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Engineering

ग्रहों के रीगोलिथ में प्रकाश का बिखराव और अवशोषण

doi: 10.3791/59607 Published: July 1, 2019

Summary

संख्यात्मक और प्रयोगात्मक विधियों घने पैक कणों की असतत यादृच्छिक मीडिया में प्रकाश के एकाधिक प्रकीर्णन के लिए प्रस्तुत कर रहे हैं. क्षुद्रग्रह (4) वेस्टा और धूमकेतु 67P/Churyumov-Gerasimenko की टिप्पणियों की व्याख्या करने के लिए तरीकों का उपयोग किया जाता है।

Abstract

सैद्धांतिक, संख्यात्मक, और प्रयोगात्मक विधियों घने पैक सूक्ष्म कणों के स्थूल असतत यादृच्छिक मीडिया में प्रकाश के कई प्रकीर्णन के लिए प्रस्तुत कर रहे हैं. सैद्धांतिक और संख्यात्मक विधियाँ पारस्परिक लेन-देन (आर2त्2) के साथ विकिरणी अंतरण की रूपरेखा का निर्माण करती हैं। R2T2 फ़्रेमवर्क में मोंटे कार्लो ऑर्डर-ऑफ-स्कैटिंग अनुरेखण की आवश्यकता होती है, यह मानते हुए कि मौलिक स्कैटर और अवशोषक अदल-दैवीय मात्रा वाले तत्व हैं जो बेतरतीब ढंग से बड़ी संख्या में होते हैं कणों वितरित. असतत यादृच्छिक मीडिया पूरी तरह से मात्रा तत्वों के साथ पैक कर रहे हैं. गोलाकार और अगोलीय कणों के लिए, वॉल्यूम तत्वों के भीतर अन्योन्यक्रियाओं की गणना क्रमशः सुपरपोजिशन टी-मैट्रिक्स विधि (एसटीएमएम) और वॉल्यूम इंटीग्रल समीकरण विधि (VIEM) का उपयोग करके की जाती है। दोनों कण प्रकार के लिए, विभिन्न मात्रा तत्वों के बीच बातचीत बिल्कुल STMM का उपयोग कर गणना कर रहे हैं. के रूप में अनुरेखण असतत यादृच्छिक मीडिया के भीतर जगह लेता है, असंबद्ध विद्युत चुम्बकीय क्षेत्र का उपयोग कर रहे हैं, अर्थात्, मात्रा तत्वों की सुसंगत क्षेत्र बातचीत से हटा दिया जाता है. प्रयोगात्मक तरीकों गैर संपर्क, गैर विनाशकारी प्रकीर्णन माप के लिए नमूनों की ध्वनिक levitation पर आधारित हैं. levitation नमूना स्थिति और अभिविन्यास का पूरा अल्ट्रासोनिक नियंत्रण जरूरत पर जोर देता है, कि है, स्वतंत्रता के छह डिग्री. प्रकाश स्रोत एक मोनोक्रोमेटर और polarizer के साथ एक लेजर चालित सफेद प्रकाश स्रोत है. डिटेक्टर एक घूर्णन पहिया पर एक मिनी-photopliplier ट्यूब है, polarizers के साथ सुसज्जित. आर2टी2 घने पैक गोलाकार सिलिका कणों की एक मिमी पैमाने गोलाकार नमूना के लिए माप का उपयोग कर मान्य है। सत्यापन के बाद, तरीकों क्षुद्रग्रह के लिए खगोलीय टिप्पणियों की व्याख्या करने के लिए लागू कर रहे हैं (4) वेस्टा और धूमकेतु 67P/Churyumov-Gerasimenko (चित्र1) हाल ही में नासा डॉन मिशन और ESA Rosetta मिशन द्वारा दौरा किया, क्रमशः.

Introduction

क्षुद्रग्रहों, धूमकेतु नाभिक, और बड़े पैमाने पर वायुहीन सौर प्रणाली वस्तुओं ग्रहों regoliths, अलग आकार, आकार, और संरचना के कणों की ढीली परतों द्वारा कवर कर रहे हैं. इन वस्तुओं के लिए, दो सर्वव्यापी खगोलीय घटना छोटे सौर प्रावस्था कोण (सूर्य-वस्तु-observer कोण) पर मनाया जाता है। पहला, खगोलीय परिमाण पैमाने में बिखरे हुए प्रकाश की चमक शून्य प्रावस्था कोण की ओर गैर-संवदेली रूप से वृद्धि हुई है, जिसे आमतौर पर विपक्षी प्रभाव1,2कहा जाता है। दूसरा, प्रकीर्णित प्रकाश आंशिक रूप से प्रकीर्णन तल (सूर्य-ऑब्जेक्ट-ऑब्वर तल) के समानांतर ध्रुवित होता है, जिसे सामान्यतः ऋणात्मक ध्रुवण3कहते हैं। घटना देर से 19वीं सदी के बाद से विपक्ष के प्रभाव के लिए मात्रात्मक व्याख्या की कमी है और नकारात्मक ध्रुवीकरण के लिए 20वीं सदी के शुरू के बाद से किया गया है. उनकी उचित व्याख्या photometric, polarimetric की मात्रात्मक व्याख्या के लिए एक शर्त है, और वायुहीन वस्तुओं के स्पेक्ट्रोमेट्रिक टिप्पणियों, साथ ही रडार उनकी सतहों से प्रकीर्णन.

यह सुझाव दिया गया है4,5,6,7 कि एकाधिक प्रकीर्णन में सुसंगत बैकस्कैटिंग तंत्र (सीबीएम) खगोलीय परिघटनाओं के लिए कम से कम आंशिक रूप से जिम्मेदार है। सीबीएम में, आंशिक तरंगों, विपरीत क्रम में एक ही scatterers के साथ बातचीत, हमेशा सटीक backscattering दिशा में रचनात्मक हस्तक्षेप. यह पारस्परिक तरंगों के संयोगी प्रकाशिक पथों के कारण होता है। अन्य दिशाओं में, हस्तक्षेप विनाशकारी से रचनात्मक करने के लिए भिन्न होता है। कणों के एक असतत यादृच्छिक माध्यम के भीतर विन्यास औसत बढ़ाया backscattering में परिणाम. रैखिक ध्रुवीकरण के लिए के रूप में, सीबीएम चयनात्मक है और सकारात्मक polarizing एकल scatterers के मामले में नकारात्मक ध्रुवीकरण में परिणाम, एकल प्रकीर्णन में एक आम विशेषता (cf. Rayleigh प्रकीर्णन, फ्रेनल प्रतिबिंब).

सूक्ष्म कणों के स्थूल यादृच्छिक माध्यम में विद्युत चुम्बकीय तरंगों (प्रकाश) के बिखराव और अवशोषण ने ग्रहों के खगोल भौतिकी8,9 में एक खुली अभिकलनीय समस्या उत्पन्न कर दीहै। जैसा कि ऊपर दिखाया गया है, इसके परिणामस्वरूप सौर मंडल की वस्तुओं के भू-आधारित तथा अंतरिक्ष-आधारित प्रेक्षणों की व्याख्या करने के लिए मात्रात्मक व्युत्क्रम विधियों का अभाव हुआ है। वर्तमान पांडुलिपि में, प्रेक्षणों और उनके मॉडलिंग के बीच के अंतर को पाटने के लिए उपन्यास विधियों को प्रस्तुत किया जाता है।

एक नियंत्रित स्थिति और अभिविन्यास (स्वतंत्रता के छह डिग्री) में एक छोटे कण नमूने द्वारा प्रकीर्णन का प्रायोगिक माप खुला रहा है। एकल कणों के लिए बिखरने विशेषताओं पहले माप मात्रा के माध्यम से एक कण प्रवाह शुरू करने से आकार, आकार, और अभिविन्यास वितरण10 पर कलाकारों की टुकड़ी औसत के रूप में मापा गया है। उत्तोलन में एकल कणों के लिए तितर बितर करने की विशेषताओं का उपयोग किया गया है , उदाहरण के लिए, इलेक्ट्रोडायनामिक उत्तोलन11 और ऑप्टिकल टमका12,13,14. वर्तमान पांडुलिपि में, नमूना स्थिति और अभिविन्यास के पूर्ण नियंत्रण के साथ अल्ट्रासोनिक levitation पर आधारित एक उपन्यास प्रयोगात्मक विधि15की पेशकश की है.

