Waiting
Login processing...

Trial ends in Request Full Access Tell Your Colleague About Jove
Click here for the English version

Engineering

Spredning og absorpsjon av lys i planetariske Regoliths

doi: 10.3791/59607 Published: July 1, 2019

Summary

Numeriske og eksperimentelle metoder er presentert for flere spredning av lys i diskrete tilfeldige medier av tett pakket partikler. Metodene er benyttet for å tolke observasjoner av asteroide (4) Vesta og Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko.

Abstract

Teoretiske, numeriske og eksperimentelle metoder er presentert for flere spredning av lys i makroskopisk diskrete tilfeldige medier av tett pakket mikroskopiske partikler. Den teoretiske og numeriske metoder utgjør en ramme av strålingspådrivet Transfer med gjensidige transaksjoner (R2T2). R2T2 Framework innebærer Monte Carlo Order-of-spredning sporing av interaksjoner i frekvens plass, forutsatt at de grunnleggende scatterers og dempere er bølgelengde-skala volum elementer bestående av et stort antall tilfeldig fordelt partikler. De diskrete tilfeldige mediene er fullt pakket med volum elementene. For sfæriske og nonspherical partikler beregnes samhandlingene i volum elementene nøyaktig ved hjelp av superposisjon T-matrise Method (STMM) og Volume Integral formel metode (VIEM), henholdsvis. For begge partikkel typene beregnes samspillet mellom ulike volum elementer nøyaktig ved hjelp av STMM. Som tracing foregår innenfor diskret tilfeldige medier, er usammenhengende elektromagnetiske felt utnyttet, det vil si den sammenhengende felt av volumet elementene er fjernet fra interaksjoner. De eksperimentelle metodene er basert på akustiske levitation av prøvene for ikke-kontakt, ikke-destruktiv spredning målinger. Levitation innebærer full ultralyd kontroll av prøven posisjon og orientering, det vil si seks grader av frihet. Lyskilden er en laser drevet hvit lyskilde med monokromator og polarisator. Detektoren er et mini-photomultiplier rør på et roterende hjul, utstyrt med polarisatorer. R2T2 er validert ved hjelp av målinger for en mm-skala sfærisk prøve av tett pakket sfæriske silika partikler. Etter validering brukes metodene til å tolke astronomiske observasjoner for asteroide (4) Vesta og komet 67P/Churyumov-Gerasimenko (figur 1) nylig besøkt av NASA Dawn misjon og ESA Rosetta misjon, henholdsvis.

Introduction

Asteroider, kometiske kjerner, og høytrykks systemobjekter er dekket av planetenes regoliths, løse lag av partikler av ulik størrelse, form og sammensetning. For disse objektene er to allestedsnærværende astronomiske fenomener observert ved små solenergi fase vinkler (Sun-objekt-Observer vinkel). For det første er lysstyrken på det spredte lyset i den astronomiske størrelses skalaen observert for å øke lineært mot null fasevinkelen, ofte kalt opposisjonen effekt1,2. For det andre, spredte lyset er delvis lineært polarisert parallelt med spredning Planet (Sun-Object-Observer flyet), ofte kalt negative polarisering3. Fenomenet har manglet kvantitativ tolkning siden slutten av 19th århundre for opposisjonen effekt og siden tidlig 20th århundre for negative polarisering. Deres korrekte tolkning er en forutsetning for den kvantitative tolkningen av fotometriske, polarimetric og spectrometric observasjoner av lufttomme objekter, samt radar spredning fra deres overflater.

Det har blitt foreslått4,5,6,7 at den sammenhengende backscattering mekanismen (CBM) i flere spredning er minst delvis ansvarlig for de astronomiske fenomener. I CBM, delvis bølger, i samspill med den samme scatterers i motsatt rekkefølge, alltid gripe inn konstruktivt i nøyaktig backscattering retning. Dette er på grunn av samtidig optiske stier av de gjensidige bølgene. I andre retninger varierer forstyrrelsen fra ødeleggende til konstruktiv. Konfigurasjons snitt i et diskret tilfeldig medium av partikler resulterer i forbedret backscattering. Som for lineær polarisering, er CBM selektiv og resulterer i negativ polarisering i tilfelle av positivt polarisert enkelt scatterers, en felles karakteristikk i enkelt spredning (jf. Rayleigh spredning, Fresnel refleksjon).

Spredning og absorpsjon av elektromagnetiske bølger (lys) i et makroskopisk tilfeldig medium av mikroskopiske partikler har utgjorde en åpen beregningsorientert problem i planetenes astrofysikk8,9. Som illustrert ovenfor, har dette resultert i fravær av kvantitative inverse metoder for å tolke bakke-baserte og rom-baserte observasjoner av solsystem objekter. I dagens manuskript presenteres nye metoder for å bygge bro over gapet mellom observasjonene og deres modellering.

Eksperimentelle målinger av spredning av en liten partikkel prøve i en kontrollert posisjon og orientering (seks frihetsgrader) har vært åpen. Sprednings egenskaper for enkeltpartikler er tidligere målt som ensemble gjennomsnitt over størrelse, form og orientering distribusjon10 ved å innføre en partikkel flyt gjennom måle volumet. Spredning egenskaper for enkeltpartikler i Levitation har blitt utført ved hjelp av for eksempel elektrodynamisk Levitation11 og optiske pinsett12,13,14. I dagens manuskript, en ny eksperimentell metode basert på ultralyd Levitation med full kontroll over prøven posisjon og orientering tilbys15.

Det nåværende manuskriptet oppsummerer funnene i et prosjekt finansiert i fem år i 2013-2018 av European Research Council (ERC): spredning og absorpsjon av elektromagnetiske bølger i partikkel medier (SAEMPL, ERC Advanced Grant). SAEMPL lyktes i å møte sine tre hovedmål: først romanen numeriske Monte Carlo metoder ble utledet for multippel spredning av diskrete tilfeldige medier av tett pakket partikler16,17,18; for det andre ble romanen eksperimentell instrumentering utviklet og konstruert for kontrollerte laboratoriemålinger av validerings prøver i Levitation15; for det tredje ble de numeriske og eksperimentelle metodene brukt for å tolke astronomiske observasjoner19,20.

