Name: Rozpraszanie i absorpcja światła w regolitach planetarnych (Wideo) | JoVE Journal
Uploaded: 2019-07-01T13:00:00.000+00:00
Duration: 11 min 34 s
Description: Poznaj metody numeryczne i eksperymentalne analizy rozpraszania światła w gęsto upakowanych materiałach planetarnych. Techniki te walidują modele obliczeniowe dla asteroid i komet.

ai_agent_IP

ai_agent

maintenance

instantTrialDurationMinutes

isBiopharma

enableNewMyJoveSectionDesign

educationFeatures

seoMetaApi

ai_copilot_institution_blacklist

ai_chat_institution_blacklist

freeAccessWindow

ssoRoleCapture

scheduledMaintenanceBanner

joveLabsFeatures

disable_autoplay_for_bots

extended_trial_duration

5 minutes

Badania wspierane przez ERC Advanced Grant No 320773. Dziękujemy Laboratorium Chronologii Fińskiego Muzeum Historii Naturalnej za pomoc w scharakteryzowaniu próbek.

1. Pomiar rozpraszania światła
<ol>
	<li>Ustawianie miernika rozproszenia do pomiaru (<silna klasa="xfig">Rysunek 2)
	<ol>
		<li>Aby rozpocząć, skonfiguruj rozpraszacz, włączając źródło światła, lampy fotopowielacza (PMT) i wzmacniacze. Pozwól systemowi ustabilizować się przez 30 minut.</li>
		<li>Wyrównaj i wyśrodkuj belkę padającą z otworami. Dwa otwory są przymocowane w odmierzonych punktach na obracającej się płytce stykowej, w odległości 180° od siebie i o tym samym promieniu. Wyśrodkuj wiązkę na pierwszym otworku i wyreguluj jego kąt tak, aby światło wpadało również przez drugi otworek.</li>
	</ol>
	</li>
	<li>Ustawianie akustycznego lewitatora próbki
	<ol>
		<li>Następnie skonfiguruj lewitator próbki akustycznej, wkładając mikrofon na środek lewitatora i uruchamiając skrypt kalibracyjny.</li>
		<li>Skalibruj lewitator akustyczny z szykiem fazowanym, mierząc ciśnienie akustyczne dla każdego elementu matrycy w zamierzonym miejscu lewitacji w funkcji napięcia sterującego. Użyj tej kalibracji, aby skompensować różnice między kanałami macierzy. Ustaw mikrofon kalibracyjny, centrując jego cień zarówno w wiązce, jak i w prostopadłej wiązce utworzonej z dwóch luster.</li>
		<li>Oblicz parametry sterujące dla matrycy, która tworzy asymetryczną pułapkę akustyczną i dostarcz je do elektroniki generującej sygnał. Osiąga się to poprzez zminimalizowanie potencjału Gor'kova25 i wyrównanie gradientów ciśnienia w miejscu lewitacji.</li>
		<li>Następnie wykonaj pomiar za pomocą pustego lewitatora. Przemiatanie ujawnia wszelkie sygnały generowane przez światło otoczenia, odbicia od otoczenia lub szumy elektryczne.</li>
	</ol>
	</li>
	<li>Obchodzenie się z próbkami, wprowadzanie i pomiar
	<ol>
		<li>Po ustawieniu użyj akustycznie przezroczystej łyżki siatkowej, aby wstrzyknąć próbkę do lewitatora akustycznego.</li>
		<li>Za pomocą kamery wideo i układu optycznego o dużym powiększeniu sprawdź orientację i stabilność próbki przed i po pomiarach rozpraszania.</li>
		<li>Wytrzymałość i asymetria pułapki akustycznej są zoptymalizowane pod kątem maksymalnej stabilności próbki. W związku z tym moc akustyczna jest ustawiona na jak najniższym poziomie.</li>
		<li>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.</li>
		<li>Następnie zamknij komorę pomiarową, aby zablokować światło zewnętrzne.</li>
		<li>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.</li>
		<li>Uruchom automatyczne zamiatanie pomiarów. Spowoduje to zmierzenie czterech punktów dla każdego kąta z orientacjami polaryzatora (poziomy, poziomy), (poziomy, pionowy), (pionowy, pionowy) i (pionowy, poziomy).</li>
		<li>Powtórz każde zamiatanie trzy razy, aby wyeliminować wartości odstające. W przypadku próbek asymetrycznych należy powtórzyć pomiar przy różnych orientacjach próbki.</li>
		<li>Odzyskaj próbkę po pomiarze, wyłączając pole akustyczne i pozwalając próbce opaść na akustycznie przezroczystą tkaninę. Następnie wykonaj kolejny pomiar z pustym lewitatorem, aby wykryć ewentualne dryfowanie spowodowane warunkami oświetlenia otoczenia.</li>
		<li>Po zakończeniu zapisz dane. Przeanalizuj dane, aby obliczyć elementy macierzy Muellera dla każdego kąta za pomocą liniowej kombinacji intensywności przy różnych polaryzacjach1</li>
	</ol>
	</li>
</ol>
2. Modelowanie gęsto upakowanych sferycznych mediów o rozmiarach mm, składających się z kulistych cząstek.
<ol>
	<li>Aby rozpocząć modelowanie, użyj dostępu SSH, aby połączyć się z klastrem CSC – IT Center for Science Limited, Taito. Pobierz i skompiluj wszystkie wymagane programy, które są wstępnie skonfigurowane dla Taito, uruchamiając bash compile.sh.</li>
	<li>Przejdź do katalogu roboczego, wykonując polecenie cd $WRKDIR.</li>
	<li>Pobierz pliki źródłowe za pomocą git (git clone git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol2.git protocol2).</li>
	<li>Przejdź do nowo utworzonego katalogu cd protocol2.</li>
	<li>Pobierz i skompiluj wymagane programy, uruchamiając compile.sh bash, które są wstępnie skonfigurowane dla Taito.</li>
	<li>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.</li>
	<li>Następnie uruchom potok, wykonując polecenie bash run.sh. Po zakończeniu zapisz pełną macierz Muellera próbki do folderu temp jako final.out.</li>
</ol>
3. Interpretacja widm odbicia dla planetoidy (4) Westa
<ol>
	<li>Wyznaczanie złożonych współczynników załamania światła dla howardytu.
	<ol>
		<li>Pobierz SIRIS4 (git clone git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/siris4.2.git).</li>
		<li>Skompiluj, wykonując polecenie make w folderze src. Zmień nazwę pliku wykonywalnego siris42 na siris4.</li>
		<li>W mainGo.f90 zmień wiersz 395 na r0=0.05*rmax*sqrt(ran2). Kompiluj, wykonując make.</li>
		<li>Pobierz potrzebne skrypty MATLAB, wykonując polecenie "git clone git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol4a.git".</li>
		<li>Skopiuj pliki wykonywalne utworzone w krokach 3.1.2. i 3.1.3. do folderu JoVEOptimize.</li>
		<li>Przejdź do folderu JoVEOptimize.</li>
		<li>W pliku input1.in ustaw promień na 30 μm dla wielkości cząstek howardytu i ustal rzeczywistą część współczynnika załamania światła na 1,8. W pliku input2.in ustaw promień na 15 000 μm.</li>
		<li>Oszacuj górną i dolną granicę dla wyimaginowanej części współczynników załamania światła i zapisz je w dwóch oddzielnych plikach. Kod wykorzystuje metodę bisekcji i używa tych wartości jako punktu wyjścia.</li>
		<li>W pliku optimizek.m ustaw nazwy plików górnej i dolnej granicy wyimaginowanej części współczynników załamania światła oraz nazwę pliku zmierzonego widma odbicia proszku howardytu. Ustaw zakres długości fali na 0,4–2,5 μm z krokami co 0,05 μm.</li>
		<li>Uruchom optimizek.m w MATLAB, aby uzyskać złożone współczynniki załamania światła dla howardytu (patrz <silna klasa="xfig">Rysunek 3). Najpierw kod oblicza właściwości rozpraszania dla cząstek howardytu o wielkości 30 μm (promień), a następnie wykorzystuje te cząstki jako rozpraszacze dyfuzyjne wewnątrz objętości o wielkości 15 000 μm (promieniu). Kroki te są powtarzane dla każdej długości fali, aż obliczony współczynnik odbicia będzie zgodny ze zmierzonym współczynnikiem odbicia.</li>
	</ol>
	</li>
	<li>Modelowanie widma odbicia Westy.
	<ol>
		<li>Obliczanie właściwości rozpraszania cząstek howardytu z wykorzystaniem SIRIS4
		<ol>
			<li>Wykorzystaj SIRIS4 do obliczenia właściwości rozpraszania cząstek howardytu, najpierw przenosząc plik wykonywalny siris4 do tego samego folderu z plikiem wejściowym i plikiem p-matrix. Następnie skopiuj pliki input_1.in i pmatrix_1.in z folderu testowego.</li>