वर्तमान पांडुलिपि यूरोपीय अनुसंधान परिषद (ईआरसी) द्वारा 2013-2018 में पांच साल के लिए वित्त पोषित एक परियोजना के निष्कर्षों को संक्षेप में प्रस्तुत करती है: ParticuLate मीडिया (SAEMPL, ईआरसी उन्नत अनुदान) में इलेक्ट्रोमैग्नेटिक तरंगों के तितर बितर और अवशोषण। SAEMPL अपने तीन मुख्य लक्ष्यों को पूरा करने में सफल रहा: पहला, उपन्यास संख्यात्मक मोंटे कार्लो तरीकों घने पैक कणों16,17,18के असतत यादृच्छिक मीडिया द्वारा कई प्रकीर्णन के लिए प्राप्त किया गया; दूसरा, उपन्यास प्रयोगात्मक इंस्ट्रूमेंटेशन विकसित किया गया था और लेविटेशन15में सत्यापन नमूनों के नियंत्रित प्रयोगशाला माप के लिए निर्माण किया गया था; तीसरा, खगोलीय प्रेक्षणों की व्याख्या करने के लिए संख्यात्मक और प्रायोगिक विधियोंकाप्रयोगकियागया।

इसके बाद, माप के लिए प्रयोगात्मक प्रकीर्णन पाइपलाइन, संगत अभिकलन पाइपलाइन, साथ ही अनुप्रयोग पाइपलाइनों के उपयोग के लिए प्रोटोकॉल का विस्तार से वर्णन किया गया है। संगणकीय पाइपलाइन कणों की परिमित प्रणालियों के मामले में asymptotically सटीक गणना के लिए सॉफ्टवेयर के होते हैं (सुपरपोजिशन टी-मैट्रिक्स विधि STMM21 और वॉल्यूम इंटीग्रल समीकरण विधि VIEM22) और अनुमानित कई बिखरने के तरीकों का उपयोग कर कणों के asymptotically अनंत असतत यादृच्छिक मीडिया के लिए गणना (SIRIS23,24, सुसंगत Backscattering आरटी-सीबी8के साथ रेडियल स्थानांतरण,9, और पारस्परिक लेन-देन के साथ विकिरणी अंतरण R2T216,17,18) . प्रयोगात्मक पाइपलाइन में नमूनों की तैयारी, भंडारण, और उपयोग, माप मात्रा में उनके उत्तिकारण, और अलग-अलग पोलर के साथ प्रकीर्णन कोण की सीमा के पार वास्तविक प्रकीर्णन माप प्रदर्शन शामिल हैं। कॉन्फ़िगरेशन. आवेदन पाइप लाइन खगोलीय टिप्पणियों या प्रयोगात्मक माप की व्याख्या करने के क्रम में गणना और प्रयोगात्मक पाइपलाइनों के उपयोग से संबंधित है।

Protocol

1. प्रकाश प्रकीर्णन माप

  1. माप के लिए स्कैटरमीटर की स्थापना (चित्र 2)
    1. शुरू करने के लिए, प्रकाश स्रोत, फोटो-मल्टीप्लायर ट्यूब (पीएमटी), और एम्पलीफायरों पर मोड़ द्वारा स्कैटरमीटर की स्थापना की। 30 मिनट के लिए स्थिर करने के लिए सिस्टम की अनुमति दें.
    2. संरेखित करें और pinholes के साथ घटना बीम केंद्र. दो pinholes घूर्णन ब्रेडबोर्ड पर पूर्व मापा अंक पर संलग्न हैं, 180 डिग्री के अलावा और एक ही त्रिज्या पर. पहले pinhole पर बीम केंद्र और अपने कोण को समायोजित इस तरह है कि प्रकाश भी दूसरे pinhole के माध्यम से प्रवेश करती है.
  2. ध्वनिक नमूना levitator की स्थापना
    1. अगला, levitator के केंद्र में माइक्रोफोन डालने और अंशांकन स्क्रिप्ट चल रहा द्वारा ध्वनिक नमूना levitator की स्थापना की.
    2. ड्राइविंग वोल्टेज के एक समारोह के रूप में इरादा levitation स्थान में प्रत्येक सरणी तत्व के लिए ध्वनिक दबाव को मापने के द्वारा चरणबद्ध सरणी ध्वनिक levitator कैलिब्रेट. सरणी चैनलों के बीच अंतर के लिए क्षतिपूर्ति करने के लिए इस अंशांकन का उपयोग करें। बीम में और दो दर्पण के साथ बनाई गई एक सीधा बीम में अपनी छाया केंद्रद्वारा अंशांकन माइक्रोफोन स्थिति.
    3. सरणी है कि एक असममित ध्वनिक जाल बनाने के लिए और संकेत पीढ़ी इलेक्ट्रॉनिक्स के लिए उन्हें आपूर्ति के लिए ड्राइविंग मापदंडों की गणना. यह Gor'kov क्षमता25 को कम करने और लेविटेशन स्थान में दबाव gradients संरेखित करके पूरा किया है.
    4. फिर, एक खाली levitator के साथ एक माप स्वीप करें. स्वीप परिवेश प्रकाश, आसपास से प्रतिबिंब, या बिजली के शोर से उत्पन्न किसी भी संकेत का पता चलता है.
  3. नमूना हैंडलिंग, सम्मिलन, और माप
    1. एक बार स्थापित, ध्वनिक levitator में नमूना इंजेक्ट करने के लिए एक ध्वनिक पारदर्शी जाल चम्मच का उपयोग करें.
    2. एक वीडियो कैमरा और उच्च आवर्धन प्रकाशिकी का उपयोग करना, अभिविन्यास और पहले और बिखरने माप के बाद नमूने की स्थिरता का निरीक्षण.
    3. शक्ति और ध्वनिक जाल की विषमता अधिकतम नमूना स्थिरता के लिए अनुकूलित कर रहे हैं. नतीजतन, ध्वनिक शक्ति के रूप में संभव के रूप में कम सेट है.
    4. यदि नमूना असममित है, तो इसकी आकृति के बारे में जानकारी प्राप्त करने के लिए उसे अनुलंब अक्ष के चारों ओर घुमाएँ. धीरे धीरे ध्वनिक जाल के संरेखण को बदलने के द्वारा रोटेशन प्रदर्शन करते हैं। इमेजिंग करते समय, छवि की गुणवत्ता में सुधार करने के लिए अतिरिक्त रोशनी लागू करें।
    5. इसके बाद, बाह्य प्रकाश को अवरोधित करने के लिए माप कक्ष को बंद करें.
    6. कंप्यूटर इंटरफ़ेस का उपयोग करके, नमूने के ओरिएंटेशन, साथ ही कोणीय रिज़ॉल्यूशन और माप की श्रेणी का चयन करें. आने वाली और बिखरे हुए प्रकाश रैखिक polarizers, जो motorized हैं द्वारा फ़िल्टर कर रहे हैं.
    7. स्वचालित माप स्वीप चलाएँ. यह (क्षैतिज, क्षैतिज), (क्षैतिज, ऊर्ध्वाधर), (विपरीत, ऊर्ध्वाधर), और (विपरीत, क्षैतिज) के polarizer अभिविन्यास के साथ प्रत्येक कोण के लिए चार अंक को मापने जाएगा।
    8. outliers को खत्म करने के लिए प्रत्येक स्वीप तीन बार दोहराएँ. असममित नमूने के लिए, अलग नमूना अभिविन्यास पर माप दोहराएँ.
    9. ध्वनिक क्षेत्र बंद करने और ध्वनिक पारदर्शी कपड़े पर नमूना गिरावट दे द्वारा माप के बाद नमूना ठीक. फिर, परिवेश प्रकाश की स्थिति के कारण किसी भी संभव बहती का पता लगाने के लिए खाली levitator के साथ एक और माप स्वीप निष्पादित.
    10. समाप्त होने पर, डेटा सहेजें. विभिन्न polarizations1 पर तीव्रता के रैखिक संयोजन के माध्यम से प्रत्येक कोण के लिए Mueller मैट्रिक्स तत्वों की गणना करने के लिए डेटा का विश्लेषण

