惑星レゴリスにおける光の散乱と吸収

このプロトコルの方法は、惑星レゴリスによる光散乱のオープンな計算問題を解決するのに役立ちます, 核や他の太陽系のオブジェクトを通過する小惑星の表面上の粒子の密集した層.計算を検証するために、我々は、超音波サンプル浮上に基づいて、ユニークな非接触および非破壊測定を導入する。サンプルの位置と向きを完全にコントロールしています。

ここでは、小惑星4ヴェスタと67P/チュリュモフ・ゲラシメンコの観測を解釈するために検証された計算方法を適用します。計算法や実験法は普遍的なものであり、例えば、地上リモートセンシング、ナノスケールの材料科学、生物医学光学などに応用できる。これらの方法を利用するには忍耐が必要です。

しかし、この努力は、結果の絶対的および定量的な性質のために報われる。メソッドの視覚的なデモンストレーションは非常に重要です。このビデオで示す実験部分は、光学と音響の両方で最先端の技術を組み合わせたもの。

この手順のデモンストレーションは、アンティ・ペンティラ博士、ジュリア・マルティカイネン氏、ペッテリ・ヘランダー氏、ゴラン・マコニ氏、ティモ・ヴァイサネン氏です。まず、光源、フォトマルチプライヤーチューブ、アンプをオンにしてスキャッタメーターを設定します。システムを30分間安定させます。

次に、マイクロホンをレビエータの中央に挿入し、校正スクリプトを実行して、音響サンプルレビエータを設定します。空の浮上器で測定スイープを行います。スイープは周囲光、周囲からの反射または電気的な騒音によって発生する信号を明らかにする。

セットアップが完了したら、音響的に透明なメッシュスプーンを使用して、サンプルを音響浮上剤に注入します。ビデオカメラと高倍率光学を使用して、散乱測定の前後のサンプルの向きと安定性を検査します。音響トラップの強さおよびアサイムトリーは最高のサンプルの安定性のために最大限に活用される。

その結果、音響パワーはできるだけ低く設定されます。サンプルが非対称の場合は、縦軸を中心に回転させて、その形状に関する情報を取得します。アコースティックトラップの位置合わせをゆっくりと変更して回転を行います。

イメージング中に、追加の照明を適用して画質を向上させます。次に、測定室を閉じて外部光を遮断します。コンピュータインターフェイスを使用して、サンプルの方向と角度の解像度と測定範囲を選択します。

入射光と散乱光は、電動化されたリニア偏光子でフィルタリングされます。自動測定スイープを実行します。水平、水平、垂直、垂直、垂直の偏光角の向きを持つ角度ごとに 4 点を計測します。

音響フィールドをオフにして、音響透明の生地にサンプルを落下させることで、測定後にサンプルを回収します。次に、空の浮上器で別の測定スイープを実行し、周囲の光の状態による可能性のあるドリフトを検出します。完了したら、データを保存します。

データを分析して、異なる偏光での強度の線形組み合わせを通じて、各角度のミューラー行列要素を計算します。モデリングを開始するには、SSH アクセスを使用して、科学限定クラスタータイトーの CSC IT センターに接続します。bash compile.shを実行して、Taito用に事前設定されている必要なプログラムをすべてダウンロードしてコンパイルします。

次に、テキストエディタNanoを開き、単一の散乱器、ボリューム要素、および研究サンプルのパラメータを設定して、ファイルPARAMSを変更して、研究したサンプルと一致させます。次に、コマンド bash run.sh を実行してパイプラインを実行します。完了したら、サンプルの完全な Mueller 行列を、final.out として temp フォルダーに書き込みます。

最初に入力ファイルとP行列ファイルと同じフォルダにSiris4実行可能ファイルを移動することにより、Siris4を使用してハハワード粒子の散乱特性を計算します。次に、input_1をコピーします。で、pmatrix_1。

テスト フォルダからinput_1で。で、光線の数を 200 万に、サンプルパーティクルの数を 1,000 に、半径の標準偏差を 0.17 に設定し、相関関数の電力法則指数を 3 に設定します。