			<li>W input_1.in ustaw liczbę promieni na 2 miliony, liczbę cząstek próbki na 1000, odchylenie standardowe promienia na 0,17, a indeks potęgowy funkcji korelacji na 3. Następnie ustaw rzeczywistą część współczynnika załamania światła na 1,8 i użyj wyimaginowanej części współczynnika załamania światła n zgodnie z opisem w protokole tekstowym.</li>
			<li>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.</li>
			<li>Następnie zapisz każdą obliczoną macierz faz rozpraszania P w pliku pmatrix_x.in. 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.</li>
		</ol>
		</li>
		<li>Uśrednij uzyskane macierze rozproszenia, albedo pojedynczego rozproszenia i ścieżki wolne od średnich w rozkładzie wielkości prawa potęgowego o indeksie 3,219,24.
		<ol>
			<li>Przenieś pliki pmatrix do folderów tak, aby każdy folder reprezentował jedną wielkość cząstki i zawierał obliczone macierze p dla wszystkich długości fal. Nazwij foldery fold1, fold2,..., foldN, gdzie N to liczba rozmiarów cząstek.</li>
			<li>Zapisz w jednym pliku wydajność rozpraszania i ekstynkcji qsca i qext, a także wartości promienia sfery o równej powierzchni rzutowanej rz plików wyjściowych Q do jednego pliku, Qscas.dat.</li>
			<li>Przejdź do folderu JoVEAverage, który został pobrany w kroku 3.1.4.</li>
			<li>Przenieś foldery i Qscas.dat do tego samego folderu za pomocą programu AvgPowerLaw.m.</li>
			<li>Uruchom program AvgPowerLaw.m w programie MATLAB. Kod oblicza uśrednione macierze rozpraszania, albedo pojedynczego rozpraszania i średnie długości ścieżek swobodnych w rozkładzie wielkości prawa potęgowego o indeksie 3,2.</li>
		</ol>
		</li>
		<li>Obliczanie końcowego widma Westy za pomocą SIRIS4
		<ol>
			<li>Użyj rozpraszaczy dyfuzyjnych wewnątrz objętości wielkości Westy o współczynniku załamania światła równym 1. W pliku wejściowym użyj uśrednionych albedo z pojedynczym rozproszeniem i średnich długości swobodnych ścieżek dla wewnętrznych rozpraszaczy.</li>
			<li>Następnie uruchom SIRIS4 na każdej długości fali, wykonując polecenie pokazane tutaj, gdzie X jest długością fali. Kod odczytuje uśrednione macierze rozpraszania jako dane wejściowe dla wewnętrznych rozpraszaczy dyfuzyjnych.</li>
			<li>Zbadaj bezwzględny współczynnik odbicia przy kącie fazowym 17,4 stopnia.</li>
			<li>Uzyskaj obserwowane widma Westy pod kątem fazowym 17,4 stopnia z NASA Planetary Data System26.</li>
			<li>Przeskaluj obserwowane widma Westy do geometrycznej wartości albedo 0,42327 przy 0,55 mikrona27. Aby uzyskać 17,4 stopnia, zastosuj współczynnik 0,491 na skalowanym spectra28. Porównaj zarówno modelowane, jak i obserwowane widma w całym zakresie długości fal.</li>
		</ol>
		</li>
	</ol>
	</li>
</ol>
4. Modelowanie fotometryczne i polarymetryczne (4) Westy
<ol>
	<li>Obliczanie właściwości rozpraszania dla pierwiastków objętościowych zawierających cząstki howardytu w kształcie Woronoja
	<ol>
		<li>Połącz się z klastrem Taito CSC – IT Center for Science Ltd. za pośrednictwem dostępu SSH.</li>
		<li>Przejdź do katalogu roboczego, wykonując polecenie cd $WRKDIR.</li>
		<li>Pobierz pliki źródłowe (git clone git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/jvie_t_matrix.git).</li>
		<li>Skompiluj, wykonując polecenie make w -folderze.</li>
		<li>Generuj elementy objętości, które zawierają cząstki howardytu w kształcie Woronoja, używając kodu MATLAB voronoi_element.m. W voronoi_element.m ustaw długość fali na 0,45 μm, N_elems na 128, parametr wielkości (elem_ka) na 10, indeks potęgowy na 3, minimalny promień cząstek na 0,143 μm, maksymalny promień cząstek na 0,35 μm, gęstość upakowania na 30% i użyj uzyskanego złożonego współczynnika załamania światła dla howardytu.</li>
		<li>Uruchom voronoi_element.m w programie MATLAB. Kod generuje 128 plików siatkowych dla elementów objętościowych z różnymi realizacjami cząstek Voronoi, używając rozkładu wielkości prawa potęgowego.</li>
		<li>Obliczanie macierzy T dla wygenerowanych elementów woluminu przy użyciu funkcji JVIE. W runarray_JVIE_T.sh ustaw array=1-128. Parametry to k = 13,962634, siatka = nazwa wygenerowanej siatki w 4.1.6, T_out = nazwa wyjściowej macierzy T, T_matrix = 1 i elem_ka = 10.</li>
		<li>Uruchom JVIE, wykonując runarray_JVIE_T.sh wsadowe.</li>
		<li>Obliczanie uśrednionych właściwości rozpraszania na podstawie macierzy T obliczonych za pomocą kodu JVIE. Wykonaj ./multi_T -N_Tin 128 w tym samym folderze, w którym znajdują się obliczone macierze T. Kod zapisuje uśrednioną niespójną macierz Muellera do output.txt, a przekroje i albedo do .</li>
	</ol>
	</li>
	<li>Obliczenia RT-CB
	<ol>
		<li>Zacznij od pobrania plików źródłowych za pomocą git (git clone git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol4b.git protocol4b) i przenieś pliki do pobranego katalogu protocol4b.</li>
		<li>Następnie pobierz i skompiluj wszystkie wymagane programy, uruchamiając compile.sh bash.</li>
		<li>Gdy wszystko będzie gotowe, skopiuj uśrednioną macierz rozpraszania wejściowego (krok 3.2.2.5) oraz macierz rozpraszania amplitudy (krok 4.1.9) do bieżącego katalogu roboczego.</li>
		<li>Następnie otwórz edytor tekstu, nano i zmodyfikuj plik PARAMS, aby ustawić żądane parametry.</li>
		<li>Uruchom potok, wykonując polecenie bash run.sh. Następnie zapisz pełną macierz Muellera do folderu temp jako rtcb.out.</li>
	</ol>
	</li>
</ol>
5. Interpretacja obserwacji komety 67P/Czuriumow-Gierasimienko.
<ol>
	<li>Obliczanie niekoherentnych elementów objętościowych metodą szybkiej superpozycji T-macierz (FaSTMM) dla ziaren organicznych i cząstek
	<ol>
		<li>Wykonaj ./incoherent_input –lambda 0.649 -m_r 2.0 -m_i 0.2 -density 0.3 -lowB 0.075 -upB 0.125 -npower 3 -S_out pmatrix_org.dat.</li>
		<li>Wykonaj ./incoherent_input –lambda 0.649 -m_r 1.6 -m_i 0.0001 -density 0.0375 -lowB 0.6 -upB 1.3 -npower 3 -S_out pmatrix_sil.dat.</li>
	</ol>
	</li>
	<li>Obliczanie średniej niekoherentnej macierzy Muellera (pmatrix.in), albedo (albedo), średniej ścieżki swobodnej (mfp) i koherentnego efektywnego współczynnika załamania światła (m_eff) 
	<ol>
		<li>Uruchom program matlab. Wpisz polecenia: 
		Sorg=obciążenie('pmatrix_org.dat'); 
		Ssil=obciążenie('pmatrix_sil.dat'); 
		s = (Sorg+Ssil)/2; save('pmatrix.in','S','-ascii'); 
		Csca = (Csca_sil + Csca_org)/2; 
		Cext = (Cext_sil + Cext_org)/2; 
		albedo = Csca/Cext; 
		mfp = Vol/Cext; 
		gdzie Csca_org i Cext_org są niespójnymi przekrojami czynnymi rozpraszania i ekstynkcji z kroku 5.1.2, a Csca_sil i Cext_sil są niespójnymi przekrojami czynnymi rozpraszania i ekstynkcji z kroku 5.1.3.</li>
		<li>Uruchom ./m_eff(Csca, r) w wierszu poleceń, aby uzyskać m_eff, gdzie jest promieniem elementu woluminu.</li>
	</ol>
	</li>
	<li>Obliczanie właściwości rozpraszania cząstek komy.
	<ol>
		<li>Ustaw wartości z kroku 5.2.1 i 5.2.2 (tj. albedo, mfp m_eff w pliku input.in).</li>
		<li>Ustaw indeks potęgowy dla długości korelacji na 3,5 w pliku input.in.</li>
		<li>Uruchom solver SIRIS4 (./siris4 input.in pmatrix.in) dla cząstek o rozmiarach od 5 μm do 100 μm, wykonując krok 5.</li>
		<li>Wyprowadź funkcje fazy komy z solwera SIRIS4.</li>
	</ol>
	</li>
	<li>Obliczanie właściwości rozpraszania jądra
	<ol>
		<li>Uruchom w MATLAB i uruchom procedurę uśredniania powerlaw_ave.m, aby uśrednić wyniki w rozkładzie wielkości potęgowym indeksu -3 po obliczeniu funkcji fazy komy (krok 5.3.4) z solvera SIRIS4. Oczekiwane rutynowe dane wyjściowe to pmatrix2.in, albedo i średnia swobodna ścieżka.</li>
		<li>Następnie ustaw wyniki z danych wyjściowych, albedo i średnią swobodną ścieżkę, w pliku input.in. </li>
		<li>Ustaw rozmiar na 1 miliard, a indeks potęgowy funkcji korelacji dla kształtu na 2,5. Następnie uruchom SIRIS4 za pomocą pokazanego tutaj wiersza poleceń, aby uzyskać funkcję fazy jądra.</li>
	</ol>
	</li>
</ol>