I det følgende, protokoller for å utnytte den eksperimentelle spredning rørledning for målinger, tilsvarende databehandling rørledningen, samt søknaden rørledninger er beskrevet i detalj. Den beregningsorientert rørledningen består av programvare for asymptotisk eksakte beregninger i tilfelle av begrensede systemer av partikler (superposisjon T-Matrix metode STMM21 og volum Integral ligning metode VIEM22) og omtrentlig beregninger for asymptotisk uendelige diskrete tilfeldige medier av partikler ved hjelp av flere sprednings metoder (SIRIS23,24, strålingspådrivet overføring med sammenhengende Backscattering RT-CB8,9og Strålingspådrivet overføring med gjensidige transaksjoner R2T216,17,18). Den eksperimentelle rørledningen omfatter utarbeidelse, lagring og utnyttelse av prøvene, deres Levitation i måle volumet, og utføring av den faktiske sprednings målingen over rekkevidden av spredningsvinkler med varierende polarisator Konfigurasjoner. Søknaden rørledningen gjelder utnyttelse av beregningsorientert og eksperimentelle rørledninger for å tolke astronomiske observasjoner eller eksperimentelle målinger.

Protocol

1. måling av lysspredning

  1. Sette opp scatterometer for måling (figur 2)
    1. Begynn med å sette opp scatterometer ved å slå på lyskilden, foto multiplikator rørene (eksportert pmts) og forsterkere. La systemet stabilisere i 30 minutter.
    2. Juster og Midtstill hendelses bjelken med pinholes. To pinholes er festet på pre-målte punkter på den roterende brødfjel, 180 ° fra hverandre og på samme radius. Midtstill bjelken på den første pinhole og Juster vinkelen slik at lyset også kommer inn gjennom den andre pinhole.
  2. Sette opp den akustiske prøven levitator
    1. Deretter konfigurerer du den akustiske prøve levitator ved å sette inn mikrofonen i midten av levitator og kjøre kalibrerings skriptet.
    2. Kalibrer de faset akustiske levitator ved å måle det akustiske trykket for hver array i det tiltenkte Levitation punktet som en funksjon av driv spenningen. Bruk denne kalibreringen for å kompensere for forskjeller mellom array-kanalene. Plasser kalibrerings mikrofonen ved å sentrere skyggen både i strålen og i en vinkelrett stråle som er laget med to speil.
    3. Beregn kjøre parametrene for matrisen som skaper en asymmetrisk akustisk felle og leverer dem til signal genererings elektronikken. Dette oppnås ved å minimere Gor'kov potensialet25 og samkjøre trykket gradienter i Levitation stedet.
    4. Deretter gjør en måling feie med en tom levitator. Feie avslører eventuelle signaler generert av omgivelseslys, refleksjoner fra omgivelsene, eller elektriske lyder.
  3. Prøvehåndtering, innsetting og måling
    1. Når den er satt opp, bruk en akustisk transparent mesh skje for å injisere prøven inn i den akustiske levitator.
    2. Bruk et videokamera og høy forstørrelse optikk, inspisere orientering og stabiliteten av prøven før og etter spredning målinger.
    3. Styrken og asymmetri i den akustiske fellen er optimalisert for maksimal prøve stabilitet. Følgelig er akustisk kraft satt så lavt som mulig.
    4. Hvis eksemplet er asymmetrisk, roterer du det rundt den vertikale aksen for å få informasjon om figurens form. Utfør rotasjonen ved langsomt å endre justeringen av den akustiske fellen. Bruk ekstra belysning under bildebehandling for å forbedre bildekvaliteten.
    5. Deretter lukker måle kammeret for å blokkere ut eksternt lys.
    6. Bruk datamaskin grensesnittet til å velge retningen på prøven, i tillegg til vinkel oppløsningen og rekkevidden for målingen. Innkommende og spredte lyset filtreres av lineære polarisatorer, som er motoriserte.
    7. Kjør den automatiserte måle feie. Dette vil måle fire punkter for hver vinkel med polarisator orientering av (horisontal, horisontal), (horisontal, vertikal), (vertikal, vertikal), og (vertikal, horisontal).
    8. Gjenta hvert sveip tre ganger for å eliminere outliers. For asymmetriske prøver, gjenta målingen ved forskjellige prøve retninger.
    9. Gjenopprett prøven etter målingen ved å slå av det akustiske feltet og la prøven falle på det akustisk gjennomsiktige stoffet. Deretter utfører en annen måling feie med tomme levitator å oppdage eventuelle drivende på grunn av omgivelseslyset forhold.
    10. Lagre dataene når du er ferdig. Analyser dataene for å beregne elementene i Mueller-matrisen for hver vinkel gjennom lineær kombinasjon av intensitet ved ulike polarisasjonene1

2. modellering av mm-sized tett pakket sfærisk Media bestående av sfæriske partikler

  1. For å begynne modellering, bruke SSH-tilgang til å koble til CSC-IT Center for Science Limited ' s Cluster, Taito.  Last ned og kompilere alle de nødvendige programmene som er forhåndskonfigurert for Taito ved å kjøre bash compile.sh.
  2. Gå inn i arbeidsmappen ved å kjøre CD-$WRKDIR.
  3. Last ned kilderfiler med git (git klone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/protocol2. git protocol2).
  4. Flytt til den nyopprettede katalog- CD-protocol2.
  5. Last ned og kompilere nødvendige programmer ved å kjøre bash compile.sh, som er forhåndskonfigurert for Taito.
  6. Deretter åpner tekstredigeringsprogrammet nano og sette opp parametrene for en enkelt spredt, volum element, og den studert prøven for å matche den studerte prøven ved å endre filen Parametere.
  7. Deretter kjører rørledningen ved å utføre en kommando bash run.sh. Når du er ferdig, skriver du hele Mueller-matrisen av prøven inn i Temp -mappen som endelig. ut.

