СПОСОБ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ГРАНИЦ ОБЛАСТЕЙ ПЛАЗМЫ В КОСМИЧЕСКОМ ПРОСТРАНСТВЕ Российский патент 2023 года по МПК G06N7/06 

Область техники, к которой относится изобретение

Настоящее изобретение относится к компьютерным и сетевым технологиям, а именно, к технологиям, используемым для автоматического обнаружения границ между разными областями плазмы в космическом пространстве с помощью данных, полученных магнитометром космического аппарата вдоль его траектории, бортового компьютера космического аппарата и/или средств дальней космической связи. Изобретение может быть реализовано в виде программного-аппаратного комплекса для определения различных областей плазмы в космическом пространстве и границ между ними.

Уровень техники

Многие планеты Солнечной системы обладают собственным магнитным полем, в результате взаимодействия которого с солнечным ветром образуются сложные и динамичные объекты – магнитосферы. Изучение динамики магнитосфер играет важную роль в понимании и прогнозировании явлений космической погоды и их влияния на безопасность космических полетов, а также на сроки службы автоматических межпланетных станций. При своём движении по траектории вокруг планеты космический аппарат попадает из области межпланетного пространства в область переходного слоя магнитосферы, пересекая токовый слой (тонкий слой электрического тока в хорошо проводящей плазме; возникает при скачке магнитного поля и разделяет магнитные поля разной направленности.) головной ударной волны, а затем, из области переходного слоя в область магнитосферы планеты, пересекая токовый слой магнитопаузы. Три области - область межпланетного пространства, область переходного слоя и область магнитопаузы - описываются разными значениями параметров космической плазмы и магнитного поля. В области межпланетного пространства плазма является плазмой солнечного ветра, движущейся, как правило, со сверхзвуковой скоростью. При попадании в область переходного слоя плотность плазмы возрастает, а скорость уменьшается до дозвуковой. В области магнитосферы плазма концентрируется в определённых областях - радиационных поясах, ионосфере, токовом слое хвоста магнитосферы и не имеет общего направленного движения. В зависимости от области нахождения, радиационная нагрузка на аппарат сильно изменяется. Кроме того, для правильного определения параметров плазмы требуются различные скорости счета детекторов энергичных частиц. Эти области отличаются друг от друга на спектрограммах, однако для построения спектрограммы требуется накопление большого объема данных об энергичных частицах, а также ресурсы для их обработки, что делает невозможным обработку и выделение нужного участка данных для передачи на Землю прямо на борту космического аппарата. Однако, различные области отличаются друг от друга также и на магнитограммах, обработка которых требует значительно меньших вычислительных ресурсов и, следовательно, менее требовательна к параметрам процессора, на котором производятся расчёты и к объёму памяти. Кроме того, при пересечении токового слоя, отделяющего одну область от другой, на магнитограмме отражаются соответствующие изменения магнитного поля.

Из уровня техники известно техническое решение [1], основанное на одновременных измерениях параметров плазмы и магнитного поля в межпланетном пространстве и в изучаемых областях магнитосферы. Нормируя величины параметров в точке положения космического аппарата на их значения в межпланетном пространстве, выделяют три области: солнечный ветер, переходный слой и магнитосфера. При этом головная ударная волна отделяет солнечный ветер от переходного слоя, а магнитопауза является границей магнитосферы. Задавая пороговые значения выбранного параметра для каждой из областей, определяют местоположение космического аппарата в данный промежуток времени. Результаты работы известного метода сравнивались с результатами ручной обработки данных.

Недостатками данного способа являются необходимость наличия второго космического аппарата, находящегося в области межпланетного пространства для сравнения его данных с данными космического аппарата, переходящего из одной области в другую. Кроме того, поиск оптимального набора пороговых значений, который характеризует каждую область магнитосферы, требует значительных временных затрат. Также, фиксированные пороговые значения плохо работают при сильных флуктуациях величин магнитного поля и плазмы, что может привести к значительным неточностям в зависимости от выбранных пороговых значений, а также может привести к множеству «неклассифицированных» областей (т. е. к значительной потере информации).

Из уровня техники известен также способ [2], в котором применен алгоритм глубокого машинного обучения - полносвязная сверточная нейронная сеть к данным миссии Magnetospheric Multi Scale (MMS) для классификации 10 ключевых областей плазмы в околоземном космическом пространстве за период 2016-2019 гг. Для этой цели использовали доступные интервалы временных рядов для каждой помеченной человеком области плазмы. В итоге был создан метод автоматического определения 10 околоземных областей с различными параметрами плазмы: солнечный ветер (межпланетное пространство), ионный форшок, головная ударная волна, переходный слой, магнитопауза, пограничный слой, магнитосфера, плазменный слой, пограничный слой плазменного слоя и доли хвоста магнитосферы. Способ оказался очень эффективным при учете динамических особенностей наиболее сложных областей плазмы (важная изменчивость данных из-за флуктуаций плазмы), в частности головной ударной волны и пограничного слоя. Его возможно применить к любой базе данных по плазме, полученной на борту космического корабля.

