Waiting
Login processing...

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

Engineering

Spredning og absorption af lys i planetariske Regoliths

doi: 10.3791/59607 Published: July 1, 2019

Summary

Numeriske og eksperimentelle metoder er præsenteret for flere spredning af lys i diskrete tilfældige medier af tætpakkede partikler. Metoderne er udnyttet til at fortolke observationer af asteroide (4) Vesta og Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko.

Abstract

Teoretiske, numeriske og eksperimentelle metoder præsenteres for multipel spredning af lys i makroskopiske diskrete tilfældige medier af tætpakkede mikroskopiske partikler. De teoretiske og numeriske metoder udgør en ramme for den radiative overførsel med gensidige transaktioner (R2T2). R2T2 Framework indebærer Monte Carlo Order-of-scattering sporing af interaktioner i frekvens rummet, forudsat at de grundlæggende scatterers og absorbere er bølgelængde-skala volumen elementer bestående af et stort antal tilfældigt distribuerede partikler. De diskrete tilfældige medier er fuldt pakket med volumen elementerne. For sfæriske og nonsfæriske partikler beregnes samspillet inden for volumen elementerne nøjagtigt ved hjælp af henholdsvis superposition T-matrix metoden (stmm) og volumen Integral Lignings metoden (viem). For begge partikel typer beregnes samspillet mellem forskellige volumen elementer nøjagtigt ved hjælp af STMM. Da vektoriseringen finder sted inden for de diskrete tilfældige medier, anvendes usammenhængende elektromagnetiske felter, det er, at det sammenhængende felt af volumen elementerne fjernes fra samspillet. De eksperimentelle metoder er baseret på akustisk levitation af prøverne for ikke-kontakt, ikke-destruktiv spredning målinger. Levitation indebærer fuld ultralyds kontrol af prøve positionen og orienteringen, det er seks grader af frihed. Lyskilden er en laser drevet hvid lyskilde med en mono kromator og polarisator. Detektoren er et mini-Photomultiplier-rør på et roterende hjul, der er udstyret med polarisatorer. R2T2 er valideret ved hjælp af målinger for en mm-skala sfærisk prøve af tætpakkede sfæriske silica-partikler. Efter validering anvendes metoderne til at fortolke astronomiske observationer for asteroide (4) Vesta og Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko (figur 1) for nylig BESØGT af NASA Dawn mission og ESA Rosetta mission, hhv.

Introduction

Asteroider, hale nuclei, og Airless Solar systemobjekter på store er dækket af planetariske regoliths, løse lag af partikler af varierende størrelse, form, og sammensætning. For disse objekter observeres to allestedsnærværende astronomiske fænomener ved små solfasede vinkler (solen-objekt-observatør vinklen). For det første observeres lysstyrken af det spredte lys i den astronomiske størrelses skala for at øge nonlinearly mod nulfasens vinkel, almindeligvis kaldet oppositions effekten1,2. For det andet er det spredte lys delvist lineært polariseret parallelt med sprednings planet (solen-objekt-observatør flyet), almindeligvis kaldet negativ polarisering3. Fænomenerne har manglet kvantitativ tolkning siden slutningen af 19 århundrede for oppositionen effekt og siden begyndelsen af 20 århundrede for den negative polarisering. Deres korrekte fortolkning er en forudsætning for den kvantitative fortolkning af de fotometriske, polarimetriske og spektrometriske observationer af Airless-objekter samt radar spredning fra deres overflader.

Det er blevet foreslået4,5,6,7 , at den sammenhængende backscattering mekanisme (CBM) i flere spredning er i det mindste delvist ansvarlig for de astronomiske fænomener. I CBM, delvise bølger, interagere med de samme scatterers i modsat rækkefølge, altid blande sig konstruktivt i den nøjagtige backscattering retning. Dette skyldes de sammenfaldende optiske stier af de gensidige bølger. I andre retninger, interferensen varierer fra destruktiv til konstruktiv. Konfigurational gennemsnit inden for et diskret tilfældigt medium af partikler resulterer i øget tilbagespredning. Med hensyn til den lineære polarisering, CBM er selektiv og resulterer i negativ polarisering i tilfælde af positivt polariserende enkelt scatterers, en fælles karakteristisk i enkelt spredning (CF. Rayleigh spredning, Fresnel refleksion).

Spredning og absorption af elektromagnetiske bølger (lys) i et makroskopisk tilfældigt medium af mikroskopiske partikler har udgjort et åbent beregningsmæssige problem i planetariske astrofysik8,9. Som illustreret ovenfor har dette resulteret i fraværet af kvantitative inverse metoder til fortolkning af jordbaserede og rumbaserede observationer af solsystem objekter. I det nuværende manuskript præsenteres nye metoder til at bygge bro over kløften mellem observationerne og deres modellering.

Eksperimentelle målinger af spredning ved en lille partikel prøve i en kontrolleret position og orientering (seks frihedsgrader) er forblevet åbne. Sprednings karakteristikaene for enkelt partikler er tidligere blevet målt som ensemble gennemsnit overstørrelse, form og orienterings fordeling10 ved at indføre en partikel gennemstrømning gennem måle volumenet. Scattering egenskaber for enkelt partikler i levitation er blevet udført ved hjælp af, for eksempel, elektrodynamisk levitation11 og optiske pincet12,13,14. I det nuværende manuskript tilbydes en ny Eksperimentel metode baseret på ultralydlevitation med fuld kontrol over prøve positionen og orienteringen15.

