Name: 行星光的散射和吸收 (视频) | JoVE Journal
Uploaded: 2019-07-01T13:00:00.000+00:00
Duration: 11 min 34 s
Description: 了解行星表土光散射的计算与实验方法，利用超声悬浮技术实现非接触测量，验证小行星灶神星和丘留莫夫－格拉西缅科彗星的观测数据。该方法适用于遥感、材料科学和生物医学光学研究。

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本研究由欧洲研究委员会高级资助 № 320773 支持。我们感谢芬兰自然历史博物馆年代学实验室在样品表征方面提供的帮助。

1. 光散射测量
<ol>
	<li>设置散射计以进行测量（图2）
	<ol>
		<li>首先，打开光源、光电倍增管（PMT）和放大器，启动散射计。让系统稳定运行30分钟。</li>
		<li>使用针孔对入射光束进行对准和居中。在旋转光学平台预设位置上安装两个相距180°且处于相同半径的针孔。将光束对准第一个针孔，并调整其角度，使光线同时穿过第二个针孔。</li>
	</ol>
	</li>
	<li>设置声悬浮样品装置
	<ol>
		<li>接下来，将麦克风插入声悬浮装置中心，并运行校准脚本，完成声悬浮样品装置的设置。</li>
		<li>通过测量每个阵列单元在目标悬浮位置处随驱动电压变化的声压，对相控阵声悬浮装置进行校准。利用该校准数据补偿各阵列通道之间的差异。通过使校准麦克风的阴影在主光束以及由两个反射镜产生的垂直光束中均居中，来确定麦克风的位置。</li>
		<li>计算生成非对称声阱所需的阵列驱动参数，并将其输入信号发生电子系统。该过程通过最小化Gor’kov势能25并调整悬浮位置处的压力梯度来实现。</li>
		<li>然后，在无样品条件下进行一次测量扫描。该扫描可揭示环境光、周围反射或电噪声所产生的任何信号。</li>
	</ol>
	</li>
	<li>样品处理、装入与测量
	<ol>
		<li>设置完成后，使用声学透明网状勺将样品注入声悬浮装置中。</li>
		<li>利用视频相机和高倍率光学系统，在散射测量前后检查样品的取向和稳定性。</li>
		<li>优化声阱的强度和非对称性，以实现样品的最大稳定性。因此，应尽可能降低声功率。</li>
		<li>若样品具有非对称性，可绕垂直轴旋转样品以获取其形状信息。通过缓慢改变声阱的对准状态实现旋转。成像过程中，施加额外照明以提高图像质量。</li>
		<li>接着，关闭测量腔室，以屏蔽外部光线。</li>
		<li>通过计算机界面，选择样品的取向以及测量的角度分辨率和范围。入射光和散射光均通过电动线性偏振片进行滤光。</li>
		<li>运行自动测量扫描程序。该程序将在每个角度下测量四组数据，对应的偏振片取向分别为（水平，水平）、（水平，垂直）、（垂直，垂直）和（垂直，水平）。</li>
		<li>每组扫描重复三次，以剔除异常值。对于非对称样品，需在不同样品取向下重复测量。</li>
		<li>测量完成后，关闭声场，使样品落入声学透明织物上，从而回收样品。随后，再次对空悬浮装置执行测量扫描，以检测可能因环境光照条件变化引起的信号漂移。</li>
		<li>测量结束后，保存数据。通过不同偏振状态下光强的线性组合分析数据，计算每个角度下的穆勒矩阵元素1</li>
	</ol>
	</li>
</ol>
2. 建模由球形颗粒组成的毫米级高密度球形填料
<ol>
	<li>开始建模时，使用 SSH 访问连接至 CSC – IT Center for Science Limited 的集群 Taito。&#160; 通过执行 bash compile.sh 下载并编译所有为 Taito 预配置的所需程序。</li>
	<li>通过执行 cd $WRKDIR 进入工作目录。</li>
	<li>使用 git 下载源文件（git clone git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol2.git protocol2）。</li>
	<li>进入新创建的目录 cd protocol2。</li>
	<li>通过运行 bash compile.sh 下载并编译所需的程序，这些程序已为 Taito 预先配置。</li>