Недостатком данного способа является необходимость переобучения нейронной сети для каждого конкретного аппарата и планеты, конкретному, так как для применения этой модели в различных космических миссиях для автоматической маркировки доступных данных рекомендуется создавать небольшой размеченный набор данных, характерный для каждой миссии, с ограниченным переобучением последнего слоя нейронной сети, что делает модель не универсальной. Таким образом, сопоставлять результаты с разных миссий у одной и той же планеты будет невозможно, так как для обучения сети должны будут использоваться разные наборы данных. Также, необходимость переобучения нейронной сети для конкретной миссии приведет к невозможности применения данной модели для обработки на борту космического корабля. Кроме того, модель обладает очень большим числом свободных параметров (1’079’000), что делает её ресурсозатратной при обработке большого объема данных после их передачи на Землю с помощью средств дальней космической связи

Из уровня техники известен также способ [3] автоматической классификации трех околоземных областей - магнитосферы, переходного слоя и солнечного ветра на основе данных, полученных с помощью нескольких космических аппаратов. Используя классификатор градиентного бустинга, авторы создали метод автоматического обнаружения различных околоземных областей, на основе данных, получаемых с помощью феррозондового магнитометра и электростатических анализаторов заряженных частиц на борту космического аппарата THEMIS в околоземном пространстве, адаптированный для других экваториальных дневных миссий (Double Star и MMS). После небольшого этапа переобучения, необходимого для учета орбитальных различий между различными миссиями, также оказался успешным в обработке данных неэкваториальных дневных миссиях, таких как Cluster.

Недостатками данного метода является высокая ресурсозатратность при обработке данных как магнитометра, так и данных энергичных частиц. Кроме того, для каждого аппарата требуется свой набор данных для обучения нейронной сети, что говорит о неуниверсальности метода.

Из уровня техники известен также способ [4] автоматического обнаружения пересечения головной ударной волны и магнитопаузы в данных космического аппарата Cassini, работавшего на орбите Сатурна на основе классификатора сверточной нейронной сети (CNN). Предварительно были выбраны участки орбит Cassini на основе эмпирических моделей границ головной ударной волны и магнитопаузы, а также на основе обнаружения выбросов в данных магнитного поля с использованием нейронной сети автоэнкодера. В методе глубокого обучения использовался тип сверточной нейронной сети (CNN), называемый ResNet. В качестве источника данных использовались наборы данных магнитометра и временные спектрограммы электронов. Разработанная модель занимает небольшой объем памяти и после обучения имеет быстрое время вывода (порядка 10 мс), что делает ее подходящей для выбора данных на борту космического корабля или выполнения крупномасштабных исследований границ при анализе данных после миссии.

Однако, модель требует входных данных для обучения, кроме того в ней невозможно выбрать конкретные типы событий, которые превышают определенные пороговые значения, что невозможно в модели CNN.

Из уровня техники известен также способ [5]. Авторы исследовали методы анализа временных рядов без учителя для определения границ магнитного поля в данных, собранных плазменным спектрометром космического аппарата Cassini (CAPS) во время миссии к Сатурну. Авторы исследуем возможность обнаружения пересечений токовых слоев в данных CAPS ELS (электронного спектрометра), в частности головной ударной волны и магнитопаузы Сатурна. Они исследовали методы, которые работают без учителя, то есть которым не требуется обучение на уже существующих примерах событий, а вместо этого происходит поиск статистических нарушений. Это позволяет системе делать меньше предположений о точной природе переходов, прежде чем они будут обнаружены. Метод, разработанный авторами на основе небайесовской скрытой марковской модели дает наилучшее сочетание производительности и скорости обнаружения токовых слоев на плазменных данных.

Однако, так как в этом методе не используется обучение на размеченных данных, возможно обнаружение событий, не имеющих под собой физическое обоснование.

Наиболее близким к заявляемому изобретению является техническое решение [6], использующее два простых алгоритма для определения положения головной ударной волны по данным, полученным в окрестности Марса. В первом подходе авторы определяли местонахождение аппарата относительно усредненного для многих витков положения головной ударной волны в форме конического сечения. Во втором методе авторы добавили данные магнитометра для улучшения работы первого метода. Так как магнитное поле в межпланетном пространстве меньше величины магнитного поля в переходном слое, а также обладает меньшими флуктуациями, используя два пороговых значения для магнитного поля и величины флуктуаций, можно определить области пересечения головной ударной волны.

Однако, недостатком данного решения является необходимость ручного задания пороговых значений магнитного поля.

Плазма является основным состоянием вещества в космическом пространстве, поэтому при проектировании космического аппарата, его приборов и интерпретации полученных ими данных следует в первую очередь учитывать то, что взаимодействие космического аппарата происходило с ионизированными частицами различных энергий. На настоящий момент основными объектами изучения и наблюдения являются планеты, в своем большинстве обладающие внутренним магнитным полем, достаточным для создания магнитосферы - области вокруг планеты, в которой преобладает планетарное магнитное поле и куда не может попасть большая часть частиц набегающего солнечного ветра.

Околопланетную область пространства в первом приближении можно разделить на три части - область набегающего солнечного ветра (межпланетное пространство), переходный слой магнитосферы и магнитосфера. Плазменные структуры внутри магнитосферы отличаются от планеты к планете, в частности в неё могут входить ионосфера, плазмосфера, радиационные пояса, кольцевой ток (Земля) или плазменный диск (Юпитер), токовый слой хвоста магнитосферы. Каждая из этих структур обладает своими свойствами. Например, радиационные пояса планет представляют собой большую угрозу для космических аппаратов за счет большой концентрации высокоэнергичных частиц. Однако, изучение этих структур требует более углубленного анализа данных, кроме того их пересечение не занимает столь длительное время, как время нахождения выделяемых в первом приближении областей. Описанные в уровне техники методы работают только с такими областями Эти области описываются различными значениями параметров, описывающих магнитное поле и космическую плазму. Место, где уравновешиваются давления магнитосферы и переходного слоя, называется магнитопаузой. Магнитопауза представляет из себя трехмерный токовый слой, разделяющий магнитосферу и переходный слой. Она действует в качестве препятствия для набегающего потока сверхзвукового солнечного ветра и расположена ниже по течению относительно бесстолкновительной головной ударной волны, проходя через которую солнечный ветер становится дозвуковым. Головная ударная волна является трехмерным токовым слоем, разделяющим область межпланетного пространства и переходного слоя. Форма, положение и свойства этих границ зависят от условий в набегающем потоке солнечного ветра. Постоянно растущее количество данных позволяет провести статистические исследования, посвященные физическим свойствам различных околопланетных областей, а также положению, форме и динамике магнитопаузы и головной ударной волны.