3. tolke refleksjon Spectra for asteroide (4) Vesta

  1. Avledet komplekse brytnings indekser for howardite.
    1. Last ned SIRIS4 (git Clone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/siris 4.2. git).
    2. Kompiler ved å utføre make i src-mappen. Gi nytt navn til den kjørbare siris42 til siris4.
    3. I mainGo. F90, endre linje 395 til R0 = 0,05 * Rmax * SQRT (ran2). Kompiler ved å utføre make.
    4. Last ned den nødvendige MATLAB-skriptene ved å kjøre "git Clone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/protocol4a. git".
    5. Kopier de kjørbare filene som ble opprettet i trinn 3.1.2. og 3.1.3. til JoVEOptimize-folder.
    6. Gå til mappen JoVEOptimize.
    7. I input1.in fil, angi radius til 30 μm for howardite partikkelstørrelse, og fest den virkelige delen av brytningsindeksen til 1,8. I input2.in -filen angir du radius til 15 000 μm.
    8. Beregn øvre og nedre grenser for den imaginære delen av brytnings indeksene, og lagre dem i to separate filer. Koden benytter bisectioning metoden og bruker disse verdiene som utgangspunkt.
    9. I optimizek. m fil, angi filnavnene på øvre og nedre grensene av den imaginære delen av brytnings indeksene og filnavnet på den målte refleksjon spekteret av howardite pulver. Angi bølgelengdeområdet til 0,4 – 2,5 μm med 0,05-μm-trinn.
    10. Kjør optimizek. m i MATLAB for å få de komplekse brytnings indeksene for howardite (se Figur 3). Først koden beregner spredning egenskaper for 30-μm størrelse (radius) howardite partikler, og deretter bruker disse partiklene som diffus scatterers inne i en 15 000-μm størrelse (radius) volum. Disse trinnene gjentas for hver bølgelengde til de beregnede refleksjon samsvarer med den målte refleksjon.
  2. Modellering den refleksjon spekteret av Vesta.
    1. Computing spredning egenskapene til howardite partikler ved å benytte SIRIS4
      1. Bruk SIRIS4 til å beregne sprednings egenskapene til howardite partikler ved først å flytte den SIRIS4 kjørbare filen til den samme mappen med inn data-filen og p-Matrix-filen.  Deretter kopierer du input_1. in og pmatrix_1. in fra test mappen.
      2. I input_1. in, angi antall stråler til 2 000 000, antall prøve partikler til 1000, standardavviket for radius til 0,17, og makt-loven indeks av korrelasjons funksjonen til 3. Angi deretter den virkelige delen av brytningsindeksen til 1,8, og bruk den imaginære delen av brytningsindeksen n som beskrevet i tekst protokollen.
      3. Deretter kjører SIRIS4 ved å utføre kommandoen som vises her for hver bølgelengde fra 0,4 til 2,5 mikron ved hjelp av en størrelse på 10 til 200 mikron i diameter med et prøve trinn på 10 mikron.
      4. Deretter lagrer hver beregnede spredning fase matrise P Into a pmatrix_x. in fil.  X-en i filnavnet beskriver bølgelengde nummeret og varierer fra 1 til 43 for hver partikkelstørrelse. Filen vil inneholde sprednings vinklene samt sprednings elementene p11, p12, p22, p33, p34 og p44 for en bølgelengde og partikkelstørrelse.
    2. Gjennomsnittlig den oppnådde spredning matriser, Single-spredning albedos, og middelvei frie stier over en makt-loven størrelsesfordeling med en indeks på 3,2 19 andre priser , 24.
      1. Flytt pmatrix-filene til mapper slik at hver mappe representerer én partikkelstørrelse og inneholder de beregnede p-matriser for alle bølgelengder. Navngi mappene fold1, fold2,..., foldN, der N er antall partikkelstørrelser.
      2. Skriv spredning og utryddelse effektivitet qSCA og qext, samt lik-anslått-området-sfære radius verdier rhit fra OutputQ-filer i én fil, Qscas. dat.
      3. Gå til mappen JoVEAverage som ble lastet ned i trinn 3.1.4.
      4. Bevege det brosjyre og Qscas. dat inn i likt brosjyre med AvgPowerLaw. m.
      5. Kjør AvgPowerLaw. m i MATLAB. Koden beregner gjennomsnittlig spredning matriser, Single-spredning albedos, og betyr fri-banen lengder over en strøm-lov størrelsesfordeling med indeks 3,2.
    3. Computing det endelige spekteret av Vesta ved å benytte SIRIS4
      1. Bruk diffus scatterers i et volum i Vesta-størrelse med en brytningsindeks på 1. I input-filen, kan du bruke gjennomsnittlig enkelt spredning albedos og gjennomsnittlig fri bane lengder for interne scatterers.
      2. Deretter kjører du SIRIS4 ved hver bølgelengde ved å utføre kommandoen som vises her, der X er bølgelengden. Koden leser den gjennomsnittlige spredning matriser som input for den interne diffus scatterers.
      3. Studer den absolutte refleksjon i en 17,4-graders fase vinkel.
      4. Få Vesta ' s observert Spectra på 17,4-graders fase vinkel fra NASA planetariske data system26.
      5. Scale Vesta ' s observert Spectra til en geometrisk albedo verdi på 0,42327 ved 0,55 mikron27. For å komme til 17,4 grader, Påfør en faktor på 0,491 på skalert Spectra28. Sammenlign både modellert og observert Spectra over hele bølgelengdeområdet.

4. fotometriske og polarimetric modellering av (4) Vesta

  1. Databehandling spredning egenskaper for volum elementer som inneholder Voronoi-formede howardite partikler
    1. Koble til CSC-IT Center for Science Ltd ' s Cluster Taito via SSH-tilgang.
    2. Gå inn i arbeidsmappen ved å kjøre CD-$WRKDIR.
    3. Last ned kildefilene (git Clone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/jvie_t_matrix. git).
    4. Kompiler ved å utføre gjør i-mappen.
    5. Generer volum elementer som inneholder Voronoi howardite partikler, ved å bruke en MATLAB-kode voronoi_element. m. I voronoi_element. m, sette bølgelengden til 0,45 μm, N_elems til 128, størrelses parameteren (elem_ka) til 10, Power-Law index til 3, minimum partikkel radius til 0,143 μm, maksimal partikkel radius til 0,35 μm, pakking tetthet til 30%, og bruke avledet komplekse brytningsindeks for howardite.
    6. Kjør voronoi_element. m i MATLAB. Koden genererer 128 mesh-filer for volum-elementer med ulike Voronoi-partikkel-erkjennelser ved hjelp av strøm-loven størrelsesfordeling.
    7. Beregn T-matriser for det genererte volum-elementer ved hjelp av JVIE. I runarray_JVIE_T. sh, angi matrise = 1-128. Parametere er k = 13,962634, mesh = navnet på det genererte mesh i 4.1.6, T_out = navn på output T-Matrix, T_matrix = 1 og elem_ka = 10.
    8. Kjør JVIE ved å kjøre Sbatch runarray_JVIE_T. sh.
    9. Beregn gjennomsnittlige sprednings egenskaper fra T-matriser som er beregnet med JVIE-koden. Execute ./multi_T-N_Tin 128 i samme mappe der de beregnede T-matriser er. Koden skriver gjennomsnittet usammenhengende Mueller matrise i og kryss-seksjoner og albedo i output. txt.
  2. RT-CB beregninger
    1. Start ved å laste ned kilderfiler med git (git klone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/protocol4b. git protocol4b) og flytte filene til den nedlastede katalogen protocol4b.
    2. Neste, laste ned og kompilere alle de nødvendige programmene ved å kjøre bash compile.sh.
    3. Når du er klar, kopier den gjennomsnittlige input spredning matrise (trinn 3.2.2.5) samt amplitude spredning matrise (trinn 4.1.9) i den gjeldende arbeidsmappen.
    4. Deretter åpner tekstredigeringsprogrammet, Nano, og endre filen Parametere for å angi de ønskede parametrene.
    5. Kjør rørledningen ved å kjøre bash Run.sh. Deretter skriver du hele Mueller-matrisen i Temp-mappen som rtcb. out.