	<li>接着，打开文本编辑器 nano，并通过修改文件 PARAMS 设置单个散射体、体积元以及被研究样品的参数，使其与被研究样品匹配。</li>
	<li>然后，执行命令 bash run.sh 运行流程。完成后，将样品的完整穆勒矩阵写入 temp 文件夹，文件名为 final.out。</li>
</ol>
3. 解读小行星 (4) 灶神星的反射光谱
<ol>
	<li>推导古铜无球粒陨石的复折射率。
	<ol>
		<li>下载 SIRIS4（执行命令：git clone git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/siris4.2.git）。</li>
		<li>在 src 文件夹中执行 make 进行编译。将生成的可执行文件 siris42 重命名为 siris4。</li>
		<li>在 mainGo.f90 文件中，将第 395 行修改为 r0=0.05*rmax*sqrt(ran2)，然后执行 make 重新编译。</li>
		<li>通过执行“git clone git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol4a.git”下载所需的 MATLAB 脚本。</li>
		<li>将步骤 3.1.2 和 3.1.3 中生成的可执行文件复制到 JoVEOptimize 文件夹中。</li>
		<li>进入 JoVEOptimize 文件夹。</li>
		<li>在 input1.in 文件中，将古铜无球粒陨石颗粒尺寸的半径设为 30 µm，并将折射率的实部固定为 1.8；在 input2.in 文件中，将半径设为 15,000 µm。</li>
		<li>估算折射率虚部的上下边界，并将其保存至两个独立的文件中。该代码采用二分法，以上述值作为起始点。</li>
		<li>在 optimizek.m 文件中，设置折射率虚部上下边界的文件名，以及古铜无球粒陨石粉末实测反射光谱的文件名。将波长范围设为 0.4–2.5 µm，步长为 0.05 µm。</li>
		<li>在 MATLAB 中运行 optimizek.m，以获得古铜无球粒陨石的复折射率（见 图 3）。首先，代码计算直径为 30 µm 的古铜无球粒陨石颗粒的散射特性，然后将这些颗粒作为直径为 15,000 µm 体积内的漫散射体。此过程在每个波长下重复进行，直至计算得到的反射率与实测反射率相匹配。</li>
	</ol>
	</li>
	<li>建模灶神星的反射光谱。
	<ol>
		<li>利用 SIRIS4 计算古铜无球粒陨石颗粒的散射特性
		<ol>
			<li>使用 SIRIS4 计算古铜无球粒陨石颗粒的散射特性时，首先将 siris4 可执行文件移至与输入文件和 p 矩阵文件相同的文件夹中。&#160; 然后，从测试文件夹中复制 input_1.in 和 pmatrix_1.in 文件。</li>
			<li>在 input_1.in 文件中，将射线数量设为 200 万，样本颗粒数量设为 1000，半径的标准差设为 0.17，相关函数的幂律指数设为 3。接着，将折射率实部设为 1.8，并使用文本方案中所述的折射率虚部 n。</li>
			<li>接下来，对波长范围从 0.4 到 2.5 微米的每一个波长运行 SIRIS4，颗粒尺寸范围为直径 10 至 200 微米，采样步长为 10 微米。</li>
			<li>随后，将每个计算得到的散射相矩阵 P 保存为 pmatrix_x.in 文件。&#160; 文件名中的 x 表示波长编号，对于每种颗粒尺寸，x 的取值范围为 1 至 43。该文件将包含某一波长和颗粒尺寸下的散射角，以及散射矩阵元素 P11, P12, P22, P33, P34, 和 P44。</li>
		</ol>
		</li>
		<li>对幂律尺寸分布（指数为 3.2）的散射矩阵、单次散射反照率和平均自由程进行平均19,24。
		<ol>
			<li>将 pmatrix- 文件移入不同的文件夹，每个文件夹代表一种颗粒尺寸，并包含该尺寸下所有波长的计算所得 p 矩阵。将这些文件夹命名为 fold1、fold2、…、foldN，其中 N 为颗粒尺寸的总数。</li>