Det nuværende manuskript opsummerer resultaterne af et projekt, der blev finansieret i fem år i 2013-2018 af det Europæiske Forskningsråd (ERC): spredning og absorption af elektromagnetiske bølger i partikel medier (SAEMPL, ERC Advanced Grant). Det lykkedes saempl at opfylde sine tre hovedmålsætninger: for det første blev nye numeriske Monte Carlo-metoder afledt for multipel spredning af diskrete tilfældige medier af tætpakkede partikler16,17,18; for det andet blev nye eksperimentelle instrumentering udviklet og konstrueret til kontrollerede laboratoriemålinger af validerings prøver i levitation15; for det tredje blev de numeriske og eksperimentelle metoder anvendt til at fortolke astronomiske observationer19,20.

I det følgende beskrives protokoller til anvendelse af den eksperimentelle sprednings pipeline til målinger, den tilsvarende beregnings pipeline samt applikations pipelines i detaljer. Computational pipeline består af software til asymptotisk nøjagtige beregninger i tilfælde af finite systemer af partikler (superposition T-matrix metode stmm21 og volumen Integral ligning metode viem22) og omtrentlige beregninger for asymptotisk uendelige diskrete tilfældige medier af partikler ved hjælp af flere sprednings metoder (Siris23,24, radiativ overførsel med sammenhængende backscattering rt-CB8,9og Radiativ overførsel med gensidige transaktioner R2T216,17,18). Forsøgs rørledningen omfatter tilberedning, opbevaring og udnyttelse af prøverne, deres levitation i måle volumenet og udførelse af den faktiske sprednings måling i hele spektret af spredningsvinkler med varierende polarisator Konfigurationer. Applikations ledningen vedrører udnyttelsen af de beregningsmæssige og eksperimentelle rørledninger med henblik på at fortolke astronomiske observationer eller eksperimentelle målinger.

Protocol

1. måling af lysspredning

  1. Opsætning af scatterometer til måling (figur 2)
    1. Til at begynde, oprette scatterometer ved at tænde for lyskilden, foto-multiplikator rør (PMTs), og forstærkere. Lad systemet stabilisere i 30 min.
    2. Juster og centrer hændelses strålen med pinholes. To huller er fastgjort på præ-målte punkter på det roterende breadboard, 180 ° fra hinanden og i samme radius. Centrer strålen på det første hul, og Juster dens vinkel, så lyset også kommer ind gennem det andet hul.
  2. Opsætning af den akustiske prøve levitator
    1. Derefter konfigurerer du den akustiske prøve levitator ved at indsætte mikrofonen i midten af levitator og køre kalibrerings scriptet.
    2. Kalibrer den akustiske levitator i trinvis rækkefølge ved at måle det akustiske Tryk for hvert arrayelement i det tilsigtede levitation-spot som en funktion af driv spændingen. Brug denne kalibrering til at kompensere for forskelle mellem array kanalerne. Placer kalibrerings mikrofonen ved at centrere dens skygge både i strålen og i en vinkelret stråle, der er skabt med to spejle.
    3. Beregn køre parametrene for den matrix, der skaber en asymmetrisk akustisk fælde, og forsyne dem med signal genererings elektronik. Dette opnås ved at minimere Gor'kov potentiale25 og tilpasse trykgradienter i levitation spot.
    4. Foretag derefter en måle oprydning med en tom levitator. Sweep afslører alle signaler genereret af omgivende lys, refleksioner fra omgivelserne, eller elektriske lyde.
  3. Prøvehåndtering, indsættelse og måling
    1. Når den er sat op, skal du bruge en akustisk transparent netskeen til at injicere prøven ind i den akustiske levitator.
    2. Ved hjælp af et videokamera og optik med høj forstørrelse inspiceres orienteringen og stabiliteten af prøven før og efter sprednings målingerne.
    3. Styrken og asymmetrien i den akustiske fælde er optimeret for maksimal prøve stabilitet. Derfor er akustisk effekt sat så lavt som muligt.
    4. Hvis eksemplet er asymmetrisk, skal du rotere det omkring den lodrette akse for at få oplysninger om figuren. Udfør rotationen ved langsomt at ændre justeringen af den akustiske fælde. Under billeddannelse skal du anvende yderligere belysning for at forbedre billedkvaliteten.
    5. Luk derefter målekammeret for at blokere eksternt lys.
    6. Ved hjælp af computer grænsefladen skal du vælge stikprøvens retning samt den kantede opløsning og måleområdet. Det indkommende og spredte lys filtreres af lineære polarisatorer, som er motoriserede.
    7. Kør den automatiserede målings oprydning. Dette vil måle fire punkter for hver vinkel med polarisator retninger af (vandret, vandret), (vandret, lodret), (lodret, lodret), og (lodret, vandret).
    8. Gentag hvert Sweep tre gange for at eliminere afvigende værdier. Ved asymmetriske prøver gentages målingen ved forskellige prøve retninger.
    9. Prøven genoprettes efter målingen ved at slukke for det akustiske felt og lade prøven falde på det akustisk gennemsigtige stof. Udfør derefter en anden måle oprydning med Tom levitator for at opdage eventuelle driv ting på grund af de omgivende lysforhold.
    10. Gem dataene, når du er færdig. Analysér dataene for at beregne Mueller-matrixelementer for hver vinkel gennem lineær kombination af intensiteter ved forskellige polariseringer1

2. modellering af den mm-store tætpakkede sfæriske medier bestående af sfæriske partikler