次に、屈折率の実部分を 1.8 に設定し、テキストプロトコルで説明されているように、屈折率 n の虚数部分を使用します。次に、直径10~200ミクロンのサイズ範囲を使用して、10ミクロンのサンプリングステップで0.4~2.5ミクロンの波長ごとに、ここに示すコマンドを実行して、Siris4を実行します。次に、計算された各散乱位相行列pをpmatrix_xに保存します。

ファイル内。ファイル名の x は、各パーティクル サイズの波長数と範囲が 1 ~ 43 です。このファイルには、散乱角度のほか、1 つの波長と粒子サイズの散乱行列要素 P11、P12、P22、P33、P34、および P44 が含まれます。

得られた散乱行列、単一散乱アルベドス、および3.2の指数を持つ電力法則サイズ分布上の自由経路を平均する。屈折率が 1 の Vesta サイズのボリューム内で拡散スキャターを使用します。入力ファイルでは、平均単一散乱アルベドスを使用し、内部スキャッタの平均空小パスの長さを使用します。

次に、xが波長であるここで示すコマンドを実行して、各波長でSiris4を実行します。このコードは、内部拡散スキャタの入力として、平均された散乱行列を読み取ります。スケールヴェスタの観測スペクトルは、0.55ミクロンで0.42327の幾何学的なアルベド値に見られました。

17.4 度に到達するには、スケールスペクトルに 0.491 の係数を適用します。モデル化されたスペクトルと観測スペクトルの両方を全体の波長範囲で比較します。Gitでソースファイルをダウンロードして開始し、ダウンロードしたディレクトリcd protocol4bにファイルを移動します。

次に、bash compile.shを実行して、必要なプログラムをすべてダウンロードしてコンパイルします。準備ができたら、平均入力スキャッタリングマトリックスと振幅散乱マトリックスを現在の作業ディレクトリにコピーします。次に、テキストエディタNanoを開き、ファイルPARAMSを変更して、必要なパラメータを設定します。

bash run.shを実行してパイプラインを実行します。次に、完全なミューラー行列を rtcb.out として一時フォルダに書き込みます。MATLAB で開始し、平均化ルーチン powerlaw_aveを実行します。

m は、Siris4 ソルバーから昏相関数を計算した後、指数の電力法則サイズ分布から 3 を引いた値を平均します。期待されるルーチン出力は pmatrix2 です。アルベドと平均的な自由な道。

次に、出力アルベドからの結果と入力への平均フリーパスを設定します。ファイル内。サイズを 10 億に設定し、図形の相関関数の電力法則指数を 2.5 に設定します。

次に、ここに示すコマンドラインを使用してSiris4を実行し、核フェーズ関数を取得します。Siris4では、100,000個の集合体の散乱特性が解け、平均化されました。これらの結果は、実験測定および有効な媒体を含まない追加のシミュレーションを示すここでプロットされる。

粒子分布の両方の選択肢は、異なる偏光特性をもたらすが、測定された位相関数と一致する。これらの違いは、サンプル内の粒子の基になる分布を識別するために使用することができます。最適な選択は、等値パーティクルの代わりに、切り捨てられた正規分布を使用することです。

正規化された位相関数のみを使用する場合、2 つの分布は区別できない結果になります。逆分極では、数値結果は、測定された曲線に似た特徴を有するが、関数は後方散乱方向に10度シフトされる。偏光の違いは、サンプルが均質モデルよりも複雑な構造を持っていることを示しています。

しかし、集合体の真の構造を取得するには、サンプル特性評価のための既存の顕微鏡的メソッドを超えています。ここでフォトメトリック位相曲線は、密集した高いアルベドレゴリスで影を落とす効果を模倣する大きさに対する線形依存を伴っている。このモデルは、観測されたフォトメトリックおよび偏向相曲線をうまく説明し、最大偏光の現実的な予測を提供します。

これは、小さな粒子集団の分数が位相曲線の説明を完了することができる方法を顕著です。この実験を行う際、超音波サンプル浮上が散乱測定を成功させるための鍵となります。計算部では、粒子の媒体内の散乱の支離滅裂な処理が不可欠である。

今後は、大小のサンプルがセンチメートルスケールとマイクロメートルスケールに達する大小の両方のサンプルに実験方法を拡張する予定です。現在、顕微鏡で完全な超音波サンプル制御を活用する方法を開発中です。これらの測定で強力な超音波や光源が利用されるように、このプロトコルを実行する際には適切な予防措置を講じてください。