Правильная классификация плазменных областей в околоземном пространстве имеет решающее значение для проведения точных статистических исследований фундаментальных плазменных процессов. Большинство доступных исследований было выполнено с использованием ручных методов, таких как визуальная идентификация данных или применение заранее определенных пороговых значений к различным наблюдаемым параметрам плазмы. Хотя такие ручные методы позволили провести множество статистических исследований, эти методы часто отнимают много времени и могут приводить к значительным систематическим ошибкам. Кроме того, эти модели обычно остаются адаптированными к конкретной области или миссии, потому что процесс маркировки данных вручную является трудоемкой задачей. С точки зрения анализа данных автоматизация этой деятельности приведет к улучшению воспроизводимости, увеличению потенциала открытия новых закономерностей в данных и возможности повторного их использования в существующих и будущих планетарных миссиях.

Таким образом, техническая проблема, решаемая посредством заявляемого изобретения, заключается в необходимости преодоления недостатков, присущих аналогам и прототипу за счет создания системы и способа, обеспечивающих наиболее точное и наименее трудозатратное определение по сравнению с аналогами области космической плазмы, в которой находится космический аппарат, обеспечивающих существенную экономию вычислительных ресурсов при дальнейшем моделировании магнитосферы и переходного слоя при различных состояниях межпланетной среды за счет использования статистических методов обработки временных рядов и физических ограничений, возникающих из общих соображений физики магнитосферы.

Краткое раскрытие сущности изобретения

Техническим результатом изобретения является сокращение вычислительных ресурсов с одновременным увеличением точности последующего моделирования магнитосферы и переходного слоя при различных состояниях межпланетной среды за счет точного определения границ рассматриваемых областей.

Кроме того, преимущество заявляемого изобретения заключается в возможности его использования на борту космического аппарата ввиду малости используемых вычислительных мощностей и отсутствия необходимости контроля со стороны человека вследствие автоматизации способа. Применение заявляемого способа позволит передавать из конкретной области космического пространства конкретные необходимые для изучения данные, а не транслировать весь поток измеряемых приборами космического аппарата данных. Такая конкретизация позволит корректировать методику наблюдения свойств плазмы в данной области без передачи команд с Земли. Вместе с тем, способ также позволяет реализовывать его на Земле при обработке данных на персональном компьютере/сервере, без необходимости проводить его отработку на части данных, что требуется для обучения нейронных сетей.

Надежное автоматическое обнаружение пересечений границы может в будущем позволить динамически адаптировать наилучший режим наблюдения приборов на борту космического аппарата на основе быстрой классификации пересечений границы, прямо в момент их пересечения, тем самым предоставляя данные более высокого качества и увеличивая потенциал научного открытия. В этом случае эти алгоритмы могут быть реализованы в бортовых компьютерах космических аппаратов для автоматического выбора областей и событий, представляющих научный интерес, что значительно снижает сложность и стоимость научных операций. Автоматизация облегчит составление списков пересечений, а также может иметь значение для будущей разработки бортовых протоколов обработки данных на этапе до передачи данных по линии связи на Землю. Кроме того, определение области, в которой находится космический аппарат может быть необходимо для изменения режима наблюдения прибора в зависимости от его плазменного окружения. Модель также может использоваться учеными, отвечающими за процесс отбора данных и классификацию областей с различными параметрами плазмы, которая способствовала бы облегчению и ускорению этого трудоемкого процесса. С фундаментальной точки зрения, более полное исследование границ обеспечивает бесценный набор данных, с помощью которых можно понять их структуры и изменения в зависимости от времени.

Поставленная задача решается тем, что в заявляемом способе определения границ областей межпланетного пространства, переходного слоя магнитосферы и магнитопаузы:

1) предварительно обеспечивают проведение измерений магнитного поля вдоль траектории космического аппарата на орбите вокруг планеты с помощью установленного на борту космического аппарата магнитометра и передают на сервер, расположенный на Земле, измеренные данные магнитного поля, где формируют набор данных, каждая запись которого включает координаты космического аппарата в соответствующий момент времени и соответствующие величины компонент магнитного поля Bx, By, Bz,

2) выполняют предобработку зарегистрированных данных, обеспечивающую исключение неоднородностей зарегистрированных данных, для чего

- сформированный набор данных разбивают на отдельные части, соответствующие виткам оборота космического аппарата вокруг планеты, разделяемым по точкам наибольшего удаления космического аппарата от центра планеты,

- из значений магнитного поля в каждой точке, измеренного магнитометром, покомпонентно вычитают значение собственного магнитного поля планеты в данной точке,

- обработанные таким образом значения измерений магнитометра разделяют на две части, соответствующие нисходящей и восходящей частям витка оборота космического аппарата,

- проводят сглаживание временного ряда с помощью алгоритма скользящего среднего с шириной окна, соответствующей времени, необходимому для преодоления расстояния в два радиуса Лармора r_L для протона в данном поле,

3) осуществляют поиск координат и времени пересечения космическим аппаратом граничного токового слоя, разделяющего область межпланетного пространства от области переходного слоя магнитосферы, для чего