<ol><li>Gehrels, T. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Photometric+studies+of+asteroids.+V.+The+light-curve+and+phase+function+of+20+Massalia%5BTitle%5D)+AND+%22Astrophysical+Journal%22%5BJournal%5D)">Photometric studies of asteroids. V. The light-curve and phase function of 20 Massalia.</a> Astrophysical Journal. 123, 331-338 (1956).</li>
<li>Barabashev, N. P. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aBarabashev%2C+NP+%22Astronomische+Nachrichten%22">Astronomische Nachrichten</a>. 217, 445(1922).</li>
<li>Lyot, B. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Recherches+sur+la+polarisation+de+la+lumiere+des+planetes+et+de+quelques+substances+terrestres%5BTitle%5D)+AND+%22Annales+de+l%E2%80%99Observatoire+de+Paris%22%5BJournal%5D)">Recherches sur la polarisation de la lumiere des planetes et de quelques substances terrestres.</a> Annales de l’Observatoire de Paris. 8 (1), 1-161 (1956).</li>
<li>Shkuratov, Y. G. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Diffractional+model+of+the+brightness+surge+of+complex+structures%5BTitle%5D)+AND+%22Kinematika+i+fizika+nebesnyh+tel%22%5BJournal%5D)">Diffractional model of the brightness surge of complex structures.</a> Kinematika i fizika nebesnyh tel. 4, 60-66 (1988).</li>
<li>Shkuratov, Y. G. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((A+new+mechanism+of+the+negative+polarization+of+light+scattered+by+the+surfaces+of+atmosphereless+celestial+bodies%5BTitle%5D)+AND+%22Astronomicheskii+vestnik+.23%22%5BJournal%5D)">A new mechanism of the negative polarization of light scattered by the surfaces of atmosphereless celestial bodies.</a> Astronomicheskii vestnik .23. , 176-180 (1989).</li>
<li>Muinonen, K. Electromagnetic scattering by two interacting dipoles. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aMuinonen%2C+K+%22Proceedings+of+the+1989+URSI+Electromagnetic+Theory+Symposium%22">Proceedings of the 1989 URSI Electromagnetic Theory Symposium</a>. , Stockholm. 428-430 (1989).</li>
<li>Muinonen, K. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=%22Light+Scattering+by+Inhomogeneous+Media%3A+Backward+Enhancement+and+Reversal+of+Polarization%22">Light Scattering by Inhomogeneous Media: Backward Enhancement and Reversal of Polarization</a>. , PhD-thesis, University of Helsinki, Finland. (1990).</li>
<li>Muinonen, K., Mishchenko, M. I., Dlugach, J. M., Zubko, E., Penttilä, A., Videen, G. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Coherent+backscattering+numerically+verified+for+a+finite+volume+of+spherical+particles%5BTitle%5D)+AND+%22Astrophysical+Journal%22%5BJournal%5D)">Coherent backscattering numerically verified for a finite volume of spherical particles.</a> Astrophysical Journal. 760, 118-128 (2012).</li>
<li>Muinonen, K. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Coherent+backscattering+of+light+by+complex+random+media+of+spherical+scatterers%3A+Numerical+solution%5BTitle%5D)+AND+%22Waves+in+Random+Media%22%5BJournal%5D)">Coherent backscattering of light by complex random media of spherical scatterers: Numerical solution.</a> Waves in Random Media. 14, 365-388 (2004).</li>
<li>Muñoz, O., Volten, H., de Haan, J. F., Vassen, W., Hovenier, J. W. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Experimental+determination+of+scattering+matrices+of+olivine+and+Allende+meteorite+particles%5BTitle%5D)+AND+%22Astronomy+%26+Astrophysics%22%5BJournal%5D)">Experimental determination of scattering matrices of olivine and Allende meteorite particles.</a> Astronomy & Astrophysics. 360, 777-788 (2000).</li>
<li>Sasse, C., Muinonen, K., Piironen, J., Dröse, G. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Albedo+measurements+on+single+particles%5BTitle%5D)+AND+%22Journal+of+Quantitative+Spectroscopy+and+Radiative+Transfer%22%5BJournal%5D)">Albedo measurements on single particles.</a> Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 55, 673-681 (1996).</li>
<li>Gong, Z., Pan, Y. -L., Videen, G., Wang, C. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Optical+trapping+and+manipulation+of+single+particles+in+air%3A+Principles%2C+technical+details%2C+and+applications%5BTitle%5D)+AND+%22Journal+of+Quantitative+Spectroscopy+and+Radiative+Transfer%22%5BJournal%5D)">Optical trapping and manipulation of single particles in air: Principles, technical details, and applications.</a> Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 214, 94-119 (2018).</li>
<li>Nieminen, T. A., du Preez-Wilkinson, N., Stilgoe, A. B., Loke, V. L. Y., Bui, A. A. M., Rubinsztein-Dunlop, H. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Optical+tweezers%3A+Theory+and+modelling%5BTitle%5D)+AND+%22Journal+of+Quantitative+Spectroscopy+and+Radiative+Transfer%22%5BJournal%5D)">Optical tweezers: Theory and modelling.</a> Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 146, 59-80 (2014).</li>
<li>Herranen, J., Markkanen, J., Muinonen, K. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Dynamics+of+interstellar+dust+particles+in+electromagnetic+radiation+fields%3A+A+numerical+solution%5BTitle%5D)+AND+%22Radio+Science%22%5BJournal%5D)">Dynamics of interstellar dust particles in electromagnetic radiation fields: A numerical solution.</a> Radio Science. 52 (8), 1016-1029 (2017).</li>
<li>Maconi, G., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Non-destructive+controlled+single-particle+light+scattering+measurement%5BTitle%5D)+AND+%22Journal+of+Quantitative+Spectroscopy+and+Radiative+Transfer%22%5BJournal%5D)">Non-destructive controlled single-particle light scattering measurement.</a> Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 204, 159-164 (2018).</li>
<li>Muinonen, K., Markkanen, J., Väisänen, T., Peltoniemi, J., Penttilä, A. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Multiple+scattering+of+light+in+discrete+random+media+using+incoherent+interactions%5BTitle%5D)+AND+%22Optics+Letters%22%5BJournal%5D)">Multiple scattering of light in discrete random media using incoherent interactions.</a> Optics Letters. 43, 683-686 (2018).</li>
<li>Markkanen, J., Väisänen, T., Penttilä, A., Muinonen, K. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Scattering+and+absorption+in+dense+discrete+random+media+of+irregular+particles%5BTitle%5D)+AND+%22Optics+Letters%22%5BJournal%5D)">Scattering and absorption in dense discrete random media of irregular particles.</a> Optics Letters. 43, 2925-2928 (2018).</li>
<li>Väisänen, T., Markkanen, J., Penttilä, A., Muinonen, K. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Radiative+transfer+with+reciprocal+transactions%3A+Numerical+method+and+its+implementation%5BTitle%5D)+AND+%22Public+Library+of+Science+One+%28PLoS+One%29%22%5BJournal%5D)">Radiative transfer with reciprocal transactions: Numerical method and its implementation.</a> Public Library of Science One (PLoS One). 14, e0210155(2019).</li>
<li>Martikainen, J., Penttilä, A., Gritsevich, M., Videen, G., Muinonen, K. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Absolute+spectral+modelling+of+asteroid+%284%29%5BTitle%5D)+AND+%22Monthly+Notices+of+the+Royal+Astronomical+Society%22%5BJournal%5D)">Absolute spectral modelling of asteroid (4).</a> Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 483, 1952-1956 (2019).</li>