5. tolke observasjoner for Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko.

  1. Computing usammenhengende volum elementer med rask superposisjon T-Matrix metode (FaSTMM) for organisk og partikkel korn
    1. Execute ./incoherent_input – lambda 0,649-m_r 2,0-m_i 0,2-tetthet 0,3-lowB 0,075-upB 0,125-npower 3-S_out pmatrix_org. dat.
    2. Execute ./incoherent_input – lambda 0,649-m_r 1,6-m_i 0,0001-tetthet 0,0375-lowB 0,6-upB 1,3-npower 3-S_out pmatrix_sil. dat.
  2. Computing den gjennomsnittlige usammenhengende Mueller matrise (pmatrix.in), albedo (albedo), betyr fri bane (MFP), og sammenhengende effektiv brytningsindeks (m_eff)
    1. Kjør MATLAB. Type kommandoer:
      Sorgs = Last inn (' pmatrix_org. dat ');
      Ssil = Last inn (' pmatrix_sil. dat ');
      S = (sorgs + 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;

      der Csca_org og Cext_org er usammenhengende spredning og utryddelse tverrsnitt fra trinn 5.1.2, og Csca_sil og Cext_sil er usammenhengende spredning og utryddelse tverrsnitt fra trinn 5.1.3.
    2. Run ./m_eff (Csca, r) i kommandolinjen for å få m_eff der er radius av volum elementet.
  3. Computing spredning egenskaper for koma partikler.
    1. Angi verdiene fra trinn 5.2.1 og 5.2.2 (for eksempel albedo, MFP, m_eff i Input.in -filen).
    2. Angi strøm lov indeks for korrelasjons lengden til 3,5 i Input.in -filen.
    3. Kjør SIRIS4 Problemløseren (./siris4 input.in pmatrix.in) for partikkelstørrelser fra 5 μm til 100 μm ved hjelp av et trinn på 5.
    4. Utgang koma fase funksjoner fra SIRIS4 problemløseren.
  4. Computing spredning egenskaper av kjernen
    1. Start i MATLAB og kjøre snitt rutine powerlaw_ave. m til gjennomsnittet resultatene over makt-loven størrelsesfordeling av index-3 etter beregning av koma fase funksjoner (trinn 5.3.4) fra SIRIS4 problemløseren. De forventede rutine utgangene er pmatrix2.in, albedo og middel fri bane.
    2. Deretter setter resultatene fra utganger, albedo og gjennomsnittlig fri bane, i Input.in fil.
    3. Angi størrelsen til 1 000 000 000, og Power-Law-indeks for korrelasjons funksjonen for figuren til 2,5. Deretter kjører SIRIS4 ved hjelp av kommandolinjen vist her for å få kjernen fase funksjonen.

Representative Results

For eksperimentet vårt, en samlet nominelt bestående av tett pakket Ø = 0,5 μm sfærisk Sio2 partikler ble valgt29,30 og polert videre, for å omtrentlige en sfærisk form, hvoretter det var preget av veie og måle dimensjonene (Figur 4). Den nesten sfæriske aggregat hadde en diameter på 1,16 mm og en volum tetthet på 0,47. Lysspredning ble målt i henhold til trinn 1. Strålen ble filtrert til 488 ± 5 NM, med en Gaussian spektrum. Målingen var i gjennomsnitt tre feier og det tomme levitator signalet ble trukket fra resultatet.

Fra intensiteten av de fire forskjellige polarisering konfigurasjoner, vi beregnet fase funksjonen, graden av lineær polarisering for unpolarized hendelsen lys-M12/M11, og depolarization M 22 av /M 11, som en funksjon av fasevinkelen (figur 5, figur 6, figur 7). En kjent systematisk feil kilde for målingen vår er utryddelse forholdet mellom lineær polarisatorer, som er 300:1. For dette eksempelet, er det imidlertid tilstrekkelig slik at lekket polarisert lys er under deteksjons terskelen.

Den numeriske modellering består av flere programvare sammenkoblede av skript som håndterer informasjonsflyten i henhold til parametrene gitt av brukeren. Skriptene og programvaren er forhåndskonfigurert til å arbeide på CSC-IT Center for Science Ltd ' s Taito klyngen, og brukeren må endre scripts og Makefiles seg å få modellering verktøyet til å fungere på andre plattformer. Verktøyet starter ved å kjøre STMM løser20, som beregner egenskaper for volum element som beskrevet av Väisänen et al.18. Etter det, spredning og absorpsjon egenskaper av volumet elementet brukes som input for to forskjellige programvare. En Problemløser for Mie-spredning brukes til å finne den effektive brytningsindeksen ved å matche den sammenhengende sprednings tverrsnitt av volum elementet til en Mie-sfære med lik størrelse20. Deretter blir aggregatet modellert ved å kjøre SIRIS4-programvaren med volum elementet som en diffus spredt og med den effektive brytningsindeksen på overflaten av aggregatet. Den sammenhengende backscattering komponenten er lagt til separat fordi det er ingen programvare som kan behandle effektiv brytnings medium og sammenhengende backscattering samtidig. For øyeblikket er RT-CB ute av stand til å være regnskapsfører for det effektive brytnings mediet, mens SIRIS4 ikke er i stand til å gjøre regnskap for sammenhengende backscattering. Den sammenhengende backscattering er imidlertid lagt til SIRIS423,24 resultater omtrent ved å kjøre volum-element spredning egenskaper gjennom spredning fase matrise nedbryting programvare PMDEC som stammer ren Mueller og Jones matriser som kreves for RT-CB9. Den sammenhengende backscattering komponenten blir deretter ekstrahert ved å trekke strålingspådrivet overføring komponent fra resultatene av RT-CB. Deretter legges den utpakkede sammenhengende backscattering komponenten til resultatene som er Hentet fra SIRIS4.

Vi simulert numerisk egenskapene til mm-sized (radius 580 μm) SiO2 samlet ved å følge trinn 2. Vi brukte to typer volum elementer, en bestående av nominelle equisized partikler (0,25 μm) og den andre består av normalt fordelt (gjennomsnittlig 0,25 μm, standardavvik 0,1 μm) partikler avkortet til området 0,1-0.2525 μm. innføring i sistnevnte fordelingen av partikler er basert på det faktum at i hovedsak alle SiO2 prøver med en gitt nominell partikkelstørrelse har også en betydelig fremmed fordeling av mindre partikler31. Totalt 128 volum elementer av størrelse kR0= 10 ble trukket fra 128 periodiske bokser som inneholder ca 10 000 partikler pakket til volum tetthet v= 47% hver. Fra spesifikasjonene til materialet har vi n= 1.463 + I0 ved bølgelengden til 0,488 μm, som er bølgelengden som brukes i målingene.