- задают пороговое p-значение и определяют разности между каждыми двумя соседними значениями сглаженного временного ряда величин магнитного поля и определяют p-значения для рассчитанных разностей,

- определяют набор значений разностей временных меток, в которых p-значение меньше заданного установленного порога,

- соответствующие им временные метки группируют в набор временных меток, первая и последняя из которых определяют начало и конец области пересечения головной ударной волны космическим аппаратом,

4) осуществляют поиск координат и времени пересечения космическим аппаратом граничного токового слоя, разделяющего область переходного слоя магнитосферы от области магнитосферы планеты, для чего

- ограничивают область пространства, в которой необходимо искать соответствующую точку изменения при пересечении магнитопаузы,

- в выбранной области проводят поиск временных меток, в которых значение компонент магнитного поля изменяет знак,

- для каждой из найденных временных меток определяют разности значений компонент магнитного поля в двух ближайших к ней точках и по максимальному значению разности определяют токовый слой магнитопаузы,

- удаляют значения, соответствующие пересечениям токового слоя хвоста магнитосферы, в которых x компонента магнитного поля изменяет свой знак, а y и z остаются почти неизменными, и получают множество точек пересечения токового слоя магнитопаузы.

Краткое описание чертежей

Изобретение поясняется чертежами, где

• на фиг.1 представлена блок-схема, раскрывающая используемые приборы и вычислительные блоки при передаче информации с магнитометра космического аппарата.

• на фиг.2 представлена блок-схема заявляемого способа определения областей с различными параметрами космической плазмы путем определения точек пересечения граничных токовых слоев головной ударной волны и магнитопаузы.

• на фиг.3 представлено сечение x-z модели магнитосферы с токовыми слоями головной ударной волны и магнитопаузы, иллюстрирующая три области с различными параметрами космической плазмы в планетарной солнечно-орбитальной системе координат. Ось x направлена к Солнцу, ось z перпендикулярна орбите планеты и положительна в северном направлении. Расстояния приведены в радиусах планеты.

• на фиг.4 представлен пример работы частного случая заявляемого способа по обнаружению пересечений токового слоя головной ударной волны в магнитосфере планеты Меркурий по данным космического аппарата MESSENGER для нисходящей части 1372 витка. На графике показаны модуль полного магнитного поля и вертикальные линии, обозначающие определенные алгоритмом начало и конец пересечения головной ударной волны. Из данной фигуры следует, что начало пересечения головной ударной волны, проявляющееся в виде резкого скачка магнитного поля [7] с уровня межпланетного магнитного поля, и конец множественных пересечений, когда вариации магнитного поля становятся не столь сильными, точно определяются при помощи заявляемого способа.

• на фиг.5 представлен пример работы частного случая заявляемого способа по обнаружению пересечений токового слоя головной ударной волны в магнитосфере планеты Меркурий по данным космического аппарата MESSENGER для нисходящей части 2197 витка в возмущённых условиях солнечного ветра. На графике показаны модуль полного магнитного поля и вертикальные линии, обозначающие определенные алгоритмом начало и конец пересечения головной ударной волны.

Из данной фигуры следует, что в более сложных условиях сильно возмущенной магнитосферы, область пересечения головной ударной волны и разбиение на область межпланетного пространства (1) и переходного слоя (2) проводятся при работе алгоритма довольно точно. Кроме того, на фигуре видно, что область множественных пересечений головной ударной волны, в отличие от фиг.4, описывается гораздо более сильными флуктуациями магнитного поля.

• на фиг.6 представлен пример работы алгоритма по обнаружению пересечений токового слоя магнитопаузы в магнитосфере планеты Меркурий по данным космического аппарата MESSENGER. На графике показаны модуль полного магнитного поля без вычета собственного поля планеты и вертикальные линии, обозначающие определенные алгоритмом пересечения магнитопаузы при входе в магнитосферу и при выходе из неё. Из данной фигуры следует, что точка пересечения магнитопаузы при помощи алгоритма определяется довольно точно, так как сразу после него начинается область гладкого магнитного поля.

• на фиг.7 показано деление витка космического аппарата на нисходящую (космический аппарат приближается к планете, в левой части фигуры) и восходящую (космический аппарат удаляется от планеты, в правой части фигуры). Геометрически орбита разделяется точкой максимального приближения к планете, в которой измеряемый вектор магнитного поля достигает максимальной величины, что видно из фигуры магнитограммы витка.

Позициями на фигурах обозначены:

1 – область межпланетного пространства,

2 – область переходного слоя,

3 – область магнитосферы планеты,

4 – область множественных пересечений головной ударной волны, возникающих из-за непостоянства параметров солнечного ветра и межпланетного магнитного поля.

5 – модуль полного магнитного поля,

6 – By компонента магнитного поля,

7 – Bx компонента магнитного поля,

8 – Bz компонента магнитного поля; все компоненты представлены с вычтенным внутреннего магнитного поля планеты, таким образом отсекаются изменения магнитного поля, не связанные с пересечением токового слоя.

Осуществление изобретения

Заявляемое изобретение представляет собой процесс осуществления действий над величиной магнитного поля, включающих в себя измерение компонент магнитного поля магнитометром космического аппарата с выбранной частотой дискретизации, анализа временных данных компонент магнитного поля с помощью соответствующего программно-аппаратного комплекса с целью определения оптимального режима сбора данных и работы приборов космического аппарата (фиг. 1).