2. एमएम के आकार के घने पैक गोलाकार मीडिया गोलाकार कणों से मिलकर मॉडलिंग

  1. मॉडलिंग शुरू करने के लिए, सीएससी में कनेक्ट करने के लिए SSH पहुँच का उपयोग करें - विज्ञान लिमिटेड के क्लस्टर, Taito के लिए आईटी केंद्र।  डाउनलोड करें और compile.sh bashचलाने के द्वारा Taito के लिए preconfigured रहे हैं जो आवश्यक कार्यक्रमों के सभी संकलन.
  2. सीडी $WRKDIRनिष्पादित करके कार्य निर्देशिका में ले जाएँ।
  3. git के साथ स्रोतों फ़ाइलों को डाउनलोड करें (git क्लोन git]bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol2.git protocol2).
  4. नव निर्मित निर्देशिका सीडी प्रोटोकॉल2में ले जाएँ।
  5. डाउनलोड करें और Bashcompile.sh, जो Taito के लिए preconfigured हैं चल रहा है द्वारा आवश्यक कार्यक्रमों संकलन.
  6. इसके बाद, पाठ संपादक नैनो खोलें और किसी एकल स्कैटर, वॉल्यूम तत्व, और अध्ययन किए गए नमूने के लिए पैरामीटर सेट करें फ़ाइल PARAMSको संशोधित करके अध्ययन किए गए नमूने से मेल खाते हैं।
  7. फिर, एक कमांड bash run.sh को निष्पादित करके पाइपलाइन चलाएँ। समाप्त होने पर, अंतिम.outके रूप में अस्थायी फ़ोल्डर में नमूने का पूरा म्यूएलर मैट्रिक्स लिखें।

3. क्षुद्रग्रह के लिए परावर्तक स्पेक्ट्रम की व्याख्या (4) वेस्टा

  1. हावर्डाइट के लिए जटिल अपवर्तक सूचकांकों को प्राप्त करना.
    1. डाउनलोड SIRIS4 (git क्लोन git]bitbucket.org:planetarysystemresearch/siris4.2.git).
    2. src-फ़ोल्डर में बनाने के निष्पादन द्वारा संकलित करें। निष्पादन योग्य siris42 का नाम बदलें siris4|
    3. mainGo.f90में, परिवर्तन लाइन 395 करने के लिए r0 $0.05 * rmax * वर्ग (ran2). निष्पादन करके संकलित करें
    4. "git क्लोन git]bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol4a.git" को क्रियान्वित करके आवश्यक MATLAB स्क्रिप्ट डाउनलोड करें।
    5. चरण 3.1.2 में बनाए गए निष्पादन योग्य फ़ाइलों की प्रतिलिपि बनाएँ। और 3.1.3. JoVEOptimize-फ़ोल्डर के लिए.
    6. जोवेऑप्टिमाइज़ फ़ोल्डर पर जाएँ.
    7. input1.in फाइल में, हॉवर्डाइट कण आकार के लिए त्रिज्या को 30 डिग्री सेल्सियस पर सेट करें, और अपवर्तक सूचकांक के वास्तविक भाग को 1ण्8 तक ठीक करें। input2.in फ़ाइल में, त्रिज्या को 15,000 डिग्री मी पर सेट करें.
    8. अपवर्तक सूचकांकों के काल्पनिक भाग के लिए ऊपरी और निचले सीमाओं का अनुमान लगाएँ और उन्हें दो अलग-अलग फाइलों में बचाएं। कोड bisectioning विधि का उपयोग करता है और प्रारंभिक बिंदु के रूप में इन मानों का उपयोग करता है.
    9. ऑप्टिमाइज़करें फ़ाइल में, अपवर्तक सूचकांकों के काल्पनिक भाग के ऊपरी और निचले भाग की फ़ाइल नाम और हावर्डाइट पाउडर के मापे गए परावर्तक स्पेक्ट्रम का फ़ाइल नाम सेट करें. तरंगदैर्घ्य श्रेणी को 0ण्05ण्5उ के साथ 0ण्05ण्5 उ तक सेट की गई है।
    10. हॉवर्डाइट के लिए जटिल अपवर्तक सूचकांकों को प्राप्त करने के लिए मैटलैब में ऑप्टिमाइज़करें को चलाएँ (चित्र 3देखें)। सबसे पहले, कोड 30-$m आकार (त्रिज्या) हावर्डाइट कणों के लिए बिखरने गुण की गणना करता है, और फिर एक 15,000-$m आकार (त्रिज्या) मात्रा के अंदर फैलाना scatterers के रूप में इन कणों का उपयोग करता है. इन चरणों को प्रत्येक तरंगदैर्ध्य के लिए दोहराया जाता है जब तक कि अभिकलित परावर्तकता मापित परावर्तकता से मेल नहीं खाती।
  2. वेस्ता के परावर्तक स्पेक्ट्रम मॉडलिंग.
    1. SIRIS4 का उपयोग करके हावर्डाइट कणों के प्रकीर्णन गुणों की गणना
      1. पहले इनपुट-फ़ाइल और पी-मैट्रिक्स-फ़ाइल के साथ एक ही फ़ोल्डर में siris4 निष्पादन योग्य फ़ाइल ले जाकर हावर्डाइट कणों के प्रकीर्णन गुणों की गणना करने के लिए SIRIS4 का उपयोग करें।  उसके बाद, परीक्षण-फ़ोल्डर से input$1.in और pmatrix$1.in की प्रतिलिपि बनाएँ.
      2. input$1.inमें, किरणों की संख्या को 2 मिलियन तक सेट करें, प्रतिदर्श कणों की संख्या 1000 तक, त्रिज्या का मानक विचलन 0.17 तक, और सहसंबंध फलन का पावर-कानून सूचकांक 3 पर सेट करें। फिर, अपवर्तक अनुक्रमणिका के वास्तविक भाग को 1ण्8 पर सेट करें तथा पाठ प्रोटोकॉल में वर्णित अपवर्तक अनुक्रमणिका के काल्पनिक भाग का उपयोग करें।
      3. इसके बाद, 10 माइक्रोन के एक नमूना चरण के साथ व्यास में 10 से 200 माइक्रोन की एक आकार सीमा का उपयोग करके 0.4 से 2.5 माइक्रोन तक प्रत्येक तरंगदैर्ध्य के लिए यहां दिखाए गए आदेश को निष्पादित करके SIRIS4 चलाएं।
      4. इसके बाद, प्रत्येक परिकलित प्रकीर्णन चरण मैट्रिक्स P को pmatrix$x.in फ़ाइल में सहेजें.  फ़ाइल नाम में x तरंगदैर्ध्य संख्या का वर्णन करता है और प्रत्येक कण आकार के लिए 1 से 43 तक होता है। फाइल में प्रकीर्णन कोण के साथ-साथ प्रकीर्णन मैट्रिक्स तत्व े ेे े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े े
    2. 3.2 के सूचकांक के साथ एक शक्ति-कानून आकार वितरण पर प्राप्त प्रकीर्णन matrices, एकल-स्कैटिंग albedos, और माध्य-मुक्त पथ का औसत 19 , 24.
      1. प्रत्येक फ़ोल्डर एक कण आकार का प्रतिनिधित्व करता है और सभी तरंगदैर्ध्य के लिए गणना पी-मैट्रिक्स शामिल हैं ताकि फ़ोल्डर्स में pmatrix-फ़ाइलोंको ले जाएँ। फ़ोल्डरको नाम फोल्ड1, fold2,..., foldN, जहाँ छ कण आकारों की संख्या है।
      2. प्रकीर्णन तथा विलुप्ति क्षमता ुशश तथा ुएक्सटतथा सम-प्रक्षेपित क्षेत्र-मंडल त्रिज्या मान त ः आउटपुटQ-फ़ाइलों से एक फाइल में, Qscas.datमेंलिखिए।
      3. चरण 3.1.4 में डाउनलोड किया गया था जो JoVEAverage फ़ोल्डर पर जाएँ।
      4. फ़ोल्डर और Qscas.dat AvgPowerLaw.mके साथ एक ही फ़ोल्डर में ले जाएँ।
      5. MATLAB में AvgPowerLaw.m चलाएँ. कोड औसत प्रकीर्णन matrices, एकल-स्कैटिंग albedos की गणना करता है, और सूचकांक 3.2 के साथ एक शक्ति कानून आकार वितरण पर मुक्त पथ लंबाई मतलब है।
    3. SIRIS4 का उपयोग करके वेस्टा के अंतिम स्पेक्ट्रम की गणना
      1. 1 के अपवर्तक सूचकांक के साथ वेस्टा-आकार के वॉल्यूम के अंदर विसरा स्कैटर का उपयोग करें। इनपुट-फ़ाइल में, औसत एकल-स्कैटिंग एल्बेडो का उपयोग करें और आंतरिक स्कैटर के लिए मुक्त पथ लंबाई का अर्थ है।
      2. अगला, यहाँ दिखाए गए आदेश को निष्पादित करके प्रत्येक तरंगदैर्ध्य पर SIRIS4 चलाएँ, जहाँ X तरंगदैर्ध्य है. कोड आंतरिक फैलाना scatterers के लिए अपने इनपुट के रूप में औसत प्रकीर्णन matrices पढ़ता है.
      3. 17.4 डिग्री चरण कोण पर पूर्ण परावर्तकता का अध्ययन करें।
      4. नासा ग्रहों डेटा सिस्टम26से 17.4 डिग्री चरण कोण पर वेस्टा मनाया स्पेक्ट्रम प्राप्त करें।
      5. स्केल वेस्टा ने 0.55 माइक्रोन27पर 0.42327 के ज्यामितीय एल्बेडो मान को स्पेक्ट्रा का अवलोकन किया। 17.4 डिग्री करने के लिए प्राप्त करने के लिए, स्केल स्पेक्ट्रम28पर 0.491 का एक कारक लागू होते हैं। संपूर्ण तरंगदैर्घ्य श्रेणी में मॉडलऔर प्रेक्षित स्पेक्ट्रम दोनों की तुलना की जासकती है।

