Waiting
Login processing...

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

Engineering

تشتت وامتصاص الضوء في Regoliths الكواكب

doi: 10.3791/59607 Published: July 1, 2019

Summary

يتم عرض الأساليب الرقمية والتجريبية لتشتت الضوء المتعدد في وسائل الإعلام العشوائية المنفصلة للجسيمات المكتظة. وتستخدم هذه الأساليب لتفسير ملاحظات الكويكب (4) فيستا والمذنب 67P/Churyumov-Gerasimenko.

Abstract

يتم تقديم الأساليب النظرية والرقمية والتجريبية لتشتت الضوء المتعدد في الوسائط العشوائية المنفصلة العيانية للجسيمات المجهرية المكتظة. الأساليب النظرية والرقمية تشكل إطارا للنقل الإشعاعي مع المعاملات المتبادلة (R2T2). وينطوي إطار R2T2 على تتبع مونتي كارلو للتشتت في مجال التردد، على افتراض أن المبعثرات والممتصات الأساسية هي عناصر حجم مقياس الطول الموجي تتألف من أعداد كبيرة من التفاعلات عشوائياً الجسيمات الموزعة. يتم تعبئة الوسائط العشوائية المنفصلة بالكامل مع عناصر وحدة التخزين. بالنسبة للجسيمات الكروية وغير الكروية، يتم حساب التفاعلات داخل عناصر الحجم بالضبط باستخدام طريقة T-Matrix (STMM) وطريقة معادلة الحجم المتكاملة (VIEM)، على التوالي. بالنسبة لكل من أنواع الجسيمات، يتم حساب التفاعلات بين عناصر وحدة التخزين المختلفة بالضبط باستخدام STMM. كما يتم تتبع داخل وسائل الإعلام العشوائية منفصلة، وتستخدم المجالات الكهرومغناطيسية غير متماسكة، وهذا هو، يتم إزالة المجال متماسكة من عناصر وحدة التخزين من التفاعلات. وتستند الأساليب التجريبية إلى الرفع الصوتي للعينات لأغراض قياسات التشتت غير التلامسية وغير المدمرة. رفع ينطوي على السيطرة بالموجات فوق الصوتية الكاملة من موقف العينة والتوجه، وهذا هو، ست درجات من الحرية. مصدر الضوء هو مصدر الضوء الأبيض القائم بالليزر مع أحادي اللون والمستقطب. الكاشف هو أنبوب مصغرة المضاعف الضوئي على عجلة دوارة، ومجهزة المستقطبين. يتم التحقق من صحة R2T2 باستخدام قياسات لعينة كروية على نطاق مم من جزيئات السيليكا الكروية المكتظة. وبعد التحقق من الصحة، تطبق الأساليب لتفسير الملاحظات الفلكية للكويكب (4) فيستا والمذنب67P/Churyumov-Gerasimenko (الشكل 1) التي زارتها مؤخرا بعثة ناسا الفجر وبعثة روزيتا التابعة لوكالة الفضاء الدولية، على التوالي.

Introduction

الكويكبات، النوى المذنبة، والأجسام النظام الشمسي بدون هواء بشكل عام مغطاة regoliths الكواكب، طبقات فضفاضة من الجسيمات من حجم وشكل وتكوين متفاوتة. وبالنسبة لهذه الأجسام، لوحظت ظاهرتان فلكيتان في كل مكان في زوايا المرحلة الشمسية الصغيرة (زاوية الشمس والجسم والمراقب). أولا، لوحظ سطوع الضوء المتناثر في مقياس الحجم الفلكي لزيادة غير liliبشكل غير خطي نحوزاوية المرحلة الصفر، وتسمى عادة تأثير المعارضة 1،2. ثانياً، يتم استقطاب الضوء المتناثر جزئياً خطياً بالتوازي مع الطائرة المتناثرة (طائرة صن - جسم - أوبزرفر)، التي تسمى عادة الاستقطاب السلبي3. وتفتقر هذه الظواهر إلى التفسير الكمي منذ أواخر القرن التاسععشر لتأثير المعارضة ومنذ أوائل القرن العشرين للاستقطاب السلبي. وتفسيرها السليم شرط مسبق للتفسير الكمي للرصد الضوئي والقياس القطبي والقياس الطيفي للأجسام الخالية من الهواء، فضلا عن تشتت الرادار من أسطحها.

وقد أشير إلى4و5و6و7 بأن آلية التشتت الخلفي المتماسكة في التشتت المتعدد مسؤولة جزئياً على الأقل عن الظواهر الفلكية. في تدابير بناء الثقة، موجات جزئية، والتفاعل مع نفس المبعثرين في ترتيب معاكس، تتداخل دائما بشكل بناء في اتجاه التشتت الخلفي الدقيق. ويرجع ذلك إلى المسارات البصرية المتزامنة للموجات المتبادلة. وفي اتجاهات أخرى، يختلف التدخل من مدمر إلى بناء. يؤدي المتوسط التكويني ضمن وسط عشوائي منفصل للجسيمات إلى زيادة التشتت الخلفي. أما بالنسبة للاستقطاب الخطي، فإن تدابير بناء الثقة انتقائية وتؤدي إلى استقطاب سلبي في حالة الاستقطاب الإيجابي لمنتبعثون وحيدين، وهي سمة مشتركة في التشتت الواحد (انظر تشتت رايلي، انعكاس فريسنل).

وقد شكل تشتت وامتصاص الموجات الكهرومغناطيسية (الضوء) في وسيلة عشوائية مجهرية من الجسيمات المجهرية مشكلة حسابية مفتوحة في الفيزياء الفلكية الكوكبية8،9. وكما هو موضح أعلاه، أدى ذلك إلى عدم وجود أساليب معكوسة كمية لتفسير عمليات الرصد الأرضية والفضائية لأجسام المنظومة الشمسية. في هذه المخطوطة، يتم عرض طرق جديدة لسد الفجوة بين الملاحظات ونمذجتها.

وظلت القياسات التجريبية للتشتت بواسطة عينة من الجسيمات الصغيرة في وضع واتجاه خاضعين للرقابة (ست درجات من الحرية) مفتوحة. وقد تم قياس خصائص التشتت للجسيمات المفردة في وقت سابق كمتوسطات للفرقة على مدى الحجم والشكل وتوزيع الاتجاه10 عن طريق إدخال تدفق الجسيمات من خلال حجم القياس. وقد تم تنفيذ خصائص التشتت للجسيمات واحدة في رفع باستخدام، على سبيل المثال، الرفع الكهرودينامية11 وملاقط بصرية12،13،14. في هذه المخطوطة، يتم تقديم طريقة تجريبية جديدة على أساس رفع بالموجات فوق الصوتية مع السيطرة الكاملة على موقف العينة والتوجه15.

