprire la finestra grafica di SETI@home (vedi sopra)
Nel BOINC Manager vai su Projects e clicca su 'Update'.
In pochi secondi, la grafica cambierà per riflettere le nuove preferenze.

Ora vedremo le varie impostazioni.La prima è Graphics preferences, un menu di cui le scelte sono Classic, Panels, Minalist and Custom. Questo controlla il layout della grafica:

Classic è una versione 3D dei grafici 2D di SETI@home Classic, in rotazione e con l'aggiunta di un cielo stellato in movimento:

Panels mostra il testo e le informazioni sul miglior segnale in una coppia di pannelli traslucidi rotanti.

Minimalist mostra il testo in cima e omette il cielo stellato.

La prossima opzione è Color preferences, un menù popup di cui le scelte sono Rainbow, Desert Sands, Tahitian Sunset, Water World, and Custom.Questo determina la combinazione di colori. Rainbow è mostrato negli esempi sopra.
Le altre scelte sono:

Desert Sands

Tahitian Sunset

Water World

Astropulse

Scegliere il proprio sfondo personale:

È possibile specificare un'immagine per essere mostrata sullo sfondo del grafico.Le immagini da utilizzare possono essere in formato JPEG, PPM, BMP, o formato Targa.L'immagine deve essere on-line (vale a dire che deve avere un URL).Incolla l'URL dell'immagine nell'apposito form. Ecco un esempio:

Scegliere il proprio logo personale:

È inoltre possibile specificare un'immagine da visualizzare come logo nell'angolo in basso a destra.Stesse regole come per lo sfondo.

Personalizzazione avanzata:

Ma questo è solo l'inizio! Se si impostano le proprie graphics preferences su Custom, si potranno modificare ulteriormente le preferenze, con una vasta gamma di scelte:

Text style: determina come il testo viene mostrato
Pillars: 3D con divisori cilindrici
Heads-up: 2D
Panels: 3D su pannelli rotanti
Graph style: determina come viene disegnato il grafico
Rectangles: rettangoli verticali con piccoli spazi
Surface: una superficie poligonale continua
Wireframe: linee
Planes: piani verticali
Numero massimo di frame al secondo
Percentuale massima di utilizzo CPU per i grafici (il numero di frame sarà ridotto quanto basta per obbedire a questo comando).
Tempo di crescita del grafico (il numero di secondi che impiega il grafico 3D a crescere da dietro fino a davanti)
Tempo di permanenza del grafico (il numero di secondi durante i quali il grafico resta a piena dimensione)
Trasparenza delle superfici
Periodo di oscillazione orizzontale (quanto tempo impiega il grafico 3D per ruotare avanti e indietro. Impostalo a zero per fermare la rotazione.)
Angolo di rotazione orizzontale (il raggio angolare della rotazione).
Periodo di oscillazione verticale (identico, rotazione verticale).
Angolo di rotazione verticale
Numero di stelle (controlla il cielo stellato)
Velocità delle stelle (può essere positiva o negativa... provate!)

Personalizzazione avanzata del colore:

Per regolare con precisione lo schema di colori, vengono impostate le preferenze Colori (Color) su Personalizzato (Custom) e poi si modificano nuovamente le vostre preferenze.

Prima di tutto, una veloce spiegazione sui colori. Sfumatura (Hue) è un numero, che va da 0 a 1, che determina il colore: 0,0 è rosso, 0,2 è giallo, 0,4 è verde, 0,6 è blu, 0,8 è viola e poi si blocca circa a 1 che è più o meno lo stesso rosso che 0,0.

Potete impostare i seguenti parametri:

Sfumatura iniziale nel grafico: questo è il colore del bordo sinistro del grafico
Cambio di sfumatura nel grafico: questo è il cambiamento di colore mentre vai da destra a sinistra del grafico. Può essere positivo o negativo. Può essere anche più grande di 1 o più piccolo di -1 (questo crea un effetto arcobaleno)

Questi numeri determinano gli altri colori: i divisori nella modalità Colonne (Pillars) sono del colore del punto di mezzo del grafico e i pannelli nella modalità Pannelli (Panels) hanno colore pari a quelli presenti ad 1/3 e 2/3 del grafico.