  1. For at begynde modellering skal du bruge SSH-adgang til at oprette forbindelse til CSC – IT Center for Science begrænset klynge, Taito.  Download og Kompiler alle de nødvendige programmer, der er forudkonfigureret til Taito ved at køre bash compile.sh.
  2. Gå ind i arbejdsmappen ved at udføre cd-$WRKDIR.
  3. Download kilder filer med git (git Clone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/protocol2. git protocol2).
  4. Flyt ind i den nyoprettede mappe- cd protocol2.
  5. Download og Kompiler nødvendige programmer ved at køre bash compile.sh, som er forudkonfigureret til Taito.
  6. Derefter skal du åbne tekstredigeringsprogrammet nano og konfigurere parametrene for en enkelt scatterer, Volume element og den har studeret Sample til at matche den har studeret Sample ved at ændre filen params.
  7. Kør derefter pipeline ved at udføre en Command bash run.sh. Når du er færdig, skrive den fulde Mueller matrix af prøven i mappen Temp som endelig. out.

3. fortolkning af refleksions spektre for asteroide (4) Vesta

  1. De komplekse brydnings indekser for howardite.
    1. Download SIRIS4 (git klon git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/Siris 4.2. git).
    2. Kompiler ved at udføre Make i src-mappen. Omdøb den eksekverbare siris42 til siris4.
    3. I Maingo. f90skal du ændre linje 395 til R0 = 0,05 * Rmax * sqrt (ran2). Kompiler ved at udføre Make.
    4. Download de nødvendige MATLAB scripts ved at udføre "git Clone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/protocol4a. git".
    5. Kopiér de eksekverbare filer, som er oprettet i trin 3.1.2. og 3.1.3. til JoVEOptimize-folder.
    6. Gå til mappen JoVEOptimize.
    7. I input1.in -fil skal du indstille radius til 30 μm for howardite-partikelstørrelsen og fastgøre den virkelige del af brydningsindekset til 1,8. Angiv radius til 15.000 μm i INPUT2.in -fil.
    8. Estimere de øvre og nedre grænser for den imaginære del af brydnings indeksene, og gem dem i to separate filer. Koden anvender bisectioning-metoden og bruger disse værdier som udgangspunkt.
    9. I optimizek. m -filen, Angiv filnavne på de øvre og nedre grænser for den imaginære del af brydnings indeksene og filnavnet på det målte refleksions spektrum i howardite pulveret. Indstil bølgelængdeområdet til 0,4 – 2,5 μm med 0,05-μm trin.
    10. Kør optimizek. m i MATLAB for at få de komplekse brydnings indekser for howardite (Se figur 3). Først, koden beregner spredning egenskaber for 30 μm størrelse (radius) howardite partikler, og derefter bruger disse partikler som diffuse scatterers inde i en 15.000-μm størrelse (radius) volumen. Disse trin gentages for hver bølgelængde, indtil den beregnede reflektans matcher med den målte reflektans.
  2. Modellering reflektans spektrum af Vesta.
    1. Beregning af de spredningsegenskaber af howardite partikler ved at udnytte SIRIS4
      1. Udnyt SIRIS4 til at beregne de spredningsegenskaber af howardite partikler ved først at flytte SIRIS4 eksekverbare fil til den samme mappe med input-fil og p-matrix-fil.  Kopier derefter input_1. in og pmatrix_1. in fra test mappen.
      2. I input_1. i, Indstil antallet af stråler til 2.000.000, antallet af prøve partikler til 1000, standardafvigelsen af radius til 0,17, og Power-Law index af korrelationsfunktionen til 3. Indstil derefter den virkelige del af brydningsindekset til 1,8, og brug den imaginære del af brydningsindekset n som beskrevet i tekst protokollen.
      3. Derefter skal du køre SIRIS4 ved at udføre kommandoen vist her for hver bølgelængde fra 0,4 til 2,5 mikron ved hjælp af en størrelsesinterval på 10 til 200 mikron i diameter med et prøveudtagnings trin på 10 mikrometer.
      4. Derefter gemme hver beregnede spredning fase matrix P i en pmatrix_x. in fil.  X i filnavnet beskriver bølgelængde tallet og spænder fra 1 til 43 for hver partikelstørrelse. Filen vil indeholde spredningsvinkler samt spredning matrixelementer P11, p12, p22, p33, p34, og p44 for en bølgelængde og partikelstørrelse.
    2. Gennemsnitlig de opnåede spredning matricer, single-spredning albedos, og Mean-fri stier over en Power-Law størrelsesfordeling med et indeks på 3,2 19 , 24.
      1. Flyt pmatrix-filer til mapper, så hver mappe repræsenterer en partikelstørrelse og indeholder de beregnede p-matricer for alle bølgelængder. Navngiv mapperne Fold1, Fold2,..., foldN, hvor N er antallet af partikelstørrelser.
      2. Skriv spredning og udryddelse effektivitetsgevinster qSCA og qext, samt den lige-projekteret-område-sfære radius værdier rhit fra outputq-filer i en fil, qscas. dat.
      3. Gå til mappe JoVEAverage, der blev hentet i trin 3.1.4.
      4. Flyt mapperne og Qscas. dat til den samme mappe med Avgpowerlaw. m.
      5. Kør Avgpowerlaw. m i MATLAB. Koden beregner gennemsnitlige spredning matricer, enkelt-spredning albedos, og gennemsnitlig fri-sti længder over en Power-Law størrelsesfordeling med index 3,2.
    3. Computing det endelige spektrum af Vesta ved at udnytte SIRIS4
      1. Brug diffuse scatterers inde i en Vesta-størrelse volumen med et brydningsindeks på 1. I input-fil, bruge den gennemsnitlige enkelt spredning albedos og Mean fri sti længder for interne scatterers.
      2. Derefter skal du køre SIRIS4 ved hver bølgelængde ved at udføre den kommando, der vises her, hvor X er bølgelængden. Koden læser de gennemsnitlige spredning matricer som input til de interne diffuse scatterers.
      3. Undersøg den absolutte reflektans i en fasevinkel på 17,4 grader.
      4. Få Vesta observerede Spectra ved 17,4-graders fasevinkel fra NASA Planetary data system26.
      5. Skala Vesta observerede spektre til en geometrisk albedo værdi på 0,42327 ved 0,55 mikron27. For at komme til 17,4 grader skal du anvende en faktor på 0,491 på den skalerede Spectra28. Sammenlign både de modelleret og de observerede spektre på tværs af hele bølgelængdeområdet.