تلخص هذه المخطوطة نتائج مشروع تم تمويله لمدة خمس سنوات في الفترة 2013-2018 من قبل مجلس البحوث الأوروبي (ERC): تشتت وامتصاص الموجات الكهرومغناطيسية في وسائل الإعلام Particulate (SAEMPL, ERC Advanced Grant). نجحت SAEMPL في تحقيق أهدافها الرئيسية الثلاثة: أولاً، تم اشتقاق أساليب مونتي كارلو العددية الجديدة للتشتت المتعدد بواسطة وسائل الإعلام العشوائية المنفصلة للجسيمات المكتظة16و17و18؛ ثانياً، تم تطوير وتشييد أجهزة تجريبية جديدة للقياسات المختبرية الخاضعة للرقابة لعينات التحقق من الصحة في الرفع15؛ ثالثاً، تم تطبيق الأساليب العددية والتجريبية لتفسير الملاحظات الفلكية19و20 .

وفيما يلي، يرد بالتفصيل وصف تفصيلي لبروتوكولات استخدام خط الأنابيب التجريبي للتشتت لأغراض القياس، وخط الأنابيب الحسابي المقابل، فضلاً عن خطوط أنابيب التطبيقات. يتكون خط الأنابيب الحسابي من برنامج للحسابات الدقيقة asymptotically في حالة الأنظمة المحدودة للجسيمات (Superposition T-Matrix Method STMM21 وطريقة المعادلة المتكاملة للمجلد VIEM22)وتقريبي حسابات لوسائل الإعلام العشوائية المنفصلة اللامتناهية من الجسيمات باستخدام أساليب التشتت المتعددة (SIRIS23،24،نقل الإشعاعي مع التشتت الخلفي متماسكة RT-CBو النقل الإشعاعي مع المعاملات المتبادلة R2T216،17،18). ويشمل خط الأنابيب التجريبي إعداد العينات وتخزينها واستخدامها، ورفعها في حجم القياس، وإجراء قياس التشتت الفعلي عبر نطاق زوايا التشتت مع المستقطب المتفاوت تكوينات. ويتعلق خط أنابيب التطبيق باستخدام خطوط الأنابيب الحسابية والتجريبية من أجل تفسير الملاحظات الفلكية أو القياسات التجريبية.

Protocol

1. قياس تشتت الضوء

  1. إعداد مقياس التشتت للقياس (الشكل2)
    1. للبدء، قم بإعداد مقياس التشتت عن طريق تشغيل مصدر الضوء، وأنابيب مضاعف ة الصورة (PMTs)، ومكبرات الصوت. السماح للنظام لتحقيق الاستقرار لمدة 30 دقيقة.
    2. محاذاة ومركز شعاع الحادث مع الثقوب. يتم إرفاق اثنين من الثقوب في نقاط قياس مسبق على اللوح الدوار، 180 درجة بعيدا وفي نفس دائرة نصف قطرها. مركز شعاع على الثقب الأول وضبط زاويته بحيث يدخل الضوء أيضا من خلال الثقب الثاني.
  2. إعداد جهاز رفع العينات الصوتية
    1. بعد ذلك، قم بإعداد جهاز رفع العينة الصوتيعن طريق إدخال الميكروفون في وسط اللافية وتشغيل البرنامج النصي للمعايرة.
    2. معايرة الرفع الصوتي على مراحل عن طريق قياس الضغط الصوتي لكل عنصر صفيف في بقعة الرفع المقصود كدالة لجهد القيادة. استخدم هذه المعايرة للتعويض عن الاختلافات بين قنوات الصفيف. ضع ميكروفون المعايرة من خلال توسيط ظله في كل من الحزمة وفي شعاع عمودي تم إنشاؤه باستخدام مرآتين.
    3. حساب معلمات القيادة للصفيف الذي يخلق فخ صوتي غير متماثل وتوريدها إلى الإلكترونيات توليد إشارة. ويتم ذلك من خلال تقليل إمكانات Gor'kov25 ومحاذاة تدرجات الضغط في بقعة الرفع.
    4. ثم، جعل مسح القياس مع الرفع فارغة. يكشف الاجتياح عن أي إشارات يتم إنشاؤها بواسطة الضوء المحيط، أو انعكاسات من المناطق المحيطة بها، أو ضوضاء كهربائية.
  3. معالجة العينات وإدراجها وقياسها
    1. بمجرد إعداده، استخدم ملعقة شبكة شفافة صوتيًا لحقن العينة في الرفع الصوتي.
    2. باستخدام كاميرا فيديو وبصريات عالية التكبير، فحص اتجاه واستقرار العينة قبل وبعد قياسات التشتت.
    3. يتم تحسين قوة وعدم التماثل من فخ الصوتية لتحقيق أقصى قدر من الاستقرار العينة. وبالتالي، يتم تعيين الطاقة الصوتية منخفضة قدر الإمكان.
    4. إذا كانت العينة غير متماثلة، قم بتدويرها حول المحور العمودي للحصول على معلومات حول شكله. قم بإجراء التدوير عن طريق تغيير محاذاة الفخ الصوتي ببطء. أثناء التصوير، قم بتطبيق إضاءة إضافية لتحسين جودة الصورة.
    5. بعد ذلك، أغلق غرفة القياس لمنع الضوء الخارجي.
    6. باستخدام واجهة الكمبيوتر، حدد اتجاه العينة، بالإضافة إلى الدقة الزاوية ونطاق القياس. يتم تصفية الضوء الوارد والمتناثر من قبل المستقطبين الخطية، والتي هي بمحركات.
    7. قم بتشغيل عملية مسح القياس التلقائي. وهذا يقيس أربع نقاط لكل زاوية مع توجهات الاستقطاب من (أفقي، أفقي)، (أفقي، عمودي)، (عمودي، عمودي)، و (عمودي، أفقي).
    8. كرر كل اكتساح ثلاث مرات للقضاء على القيم الخارجية. بالنسبة للعينات غير المتماثلة، كرر القياس في اتجاهات عينة مختلفة.
    9. استعادة العينة بعد القياس عن طريق إيقاف تشغيل المجال الصوتي والسماح للعينة تقع على النسيج الشفاف صوتيا. ثم، تنفيذ مسح قياس آخر مع رفع فارغة للكشف عن أي الانجراف ممكن بسبب ظروف الضوء المحيط.
    10. عند الانتهاء، احفظ البيانات. تحليل البيانات لحساب عناصر مصفوفة مولر لكل زاوية من خلال مزيج خطي من الكثافات في استقطابات مختلفة1