			<li>从 outputQ 文件中提取散射效率 qsca 和消光效率 qext，以及等投影面积球体半径 rhit，并写入一个文件 Qscas.dat 中。</li>
			<li>进入在步骤 3.1.4 中下载的 JoVEAverage 文件夹。</li>
			<li>将上述文件夹和 Qscas.dat 文件移至与 AvgPowerLaw.m 相同的文件夹中。</li>
			<li>在 MATLAB 中运行 AvgPowerLaw.m。该代码将对指数为 3.2 的幂律尺寸分布下的散射矩阵、单次散射反照率和平均自由程长度进行平均。</li>
		</ol>
		</li>
		<li>利用 SIRIS4 计算灶神星的最终光谱
		<ol>
			<li>在灶神星尺寸的体积内使用折射率为 1 的漫散射体。在输入文件中，使用前述平均得到的单次散射反照率和平均自由程长度作为内部散射体参数。</li>
			<li>接着，在每个波长下运行 SIRIS4，执行如下所示的命令，其中 X 代表波长。该代码将读取平均后的散射矩阵，作为内部漫散射体的输入。</li>
			<li>研究在 17.4 度相位角下的绝对反射率。</li>
			<li>从 NASA 行星数据系统获取灶神星在 17.4 度相位角下的观测光谱26。</li>
			<li>将灶神星的观测光谱在 0.55 微米处按几何反照率 0.42327 进行缩放27。为转换至 17.4 度相位角，对缩放后的光谱乘以因子 0.49128。在整个波长范围内比较建模光谱与观测光谱。</li>
		</ol>
		</li>
	</ol>
	</li>
</ol>
4. 谷神星 (4) Vesta 的测光与偏振建模
<ol>
	<li>计算包含 Voronoi 形貌古铜钙长无球粒陨石颗粒的体元的散射特性
	<ol>
		<li>通过 SSH 访问 CSC – 科学计算有限公司的 Taito 集群。</li>
		<li>执行 cd $WRKDIR 命令进入工作目录。</li>
		<li>下载源文件（git clone git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/jvie_t_matrix.git）。</li>
		<li>在该文件夹中执行 make 命令进行编译。</li>
		<li>使用 MATLAB 代码 voronoi_element.m 生成包含 Voronoi 形貌古铜钙长无球粒陨石颗粒的体元。在 voronoi_element.m 中，将波长设为 0.45 µm，N_elems&#160;设为 128，尺寸参数（elem_ka）设为 10，幂律指数设为 3，最小颗粒半径设为 0.143 µm，最大颗粒半径设为 0.35 µm，填充密度设为 30%，并使用推导出的古铜钙长无球粒陨石复折射率。</li>
		<li>在 MATLAB 中运行 voronoi_element.m。该代码将根据幂律粒径分布生成 128 个不同 Voronoi 颗粒实现的体元网格文件。</li>
		<li>使用 JVIE 计算所生成体元的 T-矩阵。在 runarray_JVIE_T.sh 中，设置&#160;array=1-128。参数包括 k = 13.962634，mesh = 4.1.6 步骤中生成的网格文件名，T_out = 输出 T-矩阵的文件名，T_matrix = 1，以及 elem_ka = 10。</li>
		<li>通过执行 sbatch runarray_JVIE_T.sh 运行 JVIE。</li>
		<li>基于 JVIE 代码计算得到的 T-矩阵，计算平均散射特性。在存放已计算 T-矩阵的同一目录下执行 ./multi_T -N_Tin 128。该程序将平均非相干穆勒矩阵写入文件，并将截面和反照率写入 output.txt。</li>
	</ol>
	</li>
	<li>RT-CB 计算
	<ol>
		<li>首先使用 git 下载源文件（git clone git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol4b.git protocol4b），并将文件移至下载的目录 protocol4b 中。</li>
		<li>接着运行 bash compile.sh 下载并编译所有必需的程序。</li>