Заявляемый способ реализуют с использованием компьютера на борту космического аппарата, либо на Земле при помощи средств дальней космической связи, сервера-хранилища данных и компьютера. При этом данные о координатах и соответствующем им магнитном поле, полученные магнитометром космического аппарата, передают в первичный вычислительный узел, роль которого выполняет бортовой компьютер космического аппарата, где они проходят предобработку.

Затем данные обрабатывают на первичном вычислительном узле при помощи разработанного алгоритма (фиг. 2), либо при помощи средств космической связи передаются на обработку на основной вычислительный кластер, находящийся на Земле.

Далее приведено подробное описание последовательности действий способа.

Предварительно обеспечивают проведение измерений магнитного поля вдоль траектории космического аппарата на орбите вокруг планеты с помощью установленного на борту космического аппарата магнитометра (пример – архив измерений магнитометра на борту космического аппарата Juno на орбите Юпитера, разбитый по виткам – https://pds-ppi.igpp.ucla.edu/search/view/?f=yes&id=pds://PPI/JNO-J-3-FGM-CAL-V1.0/DATA/JUPITER/PC), включающий в себя все проведенные на момент исследования витки, либо, в случае осуществления заявляемого способа на борту космического аппарата с учетом ограничений памяти твердотельного хранилища.

Затем на сервере регистрируют измеренные данные магнитного поля и формируют набор данных вышеуказанных измерений, при этом каждая запись в наборе данных включает координаты космического аппарата в соответствующий момент времени, выраженные в км или радиусах исследуемой планеты и соответствующие величины компонент магнитного поля Bx, By, Bz в данной системе координат (нТл).

Для реализации данного этапа производят дискретное измерение трехосевым магнитометром декартовых компонент магнитного поля Bx, By, Bz с частотой дискретизации не менее 1 минуты вдоль траектории космического аппарата на орбите планеты. Координаты космического аппарата на орбите планеты определяют согласно космодинамической модели NAIF SPICE [8] для моментов времени, в которых была произведена регистрация показаний магнитометра. Система SPICE составляется из первичных наборов данных, называемых "ядрами". Ядра SPICE предоставляют навигационную и иную вспомогательную информацию по высокоточной наблюдательной геометрии, касающейся космических полётов, в том числе межпланетных, составляемую компетентными источниками из числа научного и технического персонала космических миссий. В заявляемом изобретении используются массивы данных в стандартной планетарной солнечно-орбитальной системе координат PSO с шагом дискретизации 1 секунда. В системе PSO ось X направлена на Солнце, ось Y направлена перпендикулярно к оси X в сторону, обратную направлению орбитального движения планеты, и ось Z дополняет правую тройку векторов.

На следующем этапе выполняют предварительную обработку набора зарегистрированных данных магнитометра для оптимизации дальнейшего анализа данных, которая позволит быстрее и точнее определять границы, разделяющие области с разными параметрами космической плазмы. В результате, после определения границ между областями, определяется область местоположения космического аппарата в окрестностях планеты – область межпланетного пространства, переходного слоя либо внутри магнитосферы (фиг. 3).

Для реализации данного этапа базу данных измерений магнитометра (набор данных) за время работы космического аппарата на орбите (принятое к анализу в рамках реализации заявляемого способа) разбивают на отдельные части, соответствующие виткам оборота космического аппарата вокруг планеты, разделяемым по точкам наибольшего удаления космического аппарата от центра планеты. Для каждого витка из значения магнитного поля в каждой точке, измеряемого магнитометром, покомпонентно вычитают значение собственного магнитного поля планеты в данной точке, предварительно полученное по результатам работ предыдущих миссий у данной планеты. Модельное собственное поле планеты для данной системы координат представляет собой значение внутреннего поля планеты в данной точке в данной системе координат можно предсказать прямо сейчас.

Таким образом, из рассмотрения убирают граничные значения, то есть компоненту, характеризующую максимальное значение величины магнитного поля в данном временном ряду. Кроме того, так как во временном ряду производится поиск временных меток значительных изменений магнитного поля (во время которых оно изменяет своё значение как минимум в два раза), составляющую собственного магнитного поля планеты, которая представляет собой гладкую кривую, необходимо убрать из рассмотрения ввиду существенного влияния на величину магнитного поля. На фиг. 6 показан модуль полной величины магнитного поля и компоненты магнитного поля с покомпонентно вычтенными значениями внутреннего поля планеты. Из фигуры видно, что максимум величины внутреннего магнитного поля (область 3) в несколько раз превосходит анализируемые на пересечения токового слоя значения.

Обработанные таким образом значения измерений магнитометра разделяют на две части, соответствующие нисходящей и восходящей частям витка оборота космического аппарата – нисходящую и восходящую в точке наибольшего приближения космического аппарата к планете (фиг. 7). Это делается для удобства обработки, так как за время своего витка космический аппарат дважды пересекает головную ударную волну, переходя на нисходящей части витка из области межпланетного пространства в область переходного слоя магнитосферы, а на восходящей части витка - из области переходного слоя магнитосферы в область межпланетного пространства, а также дважды магнитопаузу, проходя на нисходящей части витка из области переходного слоя в область магнитосферы планеты, а на восходящей части витка - из области магнитосферы планеты в область переходного слоя. Это видно из фигуры 7, где для головной ударной волны космический аппарат на нисходящей части витка переходит из области 1 в область 2, и на восходящей части витка из области 2 в область 1, пересекая её таким образом два раза за виток. Аналогично происходит пересечение магнитопаузы, на нисходящей части витка из области 2 в область 3, а на восходящей части витка из области 3 в область 2.