4. fotometrisk og polarimetrisk modellering af (4) Vesta

  1. Beregning af spredningsegenskaber for volumen elementer, der indeholder Voronoi-formede howardite partikler
    1. Forbind til CSC – IT Center for Science Ltd. s Cluster Taito via SSH-adgang.
    2. Gå ind i arbejdsmappen ved at udføre cd-$WRKDIR.
    3. Download kildefilerne (git Clone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/jvie_t_matrix. git).
    4. Kompiler ved at udføre Make i mappen-.
    5. Generer volumen elementer, der indeholder Voronoi-formede howardite partikler ved hjælp af en MATLAB-kode voronoi_element. m. I voronoi_element. m, Indstil bølgelængden til 0,45 μm, N_elems til 128, størrelsesparameteren (elem_ka) til 10, Power-Law index til 3, mindste partikel radius til 0,143 μm, maksimal partikel radius til 0,35 μm, pakningstæthed til 30%, og brug det afledte komplekse brydningsindeks for howardite.
    6. Kør voronoi_element. m i MATLAB. Koden genererer 128 mesh-filer til volumen-elementer med forskellige Voronoi-partikel-justeringer ved hjælp af Power-Law størrelsesfordeling.
    7. Beregn T-matricer for de genererede diskenheder ved hjælp af jvie. I runarray_JVIE_T. sh, sæt array = 1-128. Paramaterne er k = 13,962634, mesh = navnet på den genererede maske i 4.1.6, T_out = navnet på output T-matrix, T_matrix = 1, og elem_ka = 10.
    8. Kør JVIE ved at udføre sbatch runarray_JVIE_T. sh.
    9. Beregne gennemsnitligt spredningsegenskaber fra T-matricer beregnet med jvie-koden. Execute ./Multi_t-N_Tin 128 i den samme mappe, hvor de beregnede T-matricer er. Koden skriver den gennemsnitlige inkohærente Mueller-matrix til og tværsnittene og albedo i output. txt.
  2. RT-CB-beregninger
    1. Start med at downloade kildefilerne med git (git Clone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/protocol4b. git protocol4b), og Flyt filerne til den hentede mappe protocol4b.
    2. Derefter skal du downloade og kompilere alle de nødvendige programmer ved at køre bash compile.sh.
    3. Når du er klar, kopiere den gennemsnitligt input spredning matrix (trin 3.2.2.5) samt amplitude spredning matrix (trin 4.1.9) i den nuværende arbejdsmappe.
    4. Derefter skal du åbne teksteditoren, nano og ændre filen params for at indstille de ønskede parametre.
    5. Kør pipelinen ved at udføre bash Run.sh. Skriv derefter den fulde Mueller-matrix i mappen Temp som rtcb. out.

5. fortolkning af bemærkningerne for Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko.

  1. Computing usammenhængende volumen elementer med den hurtige superposition T-matrix metode (fastmm) for organisk og partikel korn
    1. Execute ./inkohærent_input – lambda 0,649-m_r 2,0-m_i 0,2-density 0,3-lowB 0,075-upB 0,125-npower 3-S_out pmatrix_org. dat.
    2. Execute ./inkohærent_input – lambda 0,649-m_r 1,6-m_i 0,0001-density 0,0375-lowB 0,6-upB 1,3-npower 3-S_out pmatrix_sil. dat.
  2. Beregning af den gennemsnitlige inkonsekvente Mueller-matrix (pmatrix.in), albedo (albedo), gennemsnitlig fri kurve (MFP) og sammenhængende effektivt brydningsindeks (m_eff)
    1. Kør MATLAB. Skriv kommandoer:
      Sorg = belastning (' pmatrix_org. dat ');
      Ssil = belastning (' pmatrix_sil. dat ');
      S = (sorg + Ssil)/2; Gem (' pmatrix. in ', s ', '-ASCII ');
      Csca = (Csca_sil + Csca_org)/2;
      Cext = (Cext_sil + Cext_org)/2;
      albedo = Csca/Cext;
      MFP = vol/Cext;