		<li>准备就绪后，将平均输入散射矩阵（步骤 3.2.2.5）以及振幅散射矩阵（步骤 4.1.9）复制到当前工作目录中。</li>
		<li>然后打开文本编辑器 nano，修改文件 PARAMS 以设置所需参数。</li>
		<li>通过执行 bash run.sh 运行流程，并将完整的穆勒矩阵写入 temp 文件夹，命名为 rtcb.out。</li>
	</ol>
	</li>
</ol>
5. 对丘留莫夫-格拉西缅科彗星（67P）观测结果的解读。
<ol>
	<li>快速叠加法计算非相干体素 T-矩阵法（FaSTMM）用于有机物和颗粒物&#160;颗粒
	<ol>
		<li>执行 ./incoherent_input –lambda 0.649 -m_r 2.0 -m_i 0.2 -density 0.3 -lowB 0.075 -upB 0.125 -npower 3 -S_out pmatrix_org.dat.</li>
		<li>执行 ./incoherent_input –lambda 0.649 -m_r 1.6 -m_i 0.0001 -density 0.0375 -lowB 0.6 -upB 1.3 -npower 3 -S_out pmatrix_sil.dat.</li>
	</ol>
	</li>
	<li>计算平均非相干穆勒矩阵（pmatrix.in）、反照率（albedo）、平均自由程（mfp）以及相干有效折射率（m_eff） 
	<ol>
		<li>运行 MATLAB。输入以下命令： 
		Sorg=load('pmatrix_org.dat'); 
		Ssil=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 
		反照率 = Csca/Cext； 
		mfp = Vol/Cext； 
		其中，Csca_org 和 Cext_org 为步骤 5.1.2 中得到的非相干散射和消光截面，Csca_sil 和 Cext_sil 为步骤 5.1.3 中得到的非相干散射和消光截面。</li>
		<li>运行 ./m_eff(Csca, r) 在命令行中输入以获取 m_eff，其中 为体积单元的半径。</li>
	</ol>
	</li>
	<li>计算彗发颗粒的散射特性。
	<ol>
		<li>设置步骤 5.2.1 和 5.2.2 中的数值（即反照率、mfp、m_eff）&#160;输入文件.in 文件）。</li>
		<li>将关联长度的幂律指数设为3.5 输入文件.in 文件。</li>
		<li>运行 SIRIS4 求解器（./siris4 input.in pmatrix.in使用5 µm为步长，测量5 µm至100 µm范围内的颗粒尺寸。</li>
		<li>从 SIRIS4 求解器输出 coma 相位函数。</li>
	</ol>
	</li>
	<li>计算细胞核的散射特性
	<ol>
		<li>在 MATLAB 中启动并运行平均化程序 powerlaw_ave.m 在利用 SIRIS4 求解器计算彗差相函数（步骤 5.3.4）后，需对指数为 -3 的幂律尺寸分布进行结果平均。预期的常规输出为 pmatrix2.in反照率和平均自由程。</li>
		<li>接下来，将输出结果中的反照率和平均自由程代入 input.in 文件。&#160;</li>
		<li>将尺寸设为10亿，形状相关函数的幂律指数设为2.5。然后，使用此处所示的命令行运行SIRIS4，以获得细胞核相位函数。</li>
	</ol>
	</li>
</ol>

<ol><li>Gehrels, T. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Photometric+studies+of+asteroids.+V.+The+light-curve+and+phase+function+of+20+Massalia%5BTitle%5D)+AND+%22Astrophysical+Journal%22%5BJournal%5D)">Photometric studies of asteroids. V. The light-curve and phase function of 20 Massalia.</a> Astrophysical Journal. 123, 331-338 (1956).</li>
