A propos de l'écran de veille SETI@home.
Analyse des données (versions 3.0 et suivantes).
C'est là que s'affiche l'état de toutes les actions entreprises par l'écran de veille sur les données téléchargées par l'écran de veille. Alors que
les deux autres panneaux restent fixes quand les données sont traitées, ce panneau est mis à jour dynamiquement pendant que votre ordinateur travaille.
Cette section de l'écran contient tout un tas d'informations sur ce que votre ordinateur est en train de faire à un moment donné durant l'analyse de
votre unité de travail. Garder un oeil attentif sur ce panneau vous aidera à comprendre ce que SETI@home fait de toutes ses données :
1. Que fait l'écran de veille MAINTENANT ?
La ligne supérieure vous indique ce que le programme est en train de faire. Elle peut indiquer un des messages parmi les différents que nous listons
ci-dessous, et pour chacun d'eux nous vous expliquons ce qu'il signifie.
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"Scanning Result Header File"
(Parcours du fichier-entête de résultats.)
Quand SETI@home se déclenche (ou quand vous le lancez manuellement) l'écran de veille doit retrouver d'une façon ou d'une autre où il en était quand
il avait dû laisser ses calculs la dernière fois. Pour retrouver ces informations, il lit un fichier que nous avons sauvegardé sur votre disque dur.
L'écran de veille alors reprends ses travaux exactement là où il avait dû les interrompre avec toutes les données à l'écran intactes.
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"Connecting To Server"
(Connexion au serveur.)
Quand vous voyez ceci, l'écran de veille essaye de contacter le serveur de données SETI@home via Internet.
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"Receiving Data"
(Réception des données)
Quand vous voyez ceci, le serveur de données SETI@home est en cours d'envoi de données pour l'écran de veille. Nous vous envoyons environ 350 Ko de
données réelles du radio-télescope et encore près de 1 Ko qui décrit les données (l'instant de capture de ces données, la localisation dans le
ciel, la fréquence de base de cette unité de travail, etc...) Cela ne devrait pas maintenir votre connexion Internet très longtemps (moins de 4 minutes
avec un modem à 28,8 kbit/s.)
Ces données représentent une tranche de 107 secondes d'enregistrement du télescope (avec un recouvrement de 15 secondes entre différentes unités de
travail) prises dans une sous-bande de fréquences large de près de 10 KHz (une des 256 sous-bandes de la bande totale de 2,5 MHz captée par le
télescope), cet enregistrement utilisant des échantillons de 2 bits chacun (il y a 2^20 = 1 048 576 échantillons soit
2 097 152 bits utiles, codés en octets ASCII groupant 3 échantillons ou 6 bits utiles par octet).
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"Doing Baseline Smoothing"
(Lissage au niveau de base.)
Quand vous recevez une nouvelle unité de travail du serveur à Berkeley, il y a des signaux de tous types mélangés dedans. Nous ne sommes intéressés
que par la recherche des signaux à bande étroite. Ces signaux étroits sont ce que nous croyons qu'une civilisation aliène utiliserait pour communiquer.
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. C'est la première chose qui est faite sur les données une
fois que vous avez reçu votre unité de travail, et cela n'est habituellement fait qu'une seule fois. Une barre de progression apparaît à droite et vous
indique jusqu'où votre ordinateur a achevé ce travail.
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"Computing Fast Fourier Transform"
(Calcul de transformée de Fourier rapide.)
C'est là que tout le travail est fait vraiment. Les données qui vous sont fournies par le télescope forment un signal qui varie avec le temps - comme
une ligne sur un oscilloscope qui monte et descend en réponse à votre voix dans un microphone connecté. Dans ce cas, le temps cours le long de l'axe X
horizontal, et la force du signal (la pression de l'air) au long de l'axe Y vertical. Le signal brut du radio-télescope ne nous est pas très utile. Ce que
nous voulons savoir c'est s'il y a des "notes" constantes (et fortes) dans le signal. Aussi nous préférons regarder un graphique avec 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). Pour plus d'informations sur les FFT's, veuillez
consulter un livre sur les traitements numériques du signal.
Le résultat de ce calcul produit le graphique dans la partie basse de l'écran de veille. Vous noterez quelques éléments intéressants à propos des
FFT's. Au début d'une unité de travail, nous effectuons 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 nos 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, nous devons effectuer le double de FFT's pour couvrir nos 107 secondes de données. La quantité de transformations
de données est affolante !
Pour en finir, la barre de progression qui apparaît à droite vous fait savoir où en est votre ordinateur dans chaque ensemble de FFT's. Vous pouvez
également regarder la FFT s'accumuler dans le graphique de la section en bas de l'écran.