2. النمذجة وسائط كروية كثيفة الحجم الحجم تتكون من جزيئات كروية

  1. لبدء النمذجة، استخدم الوصول إلى SSH للاتصال بمجموعة CSC - مركز تكنولوجيا المعلومات للعلوم المحدودة، Taito.  تحميل وتجميع جميع البرامج المطلوبة التي تم تكوينها مسبقا لTaito عن طريق تشغيل باش compile.sh.
  2. الانتقال إلى دليل العمل عن طريق تنفيذ $WRKDIR القرص المضغوط.
  3. تحميل مصادر الملفات مع جيت (git استنساخ git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol2.git protocol2).
  4. الانتقال إلى بروتوكول القرص المضغوطالدليل الذي تم إنشاؤه حديثا2 .
  5. تحميل وتجميع البرامج المطلوبة عن طريق تشغيل باش compile.sh، والتي تم تكوينها مسبقا لTaito.
  6. بعد ذلك، افتح nano محرر النص وإعداد المعلمات لمبعث ة واحدة، عنصر وحدة التخزين، والعينة المدروسة لمطابقة العينة المدروسة عن طريق تعديل الملف PARAMS.
  7. ثم قم بتشغيل خط أنابيب عن طريق تنفيذ run.sh باش الأمر. عند الانتهاء، اكتب مصفوفة مولر كاملة من العينة في المجلد المؤقت كما final.out.

3- تفسير أطياف الانعكاس للكويكب (4) فيستا

  1. اشتقاق المؤشرات الانكسارية المعقدة للهاوارديت.
    1. تحميل SIRIS4 (git استنساخ git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/siris4.2.git).
    2. ترجمة عن طريق تنفيذ إجراء في المجلد src. إعادة تسمية siris42 القابل للتنفيذ إلى siris4.
    3. في mainGo.f90، تغيير خط 395 إلى r0 = 0.05 * rmax * sqrt (ran2). التحويل البرمجي عن طريق تنفيذ جعل.
    4. تحميل البرامج النصية MATLAB اللازمة عن طريق تنفيذ "git استنساخ git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol4a.git".
    5. نسخ الملفات القابلة للتنفيذ التي تم إنشاؤها في الخطوات 3.1.2. و 3-1-3. إلى JoVEOptimize-المجلد.
    6. انتقل إلى المجلد JoVEOptimize.
    7. في input1.in الملف، قم بتعيين نصف القطر إلى 30 ميكرومتر لحجم الجسيمات الهاوارديت، وإصلاح الجزء الحقيقي من مؤشر الانكسار إلى 1.8. في ملف input2.in، قم بتعيين نصف القطر إلى 15,000 ميكرومتر.
    8. قم بتقدير الحدود العليا والسفلى للجزء الوهمي من المؤشرات الانكسارية وحفظها في ملفين منفصلين. تستخدم التعليمات البرمجية أسلوب تقسيم إلى قسم وتستخدم هذه القيم كنقطة البداية.
    9. في الملف optimizek.m، قم بتعيين أسماء الملفات للحدود العليا والسفلى للجزء الوهمي من المؤشرات الانكسارية واسم الملف لطيف انعكاس الانعكاس المقاس لمسحوق الهاوارديت. تعيين نطاق الطول الموجي إلى 0.4-2.5 ميكرومتر مع خطوات 0.05-م.
    10. تشغيل optimizek.m في MATLAB للحصول على مؤشرات الانكسار المعقدة للهاوارديت (انظر الشكل 3). أولاً، يحسب الرمز خصائص التشتت لجسيمات هاوارديت بحجم 30 ميكرومتر (نصف قطر)، ثم يستخدم هذه الجسيمات كمبعثرات منتشرة داخل حجم بحجم 15000 م (نصف قطر). وتتكرر هذه الخطوات لكل طول موجة إلى أن يتطابق الانعكاس المحسوب مع الانعكاس المقاس.
  2. نمذجة الطيف العاكس من فيستا.
    1. حساب خصائص التشتت من جزيئات الهاوارديت باستخدام SIRIS4
      1. استخدم SIRIS4 لحساب خصائص تشتت جزيئات الهاوارديت عن طريق تحريك الملف القابل للتنفيذ siris4 أولاً إلى نفس المجلد باستخدام ملف الإدخال وملف مصفوفة p.  ثم قم بنسخ input_1.in و pmatrix_1.in من مجلد الاختبار.
      2. في input_1.in، تعيين عدد الأشعة إلى 2 مليون، وعدد جزيئات العينة إلى 1000، والانحراف المعياري لنصف قطرها إلى 0.17، ومؤشر قانون الطاقة لوظيفة الارتباط إلى 3. ثم قم بتعيين الجزء الحقيقي من فهرس الانكسار إلى 1.8 واستخدم الجزء الوهمي من فهرس الانكسار n كما هو موضح في بروتوكول النص.
      3. بعد ذلك، قم بتشغيل SIRIS4 عن طريق تنفيذ الأمر الموضح هنا لكل طول موجة من 0.4 إلى 2.5 ميكرون باستخدام نطاق حجم يتراوح بين 10 و200 ميكرون في القطر مع خطوة أخذ عينات من 10 ميكرون.
      4. بعد ذلك، احفظ كل مصفوفة مرحلة التشتت المحسوبة P في ملف pmatrix_x.in.  تصف x في اسم الملف رقم الطول الموجي وتتراوح من 1 إلى 43 لكل حجم الجسيمات. وسوف يحتوي الملف على زوايا التشتت وكذلك عناصر مصفوفة التشتت P11،P12،P22،P33،P34، و P44 لطول موجة واحد وحجم الجسيمات.
    2. متوسط المصفوفات المبعثرة التي تم الحصول عليها، والبيدوس المبعثر الواحد، والمسارات الخالية من المتوسط على توزيع حجم قانون السلطة مع مؤشر 3.2 19 سنة , 24.
      1. نقل pmatrix-الملفات في مجلدات بحيث يمثل كل مجلد حجم الجسيمات واحد ويحتوي على مصفوفات p محسوبة لجميع الأطوال الموجية. اسم المجلدات fold1، fold2,..., foldN، حيث N هو عدد أحجام الجسيمات.
      2. كتابة التشتت والانقراض الكفاءة سسكا و س تحويلة، فضلا عن قيم دائرة نصف قطرها منطقة متساوية المتوقعة المجال صضرب من outputQ-الملفاتفي ملف واحد، Qscas.dat.
      3. انتقل إلى المجلد JoVEAverage التي تم تحميلها في الخطوة 3.1.4.
      4. نقل المجلدات وQscas.dat في نفس المجلد مع AvgPowerLaw.m.
      5. تشغيل AvgPowerLaw.m في MATLAB. وتحسب الشفرة متوسط مصفوفات التشتت، والبيدوس المبعثر المفرد، ومتوسط أطوال المسار الحر على توزيع حجم قانون الطاقة مع الفهرس 3.2.
    3. حساب الطيف النهائي من فيستا باستخدام SIRIS4
      1. استخدم مبعثرات منتشرة داخل وحدة تخزين بحجم Vesta مع فهرس انكسار 1. في ملف الإدخال، استخدم البيدوس المبعثر المفرد المتوسط ومتوسط أطوال المسار الحر للمشتتات الداخلية.
      2. بعد ذلك، قم بتشغيل SIRIS4 في كل طول موجة عن طريق تنفيذ الأمر الموضح هنا، حيث X هو الطول الموجي. تقرأ التعليمات البرمجية مصفوفات التشتت المتوسط كإدخال ها للمشتتات المنتشرة الداخلية.
      3. دراسة انعكاس مطلق في زاوية مرحلة 17.4 درجة.
      4. الحصول على أطياف فيستا الملاحظة في زاوية مرحلة 17.4 درجة من نظام البيانات الكوكبيةناسا 26.
      5. الأطياف الملاحظة لمقياس فيستا إلى قيمة البيدو الهندسية 0.42327 عند 0.55 ميكرون27. للوصول إلى 17.4 درجة، وتطبيق عامل 0.491 على الأطياف تحجيم28. قارن كل من الأطياف المنمذجة والملاحظة عبر نطاق الطول الموجي بأكمله.