      hvor Csca_org og Cext_org er de usammenhængende tværsnit fra trin 5.1.2, og Csca_sil og Cext_sil er de usammenhængende sprednings-og udslettnings tværsnit fra trin 5.1.3.
    2. Kør ./m_eff (Csca, r) på kommandolinjen for at få m_eff hvor er radius for volumen elementet.
  3. Beregning af spredningsegenskaber for koma partikler.
    1. Indstil værdierne fra trin 5.2.1 og 5.2.2 (dvs. albedo, MFP, m_eff i input.in -filen).
    2. Indstil Power-Law Index for korrelations længden til 3,5 i input.in filen.
    3. Kør SIRIS4 Solver (./siris4 input.in pmatrix.in) for partikelstørrelser fra 5 μm til 100 μm ved hjælp af et trin på 5.
    4. Output Coma Phase funktioner fra SIRIS4 Solver.
  4. Dataenes spredning af kerne egenskaber
    1. Start i MATLAB og køre gennemsnittet rutine powerlaw_ave. m til gennemsnitlige resultater over Power-Law størrelsesfordeling af index-3 efter beregning af koma fase funktioner (trin 5.3.4) fra SIRIS4 Solver. De forventede rutinemæssige udgange er pmatrix2.in, albedo og den gennemsnitlige frie kurve.
    2. Dernæst indstille resultaterne fra output, albedo og den gennemsnitlige fri sti, ind i input.in fil.
    3. Angiv størrelsen til 1.000.000.000 og Power-Law-indekset for korrelationsfunktionen for figuren til 2,5. Kør derefter SIRIS4 ved hjælp af den viste kommandolinje for at få Nucleus Phase-funktionen.

Representative Results

Til vores eksperiment blev en samlet nominelt bestående af tætpakkede Ø = 0,5 μm sfæriske SIO2 -partikler valgt29,30 og poleret yderligere for at tilnærme en sfærisk form, hvorefter den var karakteriseret ved vejning og måling af dimensionerne (figur 4). Den næsten sfæriske aggregat havde en diameter på 1,16 mm og en volumen tæthed på 0,47. Lysspredning blev målt i henhold til trin 1. Strålen blev filtreret til 488 ± 5 nm, med et Gaussian spektrum. Målingen blev gennemsnitligt fra tre fejer og det tomme levitator signal blev trukket fra resultatet.

Fra intensiteten af de fire forskellige polariserings konfigurationer beregnede vi fase funktionen, graden af lineær polarisering for upolariseret hændelses lampe-m12/m11, og depolariseringen M 22 /M 11, som en funktion af fase vinklen (figur 5, figur 6, figur 7). En kendt systematisk fejlkilde til vores måling er udslettelses forholdet for de lineære polarisatorer, som er 300:1. Til denne prøve er det dog tilstrækkeligt, således at det lækkede polariserede lys er under detekterings tærsklen.

Den numeriske modellering består af flere software forbundet med scripts, der håndterer informationsstrømmen i henhold til de parametre, som brugeren har givet. De scripts og software er prækonfigureret til at arbejde på CSC-IT Center for Science Ltd. 's Taito klynge, og brugeren har brug for at ændre scripts og make files selv at få modellering værktøj til at arbejde på andre platforme. Værktøjet starter ved at køre STMM Solver20, som beregner volumen elementegenskaber som beskrevet af Väisänen et al.18. Derefter bruges volumen elementets sprednings-og absorptionsegenskaber som input til to forskellige programmer. En Mie-spredning Problemløser bruges til at finde den effektive brydningsindeks ved at matche den sammenhængende spredning tværsnit af volumen element til en Mie sfære af samme størrelse20. Så aggregatet er modelleret ved at køre SIRIS4 software med volumen element som en diffus scatterer og med den effektive brydningsindeks på overfladen af aggregatet. Den sammenhængende backscattering-komponent tilføjes separat, fordi der ikke er nogen software, der kan behandle effektivt refraktivt medium og sammenhængende backscattering samtidigt. På nuværende tidspunkt er RT-CB ikke i stand til at gøre sig gældende for det effektive refraktive medium, hvorimod SIRIS4 ikke er i stand til at regnskabsmæssigt sammenhængende tilbagespredning. Den sammenhængende tilbagespredning er dog føjet til SIRIS4 resultater omtrent ved at køre volumen-element spredning karakteristika gennem spredning fase matrix nedbrydning software pmdec som stammer Pure Mueller og Jones matricer kræves til RT-CB9. Den sammenhængende backscattering-komponent ekstraheres derefter ved at fratrække den overførsel overførsels komponent fra resultaterne af rt-CB. Derefter føjes den ekstraherede sammenhængende backscattering-komponent til de resultater, der opnås fra SIRIS4.

Vi simulerede numerisk egenskaberne for mm-størrelse (radius 580 μm) SiO2 aggregat ved at følge trin 2. Vi brugte to slags volumen elementer, hvoraf den ene bestod af nominelle ækvisized partikler (0,25 μm) og den anden bestående af normalt fordelt (gennemsnit 0,25 μm, Standardafvigelse 0,1 μm) partikler afkortet til intervallet 0,1-0.2525 μm. indførelse af sidstnævnte fordelingen af partikler er baseret på det faktum, at alle SiO2 -prøver med en given nominel partikelstørrelse også har en betydelig fremmed fordeling af mindre partikler31. I alt 128 volumen elementer af størrelse kr0= 10 blev trukket fra 128 periodiske kasser indeholdende ca 10.000 partikler pakket til volumen tæthed v= 47% hver. Fra specifikationerne af materialet, har vi n= 1.463 + I0 ved bølgelængden på 0,488 μm, som er den bølgelængde, der anvendes i målingerne.