<li>Markkanen, J., Agarwal, J., Väisänen, T., Penttilä, A., Muinonen, K. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Interpretation+of+phase+functions+of+the+comet+67P%2FChuryumov-Gerasimenko+measured+by+the+OSIRIS+instrument%5BTitle%5D)+AND+%22Astrophysical+Journal+Letters%22%5BJournal%5D)">Interpretation of phase functions of the comet 67P/Churyumov-Gerasimenko measured by the OSIRIS instrument.</a> Astrophysical Journal Letters. 868 (1), L16(2018).</li>
<li>Markkanen, J., Yuffa, A. J. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Fast+superposition+T-matrix+solution+for+clusters+with+arbitrarily-shaped+constituent+particles%5BTitle%5D)+AND+%22Journal+of+Quantitative+Spectroscopy+and+Radiative+Transfer%22%5BJournal%5D)">Fast superposition T-matrix solution for clusters with arbitrarily-shaped constituent particles.</a> Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 189, 181-188 (2017).</li>
<li>Markkanen, J., Ylä-Oijala, P. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Numerical+Comparison+of+Spectral+Properties+of+Volume-Integral-Equation+Formulations%5BTitle%5D)+AND+%22Journal+of+Quantitative+Spectroscopy+and+Radiative+Transfer%22%5BJournal%5D)">Numerical Comparison of Spectral Properties of Volume-Integral-Equation Formulations.</a> Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 178, 269-275 (2016).</li>
<li>Lindqvist, H., Martikainen, J., Räbinä, J., Penttilä, A., Muinonen, K. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Ray+optics+for+absorbing+particles+with+application+to+ice+crystals+at+near-infrared+wavelengths%5BTitle%5D)+AND+%22Journal+of+Quantitative+Spectroscopy+and+Radiative+Transfer%22%5BJournal%5D)">Ray optics for absorbing particles with application to ice crystals at near-infrared wavelengths.</a> Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 217, 329-337 (2018).</li>
<li>Martikainen, J., Penttilä, A., Gritsevich, M., Lindqvist, H., Muinonen, K. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Spectral+modeling+of+meteorites+at+UV-vis-NIR+wavelengths%5BTitle%5D)+AND+%22Journal+of+Quantitative+Spectroscopy+and+Radiative+Transfer%22%5BJournal%5D)">Spectral modeling of meteorites at UV-vis-NIR wavelengths.</a> Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 204, 144-151 (2018).</li>
<li>Gor'kov, L. P. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((On+the+forces+acting+on+a+small+particle+in+an+acoustical+field+in+an+ideal+fluid%5BTitle%5D)+AND+%22Soviet+Physics+Doklady%22%5BJournal%5D)">On the forces acting on a small particle in an acoustical field in an ideal fluid.</a> Soviet Physics Doklady. 6, (1962).</li>
<li>Reddy, V. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Vesta+Rotationally+Resolved+Near-Infrared+Spectra+V1.0.+EAR-A-I0046-3-REDDYVESTA-V1.0%5BTitle%5D)+AND+%22NASA+Planetary+Data+System%22%5BJournal%5D)">Vesta Rotationally Resolved Near-Infrared Spectra V1.0. EAR-A-I0046-3-REDDYVESTA-V1.0.</a> NASA Planetary Data System. , (2011).</li>
<li>Tedesco, E. F., Noah, P. V., Noah, M., Price, S. D. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((IRAS+Minor+Planet+Survey.+IRAS-A-FPA-3-RDR-IMPS-V6.0%5BTitle%5D)+AND+%22NASA+Planetary+Data+System%22%5BJournal%5D)">IRAS Minor Planet Survey. IRAS-A-FPA-3-RDR-IMPS-V6.0.</a> NASA Planetary Data System. , (2004).</li>
<li>Hicks, M. D., Buratti, B. J., Lawrence, K. J., Hillier, J., Li, J. -Y., Vishnu Reddy, V., Schröder, S., Nathues, A., Hoffmann, M., Le Corre, L., Duffard, R., Zhao, H. -B., Raymond, C., Russell, C., Roatsch, T., Jaumann, R., Rhoades, H., Mayes, D., Barajas, T., Truong, T. -T., Foster, J., McAuley, A. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Spectral+diversity+and+photometric+behavior+of+main-belt+and+near-Earth+vestoids+and+%284%29+Vesta%3A+A+study+in+preparation+for+the+Dawn+encounter%5BTitle%5D)+AND+%22Icarus%22%5BJournal%5D)">Spectral diversity and photometric behavior of main-belt and near-Earth vestoids and (4) Vesta: A study in preparation for the Dawn encounter.</a> Icarus. 235, 60-74 (2014).</li>
<li>Weidling, R., Güttler, C., Blum, J. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Free+collisions+in+a+micro-gravity+many-particle+experiment.+I.+Dust+aggregate+sticking+at+low+velocities%5BTitle%5D)+AND+%22Icarus%22%5BJournal%5D)">Free collisions in a micro-gravity many-particle experiment. I. Dust aggregate sticking at low velocities.</a> Icarus. 218, 688-700 (2012).</li>
<li>Blum, J., Beitz, E., Bukhari, M., Gundlach, B., Hagemann, J. -H., Heißelmann, D., Kothe, S., Schräpler, R., von Borstel, I., Weidling, R. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Laboratory+drop+towers+for+the+experimental+simulation+of+dust-aggregate+collisions+in+the+early+solar+system%5BTitle%5D)+AND+%22Journal+of+Visualized+Experiments+%28JoVE%29%22%5BJournal%5D)">Laboratory drop towers for the experimental simulation of dust-aggregate collisions in the early solar system.</a> Journal of Visualized Experiments (JoVE). (88), e51541(2014).</li>
<li>Poppe, T., Schräpler, R. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Further+experiments+on+collisional+tribocharging+of+cosmic+grains%5BTitle%5D)+AND+%22Astronomy+%26+Astrophysics%22%5BJournal%5D)">Further experiments on collisional tribocharging of cosmic grains.</a> Astronomy & Astrophysics. 438, 1-9 (2005).</li>
<li>Reddy, V., Sanchez, J. A., Nathues, A., Moskovitz, N. A., Li, J. -Y., Cloutis, E. A., Archer, K., Tucker, R. A., Gaffey, M. J., Mann, J. P., Sierks, H., Schade, U. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Photometric+spectral+phase+and+temperature+effects+on+Vesta+and+HED+meteorites%3A+Implications+for+Dawn+mission%5BTitle%5D)+AND+%22Icarus%22%5BJournal%5D)">Photometric spectral phase and temperature effects on Vesta and HED meteorites: Implications for Dawn mission.</a> Icarus. 217, 153-168 (2012).</li>
<li>Gehrels, T. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Minor+planets.+I.+The+rotation+of+Vesta.+Photometric+studies+of+asteroids%5BTitle%5D)+AND+%22Astronomical+Journal%22%5BJournal%5D)">Minor planets. I. The rotation of Vesta. Photometric studies of asteroids.</a> Astronomical Journal. 72, 929-938 (1967).</li>
<li>Bertini, I., La Forgia, F., Tubiana, C., Güttler, C., Fulle, M., Moreno, F., Frattin, E., Kovacs, G., Pajola, M., Sierks, H., Barbieri, C., Lamy, P., Rodrigo, R., Koschny, D., Rickman, H., Keller, H. U., Agarwal, J., A'Hearn, M. F., Barucci, M. A., Bertaux, J. -L., Bodewits, D., Cremonese, G., Da Deppo, V., Davidsson, B., Debei, S., De Cecco, M., Drolshagen, E., Ferrari, S., Ferri, F., Fornasier, S., Gicquel, A., Groussin, O., Gutierrez, P. J., Hasselmann, P. H., Hviid, S. F., Ip, W. -H., Jorda, L., Knollenberg, J., Kramm, J. R., Kührt, E., Küppers, M., Lara, L. M., Lazzarin, M., Lin, Z. -Y., Lopez Moreno, J. J., Lucchetti, A., Marzari, F., Massironi, M., Mottola, S., Naletto, G., Oklay, N., Ott, T., Penasa, L., Thomas, N., Vincent, J. -B. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((The+scattering+phase+function+of+comet+67P%2FChuryumov-Gerasimenko+coma+as+seen+from+the+Rosetta%2FOSIRIS+instrument%5BTitle%5D)+AND+%22Monthly+Notices+of+the+Royal+Astronomical+Society%22%5BJournal%5D)">The scattering phase function of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko coma as seen from the Rosetta/OSIRIS instrument.</a> Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 469, 404-415 (2017).</li>
</ol>