4. النمذجة الضوئية والقطبية من (4) Vesta

  1. حساب خصائص التشتت لعناصر الحجم التي تحتوي على جزيئات هوارديت على شكل فورونوي
    1. الاتصال في CSC - مركز تكنولوجيا المعلومات للعلوم المحدودة مجموعة تايتو عن طريق الوصول SSH.
    2. الانتقال إلى دليل العمل عن طريق تنفيذ $WRKDIR القرص المضغوط.
    3. تحميل الملفات المصدر (git استنساخ git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/jvie_t_matrix.git).
    4. ترجمة عن طريق تنفيذ إجراء في المجلد ..
    5. إنشاء عناصر وحدة التخزين التي تحتوي على جزيئات هوارديت على شكل فورونوى باستخدام voronoi_element.mرمز MATLAB . في voronoi_element.m، تعيين الطول الموجي إلى 0.45 ميكرومتر، N_elems إلى 128، معلمة الحجم (elem_ka) إلى 10، مؤشر قانون الطاقة إلى 3، الحد الأدنى لنصف قطر الجسيمات إلى 0.143 ميكرومتر، أقصى نصف قطر الجسيمات إلى 0.35 ميكرومتر، كثافة التعبئة إلى 30٪، واستخدام مؤشر الانكسار المعقدة المشتقة لهوارديت.
    6. تشغيل voronoi_element.m في MATLAB. ينشئ الشفرة 128 [مش-فيل] ل [فولوم-ينفيت] مع مختلفة [فورونوي-برتيكلر] تحقيقات يستعمل ال [بوور-لو] حجم توزيع.
    7. حساب T-matrixs لعناصر وحدة التخزين التي تم إنشاؤها باستخدام JVIE. في runarray_JVIE_T.sh، قم بتعيين صفيف = 1-128. الباراماتراس هي k = 13.962634، شبكة = اسم الشبكة التي تم إنشاؤها في 4.1.6،T_out = اسم الناتج T-مصفوفة،T_matrix = 1، وelem_ka = 10.
    8. تشغيل JVIE عن طريق تنفيذ sbatch runarray_JVIE_T.sh.
    9. حساب خصائص التشتت المتوسط من مصفوفات T-محسوبة مع التعليمات البرمجية JVIE. تنفيذ ./multi_T-N_Tin 128 في نفس المجلد حيث يتم حساب T-matrixs. تكتب التعليمات البرمجية مصفوفة مولر غير المتماسكة في المقاطع العرضية والبيدو إلى output.txt.
  2. حسابات RT-CB
    1. ابدأ بتنزيل ملفات المصادر باستخدام git (git clone git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol4b.git protocol4b) ونقل الملفات إلى بروتوكولالدليل الذي تم تنزيله4b .
    2. بعد ذلك، تحميل وتجميع جميع البرامج المطلوبة عن طريق تشغيل باش compile.sh.
    3. عند الاستعداد، انسخ مصفوفة تشتت الإدخال المتوسط (الخطوة 3.2.2.5) بالإضافة إلى مصفوفة تشتت السعة (الخطوة 4.1.9) في دليل العمل الحالي.
    4. بعد ذلك، افتح محرر النص نانو ثم قم بتعديل الملف PARAMS لتعيين المعلمات المطلوبة.
    5. تشغيل خط الأنابيب عن طريق تنفيذ باش run.sh. ثم، اكتب مصفوفة مولر الكامل في المجلد المؤقت rtcb.out.

5 - تفسير الملاحظات الخاصة بالمذنب 67P/Churyumov-Gerasimenko.

  1. حساب عناصر الحجم غير المتماسكة مع التراكب السريع T-مصفوفة الأسلوب (FaSTMM) للحبوب العضوية والجسيمات
    1. تنفيذ ./incoherent_input -lambda 0.649 -m_r 2.0 -m_i 0.2 -الكثافة 0.3 -lowB 0.075 -upB 0.125 -npower 3 -S_out pmatrix_org.dat.
    2. تنفيذ ./incoherent_input -lambda 0.649 -m_r 1.6 -m_i 0.0001 -الكثافة 0.0375 -lowB 0.6 -upB 1.3 -npower 3 -S_out pmatrix_sil.dat.
  2. حساب متوسط مصفوفة مولر غير المتماسكة (pmatrix.in)، البيدو (البيدو)، متوسط المسار الحر (mfp)، ومؤشر الانكسار الفعال المتماسك (m_eff)
    1. تشغيل matlab. أوامر الكتابة:
      Sorg=load('pmatrix_org.dat');
      Ssil =load('pmatrix_sil.dat');
      S = (Sorg+Ssil)/2; حفظ ('pmatrix.in', 'S',-ascii');
      Csca = (Csca_sil + Csca_org)/2;
      Cext = (Cext_sil + Cext_org)/2;
      [ألبدو] = [سكا/كإكست];
      mfp = المجلد/Cext;