Затем проводят сглаживание временного ряда с помощью скользящего среднего (https://pandas.pydata.org/pandas-docs/stable/reference/api/pandas.DataFrame.rolling.html) с шириной окна, соответствующей времени, необходимому космическому аппарату для преодоления расстояния в два ларморовских радиуса протона в данном поле. Это необходимо для удаления выбросов (характеризующих слишком большие значения магнитного поля) в значениях величины магнитного поля, связанных как с эффектами прибора, так и с неоднородностями плазмы и поля в окружающем аппарат космическом пространстве. Величина в два ларморовских радиуса протона определяет наименьшую толщину пересекаемого токового слоя – магнитопаузы или головной ударной волны. Расчет ларморовского радиуса r_L протона (м) ведется по формуле r_L = (m x v_perp) / (|q| x B), где m - масса протона (кг), v_perp - скорость протона, перпендикулярная линии магнитного поля (м/с), |q| - модуль заряда частицы (Кл), B - величина магнитного поля (Тл). Масса и заряд представляют собой табличные значения [9], скорость протона полагают равной средней скорости солнечного ветра на орбите исследуемой планеты, что известно из наблюдений космических аппаратов и моделей солнечного ветра, величину магнитного поля берут из измерений магнитометра для данной точки. В результате получают сглаженную кривую зависимости величины магнитного поля от времени для данного витка, в которой отсутствуют единичные точки, связанные с калибровкой прибора и неоднородностями плазмы и поля, которые могут привести к неверному результату.

На третьем этапе осуществляют поиск координат и времени пересечения космическим аппаратом граничного токового слоя, разделяющего область межпланетного пространства от области переходного слоя магнитосферы.

Для реализации данного этапа задают статистический порог p-значения - вероятности получить для данной вероятностной модели распределения значений случайной величины такого же или более экстремального значения статистики, по сравнению с ранее наблюдаемым. Это пороговое значение, выраженное числом от 0 до 1, будет в дальнейшем использоваться для исследования изменения значений величины между соседними точками измерений магнитного поля. При его выборе происходит учет величины скачка магнитного поля, изменяющегося по законам магнитной гидродинамики от 1 до 4. Затем определяют разности между каждыми двумя соседними значениями сглаженного временного ряда величин магнитного поля, вычисляют стандартизированную оценку и p-значения для ранее рассчитанных разностей [10].

Далее определяют набор временных меток, в которых p-значение меньше заранее установленного порога (т.е. изменения магнитного поля велики по сравнению с общим набором данных). Первая и последняя из выбранных таким образом временных меток обозначают начало и конец области пересечения головной ударной волны космическим аппаратом (фиг.4, область 4). Отношение средней величины магнитного поля сразу за последней временной меткой к величине перед первой временной меткой должно находится в области от 1 до 4, как описывалось выше. В случае, если это не так, пороговое p-значение изменяют и производят новый поиск точек.

На четвертом этапе проводят поиск граничного токового слоя, разделяющего область переходного слоя магнитосферы от области магнитосферы планеты.

Для реализации данного этапа, из физических соотношений, зная связь между расстоянием до подсолнечной точки головной ударной волны R_bs и расстоянием до подсолнечной точки магнитопаузы R_ss [11], ограничивают область пространства, в которой необходимо искать соответствующую точку изменения при пересечении магнитопаузы. Для этого, подставляя значения координат точки пересечения головной ударной волны в уравнение поверхности, описывающей среднюю поверхность головной ударной волны (параболоид вращения с параболической координатой beta = 1), получают расстояние до подсолнечной точки поверхности R_bs. Затем из универсального соотношения R_bs = 1.45 R_ss [11] находят расстояние до предполагаемого положения подсолнечной точки магнитопаузы. Подставляя найденное значение в уравнение поверхности, описывающей среднюю поверхность магнитопаузы (параболоид вращения с координатой beta = 1), ищут точку пересечения траектории космического аппарата со средней поверхностью магнитопаузы, определяя таким образом область поиска пересечения. В выбранной области, для поиска пересечений магнитопаузы, происходит поиск точек, в которых значение компонент магнитного поля в выбранной системе координат изменяет знак (т.е. пересекает нулевое значение). Это связано с природой токового слоя магнитопаузы – при его пересечении вектор магнитного поля резко изменяет свое направление, что отражается на графике зависимости компонент магнитного поля от времени – одна или более компонент изменяют свой знак, проходя через нулевое значение. Для каждой из найденных точек проводится поиск разности значений компонент в двух ближайших к рассматриваемой точках и, таким образом, определяется наиболее резкий поворот вектора магнитного поля. При помощи оценки тренда изменения компонент магнитного поля, удаляются временные метки, соответствующие пересечению токового слоя хвоста магнитосферы (при пересечении токового слоя хвоста x компонента магнитного поля изменяет свой знак, а y и z остаются почти неизменными). В результате остаются точки, определяющие пересечения токового слоя магнитопаузы.

Приведем пример конкретной реализации заявляемого способа, который был опробован для анализа областей космической плазмы вокруг планеты Меркурий по данным космического аппарата MESSENGER. На космический аппарат был установлен трехосевой магнитометр на базе феррозонда с тороидальным сердечником. Он выдавал декартовые координаты магнитного поля, поддерживая режимы с 20-битным и 17-битным входным разрешением, с диапазоном измерений в ±1530 нТл и ±51300 нТл, соответственно. Максимальное временное разрешение прибора составляет 20 Гц вдоль каждой из трех осей X, Y, Z. В состав магнитометра также входил аналого-цифровой преобразователь, в котором производится компенсация систематических ошибок в исходных данных, а также фильтрация и подвыборка на выбранной частоте. Измеренные значения компонент магнитного поля Bx, By, Bz передавали для анализа на Землю с помощью двух малых транспондеров дальней космической радиосвязи в диапазоне X-band на длине волны 8.4ГГц, и зарегистрированные наземной сетью станций дальней космической связи NASA DSN. Транспондеры объединяют в себе функциональность приемника, передатчика, детектора команд, модулятора телеметрии, радиомаяка и блок возбудителя, и поддерживают работу в полосах X-band и Ka-band.