I dati dello screen saver - parte 1

Lo screen saver di SETI@home ci fa vedere la grande mole di operazioni matematiche fatte sui dati scaricati dal server di Berkeley. Esso è diviso in quattro sezioni principali: User Info, Data Info, Data Analisys e Grafica. La parte 1 e la parte 2 di questo approfindimento è tratta da Ron Hipschman: About the Seti@home screen saver

User Info.

Questa sezione fornisce informazioni

sull'etente che sta analizzando l'unità

dati corrente. Viene visualizzato il nome,

il team a cui facciamo parte (se siamo in un team)

e il numero totale dei crediti.

Data Info.

In questa sezione sono visualizzate le

informazioni sulla work unit che il computer

analizza. Queste informazioni

sono essenziali perché ci permettono, nel

caso fosse rilevato un segnale interessante,

di rincontrollare lo stesso punto della volta

celeste la parte corretta dello spettroradio.

Di seguito verrà analizzata ciascuna riga

di Data Info.

Prima riga Data Info.

Essa specifica le coordinate celesti del punto del cielo dove i dati sono stati captati. Proprio come la latitudine e la longitudine descrivono una posizione sulla Terra, la declinazione e l'ascensione retta (sistema equatoriale) le descrivono nella sfera celeste. I poli celesti nord e sud e l'equatore celeste sono analoghi ai poli ed all'equatore terrestri, proiettati nello spazio. La declinazione (l'asse y delle nostre mappe stellari) in gradi nord (numeri positivi) e gradi sud (numeri negativi) dell'equatore celeste. L'ascensione retta può essere misurata in gradi ma è invece comunemente misurata in tempo (ore, minuti e secondi). Il "campo visivo" del telescopio è largo circa 1/10 di grado e nei 107 secondi durante i quali sono stati raccolti i dati che rappresentano una work unit, scorre all'incirca su 0,6 gradi di cielo. Quindi i dati che analizziamo provengono da una porzione di cielo alta 1/10 di grado e larga 6/10 di grado.

Seconda riga Data Info.

Essa indica quando i dati sono stati registrati. Da notare che l'ora è riferita al GMT (Greenwich Mean Time). Si tratta dell'ora segnata dall'orologio del Royal Greenwich Observatory in Inghilterra ad una longitudine di 0 gradi.

Terza riga Data Info.

Essa mostra la fonte dei dati (Radio osservatorio di Arecibo).

Quarta riga Data Info.

L'ultima riga contiene la frequenza-base dei dati che si sta analizzando. SETI@home osserva una banda dello spettro ampia 2,5 MHz. Esso divide questa banda in frazioni di 9.765 Hz ciascuna. Questo significa che ad ogni 107 secondi di registrazione SETI@home ricava 256 blocchi di dati. La cifra relativa alla frequenza-base ci dice in che punto, della banda totale di 2,5 MHz, i nostri 10 kHz sono piazzati. Tutte queste informazioni ci permottono di identificare in modo univoco la nostra work unit.

I dati dello screen saver - parte 2

Data Analysis.

Questa parte dello scree saver è

aggiornata dinamicamente da

informazioni che saranno di seguito

illustrate. Osservare questo pannello

ci aiuterà a capire cosa sta facendo

SETI@home

Doing Baseline Smoothing.

Le work units ricevute contengono segnali di vario genere mescolati tra loro. I segnali di nostro interesse sono quelli a banda stretta perché si pensa che questo tipo di segnali possa essere usato da una civiltà aliena per comunicare. D'altro canto i segnali a banda larga sono generati perlopiù da eventi astronomici naturali. Per scartare i noise (rumore di fondo a banda larga) SETI@home effettua una sorta di "media" tra i dati che elimina, restituendoci tutti gli altri segnali a banda stretta sopra (o sotto) a una linea di rilevamento. Inoltre sopra i 107 secondi il segnale spesso diventa lentamente più rumoroso e/o più tenue. Pertanto il baseline smoothing porta tutto allo stesso livello. Questa è la prima operazione eseguita quando si receve la work unit ed è solitamente eseguita una sola volta.

Computing Fast Fourier Transform.