      حيث Csca_org وCext_org هي التشتت غير متماسكة والانقراض المقاطع العرضية من الخطوة 5.1.2، وCsca_sil وCext_sil هي التشتت غير متماسكة والانقراض المقاطع العرضية من الخطوة 5.1.3.
    2. قم بتشغيل ./m_eff(Csca, r) في سطر الأوامر للحصول على m_eff حيث نصف قطر عنصر وحدة التخزين.
  3. حساب خصائص التشتت لجزيئات الغيبوبة.
    1. تعيين القيم من الخطوة 5.2.1 و 5.2.2 (أي، البيدو، mfp، m_eff في ملف input.in).
    2. تعيين فهرس قانون السلطة لطول الارتباط إلى 3.5 في ملف input.in.
    3. تشغيل SIRIS4 حلالا (./siris4 input.inpmatrix.in) لأحجام الجسيمات من 5 ميكرومتر إلى 100 ميكرومتر باستخدام خطوة من 5.
    4. إخراج وظائف مرحلة الغيبوبة من حلال SIRIS4.
  4. حساب خصائص التشتت للنواة
    1. ابدأ في MATLAB وتشغيل متوسط powerlaw_ave.m الروتينية لمتوسط النتائج على توزيع حجم قانون الطاقة للفهرس -3 بعد حساب وظائف مرحلة الغيبوبة (الخطوة 5.3.4) من حلال SIRIS4. يتم pmatrix2.inالمخرجات الروتينية المتوقعة ، وألبيدو ، ومتوسط المسار الحر.
    2. بعد ذلك، قم بتعيين النتائج من المخرجات، albedo ومتوسط المسار الحر، في ملف input.in.
    3. تعيين الحجم إلى 1 مليار، ومؤشر قانون الطاقة لدالة الارتباط للشكل إلى 2.5. ثم قم بتشغيل SIRIS4 باستخدام سطر الأوامر الموضح هنا للحصول على دالة مرحلة النواة.

Representative Results

لتجربتنا، تم اختيار مجموع اسمييتكون من جزيئات SiO2 كروية معبأة بكثافة29و30 ومصقول أكثر، لتقريب شكل كروي، وبعد ذلك تم يتميز وزنها وقياس أبعادها(الشكل4). وكان قطر الكمية الكروية تقريبا 1.16 ملم وكثافة حجم 0.47. تم قياس تشتت الضوء وفقا للخطوة 1. تمت تصفية الحزمة إلى 488 ± 5 نانومتر، مع الطيف الغوسيان. وقد تم قياس القياس في المتوسط من ثلاث عمليات مسح وتم طرح إشارة الرفع الفارغة من النتيجة.

من كثافة تكوينات الاستقطاب الأربعة المختلفة، قمنا بحساب وظيفة المرحلة، ودرجة الاستقطاب الخطي لضوء الحادث غير المستقطب -M12/M11،وإزالة الاستقطاب M 22 /M 11، كدالة لزاوية المرحلة (الشكل5، الشكل 6، الشكل7). أحد مصادر الخطأ المنهجية المعروفة لقياسنا هو نسبة الانقراض من المستقطبات الخطية، والتي هي 300:1. أما بالنسبة لهذه العينة، فهي كافية بحيث يكون الضوء المستقطب المتسرب أقل من عتبة الكشف.

يتكون النمذجة الرقمية من برامج متعددة مترابطة بواسطة البرامج النصية التي تتعامل مع تدفق المعلومات وفقًا للمعلمات التي يقدمها المستخدم. يتم تكوين البرامج النصية والبرامج للعمل على CSC - مركز تكنولوجيا المعلومات للعلوم المحدودة في مجموعة Taito، ويحتاج المستخدم إلى تعديل البرامج النصية وMakefiles أنفسهم للحصول على أداة النمذجة للعمل على منصات أخرى. تبدأ الأداة بتشغيل حلال STMM20، الذي يحسب خصائص عنصر الحجم كما هو موضح من قبل Väisänen وآخرون18. بعد ذلك، يتم استخدام خصائص التشتت والامتصاص لعنصر وحدة التخزين كإدخال لبرنامجين مختلفين. يتم استخدام حلال مي مبعثر للعثور على مؤشر الانكسار الفعال عن طريق مطابقة المقطع العرضي المتماسك التشتت من عنصر وحدة التخزين إلى مجال مي من حجم متساو20. ثم يتم تصميم التجميع عن طريق تشغيل برنامج SIRIS4 مع عنصر وحدة التخزين كمبعث منتشر ومع مؤشر الانكسار الفعال على سطح التجميع. يتم إضافة مكون التشتت الخلفي المتماسك بشكل منفصل لأنه لا يوجد برنامج يمكنه معالجة الانكسار المتوسط الفعال والتشتت الخلفي المتماسك في وقت واحد. وفي الوقت الراهن، فإن RT-CB غير قادر على حساب الوسيلة الانكسارية الفعالة، في حين أن نظام الاستجابة للحسابات 4 غير قادر على حساب التشتت الخلفي المتسق. ومع ذلك، يتم إضافة التشتت الخلفي متماسكة إلى SIRIS423،24 النتائج تقريبا عن طريق تشغيل خصائص تشتت عنصر وحدة التخزين من خلال مرحلة تشتت مصفوفة التحلل البرمجيات PMDEC الذي يستمد نقية مولر وجونز المصفوفات المطلوبة لRT-CB9. ثم يتم استخراج مكون التشتت الخلفي المتماسك عن طريق طرح مكون النقل الإشعاعي من نتائج RT-CB. ثم، يتم إضافة مكون التشتت الخلفي المتماسك المستخرجة إلى النتائج التي تم الحصول عليها من SIRIS4.

نحن محاكاة عدديا خصائص حجم مم (نصف قطرها 580 درجة مئوية) SiO2 تجميع باتباع الخطوة 2. استخدمنا نوعين من عناصر الحجم، أحدهما يتكون من جسيمات اسمية متساوية الحجم (0.25 ميكرومتر) والآخر يتكون من جزيئات موزعة عادة (متوسط 0.25 ميكرومتر، الانحراف المعياري 0.1 ميكرومتر) مقتطعة إلى نطاق 0.1-0.2525 ميكرومتر. ويستند توزيع الجسيمات على حقيقة أن أساسا جميع عينات SiO2 مع حجم الجسيمات الاسمية معينة لديها أيضا توزيع أجنبي كبير من الجسيمات الصغيرة31. في المجموع، تم سحب 128 عنصر حجم من حجم kR0= 10 من 128 صناديق دورية تحتوي على حوالي 10،000 الجسيمات معبأة لكثافة الصوت الخامس= 47٪ لكل منهما. من مواصفات المواد، لدينا ن= 1.463 + i0 في الطول الموجي من 0.488 ميكرومتر، وهو الطول الموجي المستخدمة في القياسات.