Autorzy nie mają nic do ujawnienia.

Przedstawiono eksperymentalne, teoretyczne i obliczeniowe metody rozpraszania światła przez dyskretne ośrodki losowe cząstek. Metody eksperymentalne zostały wykorzystane do walidacji podstawowych pojęć w metodach teoretycznych i obliczeniowych. Te ostatnie metody zostały następnie z powodzeniem zastosowane w interpretacji obserwacji astronomicznych planetoidy (4) Westa i komety 67P/Czuriumow-Gierasimienko.
Eksperymentalny rozpraszacz opiera się na ultradźwiękowo kontrolowanej lewitacji próbki, która pozwala na pomiary matrycy Muellera dla agregacji próbki w pożądanej orientacji. Kruszywo może być wielokrotnie wykorzystywane w pomiarach, ponieważ możliwe jest zachowanie kruszywa po każdym zestawie pomiarów. Jest to pierwszy raz, kiedy takie bezkontaktowe, nieniszczące pomiary rozpraszania są przeprowadzane na próbce pod pełną kontrolą.
Metody teoretyczne i obliczeniowe opierają się na tzw. niekoherentnych procesach rozpraszania, absorpcji i ekstynkcji w ośrodkach losowych. Podczas gdy dokładne oddziaływania elektromagnetyczne zawsze zachodzą koherentnie, w nieskończonym ośrodku losowym po uśrednieniu konfiguracyjnym, między elementami objętościowymi cząstek pozostają tylko oddziaływania niespójne. W niniejszej pracy niekoherentne oddziaływania między tymi pierwiastkami są dokładnie wyjaśnione za pomocą równań Maxwella: po odjęciu pól koherentnych od pól w wolnej przestrzeni, pozostają pola niekoherentne w ośrodku losowym. Leczenie zostało obecnie doprowadzone do całkowitego rygoru w tym, że interakcje, jak również współczynniki ekstynkcji, rozpraszania i absorpcji ośrodka, są wyprowadzane w ramach oddziaływań niespójnych. Ponadto wykazano, że uwzględnienie efektów pola koherentnego na granicy faz między przestrzenią swobodną a ośrodkiem losowym skutkuje udanym ogólnym leczeniem ograniczonego ośrodka losowego.
Zastosowanie metod teoretycznych i obliczeniowych zostało zilustrowane do pomiarów eksperymentalnych sferycznego agregatu próbki w skali milimetrowej złożonego z submikronowych sferycznych cząstek SiO2 . Z wniosku wynika jednoznacznie, że agregat próbki musi składać się z rozkładu cząstek o różnych rozmiarach, a nie z równo ugrupowanych cząstek sferycznych. Wynik ten może mieć daleko idące konsekwencje dla charakterystyki ośrodków losowych: prawdopodobne jest, że media są znacznie bardziej złożone niż to, co zostało wcześniej wydedukowane przy użyciu najnowocześniejszych metod charakteryzacji.
Synoptyczna interpretacja widma planetoidy (4) Westa w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni, a także fotometryczne i polarymetryczne krzywe fazowe Westy na długości fali 0,45 μm pokazuje, że praktyczne jest wykorzystanie metod numerycznych do ograniczania składu minerałów, rozkładu wielkości cząstek, a także gęstości objętościowej regolitu na podstawie odległych obserwacji astronomicznych. Takie poszukiwania są dodatkowo wzmocnione przez symultaniczną interpretację fotometrycznych krzywych fazowych komety 67P/Czuriumow-Gierasimienko dotyczących jej komy i jądra. Ostatecznie uzyskano realistyczne modelowanie polarymetrycznej krzywej fazowej 67P20. Istnieją duże perspektywy na przyszłość w zastosowaniu obecnych metod w interpretacji obserwacji obiektów Układu Słonecznego jako całości.
Istnieją perspektywy na przyszłość dla obecnego, połączonego podejścia eksperymentalnego i teoretycznego. Ponieważ niezwykle trudno jest dokładnie scharakteryzować losowe ośrodki składające się z niejednorodności w skali poniżej długości fali, kontrolowane pomiary matrycy Muellera mogą stanowić narzędzie do pozyskiwania informacji o gęstości objętościowej i rozkładzie wielkości cząstek w ośrodku. Ilościowe odwrócenie tych parametrów fizycznych jest ułatwione dzięki nowatorskim metodom numerycznym.