4. फोटोमेट्रिक और पोलेरिमेट्रिक मॉडलिंग की (4) वेस्टा

  1. Voronoi के आकार का हावर्डाइट कणों युक्त मात्रा तत्वों के लिए कम्प्यूटिंग प्रकीर्णन गुण
    1. सीएससी में कनेक्ट - विज्ञान लिमिटेड के क्लस्टर Taito के लिए आईटी केंद्र SSH का उपयोग के माध्यम से.
    2. सीडी $WRKDIRनिष्पादित करके कार्य निर्देशिका में ले जाएँ।
    3. स्रोत फ़ाइलें डाउनलोड करें (git क्लोन git]bitbucket.org:planetarysystemresearch/Jvie]t$matrix.git).
    4. -फ़ोल्डर में बनाने को निष्पादित करके संकलित करें।
    5. मात्रा तत्वों है कि Voronoi के आकार का हावर्डाइट कणों होते हैं एक MATLAB-कोड voronoi-element.mका उपयोग करके उत्पन्न करें। वोरोनोई-एलिमेंट.एम में, तरंगदैर्ध्य को 0.45 डिग्री सेल्सियस, एन-एलेम्स को 128, आकार पैरामीटर (एलेम-का) को 10, पावर-लॉ इंडेक्स को 3, न्यूनतम कण त्रिज्या 0.143 डिग्री, अधिकतम कण त्रिज्या को 0.35 डिग्री, 30% तक पैकिंग घनत्व, और व्युत्पन्न जटिल अभिवर्तक सूचकांक का उपयोग करें। हावर्डाइट के लिए.
    6. MATLAB में voronoi[element.m चलाएँ]. कोड बिजली कानून आकार वितरण का उपयोग कर अलग Voronoi-कण प्रतीति के साथ मात्रा-तत्वों के लिए 128 जाल-फ़ाइलें उत्पन्न करता है।
    7. JVIE का उपयोग करके जनरेट किए गए वॉल्यूम-तत्वों के लिए T-matrices की गणना करें. runarray[JVIE]T.shमें, array$1-128 सेट करें. पैरामाटर्स k हैं - 13.962634, जाल 4.1.6 में उत्पन्न जाल का नाम, T$out ] आउटपुट T-मैट्रिक्स का नाम, T$matrix ] 1, और elem[ka ] 10.
    8. Sbatch runarray[JVIE]T.shको निष्पादित करके JVIE चलाएँ|
    9. JVIE कोड के साथ परिकलित T-matrices से औसत प्रकीर्णन गुण की गणना करें। जहाँ परिकलित T-matrices हैं एक ही फ़ोल्डर में ./मल्टी]T -N$Tin 128 निष्पादित करें। कोड में औसत असंबद्ध Mueller मैट्रिक्स लिखता है और पार वर्गों और output.txt में albedo.
  2. आरटी-सीबी गणना
    1. git के साथ स्रोतों फ़ाइलों को डाउनलोड करके शुरू (git क्लोन git]bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol4b.git protocol4b) और डाउनलोड की गई निर्देशिका प्रोटोकॉल4bमें फ़ाइलों को स्थानांतरित करें।
    2. अगला, डाउनलोड करने और bash compile.shचल रहा है द्वारा आवश्यक कार्यक्रमों के सभी संकलन।
    3. तैयार होने पर, औसत इनपुट प्रकीर्णन मैट्रिक्स (चरण 3.2.2.5) के साथ-साथ आयाम प्रकीर्णन मैट्रिक्स (चरण 4.1.9) को वर्तमान कार्य निर्देशिका में कॉपी करें।
    4. अगला, पाठ संपादक, नैनो खोलें, और इच्छित पैरामीटर सेट करने के लिए फ़ाइल PARAMS संशोधित करें।
    5. run.sh बैशनिष्पादित करके पाइप लाइन चलाएँ. फिर, पूर्ण म्यूएलर मैट्रिक्स अस्थायी फ़ोल्डर में rtcb.outके रूप में लिखें।

5. धूमकेतु 67P/Churyumov-Gerasimenko के लिए टिप्पणियों की व्याख्या.

  1. तेजी से अध्यारोपण के साथ असंगत मात्रा तत्वों की गणना कार्बनिक और कण अनाज के लिए टीमैट्रिक्स विधि (FaSTMM)
    1. Execute ./incoherent]input -lambda 0.649 -m]r 2.0 -m]i 0.2 -घनत्व 0.3 -lowB 0.075 -upB 0.125 -npower 3 -S$outpmatrix]org.dat.
    2. Execute ./incoherent$input -lambda 0.649 -m]r 1.6 -m]i 0.0001 -घनत्व 0.0375 -lowB 0.6 -upB 1.3 -npower 3 -S$out pmatrix]sil.dat.
  2. औसत असंबद्ध म्यूएलर मैट्रिक्स की गणना (pmatrix.in), albedo (albedo), मतलब मुक्त पथ (mfp), और सुसंगत प्रभावी अपवर्तक सूचकांक (m]eff)
    1. मैटलैब चलाएँ। आदेश लिखें:
      Sorg[load('pmatrix]org.dat');
      Sil[load('pmatrix]sil.dat');
      S ] (Sorg+Ssil)/2; save('pmatrix.in','S','-ascii');
      Csca ] (Csca]sil + Csca]org)/2;
      Cext ] (Cext]sil + Cext]org)/2;
      albedo [ Csca/Cext;
      mfp ] Vol/Cext;

      जहां Csca-org और Cext-org असंबद्ध प्रकीर्णन और विलुप्त होने के चरण 5.1.2 से पार वर्गों रहे हैं, और Csca-sil और Cext-sil चरण 5.1.3 से असंबद्ध प्रकीर्णन और विलुप्त होने पार वर्गों रहे हैं.
    2. जहाँ वॉल्यूम तत्व की त्रिज्या है m$eff प्राप्त करने के लिए आदेश पंक्ति में ./m]eff (Csca, r) चलाएँ।
  3. कोमा कणों के लिए कम्प्यूटिंग प्रकीर्णन गुण।
    1. चरण 5.2.1 और 5.2.2 (यानी, albedo, mfp, m$eff input.in फ़ाइल में) से मान सेट करें।
    2. input.in फ़ाइल में सहसंबंध लंबाई 3.5 करने के लिए पावर-कानून अनुक्रमणिका सेट करें।
    3. 5 डिग्री से 100 डिग्री मीटर तक के कण आकार के लिए 5 $m से 100 डिग्री तक के कण आकार के लिए SIRIS4 सॉल्वर (./siris4 input.in pmatrix.in) चलाएँ 5 के एक चरण का उपयोग कर।
    4. SIRIS4 सॉल्वर से कोमा चरण फ़ंक्शन आउटपुट।
  4. केंद्रक के परिकलन प्रकीर्णन गुण
    1. MATLAB में शुरू करें और SIRIS4 सॉल्वर से कोमा चरण कार्यों (चरण 5.3.4) की गणना करने के बाद सूचकांक -3 के पावर-लॉ आकार वितरण पर परिणामों का औसत करने के लिए औसत नियमित पावरलॉ-ave.m चलाएँ। अपेक्षित नेमी आउटपुट pmatrix2.in, एल्बेडो, और माध्य मुक्त पथ हैं।
    2. अगला, outputs, albedo और मतलब मुक्त पथ से परिणाम सेट, input.in फ़ाइल में.
    3. आकार को 1 बिलियन तक सेट करें, और आकृति के लिए सहसंबंध फ़ंक्शन का पावर-कानून अनुक्रमणिका 2.5. उसके बाद, नाभिक चरण फ़ंक्शन प्राप्त करने के लिए यहाँ दिखाए गए आदेश पंक्ति का उपयोग कर SIRIS4 चलाएँ।