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"Chirping Data"
(Stabilisation en fréquence des données.)
Il est quasiment improbable qu'une planète alienne soit immobile par rapport à la Terre. Rappelez-vous que l'humanité évolue sur une planète en
rotation, et en révolution autour du Soleil, lui-même en orbite autour du centre de notre galaxie la Voie Lactée. Nous pouvons assumer que nos amis
extra-terrestres soit pareillement situés.
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. Vous êtes sans vous en doûter familier avec cet effet si vous avez entendu une voiture actionner son klaxon alors qu'elle vous dépasse. La
fréquence, ou note, du son change alors que la voiture passe. Sortez et essayez vous-même. Restez à côté de la route et écoutez alors qu'un ami conduit
près de vous avec le klaxon en marche. Vous pouvez aussi conduire près d'une voiture en stationnement qui actionne son klaxon et vous entendrez la note
changer. Ce qui est important c'est la vitesse relative.
Bien sûr nos amis distants n'actionnent pas leur klaxon vers nous, ils nous envoie des ondes (électromagnétiques). Leur signal 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, l'écran de veille 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 en Anglais). Il alimente
alors de ces données "désaccélérées" les routines de FFT (Transformées Rapides de Fourier). Ca s'appelle "dé-chirping" ou
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.
Notez toutefois, qu'un seul point de mesure (Arecibo) 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 (sauf s'il s'agit de radiations naturelles émises
par des éléments atomiques dont les fréquences au repos sont connues). 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.
Dans le cas qui nous intéresse, 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...).
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"Doing Curve Fitting"
(Ajustement aux courbes de réponse.)
Comme il est expliqué brièvement dans la section FFT, quand la résolution en fréquence est plus lâche, la résolution est temps est plus fine. Quand
la résolution en temps est suffisamment haute, nous pouvons regarder les données pour voir si les signaux deviennent plus forts ou plus faibles durant les
12 secondes nécessaires pour passer au travers du champs de vision du télescope.
C'est un test excellent pour savoir si le signal est "d'ailleurs" plutôt qu'une simple source d'interférence quelque part ici sur la Terre. Un
signal d'origine terrestre ne devrait pas devenir plus fort puis plus faible durant la période de 12 secondes qui nous intéresse. Cet ajustement au 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.
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"Searching for Pulses / Triplets" (versions 3.x)
(Recherche des impulsions / triplets.)
Une nouvelle fonctionnalité de SETI@home depuis la version 3.0 est qu'il recherche maintenant des impulsions répétées dans le signal. Nos voisins
aliènes pourraient aussi bien ne pas envoyer un joli signal continu que nous puissions détecter. Il pourraient émettre une suite rapprochée ou espacée
d'impulsions. C'est bien plus économique en terme de puissance consommée par leur transmetteur s'ils le font intentionnellement (et qui sait ce qu'ils
peuvent envoyer si ce n'est pas intentionnel !)
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.
Cela termine la première ligne du panneau d'information sur l'analyse des données. Fiiiouu !
2. Vitesse de dérive Doppler.
La seconde ligne du panneau information sur l'analyse des données 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 -5 Hz/s et +5 Hz/s (versions 1.x ou 2.x) ou de -10 Hz/s et +10 Hz/s (versions 3.x), nous
essayerons toutes les 15 résolutions en fréquence et incrémenterons la vitesse de dérive Doppler de 0,002 Hz/s entre deux FFT's. Entre +/-5 Hz/s
et +/-10 Hz/s (versions 1.x ou 2.x) ou entre +/-10 Hz/s et +/-50 Hz/s (versions 3.x), l'incrément sera de seulement
0,007 Hz/s (versions 1.x ou 2.x) ou de 0,296 Hz/s (versions 3.x), et nous laisserons tomber les plus fines résolutions en fréquence
de 0,075 Hz (versions 1.x ou 2.x) et de 0,15 Hz (versions 3.x).
3. Résolution en fréquence.
La troisième ligne nous apprend la résolution de fréquence courante (largeur de bande) que nous utilisons dans nos calculs. Vous noterez que la plus
grande partie du temps nous calculerons des FFT's avec une résolution en fréquence de 0,0745 Hz.
Puis toutes les 4 FFT's nous en ferons une avec une résolution de 0,149 Hz. Tous les 16 FFT's nous en ferons un autre avec une résolution de
0,298 Hz. Tous les 64 FFT's... bien vous avez compris le principe.