Asteroidy, jądra komet i bezpowietrzne obiekty Układu Słonecznego są pokryte planetarnymi regolitami, luźnymi warstwami cząstek o różnej wielkości, kształcie i składzie. W przypadku tych obiektów obserwuje się dwa wszechobecne zjawiska astronomiczne przy małych kątach faz Słońca (kąt Słońce-obiekt-obserwator). Po pierwsze, obserwuje się, że jasność rozproszonego światła w skali astronomicznej wzrasta nieliniowo w kierunku kąta fazy zerowej, co powszechnie nazywa się efektem opozycji1,2. Po drugie, rozproszone światło jest częściowo spolaryzowane liniowo równolegle do płaszczyzny rozpraszania (płaszczyzna Słońce-obiekt-obserwator), powszechnie nazywanej polaryzacją ujemną3. Zjawiska te od końcaXIX wieku nie mają interpretacji ilościowej dla efektu opozycji, a od początkuXX wieku dla negatywnej polaryzacji. Ich właściwa interpretacja jest warunkiem koniecznym do ilościowej interpretacji obserwacji fotometrycznych, polarymetrycznych i spektrometrycznych obiektów pozbawionych powietrza, a także rozpraszania radarowego od ich powierzchni.
Zasugerowano4,5,6,7 zasugerowano, że koherentny mechanizm rozpraszania wstecznego (CBM) w wielokrotnym rozpraszaniu jest przynajmniej częściowo odpowiedzialny za zjawiska astronomiczne. W CBM fale cząstkowe, oddziałujące z tymi samymi rozpraszaczami w przeciwnej kolejności, zawsze konstruktywnie interferują dokładnie w kierunku rozpraszania wstecznego. Wynika to z pokrywających się ścieżek optycznych wzajemnych fal. W innych kierunkach interferencja waha się od destrukcyjnej do konstruktywnej. Uśrednianie konfiguracyjne w dyskretnym ośrodku losowym cząstek powoduje zwiększone rozpraszanie wsteczne. Jeśli chodzi o polaryzację liniową, CBM jest selektywny i powoduje polaryzację ujemną w przypadku dodatnio polaryzujących pojedynczych rozpraszaczy, co jest powszechną cechą w rozpraszaniu pojedynczym (por. rozpraszanie Rayleigha, odbicie Fresnela).
Rozpraszanie i absorpcja fal elektromagnetycznych (światła) w makroskopowym ośrodku losowym mikroskopijnych cząstek stanowi otwarty problem obliczeniowy w astrofizyce planetarnej8,9. Jak pokazano powyżej, spowodowało to brak ilościowych metod odwrotnych do interpretacji naziemnych i kosmicznych obserwacji obiektów Układu Słonecznego. W niniejszym manuskrypcie przedstawiono nowatorskie metody wypełniania luki między obserwacjami a ich modelowaniem.
Eksperymentalne pomiary rozpraszania przez próbkę małych cząstek w kontrolowanej pozycji i orientacji (sześć stopni swobody) pozostały otwarte. Charakterystyki rozpraszania pojedynczych cząstek były wcześniej mierzone jako średnie zespołowe dla rozkładu rozmiaru, kształtu i orientacji10 poprzez wprowadzenie przepływu cząstek przez objętość pomiaru. Charakterystyki rozpraszania pojedynczych cząstek w lewitacji zostały przeprowadzone za pomocą np. lewitacji elektrodynamicznej11 i pęsety optycznej12,13,14. W niniejszym manuskrypcie zaproponowano nowatorską metodę eksperymentalną opartą na lewitacji ultradźwiękowej z pełną kontrolą pozycji i orientacji próbki15.
Niniejszy manuskrypt podsumowuje wyniki projektu finansowanego przez pięć lat w latach 2013-2018 przez Europejską Radę ds. Badań Naukowych (ERC): Rozpraszanie i absorpcja fal elektromagnetycznych w ośrodkach ParticuLate (SAEMPL, ERC Advanced Grant). W ramach projektu SAEMPL udało się osiągnąć trzy główne cele: po pierwsze, wyprowadzono nowatorskie numeryczne metody Monte Carlo do wielokrotnego rozpraszania przez dyskretne losowe media gęsto upakowanych cząstek16,17,18; Po drugie, opracowano i skonstruowano nowatorskie oprzyrządowanie eksperymentalne do kontrolowanych pomiarów laboratoryjnych próbek walidacyjnych w lewitacji15; Po trzecie, do interpretacji obserwacji astronomicznych zastosowano metody numeryczne i eksperymentalne19,20.
W dalszej części szczegółowo opisano protokoły wykorzystania eksperymentalnego potoku rozpraszania do pomiarów, odpowiadający mu potok obliczeniowy, a także potoki aplikacji. Potok obliczeniowy składa się z oprogramowania do asymptotycznie dokładnych obliczeń w przypadku skończonych układów cząstek (metoda superpozycji T-Matrix STMM21 i metoda równania całkowego objętości VIEM22) oraz przybliżonych obliczeń dla asymptotycznie nieskończonych dyskretnych mediów losowych cząstek przy użyciu wielu metod rozpraszania (SIRIS23,24, Transfer radiacyjny ze spójnym rozpraszaniem wstecznym RT-CB8,9, oraz transfer radiacyjny z transakcjami odwrotnymi R2T2 16,17,18). Rurociąg eksperymentalny obejmuje przygotowanie, przechowywanie i utylizację próbek, ich lewitację w objętości pomiarowej oraz wykonanie rzeczywistego pomiaru rozpraszania w zakresie kątów rozpraszania przy różnych konfiguracjach polaryzatorów. Pipeline aplikacyjny dotyczy wykorzystania potoków obliczeniowych i eksperymentalnych w celu interpretacji obserwacji astronomicznych lub pomiarów eksperymentalnych.

