Rozpraszanie i absorpcja światła w regolitach planetarnych

Metody opisane w tym protokole mogą pomóc w rozwiązaniu otwartego problemu obliczeniowego rozpraszania światła przez regolity planetarne, gęsto upakowane warstwy cząstek na powierzchni asteroid przechodzących przez jądra i inne obiekty Układu Słonecznego. Aby zweryfikować obliczenia, wprowadzamy unikalne pomiary bezkontaktowe i nieniszczące oparte na ultradźwiękowej lewitacji próbki. Mamy pełną kontrolę nad położeniem i orientacją próbki.

Tutaj zastosujemy sprawdzone metody obliczeniowe do interpretacji obserwacji planetoidy 4 Westa i 67P/Czuriumow-Gierasimienko. Metody obliczeniowe i eksperymentalne są uniwersalne i mogą być stosowane na przykład w teledetekcji naziemnej, materiałoznawstwie w nanoskali i optyce biomedycznej. Korzystanie z tych metod wymaga cierpliwości.

Wysiłek się jednak opłaca ze względu na bezwzględny i ilościowy charakter wyniku. Wizualna demonstracja metod ma kluczowe znaczenie. Część eksperymentalna pokazana w tym filmie łączy w sobie najnowocześniejsze techniki zarówno w optyce, jak i akustyce.

Procedurę zademonstrują dr Antti Penttila, pani Julia Martikainen, pan Petteri Helander, pan Goran Maconi i pan Timo Vaisanen. Aby rozpocząć, ustaw rozpraszacz, włączając źródło światła, lampy powielacza zdjęć i wzmacniacze. Pozwól systemowi ustabilizować się przez 30 minut.

Następnie skonfiguruj lewitator próbki akustycznej, wkładając mikrofon na środek lewitatora i uruchamiając skrypt kalibracyjny. Następnie wykonaj pomiar za pomocą pustego lewitatora. Przemiatanie ujawnia wszelkie sygnały generowane przez światło otoczenia, odbicia od otoczenia lub szumy elektryczne.

Po ustawieniu użyj akustycznie przezroczystej łyżki siatkowej, aby wstrzyknąć próbkę do lewitatora akustycznego. Za pomocą kamery wideo i układu optycznego o dużym powiększeniu należy sprawdzić orientację i stabilność próbki przed i po pomiarach rozpraszania. Wytrzymałość i asymetria pułapki akustycznej są zoptymalizowane pod kątem maksymalnej stabilności próbki.

W związku z tym moc akustyczna jest ustawiona na jak najniższym poziomie. Jeśli próbka jest asymetryczna, obróć ją wokół osi pionowej, aby uzyskać informacje o jej kształcie. Wykonaj obrót, powoli zmieniając ustawienie pułapki akustycznej.

Podczas obrazowania zastosuj dodatkowe oświetlenie, aby poprawić jakość obrazu. Następnie zamknij komorę pomiarową, aby zablokować światło zewnętrzne. Korzystając z interfejsu komputera, wybierz orientację próbki, a także rozdzielczość kątową i zakres pomiaru.

Światło przychodzące i rozproszone jest filtrowane przez polaryzatory liniowe, które są zmotoryzowane. Uruchom automatyczne zamiatanie pomiarów. Spowoduje to zmierzenie czterech punktów dla każdego kąta z orientacjami polaryzatora poziomo-poziomym, poziomo-pionowym, pionowo-pionowym i pionowo-poziomym.

Odzyskaj próbkę po pomiarze, wyłączając pole akustyczne i pozwalając próbce opaść na akustycznie przezroczystą tkaninę. Następnie wykonaj kolejny pomiar za pomocą pustego lewitatora, aby wykryć ewentualne dryfowanie spowodowane warunkami oświetlenia otoczenia. Po zakończeniu zapisz dane.

Przeanalizuj dane, aby obliczyć elementy macierzy Muellera dla każdego kąta poprzez liniową kombinację intensywności przy różnych polaryzacjach. Aby rozpocząć modelowanie, użyj dostępu SSH, aby połączyć się z centrum informacyjnym CSC dla klastra Taito z ograniczoną nauką. Pobierz i skompiluj wszystkie wymagane programy, które są wstępnie skonfigurowane dla Taito, uruchamiając compile.sh bash.

Następnie otwórz edytor tekstu Nano i ustaw parametry dla pojedynczego rozpraszacza, elementu objętościowego i badanej próbki tak, aby pasowały do badanej próbki poprzez modyfikację pliku PARAMS. Następnie uruchom potok, wykonując polecenie bash run.sh. Po zakończeniu zapisz pełną macierz Muellera próbki do folderu temp jako final.out.

Wykorzystaj Siris4 do obliczenia właściwości rozpraszania cząstek Howardytu, najpierw przenosząc plik wykonywalny Siris4 do tego samego folderu, co plik wejściowy i plik macierzy P. Następnie skopiuj input_1. w i pmatrix_1.

z folderu testowego. W input_1. W celu ustawienia liczby promieni na dwa miliony, liczby cząstek próbki na 1 000, odchylenia standardowego promienia na 0,17, a indeksu potęgowego funkcji korelacji na trzy.