مع SIRIS4، تم حل خصائص التشتت من 100،000 المجاميع، مع نصف قطرها 580 ميكرومتر، الانحراف المعياري من 5.8 م، ومع مؤشر قانون السلطة من وظيفة الارتباط 2، ومتوسط. وترسم هذه النتائج (انظر الشكل الشكل الشكل7) مع القياسات التجريبية، ومحاكاة إضافية بدون وسيلة فعالة. وكلا الخيارين لتوزيع الجسيمات ينتجان تطابقاً مع وظيفة المرحلة المقاسة (انظر الشكل5)، على الرغم من أنهما يؤديان إلى خصائص استقطاب مختلفة كما هو الحال في الشكل6. ويمكن استخدام هذه الاختلافات لتحديد التوزيع الأساسي للجسيمات في العينة. أفضل خيار هو استخدام التوزيع العادي المقتطع بدلاً من الجسيمات متساوية الحجم (انظر الشكل 6). إذا تم استخدام وظائف المرحلة التي تمت تسويتها فقط، فإن التوزيعات الأساسية لا يمكن تمييزها (مقارنة الشكل الشكل الشكل7). في الشكل 7 لإزالة الاستقطاب، تحتوي النتائج العددية على ميزات مشابهة للمنحنى المقاس، ولكن يتم تحويل الوظائف بمقدار 10 درجة إلى اتجاه التشتت الخلفي. ويصحح مؤشر الانكسار الفعال النتائج بشكل إيجابي كما يتضح من عمليات المحاكاة التي تم الحصول عليها مع الوسيلة الفعالة أو بدونها (انظر الشكل الشكل الشكل7). وتشير الاختلافات فيالاستقطاب (الشكل 6) إلى أن العينة لديها هيكل أكثر تعقيداً (على سبيل المثال، عباءة منفصلة وجوهر) من نموذجنا المتجانس. ومع ذلك، فإنه يتجاوز الأساليب المجهرية القائمة لتوصيف العينة لاسترداد الهيكل الحقيقي للتجميع. وأضيف التشتت الخلفي المتماسك بشكل منفصل إلى النتائج. وتفتقر القياسات إلى ارتفاع كثافة مرئي لوحظ في زوايا التشتت الخلفي، ولكن درجة الاستقطاب الخطي أكثر سلبية بين 0-30 درجة التي لا يمكن إنتاجها دون تشتت خلفي متماسك (مقارنة "التوزيع" مع "لا CB"، انظر الشكل الشكل الشكل7).

بالنسبة لتطبيقات النظام الشمسي، قارنا أطياف Vesta الملاحظة والطيف المنمذج الذي تم الحصول عليه من خلال البروتوكول 3 التالي. وتظهر النتائج في الشكل 3 والشكل 8 وتشير إلى أن جزيئات الهاوارديت، مع أكثر من 75٪ منها لديها حجم الجسيمات أصغر من 25 م، تهيمن على regolith فيستا. على الرغم من أن المباراة الشاملة مرضية تماما، فإن الأطياف المنمذجة والملاحظة تختلف قليلا: يتم تحويل مراكز نطاق امتصاص الطيف النموذجي إلى أطوال موجية أطول، وتميل المينيما الطيفية وماكسيما إلى أن تكون ضحلة بالمقارنة مع الملاحظ الاطياف. ويمكن تفسير الاختلافات في المينيما وماكسيما من خلال حقيقة أن آثار التظليل المتبادل بين جزيئات regolith لم يتم حسابها: آثار التظليل أقوى للانعكاس المنخفض وأضعف للانعكاس عالية، وفي المعنى النسبي، من شأنه أن يقلل من مصغرة الطيفية وزيادة الحد الأقصى الطيفي عندما تحسب في النمذجة. وعلاوة على ذلك، استُوَقَك الجزء الوهمي من المؤشرات الانكسارية المعقدة للهاوارديت دون مراعاة خشونة السطح على نطاق الطول الموجي، وبالتالي يمكن أن تكون القيم المشتقة صغيرة جداً بحيث لا يمكن تفسير المينيما الطيفي. عند استخدام هذه القيم في نموذجنا باستخدام البصريات الهندسية، يمكن أن تصبح أعماق النطاق في الطيف المنمذج ضحلة للغاية. ويمكن أن تؤدي هذه الآثار على مقياس الطول الموجي أيضاً دوراً في أطوال موجية أطول إلى جانب مساهمة صغيرة من الذيل المنخفض الحد من طيف الانبعاثات الحرارية. ويمكن أيضا أن يكون سبب الاختلافات عدم تطابق التركيبية من عينة هواديت لدينا والمعادن فيستا وتوزيع حجم الجسيمات المختلفة اللازمة للنموذج. وأخيرا، لوحظ تطيل انعكاس فيستا في 180-200 K، وتم قياس عينة هاوارديت لدينا في درجة حرارة الغرفة. وقد أظهرت Reddy وآخرون32 أن مراكز نطاق الامتصاص تتحول إلى أطوال موجية أطول مع ارتفاع درجة الحرارة.

والرصدات الفوتومترية والقطبية لمنحنى المرحلة للكويكب (4) فيستا هي من Gehrels33 وعقدة الأجسام الصغيرة لنظام البيانات الكوكبية التابع لوكالة ناسا (http://pdssbn.astro. umd.edu/sbnhtml)، على التوالي. ويتبع نمذجتها الخطوة 4 ويبدأ من مؤشر انكسار الجسيمات وتوزيع الحجم المتاح من النمذجة الطيفية عند الطول الموجي 0.45 ميكرومتر. هذه الجسيمات لديها أحجام أكبر من 5 ميكرومتر، وهذا هو، أكبر بكثير من الطول الموجي، وبالتالي هي في نظام البصريات الهندسية، ودعا السكان الجسيمات الكبيرة. وفيما يتعلق بنمذجة منحنى المرحلة، يُدمج أيضاً عدد إضافي من الجسيمات الصغيرة من الجسيمات ذات النطاق تحت الطول الموجي المكتظ، مع إيلاء الاهتمام الواجب لتجنب التضارب مع النمذجة الطيفية أعلاه.

تم تعيين مؤشر الانكسار المعقد إلى 1.8+i0.000168. وتعادل أحجام الجسيمات الفعالة والبيدو المشتت ة في الجسيمات الكبيرة والجسيمات الصغيرة (9.385 ميكرومتر و0.791) و(0.716 م و0.8935)، على التوالي. متوسط أطوال المسار الحر في الوسائط الكبيرة الجسيمات والجسيمات الصغيرة هي 16.39 ميكرومتر و 0.56 ميكرومتر. يبلغ حجم متوسط الجسيمات الكبيرة 0.4، في حين أن متوسط الجسيمات الصغيرة لديه كثافة حجم 0.3. ويفترض أن تكون كسور الوسائط ذات الجسيمات الكبيرة والجسيمات الصغيرة في Vesta regolith 99 في المائة و1 في المائة على التوالي، مما يعطي مجموع البيدو أحادي التشتت 0.815 ومتوسط طول المسار الحر الإجمالي 12.78 في المائة. بعد الخطوة 4، تبين أن البيدو الهندسي في فيستا عند 0.45 ميكرومتر هو 0.32 في اتفاق عادل مع الملاحظات (انظر الشكل 8 عند استقراء زاوية المرحلة الصفرية).