Qui è dove si completa gran parte del lavoro. Un'onda radio non elaborata varia col tempo come una linea su un oscilloscopio che si muove rapidamente su è giù in risposta alla nostra voce proveniente da un microfono connesso. In questo caso, il tempo si muove lungo l'asse orizzontale X e l'intesità del segnale (in questo caso la pressione dell'aria) lungo l'asse verticale Y. Il segnale non elaborato (grezzo) proveniente da un radiotelescopio non ci è particolarmente utile. Ciò che vogliamo scoprire è la presenza di qualche "tono" costante (e alto) all'interno del segnale. Si preferisce osservare la frequenza lungo l'asse orizzontale delle X e l'intesità lungo l'asse verticale Y. Ciascun picco in questo grafico rappresenta un segnale forte su una singola frequenza. Per trasformare un set di dati in funzione del tempo in un seti di dati in funzione della frequenza, si applica una complessa operazione matematica chiamata FFT, Fast Fourier Transform (Trasformata rapida di Fourier). Il grafico nella parte bassa dello screen saver mostra il risultato dell'elaborazione dei dati attraverso la FFT.

All'inizio della work unit (unità di lavoro) calcoliamo 15 differenti FFT, ciascuna delle quali esamina i dati con risoluzione variabile. Si inizia osservando dettagli della larghezza di 0,07 Hz. Sono necessarie delle compensazioni con questo tipo di analisi. Se volete essere particolarmente accurati nella frequenza, è necessario osservare i dati per un tempo maggiore. Per esempio, alla risoluzione della frequenza di 0,075 Hz, dobbiamo osservare porzioni di dati della lunghezza di 13,42 secondi. Per analizzare completamente il nostro campione di 107 secondi, dobbiamo operare 8 FFT. Quando si riduce la risoluzione della frequenza a 0,14 Hz dobbiamo osservare un campione di dati di soli 6,7 secondi. Ora abbiamo una minore risoluzione della frequenza ma una maggiore risoluzione del tempo. Dobbiamo perciò osservarne il doppio (16) (di FFT) per coprire i 107 secondi di dati. Osserviamo 15 diverse risoluzioni della frequenza (0,075 - 0,15 - 0,3 - 0,6 - 1,2 - 2,5 - 5 - 10 - 20 - 40 - 75 - 150 - 300 - 600 e 1200 Hz) nelle nostre analisi. Per ciascun dimezzamento della risoluzione di frequenza dobbiamo operare il doppio del numero di FFT per coprire i 107 secondi di dati della work-unit.

Chirping Data.

E' improbabile che un pianeta alieno sia fermo rispetto alla Terra. Possiamo presumere che gli eventuali ET siano in una situazione simile alla nostra (la Terra ruota attorno al Sole il quale a sua volta sta orbitando attorno al centro della Via Lattea, nel nostro caso). C'è un effetto interessante che questi movimenti causano su un segnale emesso da una fonte mobile e/o ricevuto da un pianeta mobile. Questo è l'effetto Doppler. Facciamo un esempio pratico: sentire una macchina suonare il clacson mentre ci passa accanto. La frequenza, o il tono, del suono cambia mentre passa. Se gli ET inviassero delle onde (onde elettromagnetiche), i loro segnali saranno distorti dal moto dei due sistemi allo stesso modo in cui è distorto il suono del clacson. Per raddrizzare l'onda il SETI@home analizza i dati molte volte provando man mano possibili accelerazioni Doppler. Prima di fare ciò SETI@home prende i dati grezzi e con un processo matematico annulla una specifica accelerazione Doppler ("chirp"). Si ottengono dati "de-accelerati" risultanti dalle procedure di FFT (trasformata rapida di Fourier). Questo è chiamato "de-chirping" dei dati. SETI@home cerca di farlo in vari punti tra -50 Hz/sec e +50 Hz/sec. Alla più fine risoluzione di 0,075 Hz noi controlliamo 5.409 differenti valori di chirp tra -10 Hz/sec e +10 Hz/sec!

Searching for Gaussians.