<table><tbody><tr><td>10GL08</td><td>Newport</td><td></td><td>Polaryzator kalcytowy</td></tr><tr><td>12-krotny zoom Tubus korpusu 1-50487AD</td><td>Obiektyw mikroskopu</td><td>Navitar</td><td></td></tr><tr><td>43-412-000</td><td>Optyka</td><td></td> Edmund <td>Płaski optyczny</td></tr><tr><td>8MPR16-1</td><td>Standa</td><td></td><td>Zmotoryzowany rotator polaryzacyjny</td></tr><tr><td>8MRB240-152-59D</td><td>Standa</td><td></td><td>Stopień obrotu</td></tr><tr><td>8SMC5-ETHERNET</td><td>Standa</td><td></td><td>Sterownik silnika</td></tr><tr><td>Digi-pas DWL3500XY</td><td>Digi-pas</td><td></td><td>Cyfrowy 2-osiowy niwelator</td></tr><tr><td>DMT 65-D25-HiDS</td><td>Owis</td><td></td><td>Stopień obrotu optyki</td></tr><tr><td>EQ-99 LDLS</td><td>Energetiq</td><td></td><td>Źródło światła</td></tr><tr><td>FL488-10</td><td>Thorlabs Laserowy</td><td>filtr liniowy</td><td></td></tr><tr><td>IBM 65-D0-35-HiDS</td><td>Owis</td><td></td><td>Zmotoryzowana przysłona migawka</td></tr><tr><td>LPVISE100-A</td><td>Polaryzator folii</td><td>Thorlabs</td><td></td></tr><tr><td>microPMT H12403-01</td><td>Lampa fotopowielacza</td><td>Hamamatsu</td><td></td></tr><tr><td>NI PXIe-5171R</td><td>National Instruments Oscyloskop</td><td></td><td>cyfrowy</td></tr><tr><td>NI PXIe-8880</td><td>National Instruments</td><td></td><td>Obudowa PXIe</td></tr><tr><td>Phantom v611</td><td>Vision Research</td><td></td><td>Szybka kamera</td></tr><tr><td>PS 10-32-DC</td><td>Owis</td><td></td><td>Sterownik silnika</td></tr><tr><td>RC08FC-P01</td><td>Thorlabs</td><td>Kolimator światłowodowy</td><td></td></tr><tr><td>SET-NDF-D22-G25</td><td>Owis</td><td></td><td>Filtr o neutralnej gęstości</td></tr><tr><td>TIA60</td><td>Wzmacniacz Thorlabs</td><td></td><td>PMT</td></tr></tbody></table>

rozpraszanie i absorpcja światła w regolitach planetarnych

Scattering And Absorption of Light in Planetary Regoliths

Przedstawiono metody teoretyczne, numeryczne i eksperymentalne dla wielokrotnego rozpraszania światła w makroskopowych, dyskretnych ośrodkach losowych gęsto upakowanych mikroskopijnych cząstek. Metody teoretyczne i numeryczne stanowią ramy transferu radiacyjnego z transakcjami odwrotnymi (R2T2). Struktura R2T2 pociąga za sobą śledzenie oddziaływań w przestrzeni częstotliwości metodą Monte Carlo w porządku rozpraszania, przy założeniu, że podstawowe rozpraszacze i absorbery są elementami objętościowymi w skali długości fali złożonymi z dużej liczby losowo rozmieszczonych cząstek. Dyskretne nośniki losowe są w pełni wypełnione elementami woluminu. W przypadku cząstek sferycznych i niesferycznych oddziaływania w elementach objętościowych są obliczane dokładnie przy użyciu odpowiednio metody superpozycji matrycy T (STMM) i metody równania całkowania objętości (VIEM). Dla obu typów cząstek interakcje między różnymi elementami objętościowymi są obliczane dokładnie przy użyciu STMM. Ponieważ śledzenie odbywa się w dyskretnych ośrodkach losowych, wykorzystywane są niespójne pola elektromagnetyczne, to znaczy koherentne pole elementów objętościowych jest usuwane z oddziaływań. Metody eksperymentalne opierają się na lewitacji akustycznej próbek do bezkontaktowych, nieniszczących pomiarów rozpraszania. Lewitacja pociąga za sobą pełną ultradźwiękową kontrolę położenia i orientacji próbki, czyli sześciu stopni swobody. Źródłem światła jest napędzane laserowo źródło światła białego z monochromatorem i polaryzatorem. Detektor jest mini-fotopowielaczem umieszczonym na obrotowym kole, wyposażonym w polaryzatory. R2T2 jest walidowany za pomocą pomiarów dla sferycznej próbki w skali milimetrowej gęsto upakowanych sferycznych cząstek krzemionki. Po walidacji, metody te są stosowane do interpretacji obserwacji astronomicznych planetoidy (4) Westa i komety 67P/Churyumov-Gerasimenko (<silna klasa="xfig">Rysunek 1), które zostały ostatnio odwiedzone odpowiednio przez misję NASA Dawn i misję ESA Rosetta.