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<li>Lyot, B. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Recherches+sur+la+polarisation+de+la+lumiere+des+planetes+et+de+quelques+substances+terrestres%5BTitle%5D)+AND+%22Annales+de+l%E2%80%99Observatoire+de+Paris%22%5BJournal%5D)">Recherches sur la polarisation de la lumiere des planetes et de quelques substances terrestres.</a> Annales de l’Observatoire de Paris. 8 (1), 1-161 (1956).</li>
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</ol>

作者无任何利益冲突需要披露。

已提出用于离散随机粒子介质光散射的实验、理论与计算方法。这些实验方法已被用于验证理论和计算方法中的基本概念。随后，这些理论与计算方法已成功应用于小行星 (4) 灶神星和彗星 67P/楚留莫夫-格拉希门克的天文观测数据的解释。
该实验散射计依赖于超声控制的样品悬浮技术，可对处于理想取向的样品聚集体进行穆勒矩阵测量。由于每次测量后均可保存聚集体，因此可在多次测量中重复使用该样品。这是首次在完全可控条件下对样品实施此类非接触、非破坏性散射测量。
理论与计算方法依赖于随机介质中所谓的非相干散射、吸收和消光过程。尽管精确的电磁相互作用始终以相干方式发生，但在对无限随机介质进行构型平均后，粒子体元之间仅剩下非相干相互作用。在本研究中，通过使用麦克斯韦方程组精确地考虑了这些体元之间的非相干相互作用：从自由空间中的场中减去相干场后，保留在随机介质中的即为非相干场。目前，该处理方法已达到完全严谨的程度，其中介质的相互作用以及消光、散射和吸收系数均在非相干相互作用的框架内推导得出。此外，研究还表明，考虑相干场在自由空间与随机介质界面处的影响，能够成功实现对受限随机介质的整体处理。
已通过实验测量一个由亚微米级球形SiO2颗粒组成的毫米级球形样品聚集体，展示了理论与计算方法的应用。该应用明确表明，该样品聚集体必须由尺寸分布不均的颗粒构成，而非由等尺寸球形颗粒组成。这一结果对于随机介质的表征可能具有深远影响：这些介质的复杂性很可能显著高于此前使用先进表征方法所推断出的程度。
对小行星(4)灶神星在可见光及近红外波段的光谱进行综合解释，以及在0.45 µm波长下灶神星的测光和偏振相位曲线表明，利用数值方法从遥远的天文观测数据中约束其矿物成分、颗粒尺寸分布以及表岩屑体积密度是可行的。通过同时解释彗星67P/楚留莫夫-格拉希门克在其彗发和彗核方面的测光相位曲线，此类反演结果得到进一步增强。最终，已成功获得67P偏振相位曲线的真实建模结果20。当前方法在未来对太阳系天体观测数据的解释中具有广阔的应用前景。
目前这种结合实验与理论的方法具有广阔的应用前景。由于准确表征由亚波长尺度非均匀体组成的随机介质极为困难，因此受控的穆勒矩阵测量可为获取介质中颗粒的体密度和粒径分布信息提供一种有效工具。这些物理参数的定量反演得益于新型数值方法的发展。

小行星、彗星核以及大多数无大气层的太阳系天体表面均覆盖有行星风化层，即由不同大小、形状和成分的颗粒组成的松散层。对于这些天体，在较小的太阳相位角（太阳—天体—观测者之间的夹角）下可观察到两种普遍存在的天文现象。首先，在天文星等尺度上，散射光的亮度被观测到在接近零相位角时非线性增强，这一现象通常称为冲日效应。1,2其次，散射光在散射平面（太阳-物体-观测者平面）内呈部分线性偏振，通常称为负偏振。3这些现象自20世纪后期以来一直缺乏定量解释。th 世纪以来对冲效应以及21世纪初以来th 一个世纪以来，负偏振现象的正确解读一直是定量分析无大气天体的测光、偏振和光谱观测数据，以及其表面雷达散射特性的前提。