Rappelez-vous qu'il y a 15 résolutions de fréquence différentes (0,0745 ; 0,149 ; 0,298 ; 0,596 ; 1,19 ; 2,38 ; 4,77 ;
9,54 ; 19,1 ; 38,2 ; 76,3 ; 153 ; 305 ; 610 et 1 221 Hz.) Nous laisserons cependant de côté les plus fines
résolutions, 0,0745 Hz (versions 1.x ou 2.x) et 0,149 Hz (versions 3.x), quand la vitesse de dérive est supérieure à +5 Hz/s ou
inférieure à -5 Hz/s (versions 1.x ou 2.x) ou supérieure à +10 Hz/s ou inférieure à -10 Hz/s (versions 3.x).
4. Plus fort pic (versions 1.x seulement).
Les deux lignes suivantes vous renseignent sur le signal le plus puissant que l'écran de veille a détecté dans l'unité de travail courante (jusque là).
Les unités sont relatives au bruit moyen (p. ex. "30" signifie que le signal était 30 fois plus fort que le bruit typique.) Le vu-mètre sur la
droite vous donne une idée de la force de ce signal.
Ne vous excitez pas si le vu-mètre passe dans le rouge ! C'est plus vraisemblablement un pic puissant d'interférence radio d'origine terrestre ou
d'un de ses satellites ! N'allez pas appeler la presse ou annoncer au monde que vous avez découvert les aliènes. Tout signal fort doit être vérifié
(de plusieurs façons) avant de devenir "officiel." La fréquence, le temps et la vitesse de dérive Doppler associés avec ce pic sont listés dans
la ligne sous le vu-mètre.
Ces informations ont été jugées dénuées d'intérêt réel, et ont été supprimées dans la version 2.0 du client graphique SETI@home.
5. Plus fort gaussien (versions 1.x seulement).
Si un signal est au dessus du niveau
moyen de bruit et que sa puissance monte progressivement puis redescend en forme de cloche "gaussienne" alors que l'objet est balayé par le faisceau
du télescope, ça nous intéresse !
Le nombre libellé "power" nous renseigne sur la puissance relative de ce signal par rapport à la puissance moyenne de bruit calculée
précédemment.
Le nombre libellé "fit" (accord) est une mesure grâce au test mathématique dit du "Chi-2" (c2)
de la qualité de l'accord du signal croissant et décroissant avec le profil gaussien idéal du faisceau de réception du télescope lorsqu'il balaye un point
du ciel. Un nombre "fit" plus faible signifie un meilleur accord. Ces signaux sont bien plus intéressants que les pics des deux lignes
précédentes, mais doivent malgré tout passer le processus rigoureux de vérification pour sa confirmation : le fait que le signal ne provienne pas
directement de la Terre ne signifie pas qu'il n'est pas pour autant d'origine humaine, le signal pouvant aussi provenir d'un des nombreux satellites non
géostationnaires, ou de la réflexion d'un signal terrestre sur un objet céleste mobile.
Tout signal puissant doit être vérifié (de plusieurs façons) pour écarter toute occurrence d'une interférence en
radio-fréquence (I.R.F.) avant de devenir "officiel". Puisque le bruit sidéral peut parfois prendre une forme gaussienne, nous avons établi un
seuil de tolérance, pour ne pas nous faire submerger par trop de résultats parasites. Si la puissance de crête du signal est supérieure à 3,2 fois la
puissance moyenne de bruit, et monte puis redescend d'une façon gaussienne durant la "fenêtre" de 12 secondes alors que l'objet passe dans le
faisceau du télescope avec un facteur d'accord "Chi-2" (c2) inférieur à 10 (versions 1.x et 2.x) ou 8
(versions 3.x), vous verrez s'afficher deux lignes additionnelles listant sa puissance avec un vu-mètre, accompagnée de ses fréquence, temps et
vitesse de dérive Doppler, et le signal sera retourné par l'écran de veille à notre serveur de Berkeley.
Les informations affichées en dessous ont été ajoutées dans la version 2.0 du client graphique SETI@home :
6. Meilleur gaussien (versions 2.x seulement).
L'indication des meilleurs signaux de
crête détectés a été supprimée, et a fait la place au graphique d'ajustement gaussien des meilleurs signaux gaussiens trouvés. le graphique montre la
puissance et l'ajustement idéal pour la fréquence et la vitesse de dérive affichée. Note : si le faisceau du télescope se déplace trop lentement ou
trop rapidement dans le ciel durant l'observation, l'ajustement gaussien ne sera pas réalisé, et aucun graphique ne sera affiché, ce qui peut réduire le
temps total de traitement de l'unité de travail.