Przedstawiono metody numeryczne i eksperymentalne dla wielokrotnego rozpraszania światła w dyskretnych ośrodkach losowych gęsto upakowanych cząstek. Metody te są wykorzystywane do interpretacji obserwacji planetoidy (4) Westa i komety 67P/Czuriumow-Gierasimienko.

Rozpraszanie i absorpcja światła w regolitach planetarnych

Theoretical, numerical, and experimental methods are presented for multiple scattering of light in macroscopic discrete random media of densely-packed ...

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.

scattering-and-absorption-of-light-in-planetary-regoliths

Research

JoVE Journal

Engineering

Inżynieria

Prezentujemy nieniszczącą metodę próbkowania zmienności przestrzennej w kierunku światła rozproszonego z materiałów strukturalnie złożonych. Utrzymując materiał w stanie nienaruszonym, zachowujemy rozpraszanie w skali grubej, jednocześnie rejestrując precyzyjne wkłady kierunkowe za pomocą obrazowania o wysokiej rozdzielczości. Wyniki są wizualizowane w oprogramowaniu w biologicznie istotnych pozycjach i skalach.

Pomiar przestrzennego i kierunkowego rozpraszania światła od materiału biologicznego

Poczyniono postępy w wykorzystaniu rozpraszania częstości występowania echa spinowego (SERGIS) jako techniki rozpraszania neutronów do badania skal długości w próbkach o nieregularnym charakterze. Krystality estru metylowego kwasu [6,6]-fenylo-C61-masłowego przebadano techniką SERGIS, a wyniki potwierdzono mikroskopią sił optycznych i atomowych.

Wykorzystanie neutronowego echa spinowego do rozwiązania problemu rozpraszania padania w celu zbadania organicznych materiałów ogniw słonecznych

Nasycone i odwrócone saturable rozpraszanie zostały odkryte w izolowanych cząstkach plazmonicznych i przyjęte jako nowatorska metoda kontrastu bez wybielania w mikroskopii superrozdzielczej. Tutaj szczegółowo wyjaśniono eksperymentalne procedury wykrywania i ekstrakcji rozpraszania nieliniowego, a także sposoby zwiększenia rozdzielczości za pomocą nasyconej mikroskopii wzbudzenia.

Pomiar nieliniowości rozpraszania od pojedynczej nanocząstki plazmonicznej

Opracowanie nowych materiałów ablacyjnych i ich modelowanie numeryczne wymaga szeroko zakrojonych badań eksperymentalnych. Protokół ten opisuje procedury charakterystyki odpowiedzi materiału w przepływach plazmy, przy czym podstawowe techniki są nieinwazyjnymi metodami śledzenia recesji materiału wraz z chemią w reaktywnej warstwie granicznej za pomocą spektroskopii emisyjnej.

Badanie warstwy granicznej metodą spektroskopowej emisji podczas badania materiału ablacyjnego w plazmatronie

Polimeryzacja wytrącająca bez mieszania zapewnia szybkie, powtarzalne podejście do prototypowania syntezy wrażliwych na bodźce mikrożeli poli(N-izopropyloakrylamidowych) o wąskim rozkładzie rozmiarów. W tej syntezie protokołu demonstruje się charakterystykę rozpraszania światła i śledzenie fluorescencji pojedynczych cząstek tych mikrożeli w mikroskopii szerokokątnej.

Kontrolowana synteza i śledzenie fluorescencji wysoce jednorodnych mikrożeli poli(N-izopropyloakrylamidowych)

Ten protokół opisuje skanujący profiler rozpraszania światła (SLSP), który umożliwia pełną ocenę ilościową do przodu i do tyłu rozpraszania światła z soczewek wewnątrzgałkowych (IOL) przy użyciu zasad goniofotometru.

Metodologia oparta na skanowaniu profilera rozpraszania światła (SLPS) do ilościowej oceny rozpraszania światła do przodu i do tyłu z soczewek wewnątrzgałkowych

Ładowanie i mobilizacja pyłu jest demonstrowane w trzech eksperymentach z ekspozycją na plazmę termiczną z wiązką elektronów, tylko wiązką elektronów lub tylko promieniowaniem ultrafioletowym (UV). Eksperymenty te pozwalają na pogłębienie wiedzy na temat elektrostatycznego transportu pyłu i jego roli w kształtowaniu powierzchni pozbawionych powietrza ciał planetarnych.

Eksperymentalne metody ładowania i mobilizacji pyłu na powierzchniach narażonych na promieniowanie ultrafioletowe lub plazmę

Protokół wydobywa informacje z krzywych blasku egzoplanet i tworzy mapy ich powierzchni. Wykorzystuje krzywe blasku Ziemi, która służy jako proxy egzoplaneta, aby zademonstrować to podejście.

Mapowanie powierzchni egzoplanet podobnych do Ziemi za pomocą jednopunktowych krzywych blasku

Ten artykuł jest demonstracją i wskazówką do przeprowadzenia i analizy wewnętrznych (z laboratoryjnym przyrządem rentgenowskim) eksperymentów in situ GISAXS dotyczących suszenia farb na niefulerenowych organicznych fotowoltaikach z rolki na rolkę.

Częstość występowania in situ Rozpraszanie promieniowania rentgenowskiego pod małym kątem na powłoce organicznych ogniw słonecznych z rolki na rolkę z laboratoryjnym oprzyrządowaniem rentgenowskim

Przedstawiono ramy symulacyjne do testowania możliwości obrazowania wielkoskalowych układów radiowych na powierzchni Księżyca. Omówiono główne składowe hałasu, a także omówiono proces tworzenia oprogramowania ze szczegółowymi informacjami na temat jego dostosowania do nowatorskich zastosowań naukowych.

Symulacja obrazowania wielkoskalowych sieci radiowych na powierzchni Księżyca

W tym protokole przedstawiamy elementy projektu koncepcyjnego i rozwój strukturalny aparatu do pomiaru ostrości olśnienia. Dodatkowo opisano konstrukcję urządzenia do pomiaru dodatnich dysfotopsji (aureole, szprychy) oraz dwupunktowych progów świetlnych.

Pomiar behawioralnych skutków rozproszenia wewnątrzgałkowego

Poznaj metody numeryczne i eksperymentalne analizy rozpraszania światła w gęsto upakowanych materiałach planetarnych. Techniki te walidują modele obliczeniowe dla asteroid i komet.

Rozpraszanie i absorpcja światła w regolitach planetarnych

Przeglądaj więcej filmów