Representative Results

हमारे प्रयोग के लिए, एक समग्र नाममात्र के घनी पैक वाले $ 0.5 मीटर गोलाकार SiO2 कणों का चयन किया गया था29,30 और आगे पॉलिश, एक गोलाकार आकार अनुमानित करने के लिए, जिसके बाद यह द्वारा विशेषता थी इसके आयामों का आकलन और मापना (चित्र 4) लगभग गोलाकार कुल 1.16 मिमी और 0.47 की एक मात्रा घनत्व का एक व्यास था. प्रकाश प्रकीर्णन चरण 1 के अनुसार मापा गया था। बीम को गाऊसी स्पेक्ट्रम के साथ 488 डिग्री 5 एनएम तक फ़िल्टर किया गया था। माप तीन sweeps से औसत था और खाली levitator संकेत परिणाम से घटाया गया था.

चार अलग-अलग ध्रुवीकरण विन्यास की तीव्रता से, हम चरण समारोह की गणना, unpolarized घटना प्रकाश के लिए रैखिक ध्रुवीकरण की डिग्री -एम12/ 22 /एम 11, चरण कोण के एक समारोह के रूप में (चित्र 5, चित्र 6, चित्र 7) । हमारे माप का एक ज्ञात व्यवस्थित त्रुटि स्रोत रैखिक polarizers के विलुप्त होने अनुपात है, जो 300:1 है. इस नमूने के लिए, तथापि, पर्याप्त है कि लीक polarized प्रकाश का पता लगाने की सीमा से नीचे है.

संख्यात्मक मॉडलिंग में लिपियों द्वारा कई सॉफ्टवेयर आपस में जुड़े होते हैं जो प्रयोक्ता द्वारा दिए गए पैरामीटरों के अनुसार सूचना प्रवाह को संभालते हैं। स्क्रिप्ट और सॉफ्टवेयर सीएससी पर काम करने के लिए preconfigured हैं - विज्ञान लिमिटेड के Taito क्लस्टर के लिए आईटी केंद्र, और उपयोगकर्ता स्क्रिप्ट को संशोधित करने और खुद को बनाने के लिए अन्य प्लेटफार्मों पर काम करने के लिए मॉडलिंग उपकरण प्राप्त करने की जरूरत है. उपकरण STMM सॉल्वर20चलाने से शुरू होता है, जो मात्रा-तत्व विशेषताओं की गणना करता है जैसा कि वीज़-एनन एट अल18द्वारा वर्णित है। उसके बाद, प्रकीर्णन और अवशोषण अभिलक्षणों की मात्रा तत्व का उपयोग दो भिन्न सॉफ्टवेयर के लिए इनपुट के रूप में किया जाता है। एमई-स्कैटिंग सॉल्वर का उपयोग आयतन के सुसंगत प्रकीर्णन क्रॉस सेक्शन का मिलान करके प्रभावी अपवर्तक सूचकांक को समान आकार20के एमई गोले से मिलाकर किया जाता है। फिर समुच्चय को एक विसरित स्कैटर के रूप में और कुल की सतह पर प्रभावी अपवर्तक सूचकांक के साथ वॉल्यूम तत्व के साथ SIRIS4 सॉफ्टवेयर चलाकर मॉडलिंग की जाती है। सुसंगत backscattering घटक अलग से जोड़ा जाता है क्योंकि वहाँ कोई सॉफ्टवेयर है कि प्रभावी अपवर्तक माध्यम और सुसंगत backscattering एक साथ इलाज कर सकते हैं. वर्तमान में, आरटी-सीबी प्रभावी अपवर्तक माध्यम के लिए लेखांकन करने में असमर्थ है, जबकि SIRIS4 सुसंगत बैकस्कैटिंग के लिए लेखांकन करने में असमर्थ है। तथापि, सुसंगत बैकस्कैटिंग को SIRIS423मेंजोड़ा जाता है,24 परिणामलों को प्रकीर्णन चरण मैट्रिक्स अपघटन सॉफ्टवेयर PMDEC के माध्यम से वॉल्यूम-तत्व प्रकीर्णन विशेषताओं को चलाकर लगभग परिणाम दिया जाता है जो व्युत्पन्न होता है शुद्ध म्यूएलर और जोन्स matrices RT-CB9के लिए आवश्यक | सुसंगत backscattering घटक तो RT-CB के परिणामों से विकिरणहस्तांतरण घटक घटाकर निकाला जाता है. उसके बाद, निकाले गए सुसंगत backsscattering घटक SIRIS4 से प्राप्त परिणामों के लिए जोड़ा जाता है।

हम संख्यात्मक रूप से मिमी के आकार के गुण (त्रिज्या 580 डिग्री मी) SiO 2 चरण2 का पालन करके कुल। हमने दो प्रकार के आयतन तत्वों का उपयोग किया, जिनमें से एक नाममात्र के समसाइज कणों (0ण्25 ़़) से मिलकर बनता है तथा दूसरा जिसमें सामान्य रूप से वितरित (माध्य 0ण्25 उ, मानक विचलन 0ण्1 उ) कण 0ण्1-0ण्2525 उ की श्रेणी तक क्रमीकृत होते हैं। कणों का वितरण इस तथ्य पर आधारित है कि अनिवार्य रूप से दिए गए नाममात्र के कण आकार वाले सभी सिओ2 नमूनों में छोटे कणों का एक महत्वपूर्ण विदेशी वितरण भीहोताहै . कुल मिलाकर, आकार किR0के 128 आयतन तत्व 128 आवर्ती बक्सों से बनाए गए थे जिनमें लगभग 10,000 कण थे जो आयतन घनत्व v$47 % प्रत्येक से पैक किए गए थे। पदार्थ के विनिर्देशों से, हम द े 1ण्463 ़ ़ ़ ़ ़ 0ण्488 उ की तरंगदैर्घ्य पर हैं, जो माप में प्रयुक्त तरंगदैर्घ्य है।