Come spiegato nella sezione della FFT, quando la risoluzione della frequenza è più grossolana la risoluzione del tempo è più fine. Quando la risoluzione del tempo è abbastanza alta noi possiamo vedere nei dati se i segnali si indeboliscono o se diventano più forti nei 12 secondi che impiegano a passare nel campo visivo del telescopio. Questo è un test eccellente per valutare se il segnale è originato da RFI (Radio Frequency Interference) oppure è qualcosa di più interessante. Un segnale terrestre non diventerebbe più forte e poi più debole nell'arco di 12 secondi. Con questo controllo di curva si vede se il segnale diventa più forte e poi più debole in 12 secondi di tempo. Questo test è applicato solo a risoluzioni di frequenza maggiori o uguali a 0,59 Hz poiché stiamo cercando queste gaussiane di 12 secondi i vostri 107 secondi di dati si sovrappongono al precedente e al seguente blocco di dati di 15 secondi. In questo modo noi ci assicuriamo di non perdere un segnale importante spaccandolo a metà.

Searching for Pulses/Triplets.

SETI@home cerca ripetuti impulsi nei segnali radio. I nostri vicini alieni potrebbero non inviarci un tono uniforme e piacevole per farcelo riconoscere. Potrebbero trasmettere una serie di ravvicinati o ampi gruppi di impulsi. Questo è più economico a livello di potenza per il loro trasmettitore se lo stanno facendo intenzionalmente (e chi lo sa se quello che stanno inviando è non intenzionale!). Per tutte le risoluzioni di frequenza maggiori o uguali a 0,59 Hz il salvaschermo effettuerà una ricerca di impulsi ripetuti e una ricerca di triplette di impulsi.

E con questo abbiamo conluso la spiegazione della prima riga di Data Analysis.

Doppler Drift Rate (seconda riga Data Analysis).

Essa contiene il corrente "Doppler drift rate" ("tasso di spostamento Doppler"), cioè il valore corrente di accelerazione Doppler usato per l'analisi. I primi test che sono fatti sui dati hanno un tasso di direzione pari a 0 Hz/sec. Questi segnali non accelerati sono perlopiù generati da RFI. Tra i -10 Hz/sec e i +10 Hz/sec proviamo tutte le 15 risoluzioni di frequenza e incrementiamo il tasso della direzione di Doppler di 0,002 Hz/sec tra ogni FFT e la successiva. Tra +-10 e +-50 noi incrementiamo di 0,296 Hz/sec.

Frequency Resolution (seconda riga Data Analysis).

La seconda linea ci dice inoltre l'attuale risoluzione di frequenza (larghezza di banda, "bandwidth") che stiamo usando per i nostri calcoli. Avrete notato che la maggior parte del tempo la passiamo a calcolare le FFT con una risoluzione di 0,075 Hz. Ogni 4 FFT ne facciamo una con una risoluzione di 0,14 Hz. Ogni 16 FFT ne facciamo una con risoluzione 0,29 Hz. Ogni 64 FFT..., beh vi sarete già fatti un'idea. Ricordate che ci sono 15 diverse risoluzioni di frequenza (0,075 - 0,15 - 0,3 - 0,6 - 1,2 - 2,5 - 5 - 10 - 20 - 40 - 75 - 150 - 300 - 600 e 1200 Hz). Noi scartiamo le due più piccole risoluzioni (0,075 Hz e 0,15 Hz) quando il doppler drift rate è più grande di 10 Hz/sec o più piccolo di -10 Hz/sec.

Analysis Result.

La prossima parte del pannello dell'Analisi Dati mostra i risultati parziali riguardanti la migliore gaussiana, sul migliore impulso, sulla migliore tripletta e così via. Questa parte del pannello si alterna tra i tre, ma solo quando un risultato significativo è stato trovato. Per esempio se non sono state trovate significative triplette non vedrete le triplette. A seguire le spiegazioni su come vengono scelti i migliori risultati.

Best Gaussian.