Набор данных предварительно проведенных измерений (https://pds-ppi.igpp.ucla.edu/search/view/?f=yes&id=pds://PPI/mess-mag-calibrated/data/mso) делили на витки (части) посредством поиска точек наибольшего удаления космического аппарата от планеты (r = (x² + y² + z²)^1/2), разделяющих траекторию космического аппарата на отдельные витки во всем массиве данных. Затем, из каждого значения компонент магнитного поля B_x, B_y, B_z вычитали значение внутреннего магнитного поля Меркурия в данной точке B_xm, B_ym, B_zm, где B_xm = (3xzM) / r⁵, B_ym = (3yzM) / r⁵, B_zm = (3(z - z₀)² – r²)M / r⁵, M = 192 нТл R_M³, R_M = 2’439’700 м – радиус Меркурия, z₀ – сдвиг центра дипольного магнитного поля Меркурия относительно центра планеты. Путем поиска временной метки точки наибольшего приближения космического аппарата к планете виток разделили на две части – нисходящую и восходящую и провели сглаживание данных методом скользящего среднего. Ларморовский радиус для протонов со скоростью 400 км/с при средней величине межпланетного магнитного поля в 23 нТл составляет 180 км. Космический аппарат MESSENGER, летящий со скоростью ~1.5 км/с преодолевает это расстояние за ~120 секунд. В области переходного слоя Меркурия средняя величина магнитного поля составляет 51 нТл, что дает ~60 секунд. Таким образом, размер окна сглаживания составляет от 1 до 2 минут. Результат данных действий для 1073 витка космического аппарата MESSENGER вокруг Меркурия показан на фиг.7.

Далее задавали пороговое p-значение, равное 0.05 и проводили поиск временных меток, соответствующих резким изменениям магнитного поля, сопровождающих переход из области межпланетного пространства в область переходного слоя. Пример определения пересечения головной ударной волны по данным космического аппарата MESSENGER, показан на фиг.4.

Далее по исходным данным определяли координаты среднего значения временной метки пересечения головной ударной волны и находили расстояние до подсолнечной точки головной ударной волны в аппроксимации поверхности головной ударной волны параболоидом вращения. В данном случае оно составляет 1.91 R_M. Из соотношения R_bs = 1.45 R_ss определяют расстояние до подсолнечной точки магнитопаузы, равное 1.31 R_M. Далее проводят поиск пересечения поверхности параболоида вращения магнитопаузы с определенным расстоянием до подсолнечной точки с траекторией космического аппарата MESSENGER, и определяют координаты и соответствующие им временные метки наиболее вероятного местоположения пересечения поверхности магнитопаузы. В выбранной области происходит поиск точек, в которых значение компонент магнитного поля в выбранной системе координат наиболее близко к нулю. Для каждой из них проводится поиск разности значений компонент в двух ближайших к рассматриваемой точках и, таким образом, определяется наиболее резкий поворот вектора магнитного поля, который соответствует пересечению магнитопаузы (фиг.6, вертикальные линии). В таблице 1 приведено сравнение нормированных показателей производительности способов аналогичного назначения, известных из уровня техники, и заявляемого способа на примере анализа данных о магнитном поле Меркурия, полученных космическим аппаратом MESSENGER. Точность обработки массива данных оценивалась по сравнению с результатами обработки данных вручную, при этом значение, определённое в пределах 1 минуты, считалось определённым верно.

Таблица 1. Сравнение результативности заявляемого метода и уровня техники

Способ, раскрытый в источнике Необходимость обучения в методе Время обработки массива данных Точность обработки массива данных [1] Нет 335 сек 72% [2] Да 172824 сек 91% [3] Да 132595 сек 92% [4] Да 38099 сек 84% [5] Нет 31763 сек 75% [6] Нет 410 сек 78% Заявляемое изобретение Нет 471 сек 86%

Заявляемое изобретение позволяет осуществить экономию вычислительных ресурсов вместе с повышением степени универсальности его применения, поскольку оно основано на базовых физических законах, описывающих изменение магнитного поля при пересечении граничных токовых слоев, и, таким образом применимо для всех магнитосфер планет, обладающих собственным внутренним магнитным полем. Кроме того, данный способ, в отличие от нейронных сетей, не требует входных данных для обучения, что приводит к сокращению временных и ресурсных затрат, между тем способы, основанные на нейронных сетях, работающих без предварительного обучения, могут неправильно описывать реальность и находить ложные события, ввиду отсутствия лежащих в его основе физических принципов.

СПИСОК ИСТОЧНИКОВ ИНФОРМАЦИИ

[1] Jelínek, K., Němeček, Z., and Šafránková, J. (2012), A new approach to magnetopause and bow shock modeling based on automated region identification, J. Geophys. Res., 117, A05208, doi:10.1029/2011JA017252.