SIRIS4 के साथ, 100,000 समुच्चय के प्रकीर्णन गुण, 580 डिग्री की त्रिज्या के साथ, 5.8 डिग्री उ के मानक विचलन, और सहसंबंध फ़ंक्शन 2 के पावर-लॉ इंडेक्स के साथ, हल और औसत थे। ये परिणाम प्लॉट किए गए हैं (देखें चित्र 5, चित्र 6 , चित्र 7) प्रयोगात्मक माप के साथ, और प्रभावी माध्यम के बिना एक अतिरिक्त सिमुलेशन। कण वितरण के दोनों विकल्प मापित प्रावस्था फलन से मेल खाते हैं (चित्र 5देखें ) यद्यपि इसके परिणामस्वरूप भिन्न ध्रुवण विशेषताएँ उत्पन्न होती हैं जैसा कि चित्र 6में देखा गया है . इन मतभेदों के नमूने में कणों के अंतर्निहित वितरण की पहचान करने के लिए इस्तेमाल किया जा सकता है। समआकारित कणों के स्थान पर छोटा सामान्य वितरण का उपयोग करने का सर्वोत्तम विकल्प है (चित्र 6देखें)। यदि केवल सामान्यीकृत प्रावस्था प्रकार्यों का उपयोग किया जाए तो अंतर्निहित वितरण अविवेच्य होते हैं (चित्र 5, चित्र 6, चित्र 7की तुलना में). depolarization के लिए चित्र 7 में, संख्यात्मक परिणाम मापा वक्र के समान सुविधाओं है, लेकिन कार्यों द्वारा स्थानांतरित कर रहे हैं 10 " backscattering दिशा में. प्रभावी अपवर्तक सूचकांक सकारात्मक रूप से उन परिणामों को सही करता है जो प्रभावी माध्यम के साथ और उसके बिना प्राप्त सिमुलेशन से देखे जाते हैं (चित्र 5, चित्र 6, चित्र 7देखें )। ध्रुवण में अंतर (चित्र 6) यह दर्शाता है कि नमूने में संभवतः हमारे सजातीय मॉडल की तुलना में अधिक जटिल संरचना (उदा., एक पृथक मेंटल और कोर) है। तथापि, यह समग्र की वास्तविक संरचना को पुनः प्राप्त करने के लिए नमूना अभिलक्षणन के लिए मौजूदा सूक्ष्म विधियों से परे है। सुसंगत backscattering परिणामों के लिए अलग से जोड़ा गया था. माप दिखाई तीव्रता कील की कमी backscattering कोण पर मनाया, लेकिन रैखिक ध्रुवीकरण की डिग्री 0-30 के बीच अधिक नकारात्मक है जो सुसंगत backscattering के बिना उत्पादन नहीं किया जा सकता है (के साथ "वितरण" "कोई cb", देखें चित्र 5, चित्र 6, चित्र 7) )

सौर प्रणाली अनुप्रयोगों के लिए, हम मनाया Vesta स्पेक्ट्रम और निम्नलिखित प्रोटोकॉल 3 द्वारा प्राप्त मॉडलिंग स्पेक्ट्रम की तुलना में. परिणाम चित्र 3 और चित्र ासाकीय 8 में दर्शाए गए हैं और उनका सुझाव है कि हावर्डाइट कण, जिनमें से 75% से अधिक कण का आकार 25 डिग्री मीटर से छोटा होता है, वेस्ता के रीगोलिथ पर हावी होता है। हालांकि समग्र मैच काफी संतोषजनक है, मॉडलिंग की और मनाया स्पेक्ट्रम थोड़ा अलग: मॉडल स्पेक्ट्रम के अवशोषण बैंड केन्द्रों अब तरंगदैर्ध्य के लिए स्थानांतरित कर रहे हैं, और वर्णक्रमीय minima और maxima के रूप में मनाया की तुलना में उथले हो जाते हैं स्पेक्ट्रा. मिनिमा और मैक्सिमा में अंतर तथ्य यह है कि regolith कणों के बीच आपसी छाया प्रभाव के लिए जिम्मेदार नहीं किया गया है द्वारा समझाया जा सकता है: छाया प्रभाव कम reflectances के लिए मजबूत कर रहे हैं और उच्च reflectances के लिए कमजोर और, में सापेक्ष भावना, वर्णक्रमीय minima कम हो जाएगा और जब मॉडलिंग में के लिए हिसाब वर्णक्रमीय maximia में वृद्धि होगी. इसके अलावा, हॉवर्डाइट के लिए जटिल अपवर्तक सूचकांकों का काल्पनिक हिस्सा तरंगदैर्ध्य-स्केल सतह-रफनेस को ध्यान में रखे बिना प्राप्त किया गया था, और इस प्रकार व्युत्पन्न मान वर्णक्रमीय लघुता की व्याख्या करने के लिए बहुत छोटा हो सकता है। ज्यामितीय प्रकाशिकी का उपयोग करके हमारे मॉडल में इन मूल्यों का उपयोग करते समय, मॉडलिंग स्पेक्ट्रम में बैंड गहराई भी उथले हो सकता है. इन तरंगदैर्ध्य पैमाने पर प्रभाव भी थर्मल उत्सर्जन स्पेक्ट्रम के कम अंत पूंछ से एक छोटे से योगदान के साथ अब तरंगदैर्ध्य में एक हिस्सा निभा सकता है. मतभेद भी हमारे हावर्ड नमूना और वेस्टा खनिजों की एक compositional बेमेल और मॉडल के लिए आवश्यक एक अलग कण आकार वितरण के कारण हो सकता है. अंत में, वेस्टा के रिफ्लेक्ट्रांस स्पेक्ट्रम 180-200 कश्मीर पर मनाया गया, और हमारे हावर्डकाइन नमूना कमरे के तापमान में मापा गया था. रेड्डी एट अल32 से पता चला है कि अवशोषण बैंड केन्द्रों बढ़ती तापमान के साथ अब तरंगदैर्ध्य के लिए बदलाव.

क्षुद्रग्रह के लिए फोटोमेट्रिक और पोलेरिमितीय प्रावस्था वक्र प्रेक्षण (4) वेस्टा क्रमशः गेहरेल्स33 और नासा के ग्रहीय डाटा सिस्टम के लघु निकाय नोड (http://pdssbn.astro. umd.edu/sbnhtml) से हैं। उनकी मॉडलिंग चरण 4 का अनुसरण करती है और 0ण्45 उ की तरंगदैर्घ्य पर स्पेक्ट्रोमेट्रिक मॉडलिंग से उपलब्ध कण अपवर्तक सूचकांक और आकार वितरण से शुरू होती है। इन कणों का आकार 5 डिग्री मीटर से बड़ा होता है, अर्थात तरंगदैर्ध्य से बहुत बड़ा होता है और इस प्रकार ज्यामितीय प्रकाशिकी शासन में बड़े-कण ों की संख्या होती है। चरण वक्र मॉडलिंग के लिए, घने पैक subwavelength पैमाने पर कणों की एक अतिरिक्त छोटे कण आबादी भी ऊपर स्पेक्ट्रोमेट्रिक मॉडलिंग के साथ संघर्ष से बचने के लिए भुगतान किया कारण ध्यान के साथ, शामिल है।

जटिल अपवर्तक अनुक्रमणिका 1.8+i0.000168 पर सेट किया गया है। बड़े कण और छोटे कण आबादी में प्रभावी कण आकार और एकल-स्कैटिंग एल्बेडो क्रमशः (9.385 $m, 0.791) और (0.716 डिग्री, 0.8935)। बड़े-कण और छोटे-कण मीडिया में माध्य मुक्त पथ लंबाई 16ण्39 उ और 0ण्56 उ है। बड़े कण माध्यम में 0.4 की आयतन घनत्व है, जबकि छोटे-कण माध्यम में 0ण्3 की आयतन घनत्व है। वेस्टा रीगोलिथ में बड़े कण और छोटे कण मीडिया के अंश ों को क्रमशः 99% और 1% माना जाता है, जिससे 0.815 की कुल एकल-स्कैटिंग एल्बेडो और 12.78 डिग्री मीटर की कुल औसत मुक्त पथ लंबाई होती है। चरण 4 के बाद, 0.45 डिग्री मीटर पर वेस्टा ज्यामितीय एल्बेडो अवलोकनों के साथ उचित समझौते में 0.32 हो जाता है (cf. चित्र 8 जब शून्य चरण कोण के लिए extrapolated).

चित्र 9, चित्र 10, चित्र 11 वेस्ता के लिए फोटोमेट्रिक और पोलेमितीय प्रावस्था वक्र मॉडलिंग को चित्रित करता है। फोटोमीट्रिक प्रावस्था वक्र के लिए (चित्र 10, बाएँ), RT-CB से मॉडल चरण वक्र परिमाण पैमाने पर एक रैखिक निर्भरता के साथ साथ किया गया है (स्लोप गुणांक -0.0179 पत्रिका / उच्च albedo regolith. ध्रुवीकरण की डिग्री के लिए कोई परिवर्तन नहीं किया गया है (चित्र 10, ठीक है; चित्र 11) . मॉडल सफलतापूर्वक मनाया photometric और polarimetric चरण घटता बताते हैं और 100 डिग्री के चरण कोण के पास अधिकतम ध्रुवीकरण के लिए एक यथार्थवादी भविष्यवाणी प्रदान करता है के रूप में के रूप में अच्छी तरह से छोटे चरण कोण पर विशेषताओं के लिए ;lt;3].