Se un segnale è sopra a un livello medio di rumore e inoltre si rinforza e poi si indebolisce seguendo l'andamento di una curva gaussiana quando l'oggetto passa davanti al telescopio, è un fatto interessante. "Power" ci dice quanto è potente il segnale relativamente alla potenza base calcolata precedentemente. "Fit" ci dice quanto il segnale si avvicina a una gaussiana (curva a campana) perfetta. Un "Fit" basso rappresenta un migliore avvicinamento alla curva ideale (è realmente una misura del chi-quadrato, quanto si allontanano i dati da una gaussiana ideale). Se vedete un picco potente e un numero "fit" basso non chiamate i giornalisti, non annunciate al mondo che avete scoperto gli alieni. Ogni segnale forte, prima che diventi "ufficiale", deve essere verificato (in molti modi) per eliminare la possibilità che sia dovuto all'interferenza di segnali radio terrestri (RFI). Poiché il rumore può simulare a volte una gaussiana abbiamo impostato una soglia per non essere inondati di risultati ingannevoli. Se i segnali sono più forti di 3,2 volte il livello medio del rumore (noise) e hanno il miglior "fit" (inferiore a) 10, il salvaschermo li restituisce al nostro server a Berkeley. Nel grafico sotto la potenza e il numero di "fit" mostrano l'analisi di comparazione della curva in tempo reale e inoltre mostra la migliore gaussiana trovata finora nell'analisi di questa unità di lavoro.

La linea rossa mostra i dati attuali (la potenza a una data frequenza, visti nel tempo). Questo aspetto del grafico cambia ogni volta che il processo di ricerca della gaussiana passa a una nuova frequenza. La linea bianca mostra la gaussiana che si avvicina di più al nostro segnale, cioè quello che il nostro client sta calcolando in quel momento. A ogni punto dei dati noi cerchiamo una nuova comparazione. Voi vedete questo nel cambiamento rapido della linea bianca. Se l'analisi non avvenisse così rapidamente voi vedreste il picco della gaussiana muoversi da sinistra a destra mentre cerchiamo di farla combaciare coi vostri dati.

Best Pulse.

Per cercare una serie di potenti impulsi ripetuti, SETI@home applica uno speciale test chiamato "fast folding algorithm". Se il processo trova una serie di impulsi ripetuti, vengono mostrati con le statistiche che descrivono cosa si è trovato.

"Power" ci dice quanto sono potenti gli impulsi relativamente alla potenza base calcolata precedentemente. "Period" è la misura di quanto si distanziano nel tempo gli impulsi in secondi. Poichè le interferenze radio terrestri e il rumore casuale possono simulare un impulso, abbiamo anche qui impostato un valore di soglia per accettare l'impulso. Questo valore è calcolato dinamicamente e dipende dal periodo e dal numero di volte che i dati sono stati elaborati. "Score" è il valore dell'ampiezza rispetto a questo valore soglia. Un' impulso con score maggiore di uno sarà riportato al server di Berkeley. Il grafico sotto la potenza, il periodo e lo score visualizza l'analisi degli impulsi mentre accade e mostra anche il miglior impulso trovato fino a quel momento. Come per le gaussiane sopra, la linea rossa mostra i dati attuali - la potenza a una data frequenza, visti nel tempo. Diversamente dalle gaussiane questo grafico probabilmente non coprirà gli interi 107 secondi di dati, ma probabilmente coprirà due periodi dell'impulso (due volte il periodo nella linea sopra il grafico...). Dovreste vedere due impulsi venir fuori dal rumore. La parte destra e la parte sinistra del grafico sono le stesse. Visualizzando due periodi rendiamo più facile la visione degli impulsi.

Best Triplet.

SETI@home esegue un altro test per gli impulsi. Questo controlla la presenza di tre impulsi alla stessa distanza l'uno dall'altro. Per far questo il client controlla ogni coppia di impulsi che sono sopra un valore soglia. Il client poi cerca un impulso nel mezzo degli altri due. Se viene trovato, viene memorizzato e mandato al server di Berkeley.

Se viene trovata una tripletta, viene visualizzata una linea che mostra la potenza degli impulsi (relativamente al rumore base) e il tempo tra gli impulsi (periodo) in secondi.

Il back end e il front end di Seti@home

Nei tardi anni 90 David Anderson, David Gedye, Dan Werthimer e Woody Sullivan crearono il progetto SETI@home: lo scopo era quello di utilizzare milioni di pc di casa come parte del progetto radio di Seti, analizzando i dati provenienti da Arecibo. La potenza di calcolo ricavabile dai pc dei volontari permisero di fare una ricerca più vasta e più sensibile che, altrimeni, non sarebbe stata possibile. Al laboratorio di scienze spaziali di Berkeley, sede del progetto, si unirono presto Eric Korpela, Jeff Cobb, and Matt Lebofsky. Questo grupo è rimasto unito, con cambi di ruolo, fino ad oggi.