Med SIRIS4, spredning egenskapene til 100 000 aggregater, med radius på 580 μm, standardavvik på 5,8 μm, og med makt-loven indeks av korrelasjons funksjon 2, ble løst og gjennomsnitt. Disse resultatene tegnes (se figur 5 , figur 6, figur 7) med de eksperimentelle målingene, og en ekstra simulering uten det effektive mediet. Begge valgene for partikkel fordelingen gir en match til den målte fase funksjonen (se figur 5), selv om de resulterer i forskjellige polarisering egenskaper som er sett i figur 6. Disse forskjellene kan brukes til å identifisere den underliggende fordelingen av partiklene i prøven. Det beste valget er å bruke avkortet normalfordeling i stedet for de equisized partiklene (se figur 6). Hvis det bare brukes normalisert fase funksjoner, er de underliggende distribusjonene skilles (sammenlign figur 5, figur 6, figur 7). I figur 7 for depolarization har de numeriske resultatene funksjoner som ligner på den målte kurven, men funksjonene forskyves med 10 ° til backscattering retning. Den effektive brytningsindeks korrigerer positivt resultatene som er sett fra simuleringer innhentet med og uten effektiv medium (se figur 5, figur 6, figur 7). Forskjellene i polarisering (figur 6) tyder på at prøven har antagelig en mer kompleks struktur (for eksempel en egen kappe og kjerne) enn vår homogene modell. Det er imidlertid utover de eksisterende mikroskopiske metodene for utvalgs karakterisering for å hente den egentlige strukturen til aggregatet. Den sammenhengende backscattering ble lagt separat til resultatene. Målingene mangler synlig intensitet Spike observert ved backscattering vinkler, men graden av lineær polarisering er mer negativ mellom 0-30 ° som ikke kan produseres uten sammenhengende backscattering (sammenlign "fordeling" med "no CB", se Bilde 5, figur 6, figur 7).

For solsystem applikasjoner, sammenlignet vi den observerte Vesta Spectra og modellert spekteret oppnås ved å følge protokollen 3. Resultatene er vist i Figur 3 og Figur 8 , og de foreslår at howardite partikler, med mer enn 75% av dem som har en partikkelstørrelse mindre enn 25 μm, dominerer Vesta ' s regolitt. Selv om den samlede kampen er ganske tilfredsstillende, den modellerte og observerte Spectra avvike noe: absorpsjon bandet sentrene av modellen spekteret er forskjøvet til lengre bølgelengder, og Spectral Minima og Maxima har en tendens til å være grunne i forhold til den observerte Spectra. Forskjellene i Minima og Maxima kan forklares ved det faktum at gjensidig skygging effekter blant de regolitt partiklene ikke har stått for: den skygging effektene er sterkere for lav reflectances og svakere for høy reflectances og i relative sans, vil redusere Spectral Minima og øke Spectral Maxima når det stod for i modellering. Videre ble den imaginære delen av komplekse brytnings indekser for howardite avledet uten å ta hensyn til bølgelengde-skala overflate-grovhet, og dermed de avledede verdiene kan være for små til å forklare Spectral Minima. Når du videre bruker disse verdiene i vår modell ved å benytte geometrisk optikk, bandet dybder i modellerte spekteret kan bli for grunt. Disse effektene av bølgelengde skala kan også spille en rolle ved lengre bølgelengder sammen med et lite bidrag fra den lave enden av halen til det termiske utslipps spekteret. Forskjellene kan også forårsakes av en konflikt mellom våre howardite prøver og Vesta-mineraler, og ved en annen Partikkelstørrelsesfordeling som er nødvendig for modellen. Til slutt ble refleksjon Spectra av Vesta observert ved 180-200 K, og vår howardite prøve ble målt i romtemperatur. Reddy et al.32 har vist at absorpsjons bånd sentrene skifter til lengre bølgelengder med økende temperatur.

Fotometriske og polarimetric fase kurve observasjoner for asteroide (4) Vesta er fra Gehrels33 og NASA planetariske data Systems Small organer Node (http://pdssbn.astro. UMD.edu/sbnhtml), henholdsvis. Deres modellering følger trinn 4 og starter fra partikkel brytningsindeksen og størrelsesfordelingen som er tilgjengelig fra spectrometric modellering ved bølgelengden til 0,45 μm. Disse partiklene har størrelser større enn 5 μm, det vil si mye større enn bølgelengden og er således i geometrisk optikk regime, kalt stor partikkel befolkning. For fase kurven modellering, en ekstra liten partikkel befolkning av tett pakket subwavelength-skala partikler er også innarbeidet, med tilbørlig oppmerksomhet betalt for å unngå konflikter med spectrometric modellering ovenfor.

Den komplekse brytningsindeksen er satt til 1,8 + i 0.000168. De effektive partikkel størrelsene og enkelt sprednings albedos i store partikkel-og små partikkel populasjoner er like (9,385 μm, 0,791) og (0,716 μm, 0,8935). Gjennomsnittlig fri bane lengder i store partikkel-og små partikkel medier er 16,39 μm og 0,56 μm. Den store partikkel medium har en volum tetthet på 0,4, mens den lille partikkel medium har en volum tetthet på 0,3. Fraksjoner av store partikkel-og små partikkel medier i Vesta-regolitt antas å være 99% og 1%, noe som gir en total enkelt sprednings albedo på 0,815 og en total gjennomsnittlig fri banelengde på 12,78 μm. Etter trinn 4 viser den geometriske albedo på 0,45 μm seg å være 0,32 i rimelig enighet med observasjonene (jf. Figur 8 ved ekstrapolert til null fase vinkel).

Figur 9, Figur 10, Figur 11 skildre fotometriske og polarimetric fase kurve modellering for Vesta. For fotometriske fase kurven (Figur 10, venstre), modell fase KURVEN fra RT-CB har vært ledsaget med en lineær avhengighet av størrelsesorden skala (stigningstallet koeffisient-0,0179 mag/°), etterligne effekten av skygging i en tett pakket, høy-albedo regolitt. Ingen endring er aktivert for graden av polarisering (Figur 10, høyre; Figur 11). Modellen forklarer den observerte fotometriske og polarimetric fase kurvene og tilbyr en realistisk prediksjon for maksimal polarisering nær fasevinkelen på 100 ° samt for egenskapene ved små fase vinkler < 3 °.