यह इस बात पर आघात करता है कि लघु-कण जनसंख्या का सूक्ष्म अंश प्रावस्था वक्रों की व्याख्या को पूरा करने में सक्षम है (चित्र 10, चित्र 11)। इसमें दिलचस्प मॉडलिंग पहलू शामिल हैं। पहला, जैसा कि चित्र 9 (बाएं) में दिखाया गया है, बड़े-कण और छोटे-कणों की आबादी के लिए एकल-स्कैटिंग प्रावस्था कार्य काफी समान हैं, जबकि रैखिक ध्रुवण तत्व काफी भिन्न हैं। दूसरा, आरटी-सीबी गणना में, दोनों कण आबादी सुसंगत backscattering प्रभाव के लिए योगदान. तीसरा, यथार्थवादी ध्रुवीकरण अधिकतम प्राप्त करने के लिए, वहाँ regolith में एक महत्वपूर्ण बड़े कण आबादी हो गया है (स्पेक्ट्रल मॉडलिंग के साथ समझौते में). छोटे कण और बड़े कण मीडिया के वर्तमान स्वतंत्र मिश्रण के साथ, यह बड़े कण सतहों के लिए छोटे कण योगदान का एक हिस्सा आवंटित करने के लिए संभव रहता है। हालांकि, सुसंगत backscattering प्रभाव के लिए जगह लेने के लिए और टिप्पणियों की व्याख्या करने के लिए आदेश में, यह एक छोटे कण आबादी को शामिल करने के लिए अनिवार्य है।

यूरोपीय अंतरिक्ष एजेंसी (ESA) रोसेटा मिशन धूमकेतु 67P/Churyumov-Gerasimenko के लिए एक व्यापक चरण कोण सीमा पर कोमा और नाभिक के photometric चरण समारोह को मापने के लिए एक अवसर प्रदान की बस कुछ ही घंटों के भीतर34. मापा कोमा चरण कार्यों समय और अंतरिक्ष यान के एक स्थानीय स्थिति के साथ एक मजबूत बदलाव दिखा. कोमा प्रावस्था फलन को संख्यात्मक विधियों (चरण 5 और 2) का उपयोग करते हुए उपमाइक्रोमीटर आकार के कार्बनिक और सिलिकेट कणों से बना एक कण मॉडल के साथ सफलतापूर्वक20 का मॉडल तैयार किया गया है जैसा कि चित्र 12में दर्शाया गया है। परिणाम बताते हैं कि धूमकेतु की गतिविधि और धूल के गतिशील विकास के कारण धूल का आकार वितरण कोमा में भिन्न होता है। एक-किमी आकार की वस्तु द्वारा प्रकीर्णन की मॉडलिंग करके, जिसकी सतह धूल के कणों से ढकी हुई है, हमने यह दर्शाया है किधूमकेतु के नाभिक द्वारा प्रकीर्णन उसी प्रकार के कणों के साथ हावी होता है जो कोमा में प्रकीर्णन पर भी हावी होता है (चित्र 13)।

Figure 1
चित्र 1: क्षुद्रग्रह (4) वेस्टा (बाएं) और धूमकेतु 67P/Churyumov-Gerasimenko (दाएं) क्रमशः नासा डॉन मिशन द्वारा और ESA Rosetta मिशन द्वारा दौरा किया। छवि क्रेडिट: NASA/JPL/MPS/DLR/IDA/BJrn Jnson (बाएं), ESA/Rosetta/NAVCAM (दाएं)। कृपया इस चित्र का एक बड़ा संस्करण देखने के लिए यहाँ क्लिक करें.

Figure 2
चित्र 2: प्रकाश प्रकीर्णन माप उपकरण। फोटो (ऊपर) और शीर्ष दृश्य योजनाबद्ध (नीचे) दिखा: (1) कोलाइमेटर के साथ फाइबर युग्मित प्रकाश स्रोत, (2) ध्यान केंद्रित लेंस (वैकल्पिक), (3) तरंगदैर्ध्य चयन के लिए bandpass फिल्टर, (4) बीम को आकार देने के लिए समायोज्य एपर्चर, (5) motorized रैखिक polarizer, (6) उच्च गति कैमरा, (7) उच्च आवर्धन उद्देश्य, (8) नमूना फँसाने के लिए ध्वनिक levitator, (9) माप सिर, एक आईआर फिल्टर, motorized शटर, motorized रैखिक polarizer, और एक photopliplier ट्यूब (पीएमटी), (10) motorized रोटेशन चरण शामिल माप सिर कोण का समायोजन करने के लिए, (11) फ्रेनल प्रतिबिंब के लिए ऑप्टिकल फ्लैट, (12) तटस्थ घनत्व फिल्टर, और (13) संदर्भ पीएमटी, बीम तीव्रता की निगरानी के लिए. आवारा प्रकाश को खत्म करने के लिए इस प्रणाली को तीन संलग्न डिब्बों में विभाजित किया गया है। कृपया इस चित्र का एक बड़ा संस्करण देखने के लिए यहाँ क्लिक करें.

Figure 3
चित्र 3: अपवर्तक सूचकांक का काल्पनिक भाग तरंगदैर्ध्य के एक समारोह के रूप में हावर्डाइट के लिए. निम्नलिखित प्रोटोकॉल 3.1 द्वारा हावर्डाइट खनिज के लिए प्राप्त अपवर्तक Im(n) का काल्पनिक भाग। अपवर्तक सूचकांक का उपयोग क्षुद्रग्रह (4) वेस्टा के प्रकीर्णन विशेषताओं को मॉडलिंग में किया जाता है। कृपया इस चित्र का एक बड़ा संस्करण देखने के लिए यहाँ क्लिक करें.

Figure 4
चित्र 4: सघन रूप से पैक गोलाकार सिओ2 कणों से बना माप नमूना। नमूना ध्यान से पॉलिश किया गया है ताकि दोनों कुशल प्रकीर्णन प्रयोगों और संख्यात्मक मॉडलिंग के लिए अनुमति देता है कि एक लगभग गोलाकार आकार प्राप्त करने के लिए. कृपया इस चित्र का एक बड़ा संस्करण देखने के लिए यहाँ क्लिक करें.

Figure 5
चित्र 5: चरण फ़ंक्शन. प्रायोगिक प्रोटोकॉल 1 और संख्यात्मक मॉडलिंग चरण 2 का अनुसरण करके प्राप्त नमूना समुच्चय का चरण कार्य। चरण कार्यों को एकता देने के लिए सामान्यीकृत कर रहे हैं जब 15.1 डिग्री से 165.04 डिग्री के लिए एकीकृत. कृपया इस चित्र का एक बड़ा संस्करण देखने के लिए यहाँ क्लिक करें.

Figure 6
चित्र 6: रैखिक ध्रुवीकरण की डिग्री. के रूप में चित्र 5 unpolarized घटना प्रकाश के लिए रैखिक ध्रुवीकरण की डिग्री के लिए -M12/ कृपया इस चित्र का एक बड़ा संस्करण देखने के लिए यहाँ क्लिक करें.

Figure 7
चित्र 7: विध्रुवण। के रूप में वर्णन M22/M11के लिए चित्र 5 में . कृपया इस चित्र का एक बड़ा संस्करण देखने के लिए यहाँ क्लिक करें.

Figure 8
चित्र 8: निरपेक्ष परावर्तक स्पेक्ट्रम. क्षुद्रग्रह (4) वेस्टा का मॉडल और मनाया निरपेक्ष परावर्तक स्पेक्ट्रम 17.4 डिग्री चरण कोण पर| कृपया इस चित्र का एक बड़ा संस्करण देखने के लिए यहाँ क्लिक करें.

Figure 9
चित्र 9: स्कैटिंग प्रावस्था फलन पी11 तथा अध्रुवित घटना प्रकाश के लिए रैखिक ध्रुवण की डिग्री -P21/P11 बड़े कणों (लाल) और छोटे कणों के आयत तत्वों के लिए प्रकीर्णन कोण के एक समारोह के रूप में (नीला) क्षुद्रग्रह के रेगोलिथ में (4) वेस्टा। डॉटेड रेखा एक काल्पनिक समस्थानिक चरण फ़ंक्शन (बाएं) और ध्रुवण का शून्य स्तर (दाएं) इंगित करती है। कृपया इस चित्र का एक बड़ा संस्करण देखने के लिए यहाँ क्लिक करें.