Per i primi due anni la focalizzazione del team fu sul front end di SETI@home. Questo implicava

Registrare i dati da Arecibo;
Inviarli (in origine su nastro, poi su disco) a Berkeley;
Dividerli, in base al tempo e alla frequenza, in workunits;
Far analizzare le workunits sui pc di casa;
Raccogliere e immagazzinare i risultati sui server a Berkeley.

In construzione

Le applicazioni ottimizzate

Su QUESTA pagina troverete le notizie sulle ultime release delle applicazioni ottimizzate; c'è poi anche una PAGINA dei DOWNLOAD

Il client del progetto Seti@home è open source, e viene rilasciato con licenza GPL. Qui le informazioni per il download e la compilazione. Alcuni utenti hanno eseguito il porting del client per diversi sistemi, ed altri hanno ricompilato i client per ottimizzare l'elaborazione. Di seguito le instruzioni per l'installazione dei client ottimizzati per i principali sistemi operativi:

WINDOWS (per applicazioni Enhanced ed Astropulse)

Aiutandovi con il software gratuito CPU-Z prendete informazioni sulla configurazione del vostro PC: in particolare CPU INTEL o AMD, sistema operativo 32bit o 64bit, set di istruzioni integrate (SS2, SSE3, SSSE3, SSE4.1).

Andate poi QUI e scaricate la versione adatta per il vostro sistema. Una volta scaricato il pacchetto adatto, chiudete BOINC ed estraete il file .exe del client seti ed il file app_info.xml. nella cartella:

c:\Documents and Settings\All Users\Dati applicazioni\BOINC\projects\setiathome.berkeley.edu

(c:\Programdata\BOINC\projects\setiathome.berkeley.edu sia per Windows Vista che per Windows 7. Si ricorda che la cartella Pogramdata è una cartella nascosta)

Riavviate BOINC e se avete fatto tutto bene dovrebbe ripartire tutto da dove era rimasto, utilizzando il nuovo client ottimizzato, scrivendo nei messaggi iniziali (schermata message) questo "SETI@home Found app_info.xml; using anonymous platform" e ciò significa che verrà utilizzato il client modificato.

LINUX (per applicazioni Enhanced ed Astropulse)

I client Seti@home ottimizzati per LINUX li trovate QUI. Per il momento è disponibile la versione delle Astropulse solo per sistemi LINUX a 32bit.

Scaricate la versione più adatta per il vostro sistema poi chiudete BOINC, scompattate il file e copiate il client e l'app_info.xml in

Codice:

boincprojectssetiathome.berkeley.edu

Riavviate BOINC e se avete fatto tutto bene dovrebbe ripartire tutto da dove era rimasto, utilizzando il nuovo client ottimizzato. Nei messaggi iniziali ( Messages) all'avvio dovrà comparire questo:

Codice:

"SETI@home Found app_info.xml; using anonymous platform"

che significa che verrà utilizzato il client modificato.

FreeBSD
I client Seti@home ottimizzati per FreeBSD li trovate QUI

HP-UX
I client Seti@home ottimizzati per HP-UXD li trovate QUI

Apple Mac OSX

I client Seti@home ottimizzati per HP-UXD li trovate ai seguenti indirizzi:

PowerPC: -CPU PPC G4 (circa 1,2 Mb) -CPU PPC G5 (circa 1,2 Mb)

Intel: -CPU Intel Core Duo (circa 1,0 Mb)

Intel: -Mac OSX (Intel) Astropulse v5.0_SSE3 (circa 600 Kb)

Nella cartella SYSTEM/LIBRARY, cliccare su "Application Support" => BOINC Data => porjects => setiathome.berkeley.edu => inserire qui tutti i file della cartella scaricata (per il proprio processore...)=> Eliminare il file setiathome.darwin presente nella cartella.
Riavviare BOINC e controllare che tutto funzioni correttamente con il nuovo client.

Supporto al progetto: supportato

Per unirsi al team BOINC.Italy consultare la scheda "Link" qui a destra cliccando sull'icona relativa al "JOIN"