Med SIRIS4 blev de spredningsegenskaber på 100.000 aggregater med en radius på 580 μm, standardafvigelsen på 5,8 μm og med Power-Law-indekset for korrelationsfunktion 2, løst og gennemsnitligt. Disse resultater afbildes (Se figur 5, figur 6, figur 7) med eksperimentelle målinger og en yderligere simulering uden det effektive medium. Begge valg for partikel fordelingen giver en match til den målte fase funktion (Se figur 5), selv om de resulterer i forskellige polariserings karakteristika, som det ses i figur 6. Disse forskelle kan bruges til at identificere den underliggende fordeling af partiklerne i prøven. Det bedste valg er at bruge den afkortede normale fordeling i stedet for de ækvisized partikler (Se figur 6). Hvis der kun bruges normaliserede fase funktioner, er de underliggende fordelinger ikke skelne (Sammenlign figur 5, figur 6, figur 7). I figur 7 for depolariseringen har de numeriske resultater funktioner, der svarer til den målte kurve, men funktionerne er forskudt med 10 ° til den omvendte sprednings retning. Det effektive brydningsindeks korrigerer positivt resultaterne, som det fremgår af de simuleringer, der opnås med og uden det effektive medium (Se figur 5, figur 6, figur 7). Forskellene i polariseringen (figur 6) indikerer, at prøven formentlig har en mere kompleks struktur (f. eks. en separat kappe og kerne) end vores homogene model. Det er dog ud over de eksisterende mikroskopiske metoder til prøve karakterisering at hente den sande struktur af den samlede. Den sammenhængende tilbagespredning blev tilføjet separat til resultaterne. Målingerne mangler synlig intensitet Spike observeret ved rygspredning vinkler, men graden af lineær polarisering er mere negativ mellem 0-30 °, som ikke kan produceres uden sammenhængende backscattering (Sammenlign "distribution" med "no CB", se Figur 5, figur 6, figur 7).

Til solsystem applikationer sammenlignede vi den observerede Vesta Spectra og det model rede spektrum opnået ved at følge protokol 3. Resultaterne er vist i figur 3 og figur 8 , og de tyder på, at howardite partikler, med mere end 75% af dem med en partikelstørrelse mindre end 25 μm, dominerer Vesta s regolith. Selv om den samlede kamp er ganske tilfredsstillende, er de modelleret og observerede spektre lidt forskellige: absorptionsbåndet Centre af model spektret er forskudt til længere bølgelængder, og spektral minima og Maxima tendens til at være overfladisk i forhold til den observerede Spektre. Forskellene i minima og maksima kan forklares ved, at der ikke er taget højde for gensidige skygge virkninger blandt regolith-partiklerne: de skyggeeffekter er stærkere for lave reflekteringer og svagere for høje reflekteringer, og i relativ fornuft, ville mindske spektral minima og øge spektral maksima, når der redegøres for i modellering. Desuden blev den imaginære del af de komplekse refraktive indekser for howardite afledt uden at tage hensyn til bølgelængde-skala overflade-ruhed, og dermed de afledte værdier kan være for lille til at forklare spektral minima. Når du videre bruger disse værdier i vores model ved at bruge geometrisk optik, kan båndet dybderne i det model lede spektrum blive for lavt. Disse bølgelængde-skalaeffekter kunne også spille en rolle ved længere bølgelængder sammen med et lille bidrag fra low-end hale af termisk emission spektrum. Forskellene kan også være forårsaget af en kompositoriel uoverensstemmelse af vores howardite prøve og Vesta mineraler og ved en anden partikelstørrelsesfordeling er nødvendig for modellen. Endelig blev refleksions spektre af Vesta observeret ved 180-200 K, og vores howardite prøve blev målt i stuetemperatur. Reddy et al.32 har vist, at absorptionsbåndet centrerer Skift til længere bølgelængder med stigende temperatur.

De fotometriske og polarimetriske fase kurve observationer for asteroide (4) Vesta er fra Gehrels33 og Nasa's planetariske data Systems lille kroppe Node (http://pdssbn.astro. UMD.edu/sbnhtml), hhv. Deres modellering følger trin 4 og starter fra partikel brydningsindekset og størrelsesfordelingen, der er tilgængelig fra spektrometrisk modellering ved bølgelængden på 0,45 μm. Disse partikler har størrelser større end 5 μm, det er meget større end bølgelængden og er således i den geometriske optik regime, betegnes stor-partikel befolkning. For fase kurve modellering inkorporeres en ekstra småpartikel population af tætpakkede subbølge-skala partikler også med behørig opmærksomhed for at undgå konflikter med den spektrometriske modellering ovenfor.

Det komplekse brydningsindeks er indstillet til 1,8 + i 0.000168. De effektive partikelstørrelser og enkelt-spredning albedos i store-partikel og små-partikel populationer lig (9,385 μm, 0,791) og (0,716 μm, 0,8935), hhv. Den gennemsnitlige frie stilængde i store-partikel-og småpartikel-mediet er 16,39 μm og 0,56 μm. Det store partikel medium har en volumen tæthed på 0,4, hvorimod småpartikel mediet har en volumen tæthed på 0,3. Fraktioner af store partikel-og småpartikel medier i Vesta regolith antages at være henholdsvis 99% og 1%, hvilket giver en total enkelt spredning af albedo på 0,815 og en samlet gennemsnitlig fristilængde på 12,78 μm. Efter trin 4 viser Vesta geometriske albedo ved 0,45 μm sig at være 0,32 i rimelig forståelse med observationerne (jf. figur 8 , når ekstruderet til nulfase vinkel).

Figur 9, figur 10, Figur 11 skildrer den fotometriske og polarimetriske fase kurve modellering for Vesta. For den fotometriske fase kurve (figur 10, venstre) er model fase kurven fra rt-CB blevet ledsaget af en lineær afhængighed af størrelsesskalaen (hældningskoefficienten-0,0179 mag/°), der efterligner virkningen af shadowing i en tætpakket, høj-albedo regolith. Ingen ændring er blevet påberåbt for graden af polarisering (figur 10, højre; Figur 11). Modellen forklarer med held de observerede fotometriske og polarimetriske fase kurver og tilbyder en realistisk forudsigelse for den maksimale polarisering nær fase vinklen på 100 ° samt for egenskaberne ved små fase vinkler < 3 °.