[2] Breuillard H, Dupuis R, Retino A, Le Contel O, Amaya J and Lapenta G (2020) Automatic Classification of Plasma Regions in Near-Earth Space With Supervised Machine Learning: Application to Magnetospheric Multi Scale 2016–2019 Observations. Front. Astron. Space Sci. 7:55. doi: 10.3389/fspas.2020.00055

[3] Nguyen, G., Aunai, N., Michotte de Welle, B., Jeandet, A., Lavraud, B., & Fontaine, D. (2022). Massive multi-mission statistical study and analytical modeling of the Earth's magnetopause: 1. A gradient boosting based automatic detection of near-Earth regions. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 127, e2021JA029773. https://doi.org/10.1029/2021JA029773

[4] Cheng IK, Achilleos N and Smith A (2022) Automated bow shock and magnetopause boundary detection with Cassini using threshold and deep learning methods. Front. Astron. Space Sci. 9:1016453. doi: 10.3389/fspas.2022.1016453

[5] Ameya Daigavane, Kiri L. Wagstaff, Gary Doran, Corey J. Cochrane, Caitriona M. Jackman, Abigail Rymer, Unsupervised detection of Saturn magnetic field boundary crossings from plasma spectrometer data, Computers & Geosciences, Volume 161, 2022, 105040, ISSN 0098-3004, https://doi.org/10.1016/j.cageo.2022.105040

[6] Simon Wedlund, C., Volwerk, M., Beth, A., Mazelle, C., Möstl, C., Halekas, J., et al. (2022). A fast bow shock location predictor-estimator from 2D and 3D analytical models: Application to Mars and the MAVEN mission. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 127, e2021JA029942. https://doi.org/10.1029/2021JA029942

[7] Winslow, R. M., Anderson, B. J., Johnson, C. L., Slavin, J. A., Korth, H., Purucker, M. E., Baker, D. N., and Solomon, S. C. (2013), Mercury's magnetopause and bow shock from MESSENGER Magnetometer observations, J. Geophys. Res. Space Physics, 118, 2213–2227, doi:10.1002/jgra.50237.

[8] https://naif.jpl.nasa.gov/naif/toolkit.html

[9] О.Ф.Немец, Ю.В.Гофман, Справочник по ядерной физике, Киев: Издательство «Наукова Думка», 1975 г.

[10] Larry Wasserman: All of Statistics, Springer New York, NY, 2004. https://doi.org/10.1007/978-0-387-21736-9

[11] Расчет начального магнитного поля для гибридной модели магнитосферы Меркурия / И. И. Алексеев, Д. А. Парунакян, С. А. Дядечкин и др. // Космические исследования. - 2018. - Т. 56, № 2. - С. 119-127.

Изобретение относится к компьютерным и сетевым технологиям. Сущность способа определения границ областей межпланетного пространства, переходного слоя магнитосферы и магнитопаузы заключается в том, что передают из конкретной области космического пространства конкретные необходимые для изучения данные, а не транслируют весь поток измеряемых приборами космического аппарата данных. Такая конкретизация позволяет корректировать методику наблюдения свойств плазмы в данной области без передачи команд с Земли. Технический результат – сокращение вычислительных ресурсов с одновременным увеличением точности последующего моделирования магнитосферы и переходного слоя при различных состояниях межпланетной среды. 7 ил., 1 табл.

Способ определения границ областей межпланетного пространства, переходного слоя магнитосферы и магнитопаузы, в соответствии с которым:

1) предварительно обеспечивают проведение измерений магнитного поля вдоль траектории космического аппарата на орбите вокруг планеты с помощью установленного на борту космического аппарата магнитометра и передают на сервер, расположенный на Земле, измеренные данные магнитного поля, где формируют набор данных, каждая запись которого включает координаты космического аппарата в соответствующий момент времени и соответствующие величины компонент магнитного поля Bx, By, Bz,

2) выполняют предобработку зарегистрированных данных, обеспечивающую исключение неоднородностей зарегистрированных данных, для чего

- сформированный набор данных разбивают на отдельные части, соответствующие виткам оборота космического аппарата вокруг планеты, разделяемым по точкам наибольшего удаления космического аппарата от центра планеты,

- из значений магнитного поля в каждой точке, измеренного магнитометром, покомпонентно вычитают значение собственного магнитного поля планеты в данной точке,

- обработанные таким образом значения измерений магнитометра разделяют на две части, соответствующие нисходящей и восходящей частям витка оборота космического аппарата,

- проводят сглаживание временного ряда с помощью алгоритма скользящего среднего с шириной окна, соответствующей времени, необходимому для преодоления расстояния в два радиуса Лармора r_L для протона в данном поле,

3) осуществляют поиск координат и времени пересечения космическим аппаратом граничного токового слоя, разделяющего область межпланетного пространства от области переходного слоя магнитосферы, для чего

- задают пороговое p-значение и определяют разности между каждыми двумя соседними значениями сглаженного временного ряда величин магнитного поля и определяют p-значения для рассчитанных разностей,

- определяют набор значений разностей временных меток, в которых p-значение меньше заданного установленного порога,

- соответствующие им временные метки группируют в набор временных меток, первая и последняя из которых определяют начало и конец области пересечения головной ударной волны космическим аппаратом,

4) осуществляют поиск координат и времени пересечения космическим аппаратом граничного токового слоя, разделяющего область переходного слоя магнитосферы от области магнитосферы планеты, для чего

- ограничивают область пространства, в которой необходимо искать соответствующую точку изменения при пересечении магнитопаузы,

- в выбранной области проводят поиск временных меток, в которых значение компонент магнитного поля изменяет знак,

- для каждой из найденных временных меток определяют разности значений компонент магнитного поля в двух ближайших к ней точках и по максимальному значению разности определяют токовый слой магнитопаузы,

- удаляют значения, соответствующие пересечениям токового слоя хвоста магнитосферы, в которых x компонента магнитного поля изменяет свой знак, а y и z остаются почти неизменными, и получают множество точек пересечения токового слоя магнитопаузы.