الشكل 9، الشكل 10، الشكل 11 يصور نمذجة منحنى المرحلة الضوئية والقطبية لفيستا. بالنسبة لمنحنى المرحلة الضوئية (الشكل10،إلى اليسار)، كان منحنى المرحلة النموذجية من RT-CB مصحوباً بالاعتماد الخطي على مقياس الحجم (معامل المنحدر -0.0179 mag/°)، الذي يحاكي تأثير التظليل في مجموعة مكتظة، عالية البيدو regolith. لم يتم التذرع بأي تغيير لدرجة الاستقطاب (الشكل10،الحق؛ الشكل 11). يشرح النموذج بنجاح منحنيات المرحلة الفوتومترية والقطبية الملاحظة ويقدم تنبؤاً واقعياً بالاستقطاب الأقصى بالقرب من زاوية المرحلة 100 درجة وكذلك للخصائص في زوايا المرحلة الصغيرة <3°.

ومن اللافت للنظر كيف أن الجزء دقيقة من السكان الجسيمات الصغيرة قادرة على استكمال شرح منحنيات المرحلة (الشكل10، الشكل 11). هناك جوانب النمذجة مثيرة للاهتمام المعنية. أولاً، كما هو مبين في الشكل 9 (إلى اليسار)، فإن وظائف مرحلة التشتت الأحادي لتجمعات الجسيمات الكبيرة والجسيمات الصغيرة متشابهة تماماً، في حين أن عناصر الاستقطاب الخطي تختلف اختلافاً كبيراً. ثانيا، في حسابات RT-CB، كلا الجسيمات السكان تسهم في آثار التشتت الخلفي متماسكة. ثالثا، من أجل الحصول على أقصى قدر من الاستقطاب الواقعي، يجب أن يكون هناك عدد كبير من الجسيمات الكبيرة في الريسوليث (بالاتفاق مع النمذجة الطيفية). ومع الخلط المستقل الحالي لوسائط الوسائط ذات الجسيمات الصغيرة والجسيمات الكبيرة، يظل من الممكن تخصيص جزء من مساهمة الجسيمات الصغيرة في الأسطح ذات الجسيمات الكبيرة. غير أنه من أجل حدوث آثار متسقة للتشتت الخلفي وشرح الملاحظات، يتعين إدماج مجموعة من الجسيمات الصغيرة.

وقد أتاحت بعثة روزيتا التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية (الإيسا) إلى المذنب 67P/Churyumov-Gerasimenko فرصة لقياس وظيفة المرحلة الضوئية للغيبوبة والنواة على نطاق واسع من زاوية المرحلة في غضون ساعات قليلةو34. وتظهر وظائف مرحلة الغيبوبة المقاسة تباينا قويا مع الوقت والموقع المحلي للمركبة الفضائية. وقد تم تصميم وظيفة مرحلة الغيبوبة بنجاح20 مع نموذج الجسيمات تتكون من جزيئات العضوية وسيليكات submicrometer الحجم باستخدام الأساليب العددية (الخطوتين 5 و 2) كما هو مبين في الشكل 12. وتشير النتائج إلى أن حجم توزيع الغبار يختلف في الغيبوبة بسبب نشاط المذنب والتطور الديناميكي للغبار. من خلال نمذجة التشتت بواسطة جسم بحجم 1 كم وسطحه مغطى بجزيئات الغبار، أظهرنا أن التشتت من قبل نواة المذنب يهيمن عليه نفس النوع من الجسيمات التي تهيمن أيضا على التشتت في الغيبوبة (الشكل 13).

Figure 1
الشكل 1: الكويكب (4) فيستا (يسار) والمذنب 67P/Churyumov-Gerasimenko (يمين) التي زارتها بعثة فجر ناسا وبعثة روزيتا التابعة لوكالة الفضاء الدولية، على التوالي. أرصدة الصور: ناسا/JPL/MPS/DLR/IDA/Björn Jónsson (إلى اليسار)، وكالة الفضاء الدولية/روزيتا/NAVCAM (إلى اليمين). الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 2
الشكل 2: أداة قياس التشتت الخفيف. الصورة (أعلاه) والعرض العلوي التخطيطي (أدناه) تبين: (1) مصدر الضوء المقترن بالألياف مع collimator، (2) عدسة التركيز (اختياري)، (3) مرشح ممر باند لاختيار الطول الموجي، (4) فتحة قابلة للتعديل لتشكيل شعاع، (5) الاستقطاب الخطي الآلية، (6) كاميرا عالية السرعة، (7) هدف التكبير العالي، (8) الرفع الصوتي لمحاصرة العينة، (9) رأس القياس، التي تتألف من فلتر الأشعة تحت الحمراء، مصراع بمحركات، والاستقطاب الخطي الآلية، وأنبوب المضاعف الضوئي (PMT)، (10) مرحلة الدوران الآلية لضبط زاوية رأس القياس، (11) شقة بصرية لانعكاس فريسنل، (12) فلتر كثافة محايدة، و (13) PMT مرجع، لرصد كثافة شعاع. وينقسم النظام إلى ثلاث مقصورات مغلقة للقضاء على الضوء الضال. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 3
الشكل 3: الجزء الوهمي من مؤشر الانكسار لهوارديت كدالة الطول الموجي. الجزء الوهمي من Im الانكسار (ن) التي تم الحصول عليها للمعدن هواريت باتباع البروتوكول 3.1. ويستخدم مؤشر الانكسار في نمذجة خصائص تشتت الكويكب (4) فيستا. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 4
الشكل 4: عينة القياس المكونة من جزيئات SiO2 كروية معبأة بكثافة. وقد تم صقل العينة بعناية من أجل الحصول على شكل كروي تقريبا يسمح لكل من تجارب التشتت الفعالة والنمذجة العددية. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 5
الشكل 5: وظيفة المرحلة. وظائف المرحلة من تجميع العينة التي تم الحصول عليها باتباع البروتوكولات التجريبية 1 والخطوة 2 النمذجة العددية. يتم تطبيع وظائف المرحلة لإعطاء الوحدة عند دمجها من 15.1 درجة إلى 165.04 درجة. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 6
الشكل 6: درجة الاستقطاب الخطي. كما هو الحال في الشكل 5 لدرجة الاستقطاب الخطي لضوء الحادث غير المستقطب -M12/M11 (في٪). الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 7
الشكل 7: إزالة الاستقطاب. كما هو الحال في الشكل 5 لإزالة الاستقطاب M22/M11. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 8
الشكل 8: الأطياف الانعكاسية المطلقة. الكويكب (4) فيستا على غرار ولاحظ الأطياف انعكاس المطلق في زاوية مرحلة 17.4 درجة. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 9
الشكل 9: وظيفة مرحلة التشتت P11 ودرجة الاستقطاب الخطي لضوء الحادث غير المستقطب -P21/P11 كدالة لزاوية التشتت لعناصر الحجم للجسيمات الكبيرة (الحمراء) والجسيمات الصغيرة (الأزرق) في regolith من الكويكب (4) فيستا. يشير الخط المنقط إلى دالة مرحلة متساوية مدارية افتراضية (يسار) ومستوى صفري من الاستقطاب (يمين). الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 10
الشكل 10: السطوع الملاحظ (الأزرق) والنماذج (الأحمر) المدمج في القرص في مقياس الحجم وكذلك درجة الاستقطاب الخطي لضوء الحوادث غير المستقطبة كدالة لزاوية المرحلة للكويكب (4) Vesta. الملاحظات الضوئية والقطبية هي من Gehrels (1967) وعقدة الأجسام الصغيرة من نظام البيانات الكوكبية (http://pdssbn.astro.umd.edu/sbnhtml)، على التوالي. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 11
الشكل 11: درجة الاستقطاب الخطي. درجة الاستقطاب الخطي للكويكب (4) فيستا المتوقعة لزوايا المرحلة الكبيرة استنادا إلى النمذجة العددية متعددة التشتت. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 12
الشكل 12: وظائف المرحلة الضوئية المنمذجة والمقاسة في الغيبوبة من المذنب 67P/Churyumov-Gerasimenko. ويمكن تفسير الاختلافات في وظائف المرحلة المقاسة في الوقت المناسب عن طريق توزيع مختلف لحجم الغبار في الغيبوبة. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 13
الشكل 13: وظائف المرحلة. وظائف المرحلة على غرار وقياس نواة المذنب 67P. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Discussion