Det er slående, hvordan minut brøkdel af småpartikel populationen er i stand til at fuldføre forklaringen af fase kurverne (figur 10, Figur 11). Der er spændende modellering aspekter involveret. Først, som vist i figur 9 (venstre), den enkelt-spredning fase funktioner for de store-partikel-og småpartikel populationer er meget ens, mens de lineære polariserings elementer er væsentligt forskellige. For det andet bidrager begge partikel populationer i RT-CB-beregningerne til de sammenhængende tilbage spredningseffekter. For det tredje skal der for at opnå realistiske polariserings maksime være en signifikant stor partikel population i regolith (efter aftale med spektral modellering). Med den nuværende uafhængige blanding af småpartikler og store partikel-medier, er det fortsat muligt at tildele en del af den lille partikel bidrag til de store-partikel overflader. Men for at der kan ske sammenhængende tilbage sprednings virkninger, og for at forklare bemærkningerne, er det obligatorisk at indarbejde en lille partikel population.

Den Europæiske Rumorganisation (ESA) Rosetta-mission til Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko gav mulighed for at måle den fotometriske fase funktion af koma og kernen over et bredt fase-vinkelområde inden for blot et par timer34. De målte koma fase funktioner viser en stærk variation med tid og en lokal position af rumfartøjet. Coma Phase-funktionen er med succesmodel leret20 med en partikel model, der består af organiske og silicatpartikler i submicrometer-størrelse ved hjælp af de numeriske metoder (trin 5 og 2) som vist i figur 12. Resultaterne tyder på, at størrelsesfordelingen af støv varierer i koma på grund af kometen aktivitet og den dynamiske udvikling af støvet. Ved modellering spredning af en 1-km-størrelse objekt, hvis overflade er dækket med støvpartikler, har vi vist, at spredning af kernen i kometen er domineret med den samme type af partikler, der også dominerer spredningen i koma (Figur 13).

Figure 1
Figur 1: Asteroide (4) Vesta (til venstre) og Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko (til højre) besøgt af NASA Dawn mission og af ESA Rosetta mission, hhv. Billed kreditter: NASA/JPL/MPS/DLR/IDA/Björn Jónsson (til venstre), ESA/Rosetta/NAVCAM (højre). Venligst klik her for at se en større version af dette tal.

Figure 2
Figur 2: Instrument til måling af let spredning. Foto (ovenfor) og top view skematisk (nedenfor) viser: (1) fiber-koblet lyskilde med kollimator, (2) fokusering linse (valgfri), (3) båndpas filter til bølgelængde valg, (4) justerbar blænde til stråleformning, (5) motoriseret lineær polarisator, (6) højhastighedskamera, (7) mål med høj forstørrelse, (8) akustisk levitator til prøve fældefangst, (9) målehoved, bestående af et IR-filter, motoriseret lukker, motoriseret lineær polarisator og en Photomultiplier Tube (PMT), (10) motoriseret rotations fase til justering af måle hovedets vinkel (11) optisk flad til Fresnel refleksion, (12) neutral tæthed filter, og (13) reference PMT, til overvågning stråle intensitet. Systemet er opdelt i tre lukkede rum for at eliminere omstrejfende lys. Venligst klik her for at se en større version af dette tal.

Figure 3
Figur 3: den imaginære del af brydningsindekset for howardite som en funktion af bølgelængde. Den imaginære del af refraktiv im (n) opnået for howardite mineral ved at følge protokol 3,1. Brydningsindekset udnyttes i modellering af de spredningsegenskaber af asteroide (4) Vesta. Venligst klik her for at se en større version af dette tal.

Figure 4
Figur 4: Måleprøven består af tætpakkede sfæriske SIO2 -partikler. Prøven er blevet omhyggeligt poleret for at opnå en næsten sfærisk form, der giver mulighed for både effektive spredning eksperimenter og numerisk modellering. Venligst klik her for at se en større version af dette tal.

Figure 5
Figur 5: fase funktion. Fase funktionerne i prøve aggregatet opnået ved at følge forsøgsprotokollerne 1 og den numeriske modellerings trin 2. De fase funktioner er normaliseret til at give enhed, når den er integreret fra 15,1 ° til 165,04 °. Venligst klik her for at se en større version af dette tal.

Figure 6
Figur 6: graden af lineær polarisering. Som i figur 5 for graden af lineær polarisering for upolariseret hændelse lys-M12/M11 (i%). Venligst klik her for at se en større version af dette tal.

Figure 7
Figur 7: depolarisering. Som i figur 5 for depolariseringen M22/M11. Venligst klik her for at se en større version af dette tal.

Figure 8
Figur 8: Absolut reflektans spektre. Asteroide (4) Vesta er modelleret og observeret absolutte reflektans spektre ved 17,4-graders fasevinkel. Venligst klik her for at se en større version af dette tal.

Figure 9
Figur 9: Spredning fase funktion P11 og grad af lineær polarisering for upolariseret hændelse lys -P21/p11 som en funktion af sprednings vinklen for volumen elementer af store partikler (rød) og små partikler (blå) i regolith af asteroide (4) Vesta. Den stiplede linje indikerer en hypotetisk isotropisk fase funktion (venstre) og et nulniveau af polarisering (højre). Venligst klik her for at se en større version af dette tal.