Det er påfallende hvordan minuttet brøkdel av liten-partikkel befolkningen er i stand til å fullføre forklaringen av fase kurvene (Figur 10, Figur 11). Det er spennende modellering aspekter involvert. Først, som vist i figur 9 (venstre), den enkelt-spredning fase funksjoner for store-partikkel og små-partikkel populasjoner er ganske like, mens den lineære polarisering elementene er signifikant forskjellig. For det andre, i RT-CB-beregninger, bidrar begge partikkel populasjoner til de sammenhengende backscattering effektene. For det tredje, for å oppnå realistisk polarisering Maxima, det må være en betydelig stor partikkel befolkning i regolitt (i samråd med Spectral modellering). Med den nåværende uavhengige blandingen av små partikkel-og stor partikkel medier, er det fortsatt mulig å tildele en del av det små partikkel bidraget til de store partikkel flatene. Men for at sammenhengende backscattering effekter skal finne sted og forklare observasjonene, er det obligatorisk å innlemme en liten partikkel befolkning.

Den europeiske rom organisasjonens (ESA) Rosetta misjon til kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko gitt en mulighet til å måle fotometriske fase funksjon av koma og kjernen over et bredt fase-vinkel rekkevidde i løpet av få timer34. De målte koma fase funksjonene viser en sterk variasjon med tid og en lokal posisjon av romfartøyet. Koma fasen funksjonen har blitt modellert20 med en partikkel modell sammensatt av submicrometer-sized organiske og silikat partikler ved hjelp av numeriske metoder (trinn 5 og 2) som vist i Figur 12. Resultatene tyder på at størrelsesfordelingen av støv varierer i koma på grunn av kometen aktivitet og dynamiske utviklingen av støvet. Ved modellering spredning av en 1-km-sized objekt hvis overflaten er dekket med støvpartikler, har vi vist at spredning av kjernen av kometen er dominert med samme type partikler som også dominerer spredning i koma (figur 13).

Figure 1
Figur 1: Asteroide (4) Vesta (venstre) og Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko (til høyre) besøkt av NASA Dawn oppdraget og av ESA Rosetta oppdraget, henholdsvis. Bilde poeng: NASA/JPL/MPS/DLR/IDA/Björn Jónsson (venstre), ESA/Rosetta/NAVCAM (høyre). Vennligst klikk her for å se en større versjon av dette tallet.

Figure 2
Figur 2: Måleinstrument for lett spredning. Foto (over) og topp utsikt skjematisk (neden) viser: (1) fiber-koplet lyset kilde med parallelliseringsoptikk, (2) fokusere linsen (frivillig), (3) bånd pass filterene for bølgelengde utvalg, (4) innstille åpning for stråle former, (5) motorisert lineær polarisator, (6) høyhastighetskamera, (7) høy forstørrelses objektiv, (8) akustisk levitator for prøve overtrykk, (9) målings hode, som består av et IR-filter, motorisert utløser, motorisert lineær polarisator og et photomultiplier rør (PMT), (10) motorisert rotasjons trinn for justering av måle hodet vinkel, (11) optisk flat for Fresnel refleksjon, (12) nøytral tetthet filter, og (13) referanse PMT, for overvåking stråle intensitet. Systemet er delt inn i tre lukkede rom for å eliminere spredt lys. Vennligst klikk her for å se en større versjon av dette tallet.

Figure 3
Figur 3: den imaginære delen av brytningsindeksen for howardite som en funksjon av bølgelengde. Den imaginære delen av brytnings im (n) innhentet for howardite mineral ved å følge protokollen 3,1. Brytningsindeksen benyttes i modellering av sprednings egenskapene til asteroide (4) Vesta. Vennligst klikk her for å se en større versjon av dette tallet.

Figure 4
Figur 4: Målingen prøven består av tett pakket sfærisk Sio2 partikler. Prøven har blitt nøye polert for å få en nesten sfærisk form som gjør det mulig for både effektiv spredning eksperimenter og numerisk modellering. Vennligst klikk her for å se en større versjon av dette tallet.

Figure 5
Figur 5: fase funksjon. Fase funksjonene i prøve mengden som oppnås ved å følge de eksperimentelle protokollene 1 og de numeriske modellerings trinn 2. Fase funksjonene er normalisert for å gi enhet når den er integrert fra 15,1 ° til 165,04 °. Vennligst klikk her for å se en større versjon av dette tallet.

Figure 6
Figur 6: grad av lineær polarisering. Som i figur 5 for graden av lineær polarisering for unpolarized hendelsen Light-M12/M11 (i%). Vennligst klikk her for å se en større versjon av dette tallet.

Figure 7
Figur 7: Depolarization. Som i figur 5 for depolarization M22/M11. Vennligst klikk her for å se en større versjon av dette tallet.

Figure 8
Figur 8: Absolutt refleksjon Spectra. Asteroide (4) Vesta er modellert og observert absolutte refleksjon Spectra på 17,4-graders fase vinkel. Vennligst klikk her for å se en større versjon av dette tallet.

Figure 9
Figur 9: Sprednings fase funksjon P11 og graden av lineær polarisering for unpolarized hendelses lys -P21/p11 som en funksjon av sprednings vinkelen for volum elementer av store partikler (rød) og små partikler (blå) i regolitt av asteroide (4) Vesta. Den stiplede linjen indikerer en hypotetisk isotropic fase funksjon (til venstre) og en null nivå av polarisering (høyre). Vennligst klikk her for å se en større versjon av dette tallet.

Figure 10
Figur 10: observert (blå) og modellert (rød) disk-integrert lysstyrke i størrelsesorden skala samt graden av lineær polarisering for unpolarized hendelsen lys som en funksjon av fase vinkel for asteroide (4) Vesta. Den fotometriske og polarimetric observasjoner er fra Gehrels (1967) og Small organer node av planetenes data system (http://pdssbn.astro.umd.edu/sbnhtml), henholdsvis. Vennligst klikk her for å se en større versjon av dette tallet.

Figure 11
Figur 11: grad av lineær polarisering. Graden av lineær polarisering for asteroide (4) Vesta spådd for store fase vinkler basert på den numeriske flere spredning modellering. Vennligst klikk her for å se en større versjon av dette tallet.

Figure 12
Figur 12: modellert og målt fotometriske fase funksjoner i koma av komet 67P/Churyumov-Gerasimenko. Variasjonene i de målte fase funksjonene i tid kan forklares ved varierende støv størrelsesfordeling i koma. Vennligst klikk her for å se en større versjon av dette tallet.