وقد تم تقديم أساليب تجريبية ونظرية وحسابية لتشتت الضوء بواسطة وسائط عشوائية منفصلة للجسيمات. وقد استخدمت الأساليب التجريبية للتحقق من صحة المفاهيم الأساسية في الأساليب النظرية والحسابية. ثم طبقت هذه الأساليب الأخيرة بنجاح في تفسير الرصدالفلكي للكويكب (4) فيستا والمذنب 67P/Churyumov-Gerasimenko.

يعتمد مقياس التشتت التجريبي على رفع العينة التي يتم التحكم فيها بالموجات فوق الصوتية التي تسمح لقياسات مصفوفة مولر لمجموع عينة في الاتجاه المطلوب. ويمكن استخدام المجموع بصورة متكررة في القياسات، حيث يمكن حفظ التجميع بعد كل مجموعة قياس. وهذه هي المرة الأولى التي تُجرى فيها قياسات التشتت غير التلامسية وغير المدمرة هذه على عينة تحت السيطرة الكاملة.

تعتمد الطرق النظرية والحسابية على ما يسمى بعمليات التشتت والامتصاص والانقراض غير المتماسكة في وسائل الإعلام العشوائية. في حين أن التفاعلات الكهرومغناطيسية الدقيقة تحدث دائما بشكل متماسك، داخل وسيلة عشوائية لا نهائية بعد المتوسط التكويني، لا تبقى سوى تفاعلات غير متماسكة بين عناصر حجم الجسيمات. في العمل الحالي، يتم حساب التفاعلات غير المتماسكة بين هذه العناصر بالضبط باستخدام معادلات ماكسويل: بعد طرح الحقول المتماسكة من الحقول في الفضاء الحر، فإن الحقول غير المتماسكة داخل الوسط العشوائي هي التي تبقى. وقد تم في الوقت الحاضر اتخاذ العلاج إلى صرامة كاملة من حيث أن التفاعلات، فضلا عن الانقراض، والتشتت، ومعاملات امتصاص المتوسطة، مستمدة في إطار التفاعلات غير المتماسكة. وعلاوة على ذلك، تبين أن حساب الآثار الميدانية المتماسكة على التفاعل بين المساحة الحرة والوسط العشوائي يؤدي إلى معالجة شاملة ناجحة لوسيلة عشوائية مقيدة.

وقد تم توضيح تطبيق الأساليب النظرية والحسابية للقياسات التجريبية لمجموع عينة كروية على مقياس مم يتكون من جسيمات SiO2 كروية على نطاق تحت ميكرون. ويبين التطبيق، بشكل لا لبس فيه، أن مجموعة العينات يجب أن تتألف من توزيع جزيئات ذات أحجام مختلفة، بدلا من أن تتكون من جسيمات كروية متساوية الحجم. وقد تكون هناك عواقب بعيدة المدى لهذه النتيجة بالنسبة لتوصيف وسائط الإعلام العشوائية: فمن المعقول أن تكون وسائط الإعلام أكثر تعقيدا بكثير مما تم استنتاجه في وقت سابق باستخدام أحدث أساليب التوصيف.

يبين التفسير الشامل للطيف للكويكب (4) فيستا عبر الأطوال الموجية المرئية وشبه المتصلة بالأشعة تحت الحمراء وكذلك منحنيات المرحلة الضوئية والقطبية لفيستا عند الطول الموجي البالغ 0.45 ميكرومتر أنه من العملي استخدام الأساليب العددية في تقييد التراكيب المعدنية، وتوزيع حجم الجسيمات، فضلا عن كثافة حجم regolith من الملاحظات الفلكية عن بعد. ومما يزيد من تعزيز عمليات الاسترجاع هذه التفسير المتزامن لمنحنيات المرحلة الضوئية للمذنب 67P/Churyumov-Gerasimenko فيما يتعلق بغيبوبته ونواةه. وأخيرا، تم الحصول على النمذجة واقعية لمنحنى المرحلة القطبية من 67P20. وهناك آفاق مستقبلية رئيسية في تطبيق الأساليب الحالية في تفسير عمليات رصد أجسام النظام الشمسي بوجه عام.

وهناك آفاق مستقبلية للنهج التجريبي والنظري الموحد الحالي. وبما أنه من الصعب للغاية أن تميز بدقة الوسائط العشوائية المؤلفة من أوجه عدم التجانس على نطاق الطول الموجي الفرعي، فإن قياسات مصفوفة مولر الخاضعة للرقابة يمكن أن توفر أداة لاسترداد المعلومات عن كثافة الحجم وتوزيع حجم الجسيمات في المتوسط. وتسهل الأساليب العددية الجديدة عكس هذه البارامترات المادية كمياً.

Disclosures

وليس لدى أصحاب البلاغ ما يكشفون عنه.

Acknowledgments

البحوث التي تدعمها ERC المنحة المتقدمة رقم 320773. نشكر مختبر التسلسل الزمني للمتحف الفنلندي للتاريخ الطبيعي على المساعدة في توصيف العينة.

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).
تشتت وامتصاص الضوء في Regoliths الكواكب
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