Figure 10
चित्र 10: निरीक्षण (नीला) और मॉडलिंग की (लाल) डिस्क परिमाण पैमाने में एकीकृत चमक के रूप में के रूप में अच्छी तरह से क्षुद्रग्रह के लिए चरण कोण के एक समारोह के रूप में unpolarized घटना प्रकाश के लिए रैखिक ध्रुवीकरण की डिग्री (4) वेस्टा. फोटोमेट्रिक और पोलेरिमितीय प्रेक्षण क्रमशः गेहरेल्स (1967) और स्माल बॉडीज नोड ऑफ प्लेनेटरी डेटा सिस्टम (http://pdssbn.astro.umd.edu/sbnhtml) से हैं। कृपया इस चित्र का एक बड़ा संस्करण देखने के लिए यहाँ क्लिक करें.

Figure 11
चित्र 11: रैखिक ध्रुवीकरण की डिग्री. क्षुद्रग्रह के लिए रैखिक ध्रुवण की डिग्री (4) वेस्टा संख्यात्मक बहु-स्कैटिंग मॉडलिंग के आधार पर बड़े चरण कोणों के लिए भविष्यवाणी की। कृपया इस चित्र का एक बड़ा संस्करण देखने के लिए यहाँ क्लिक करें.

Figure 12
चित्र 12: कोमा में मॉडलिंग और मापा गया photometric चरण कार्य धूमकेतु 67P/Churyumov-Gerasimenkoकी | समय में मापा चरण कार्यों में बदलाव कोमा में धूल आकार वितरण अलग द्वारा समझाया जा सकता है. कृपया इस चित्र का एक बड़ा संस्करण देखने के लिए यहाँ क्लिक करें.

Figure 13
चित्र 13: चरण फ़ंक्शन. धूमकेतु 67P के नाभिक के मॉडल और मापा चरण कार्यों. कृपया इस चित्र का एक बड़ा संस्करण देखने के लिए यहाँ क्लिक करें.

Discussion

कणों के विविक्त यादृच्छिक मीडिया द्वारा प्रकाश प्रकीर्णन के लिए प्रायोगिक, सैद्धांतिक और अभिकलनीय विधियाँ प्रस्तुत की गई हैं। प्रायोगिक विधियों का उपयोग सैद्धांतिक और अभिकलनीय विधियों में मूल अवधारणाओं को मान्य करने के लिए किया गया है। बाद के तरीकों तो सफलतापूर्वक क्षुद्रग्रह के खगोलीय टिप्पणियों की व्याख्या में लागू किया गया है (4) वेस्टा और धूमकेतु 67P/Churyumov-Gerasimenko.

प्रयोगात्मक scatterometer एक वांछित अभिविन्यास में एक नमूना कुल के लिए Mueller-मैट्रिक्स माप के लिए अनुमति देता है कि ultrasonically नियंत्रित नमूना levitation पर निर्भर करता है। एकीकृत बार बार माप में उपयोग किया जा सकता है, के रूप में यह प्रत्येक माप सेट के बाद कुल संरक्षण के लिए संभव है. यह पहली बार है कि इस तरह के गैर संपर्क, गैर विनाशकारी प्रकीर्णन माप पूर्ण नियंत्रण के तहत एक नमूने पर किया जाता है.

सैद्धांतिक और अभिकलनीय विधियाँ यादृच्छिक मीडिया में तथाकथित असंबद्ध प्रकीर्णन, अवशोषण और विलुप्त होने की प्रक्रियाओं पर निर्भर करती हैं। जबकि सटीक विद्युत चुम्बकीय बातचीत हमेशा सुसंगत होती है, विन्यास औसत के बाद एक अनंत यादृच्छिक माध्यम के भीतर, केवल असंबद्ध बातचीत कणों की मात्रा तत्वों के बीच रहते हैं. वर्तमान कार्य में, इन तत्वों के बीच असंगत बातचीत वास्तव में मैक्सवेल समीकरणों का उपयोग करके के लिए जिम्मेदार हैं: मुक्त अंतरिक्ष में क्षेत्रों से सुसंगत क्षेत्रों subtracting के बाद, यह यादृच्छिक माध्यम है कि रहने के भीतर असंबद्ध क्षेत्रों है. उपचार वर्तमान में अपनी पूरी कठोरता के लिए ले जाया गया है कि बातचीत, साथ ही साथ विलुप्त होने, प्रकीर्णन, और माध्यम के अवशोषण गुणांक, असंबद्ध बातचीत के ढांचे के भीतर प्राप्त कर रहे हैं. इसके अलावा, यह दिखाया गया है कि मुक्त अंतरिक्ष और यादृच्छिक माध्यम के बीच इंटरफेस पर सुसंगत क्षेत्र प्रभाव के लिए लेखांकन एक विवश यादृच्छिक माध्यम के लिए एक सफल समग्र उपचार में परिणाम.

सैद्धांतिक और अभिकलन विधियों का अनुप्रयोग एक मिमी-स्केल गोलाकार नमूना समुच्चय के प्रयोगात्मक मापन के लिए सचित्र किया गया है जिसमें उप-माइक्रोन पैमाने पर गोलाकार सिओ2 कणों का उपयोग किया गया है। आवेदन से पता चलता है, स्पष्ट रूप से, नमूना कुल अलग आकार के साथ कणों के वितरण से बना होना चाहिए, बजाय समआकार गोलाकार कणों से बना जा रहा है. यादृच्छिक मीडिया की विशेषता के लिए इस परिणाम के दूरगामी परिणाम हो सकते हैं: यह विश्वसनीय है कि मीडिया काफी अधिक जटिल है जो पहले राज्य के अत्याधुनिक विशेषता विधियों का उपयोग कर के deduced किया गया है की तुलना में कर रहे हैं.

क्षुद्रग्रह के लिए स्पेक्ट्रम की सारात्मक व्याख्या (4) वेस्ता दृश्य और निकट-इन्फ्रारेड तरंगदैर्ध्य के साथ-साथ वेस्टा के प्रकाशमितीय और ध्रुवीयमितीय प्रावस्था वक्रों के लिए 0ण्45 उ उ की तरंगदैर्ध्य पर वक्रों से पता चलता है कि संख्यात्मक विधियों का उपयोग करना व्यावहारिक है। खनिज रचनाओं, कण आकार वितरण, साथ ही दूरदराज के खगोलीय टिप्पणियों से regolith मात्रा घनत्व constraining में. इस तरह के पुनर्प्राप्ति आगे धूमकेतु 67P/Churyumov-Gerasimenko के लिए photometric चरण घटता की एक साथ व्याख्या द्वारा बढ़ाया जाता है अपने कोमा और नाभिक के विषय में. अंत में, 67P के पोलेरिमेट्रिक प्रावस्था वक्र की यथार्थवादी मॉडलिंग20प्राप्त की गई है। बड़े पैमाने पर सौर प्रणाली की वस्तुओं की टिप्पणियों की व्याख्या में वर्तमान विधियों को लागू करने में प्रमुख भविष्य की संभावनाएं हैं.

वर्तमान संयुक्त प्रयोगात्मक और सैद्धांतिक दृष्टिकोण के लिए भविष्य की संभावनाएं हैं। यह सही उप तरंगदैर्ध्य पैमाने से बना मीडिया की विशेषता के लिए बेहद मुश्किल है के रूप में, नियंत्रित Mueller-मैट्रिक्स माप मात्रा घनत्व और कण आकार वितरण पर जानकारी पुन: प्राप्त करने के लिए एक उपकरण की पेशकश कर सकते हैं माध्यम. इन भौतिक मापदंडों के मात्रात्मक व्युत्क्रम उपन्यास संख्यात्मक विधियों द्वारा सुविधा प्रदान की जाती है।

Disclosures

लेखकों को खुलासा करने के लिए कुछ भी नहीं है.

Acknowledgments

अनुसंधान ईआरसी उन्नत अनुदान संख्या 320773 द्वारा समर्थित. हम नमूना विशेषता के साथ मदद के लिए प्राकृतिक इतिहास के फिनिश संग्रहालय के कालक्रम की प्रयोगशाला धन्यवाद.

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

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References

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ग्रहों के रीगोलिथ में प्रकाश का बिखराव और अवशोषण
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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

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