Figure 13
Figur 13: fase funksjoner. Modellert og målt fase funksjoner av kjernen av kometen 67P. Vennligst klikk her for å se en større versjon av dette tallet.

Discussion

Eksperimentelle, teoretiske, og beregningsorientert metoder har blitt presentert for lysspredning av diskret tilfeldige medier av partikler. Den eksperimentelle metoder har blitt benyttet for å validere de grunnleggende begreper i den teoretiske og beregningsorientert metoder. De sistnevnte metodene har så blitt brukt i tolkningen av astronomiske observasjoner av asteroide (4) Vesta og Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko.

Den eksperimentelle scatterometer er avhengig av ultrasonisk kontrollert prøve Levitation som gjør det mulig for Mueller-Matrix målinger for en prøve aggregat i ønsket orientering. Aggregatet kan gjentatte ganger benyttes i målingene, da det er mulig å spare aggregat etter hvert måle sett. Dette er første gang at slike ikke-kontakt, ikke-destruktiv spredning målinger utføres på en prøve under full kontroll.

Den teoretiske og beregningsorientert metoder er avhengige av såkalte usammenhengende spredning, absorpsjon og utryddelse prosesser i tilfeldig Media. Mens den eksakte elektromagnetiske interaksjoner alltid forekomme sammenhengende, innenfor et uendelig tilfeldig medium etter konfigurasjons snitt, bare usammenhengende interaksjoner forblir blant volum elementer av partikler. I dagens arbeid, er usammenhengende interaksjoner mellom disse elementene nøyaktig utgjorde ved hjelp av Maxwell ligninger: etter å trekke den sammenhengende felt fra feltene i ledig plass, er det usammenhengende felt i tilfeldig medium som gjenstår. Behandlingen har i dag blitt tatt til sin komplette rigor i at samspillet, samt utryddelse, spredning, og absorpsjon koeffisienter av mediet, er avledet innenfor rammen av usammenhengende interaksjoner. Videre har det vist seg at regnskap for sammenhengende felt effekter på grensesnittet mellom den ledige plassen og tilfeldige medium resulterer i en vellykket generell behandling for en begrenset tilfeldig medium.

Anvendelse av den teoretiske og beregningsorientert metoder har blitt illustrert for eksperimentelle målinger av en mm-skala sfærisk prøve samlet sammensatt av submikron sfærisk SiO2 partikler. Programmet viser, utvetydig, at prøven aggregat må være sammensatt av en fordeling av partikler med varierende størrelse, i stedet for å være sammensatt av equisized sfæriske partikler. Det kan være vidtrekkende konsekvenser av dette resultatet for karakterisering av tilfeldige medier: det er sannsynlig at mediene er betydelig mer komplekse enn hva som har blitt utledet tidligere ved hjelp av State-of-the-art karakterisering metoder.

Den synoptiske tolkningen av spekteret for asteroide (4) Vesta over de synlige og nesten infrarøde bølgelengdene samt Vesta ' s fotometriske og polarimetric fase kurver på bølgelengden til 0,45 μm viser at det er praktisk å bruke de numeriske metodene i begrensende mineralet komposisjoner, partikkel størrelses fordelinger, samt regolitt volum tetthet fra eksterne astronomiske observasjoner. Slike hentes er ytterligere forsterket av samtidige tolkningen av fotometriske fase kurver for komet 67P/Churyumov-Gerasimenko om koma og kjerne. Endelig realistisk modellering av polarimetric fase kurve av 67P har blitt oppnådd20. Det er store fremtidsutsikter i å anvende dagens metoder i tolkningen av observasjoner av solsystem objekter for øvrig.

Det er fremtidsutsikter for dagens kombinerte eksperimentelle og teoretiske tilnærming. Ettersom det er ekstremt vanskelig å nøyaktig karakterisere tilfeldige medier bestående av sub-bølgelengde-skala inhomogeneities, kontrollerte Mueller-Matrix målinger kan tilby et verktøy for å hente informasjon om volum tetthet og Partikkelstørrelsesfordeling i mediet. Kvantitativ inversjon av disse fysiske parametrene er tilrettelagt av romanen numeriske metoder.

Disclosures

Forfatterne har ingenting å avsløre.

Acknowledgments

Forskning støttes av ERC Advanced Grant no 320773. Vi takker Laboratory av kronologi av det finske Museum of Natural History for hjelp med prøven karakterisering.

Materials

Name Company Catalog Number Comments
10GL08 Newport Calcite polarizer
12X Zoom Body Tube 1-50487AD Navitar Microscope objective
43-412-000 Edmund optics Optical flat
8MPR16-1 Standa Motorized Polarizer Rotator
8MRB240-152-59D Standa Rotation stage
8SMC5-ETHERNET Standa Motor controller
Digi-pas DWL3500XY Digi-pas Digital 2-axis level
DMT 65-D25-HiDS Owis Optics rotation stage
EQ-99 LDLS Energetiq Light source
FL488-10 Thorlabs Laser line filter
IBM 65-D0-35-HiDS Owis Motorized iris shutter
LPVISE100-A Thorlabs Film polarizer
microPMT H12403-01 Hamamatsu Photomultiplier tube
NI PXIe-5171R National Instruments Digital oscilloscope
NI PXIe-8880 National Instruments PXIe chassis
Phantom v611 Vision Research High speed camera
PS 10-32-DC Owis Motor controller
RC08FC-P01 Thorlabs Fiber collimator
SET-NDF-D22-G25 Owis Neutral density filter
TIA60 Thorlabs PMT amplifier