Figure 10
Figur 10: observeret (blå) og modelleret (rød) disk-integreret lysstyrke i størrelsesskalaen samt graden af lineær polarisering for upolariseret hændelses lys som en funktion af fasevinkel for asteroide (4) Vesta. De fotometriske og polarimetriske observationer er fra henholdsvis Gehrels (1967) og de små kroppe i Planetary data system (http://pdssbn.astro.umd.edu/sbnhtml). Venligst klik her for at se en større version af dette tal.

Figure 11
Figur 11: graden af lineær polarisering. Graden af lineær polarisering for asteroide (4) Vesta forudsagde for store fase vinkler baseret på den numeriske multi-scattering modellering. Venligst klik her for at se en større version af dette tal.

Figure 12
Figur 12: modelleret og målt fotometriske fase funktioner i koma af Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. Variationerne i de målte fase funktioner i tide kan forklares ved varierende støv størrelsesfordeling i koma. Venligst klik her for at se en større version af dette tal.

Figure 13
Figur 13: fase funktioner. Modelleret og målte fase funktioner af kernen af Comet 67P. Venligst klik her for at se en større version af dette tal.

Discussion

Eksperimentelle, teoretiske og beregningsmæssige metoder er blevet præsenteret for let spredning af diskrete tilfældige medier af partikler. De eksperimentelle metoder er blevet udnyttet til at validere de grundlæggende begreber i den teoretiske og beregningsmæssige metoder. Sidstnævnte metoder er blevet anvendt med succes i fortolkningen af astronomiske observationer af asteroide (4) Vesta og Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko.

Den eksperimentelle scatterometer bygger på ultralydkontrolleret prøve levitation, der giver mulighed for Mueller-matrix målinger for en prøve aggregat i en ønsket retning. Aggregatet kan gentagne gange udnyttes i målingerne, da det er muligt at bevare aggregatet efter hvert målesæt. Det er første gang, at sådanne ikke-kontakt-, ikke-destruktive sprednings målinger udføres på en prøve under fuld kontrol.

De teoretiske og beregningsmæssige metoder er afhængige af de såkaldte usammenhængende sprednings-, absorptions-og udslettelses processer i tilfældige medier. Der henviser til, at de nøjagtige elektromagnetiske interaktioner altid forekommer sammenhængende inden for et uendeligt tilfældigt medium efter konfigurationelt gennemsnit, men kun usammenhængende interaktioner forbliver blandt volumen elementer af partikler. I det nuværende arbejde, er de usammenhængende interaktioner mellem disse elementer præcist tegnede sig for ved hjælp af Maxwell ligninger: efter at trække de sammenhængende felter fra markerne i fri plads, er det de usammenhængende områder inden for det tilfældige medium, der forbliver. Behandlingen er i øjeblikket blevet taget til sin fuldstændig stringens i, at samspillet, samt udryddelse, spredning, og absorption koefficienter af mediet, er afledt inden for rammerne af usammenhængende interaktioner. Desuden har det vist sig, at regnskabsmæssige for de sammenhængende felt virkninger på grænsefladen mellem det frie rum og det tilfældige medium resulterer i en vellykket samlet behandling for et begrænset tilfældigt medium.

Anvendelsen af de teoretiske og beregningsmæssige metoder er blevet illustreret for eksperimentelle målinger af en mm-skala sfærisk prøve aggregat sammensat af submicron-skala sfæriske SiO2 partikler. Ansøgningen viser utvetydigt, at prøven aggregatet skal bestå af en fordeling af partikler med varierende størrelser, i stedet for at være sammensat af ækvisize sfæriske partikler. Der kan være vidtrækkende konsekvenser af dette resultat for karakteriseringen af tilfældige medier: det er plausibelt, at medierne er betydeligt mere komplekse end det, man tidligere har udledt ved hjælp af de mest avancerede karakteriserings metoder.

Den synoptiske fortolkning af spektret for asteroide (4) Vesta på tværs af de synlige og nær-infrarøde bølgelængder samt Vesta s fotometriske og polarimetriske fase kurver ved bølgelængden på 0,45 μm viser, at det er praktisk at anvende de numeriske metoder i begrænse mineral sammensætningerne, partikelstørrelsesfordelinger, samt regolith volumen tæthed fra fjerntliggende astronomiske observationer. Sådanne hentninger forstærkes yderligere af den samtidige fortolkning af de fotometriske fase kurver for Comet 67p/churyumov-gerasimenko vedrørende dens koma og kernen. Endelig er realistisk modellering af den polarimetriske fase kurve på 67P opnået20. Der er store fremtidsudsigter i forbindelse med anvendelsen af de nuværende metoder i fortolkningen af observationer af solsystem objekter som helhed.

Der er fremtidsudsigter for den nuværende kombinerede eksperimentelle og teoretiske fremgangsmåde. Da det er yderst vanskeligt præcist at karakterisere tilfældige medier bestående af inhomogeniteter af sub-bølgelængde-skala, kan kontrollerede Mueller-matrix målinger tilbyde et værktøj til at hente oplysninger om volumen tæthed og partikelstørrelsesfordeling i mediet. Kvantitative inversion af disse fysiske parametre lettes ved hjælp af de nye numeriske metoder.

Disclosures

Forfatterne har intet at afsløre.

Acknowledgments

Forskning støttet af EFR'S avancerede Grant 320773. Vi takker laboratoriet for kronologi af det finske naturhistoriske museum for hjælp med prøve 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 absorption af 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