Następnie ustaw rzeczywistą część współczynnika załamania światła na 1,8 i użyj wyimaginowanej części współczynnika załamania światła n zgodnie z opisem w protokole tekstowym. Następnie uruchom Siris4, wykonując pokazane tutaj polecenie dla każdej długości fali od 0,4 do 2,5 mikrona, używając zakresu rozmiarów od 10 do 200 mikronów o średnicy z krokiem próbkowania 10 mikronów. Następnie zapisz każdą obliczoną macierz faz rozpraszania p w pmatrix_x.

w pliku. Znak x w nazwie pliku opisuje długość fali i mieści się w zakresie od 1 do 43 dla każdej wielkości cząstek. Plik będzie zawierał kąty rozpraszania, a także elementy macierzy rozpraszania P11, P12, P22, P33, P34 i P44 dla jednej długości fali i wielkości cząstek.

Uśrednić otrzymane macierze rozpraszania, Albedo rozpraszania pojedynczego i średnie ścieżki swobodne w rozkładzie wielkości prawa potęgowego o indeksie 3,2. Użyj rozproszonych rozpraszaczy wewnątrz objętości wielkości Westy o współczynniku załamania światła równym jeden. W pliku wejściowym użyj średniej liczby pojedynczych rozpraszających Albedos i średnich długości swobodnych ścieżek dla wewnętrznych rozpraszaczy.

Następnie uruchom Siris4 na każdej długości fali, wykonując pokazane tutaj polecenie, gdzie x jest długością fali. Kod odczytuje uśrednione macierze rozpraszania jako dane wejściowe dla wewnętrznych rozpraszaczy rozproszonych. Przeskaluj obserwowane widma Westy do geometrycznej wartości albedo 0,42327 przy 0,55 mikrona.

Aby uzyskać 17,4 stopnia, zastosuj współczynnik 0,491 na wyskalowanych widmach. Porównaj zarówno modelowane, jak i obserwowane widma w całym zakresie długości fal. Zacznij od pobrania plików źródłowych za pomocą Git i przenieś je do pobranego katalogu cd protocol4b.

Następnie pobierz i skompiluj wszystkie wymagane programy, uruchamiając compile.sh bash. Gdy wszystko będzie gotowe, skopiuj uśrednioną macierz rozpraszania danych wejściowych oraz macierz rozpraszania amplitudy do bieżącego katalogu roboczego. Następnie otwórz edytor tekstu Nano i zmodyfikuj plik PARAMS, aby ustawić żądane parametry.

Uruchom potok, wykonując polecenie bash run.sh. Następnie zapisz pełną macierz Muellera do folderu temp jako rtcb.out. Uruchom w MATLAB i uruchom procedurę uśredniania powerlaw_ave.

m, aby uśrednić wyniki w rozkładzie wielkości prawa potęgowego indeksu minus trzy po obliczeniu funkcji fazy komy z solvera Siris4. Oczekiwanymi wyjściami procedury są pmatrix2. w, Albedo i średnia swobodna ścieżka.

Następnie ustaw wyniki z wyjść Albedo i średnią wolną ścieżkę do wejścia. w pliku. Ustaw rozmiar na jeden miliard i ustaw indeks potęgowy funkcji korelacji dla kształtu na 2,5.

Następnie uruchom Siris4 za pomocą pokazanego tutaj wiersza poleceń, aby uzyskać funkcję fazy jądra. Za pomocą Siris4 rozwiązano i uśredniono właściwości rozpraszania 100 000 agregatów. Wyniki te są tutaj wykreślone z pomiarów eksperymentalnych i dodatkowej symulacji bez efektywnego podłoża.

Oba wybory dotyczące rozkładu cząstek dały dopasowanie do zmierzonej funkcji fazowej, chociaż skutkują różnymi charakterystykami polaryzacji. Różnice te można wykorzystać do określenia podstawowego rozkładu cząstek w próbce. Najlepszym wyborem jest użycie skróconego rozkładu normalnego zamiast równo zbalansowanych cząstek.

Jeśli używane są tylko znormalizowane funkcje fazowe, te dwa rozkłady dają nierozróżnialne wyniki. W przypadku depolaryzacji wyniki numeryczne mają cechy podobne do zmierzonej krzywej, ale funkcje są przesunięte o 10 stopni w kierunku rozpraszania wstecznego. Różnice w polaryzacji wskazują, że próbka ma przypuszczalnie bardziej złożoną strukturę niż model jednorodny.

Jest to jednak poza istniejącymi mikroskopowymi metodami charakterystyki próbki, aby uzyskać prawdziwą strukturę agregatu. W tym przypadku fotometrycznej krzywej fazowej towarzyszy liniowa zależność od wielkości gwiazdowej, naśladująca efekt cieniowania w gęsto upakowanym regolicie o wysokim albedo. Model z powodzeniem wyjaśnia obserwowane fotometryczne i polarymetryczne krzywe fazowe oraz oferuje realistyczne przewidywanie maksymalnej polaryzacji.

Uderzające jest to, jak niewielka część populacji małych cząstek jest w stanie uzupełnić wyjaśnienie krzywych fazowych. Podczas wykonywania tego eksperymentu ultradźwiękowa lewitacja próbki jest kluczem do udanych pomiarów rozpraszania. W części obliczeniowej niezbędne jest niespójne traktowanie rozpraszania w ośrodku cząstek.

W przyszłości planujemy rozszerzyć metody eksperymentalne zarówno na większe, jak i mniejsze próbki sięgające w skali centymetrowej i mikrometrowej. Obecnie opracowujemy sposoby wykorzystania pełnej kontroli próbek ultradźwiękowych w mikroskopach. Podejmij odpowiednie środki ostrożności podczas wykonywania tego protokołu, ponieważ w tych pomiarach wykorzystywane są silne ultradźwięki i źródła światła.