DOWNLOAD MATERIALS LIST

References

  1. Gehrels, T. Photometric studies of asteroids. V. The light-curve and phase function of 20 Massalia. Astrophysical Journal. 123, 331-338 (1956).
  2. Barabashev, N. P. Astronomische Nachrichten. 217, 445 (1922).
  3. Lyot, B. Recherches sur la polarisation de la lumiere des planetes et de quelques substances terrestres. Annales de l’Observatoire de Paris. 8, (1), 1-161 (1956).
  4. Shkuratov, Y. G. Diffractional model of the brightness surge of complex structures. Kinematika i fizika nebesnyh tel. 4, 60-66 (1988).
  5. Shkuratov, Y. G. A new mechanism of the negative polarization of light scattered by the surfaces of atmosphereless celestial bodies. Astronomicheskii vestnik .23. 176-180 (1989).
  6. Muinonen, K. Electromagnetic scattering by two interacting dipoles. Proceedings of the 1989 URSI Electromagnetic Theory Symposium. Stockholm. 428-430 (1989).
  7. Muinonen, K. Light Scattering by Inhomogeneous Media: Backward Enhancement and Reversal of Polarization. PhD-thesis, University of Helsinki, Finland. (1990).
  8. Muinonen, K., Mishchenko, M. I., Dlugach, J. M., Zubko, E., Penttilä, A., Videen, G. Coherent backscattering numerically verified for a finite volume of spherical particles. Astrophysical Journal. 760, 118-128 (2012).
  9. Muinonen, K. Coherent backscattering of light by complex random media of spherical scatterers: Numerical solution. Waves in Random Media. 14, 365-388 (2004).
  10. Muñoz, O., Volten, H., de Haan, J. F., Vassen, W., Hovenier, J. W. Experimental determination of scattering matrices of olivine and Allende meteorite particles. Astronomy & Astrophysics. 360, 777-788 (2000).
  11. Sasse, C., Muinonen, K., Piironen, J., Dröse, G. Albedo measurements on single particles. Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 55, 673-681 (1996).
  12. Gong, Z., Pan, Y. -L., Videen, G., Wang, C. Optical trapping and manipulation of single particles in air: Principles, technical details, and applications. Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 214, 94-119 (2018).
  13. Nieminen, T. A., du Preez-Wilkinson, N., Stilgoe, A. B., Loke, V. L. Y., Bui, A. A. M., Rubinsztein-Dunlop, H. Optical tweezers: Theory and modelling. Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 146, 59-80 (2014).
  14. Herranen, J., Markkanen, J., Muinonen, K. Dynamics of interstellar dust particles in electromagnetic radiation fields: A numerical solution. Radio Science. 52, (8), 1016-1029 (2017).
  15. Maconi, G., et al. Non-destructive controlled single-particle light scattering measurement. Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 204, 159-164 (2018).
  16. Muinonen, K., Markkanen, J., Väisänen, T., Peltoniemi, J., Penttilä, A. Multiple scattering of light in discrete random media using incoherent interactions. Optics Letters. 43, 683-686 (2018).
  17. Markkanen, J., Väisänen, T., Penttilä, A., Muinonen, K. Scattering and absorption in dense discrete random media of irregular particles. Optics Letters. 43, 2925-2928 (2018).
  18. Väisänen, T., Markkanen, J., Penttilä, A., Muinonen, K. Radiative transfer with reciprocal transactions: Numerical method and its implementation. Public Library of Science One (PLoS One). 14, e0210155 (2019).
  19. Martikainen, J., Penttilä, A., Gritsevich, M., Videen, G., Muinonen, K. Absolute spectral modelling of asteroid (4). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 483, 1952-1956 (2019).
  20. Markkanen, J., Agarwal, J., Väisänen, T., Penttilä, A., Muinonen, K. Interpretation of phase functions of the comet 67P/Churyumov-Gerasimenko measured by the OSIRIS instrument. Astrophysical Journal Letters. 868, (1), L16 (2018).
  21. Markkanen, J., Yuffa, A. J. Fast superposition T-matrix solution for clusters with arbitrarily-shaped constituent particles. Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 189, 181-188 (2017).
  22. Markkanen, J., Ylä-Oijala, P. Numerical Comparison of Spectral Properties of Volume-Integral-Equation Formulations. Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 178, 269-275 (2016).
  23. Lindqvist, H., Martikainen, J., Räbinä, J., Penttilä, A., Muinonen, K. Ray optics for absorbing particles with application to ice crystals at near-infrared wavelengths. Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 217, 329-337 (2018).
  24. Martikainen, J., Penttilä, A., Gritsevich, M., Lindqvist, H., Muinonen, K. Spectral modeling of meteorites at UV-vis-NIR wavelengths. Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 204, 144-151 (2018).
  25. Gor'kov, L. P. On the forces acting on a small particle in an acoustical field in an ideal fluid. Soviet Physics Doklady. 6, (1962).
  26. Reddy, V. Vesta Rotationally Resolved Near-Infrared Spectra V1.0. EAR-A-I0046-3-REDDYVESTA-V1.0. NASA Planetary Data System. (2011).
  27. Tedesco, E. F., Noah, P. V., Noah, M., Price, S. D. IRAS Minor Planet Survey. IRAS-A-FPA-3-RDR-IMPS-V6.0. NASA Planetary Data System. (2004).
  28. 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. Spectral diversity and photometric behavior of main-belt and near-Earth vestoids and (4) Vesta: A study in preparation for the Dawn encounter. Icarus. 235, 60-74 (2014).
  29. Weidling, R., Güttler, C., Blum, J. Free collisions in a micro-gravity many-particle experiment. I. Dust aggregate sticking at low velocities. Icarus. 218, 688-700 (2012).
  30. Blum, J., Beitz, E., Bukhari, M., Gundlach, B., Hagemann, J. -H., Heißelmann, D., Kothe, S., Schräpler, R., von Borstel, I., Weidling, R. Laboratory drop towers for the experimental simulation of dust-aggregate collisions in the early solar system. Journal of Visualized Experiments (JoVE). (88), e51541 (2014).
  31. Poppe, T., Schräpler, R. Further experiments on collisional tribocharging of cosmic grains. Astronomy & Astrophysics. 438, 1-9 (2005).
  32. 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. Photometric spectral phase and temperature effects on Vesta and HED meteorites: Implications for Dawn mission. Icarus. 217, 153-168 (2012).
  33. Gehrels, T. Minor planets. I. The rotation of Vesta. Photometric studies of asteroids. Astronomical Journal. 72, 929-938 (1967).
  34. 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. The scattering phase function of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko coma as seen from the Rosetta/OSIRIS instrument. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 469, 404-415 (2017).
Spredning og absorpsjon av lys i planetariske Regoliths
Play Video
PDF DOI DOWNLOAD MATERIALS LIST

Cite this Article

Muinonen, K., Väisänen, T., Martikainen, J., Markkanen, J., Penttilä, A., Gritsevich, M., Peltoniemi, J., Blum, J., Herranen, J., Videen, G., Maconi, G., Helander, P., Salmi, A., Kassamakov, I., Haeggström, E. Scattering And Absorption of Light in Planetary Regoliths. J. Vis. Exp. (149), e59607, doi:10.3791/59607 (2019).More

Muinonen, K., Väisänen, T., Martikainen, J., Markkanen, J., Penttilä, A., Gritsevich, M., Peltoniemi, J., Blum, J., Herranen, J., Videen, G., Maconi, G., Helander, P., Salmi, A., Kassamakov, I., Haeggström, E. Scattering And Absorption of Light in Planetary Regoliths. J. Vis. Exp. (149), e59607, doi:10.3791/59607 (2019).

Less
Copy Citation Download Citation Reprints and Permissions
View Video

Get cutting-edge science videos from JoVE sent straight to your inbox every month.

Waiting X
Simple Hit Counter