La ligne rouge montre les données réelles - la puissance effective du signal à la fréquence donnée, telle que calculée à travers le temps. Cette vue
est une tranche allant de l'arrière à l'avant du graphique global affiché en bas de l'écran de veille. Cet aspect du graphique change chaque fois que
l'ajustement gaussien se déplace sur une nouvelle fréquence. La courbe blanche affiche le meilleur ajustement gaussien pour ces données, c'est à dire ce
que votre client doit réellement calculer !
A chaque point de données dans le temps, nous tentons un nouvel ajustement, vous pouvez le voir au changement très rapide de la courbe blanche. Si
l'analyse n'allait pas si vite, vous pourriez voir la cloche blanche se déplacer de gauche à droite au travers du graphique rouge, pour parcourir toute la
durée de l'observation, de façon à déterminer le(s) meilleur(s) ajustement(s) des données de puissance obtenues lors du calcul des FFT's et affichées en
rouge.
6. Meilleur triplets (versions 3.x seulement).
Depuis la version 3.0 (actuellement déployée en version 3.03 ou
plus), d'autres types d'ajustements sont également recherchés dans les unités de travail présentant des impulsions supérieures au niveau de bruit moyen,
pour trouver les signaux pulsatifs modulés dont suffisamment d'impulsions sont détectables à espace régulier dans le temps (dans l'intervalle de temps où
le faisceau du télescope survole la même région angulaire du ciel) et dont les sommets de crête peuvent là aussi former une cloche gaussienne (mais que
l'on ne cherchera pas à ajuster, car trois pics sont insuffisant pour bien caler la courbe).
Si un tel triplet est détecté, le graphique montre la courbe de réponse en puissance du signal sur la meilleure fréquence, et les données affichées
indiquent la puissance relative du triplet d'impulsions par rapport au niveau de bruit moyen, ainsi que la période qui les sépare dans le temps.
Il faut noter que la recherche des triplets n'aura pas lieu si le faisceau du télescope balaye le ciel trop rapidement pour que suffisamment d'impulsions
significatives soient détectables. Cela conduit alors aussi à réduire le volume global de calcul d'une telle unité de travail. Néanmoins l'impact de
ce type de recherche est assez réduit en terme de masse de calcul, car il est rare que nombreuses combinaisons de pics d'une puissance relative suffisante
soient présentes à une fréquence de FFT donnée dans le temps de parcours du faisceau dans le ciel. Ce type de recherche sera d'autant plus fréquent que le
faisceau balaye lentement le même secteur de ciel.
7. Meilleures impulsions (versions 3.x seulement).
Le logiciel recherche également les signaux pulsatifs d'une
puissance suffisante et répétés plusieurs fois pendant le survol d'une zone du ciel. SETI@home tente de superposer la courbe sur elle même (en la décalant
dans le temps sur des instants successifs équidistants pris dans l'intervalle de temps où le faisceau parcourt le même secteur angulaire du ciel), puis en
ajustant la puissance maximale de chaque courbe pour voir si cette superposition contient bien un signal significatif composé d'impulsions pouvant
individuellement être très faibles et très courtes par rapport au bruit ambiant.
Le graphique reproduit alors deux copies successives du signal replié contenant un pic significatif correspondant à la superposition de plusieurs
impulsions équidistantes dans le temp. La finesse horizontale du graphique indique si cette courbe correspond au repli de peu d'impulsions espacées dans le
temps. Si cette courbe contient peu de segments, c'est le signe d'impulsions très rapprochées et très nombreuses. Les données indiquent la puissance
relative des impulsions par rapport au bruit moyen (ce nombre peut être très faible si les impulsions sont assez nombreuses), la période de répétition de
ces impulsions (une période courte indique que les impulsions répétées sont très nombreuses, et le score obtenu prend en compte le produit de la puissance
relative moyenne des impulsions par rapport au niveau de bruit moyen et du nombre d'impulsions ainsi superposées pour les détecter.
Il faut noter que la recherche des impulsions rapides n'aura pas lieu non plus si le faisceau du télescope balaye le ciel trop rapidement pour que
suffisamment d'impulsions significatives soient détectables. Cela conduit alors aussi à réduire le volume global de calcul d'une telle unité de travail.
Par contre le calcul de nombreuses périodes de repli (surtout si le faisceau du télescope parcours un secteur angulaire très réduit dans le ciel) influe
fortement sur le temps global d'analyse d'une unité de travail.
7. Conclusion sur l'analyse des données.
Pour une description plus technique de l'analyse des données effectuées, vous pouvez consulter l'article scientifique "L'étude
du ciel par SETI@home", ainsi que le nouvel article scientifique (encore plus détaillé) "SETI@home :
le calcul massivement distribué appliqué à SETI" paru dans le magazine "Computing in Science and Engineering" de l'IEEE Computer Society.
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