有研究指出4,5,6,7，多重散射中的相干背向散射机制（CBM）至少部分地导致了天文现象。在CBM中，沿相反顺序与相同散射体相互作用的偏振波在精确的背向散射方向始终发生相长干涉，这是由于互为倒易的波具有相同的光程。在其他方向上，干涉效应则从相消到相长之间变化。在离散随机粒子介质中进行构型平均，会导致背向散射增强。对于线偏振光而言，CBM具有选择性：当单次散射体表现为正偏振时，CBM会导致负偏振，这是单次散射中常见的特征（例如瑞利散射、菲涅尔反射）。
微观粒子构成的宏观随机介质对电磁波（光）的散射和吸收问题，一直是行星天体物理学中的一个未解决的计算难题8,9。如上所述，这导致了缺乏定量的反演方法来解释对太阳系天体的地基和空间观测结果。本文提出了一系列新方法，以弥合观测与建模之间的鸿沟。
在受控位置和取向（六个自由度）下对小颗粒样品散射特性的实验测量一直是一个未解决的问题。以往对单个颗粒的散射特性测量通常是通过将颗粒流引入测量区域，从而对颗粒的尺寸、形状和取向分布进行系综平均得到的10。针对悬浮状态下单个颗粒的散射特性测量，已有研究采用例如电动悬浮11和光镊技术12,13,14实现。本文提出了一种基于超声悬浮的新实验方法，可完全控制样品的位置与取向15。
本文总结了2013年至2018年期间由欧洲研究理事会（ERC）资助五年的一项研究项目所取得的成果：颗粒介质中电磁波的散射与吸收（SAEMPL，ERC高级资助）。SAEMPL成功实现了其三个主要目标：第一，推导出用于密集排列粒子构成的离散随机介质中多重散射问题的新型数值蒙特卡洛方法16,17,18；第二，开发并构建了新型实验仪器，用于在悬浮状态下对验证样品进行受控的实验室测量15；第三，将数值模拟与实验方法相结合，用于解释天文观测结果19,20。
下文将详细描述用于测量的实验散射流程、相应的计算流程以及应用流程。计算流程包含针对有限粒子系统的渐近精确计算软件（叠加 T-矩阵方法 STMM21 和体积分方程方法 VIEM22），以及基于多重散射理论对渐近无限离散随机介质粒子系统进行近似计算的方法（SIRIS23,24、含相干后向散射的辐射传输 RT-CB8,9，以及含互易相互作用的辐射传输 R2T2 16,17,18）。实验流程涵盖样品的制备、储存与使用，其在测量区域内的悬浮，以及在不同散射角度范围内、结合多种偏振器配置进行实际散射测量。应用流程则涉及利用计算与实验流程来解释天文观测或实验测量结果。

<table><tbody><tr><td>10GL08</td><td>Newport</td><td></td><td>方解石偏振器</td></tr><tr><td>12X Zoom Body Tube 1-50487AD</td><td>Navitar</td><td></td><td>显微镜物镜</td></tr><tr><td>43-412-000</td><td>Edmund optics</td><td></td><td>光学平片</td></tr><tr><td>8MPR16-1</td><td>Standa</td><td></td><td>电动偏振器旋转器</td></tr><tr><td>8MRB240-152-59D</td><td>Standa</td><td></td><td>旋转台</td></tr><tr><td>8SMC5-ETHERNET</td><td>Standa</td><td></td><td>电机控制器</td></tr><tr><td>Digi-pas DWL3500XY</td><td>Digi-pas</td><td></td><td>数字双轴水平仪</td></tr><tr><td>DMT 65-D25-HiDS</td><td>Owis</td><td></td><td>光学旋转台</td></tr><tr><td>EQ-99 LDLS</td><td>Energetiq</td><td></td><td>光源</td></tr><tr><td>FL488-10</td><td>Thorlabs</td><td></td><td>激光线滤光片</td></tr><tr><td>IBM 65-D0-35-HiDS</td><td>Owis</td><td></td><td>电动光圈快门</td></tr><tr><td>LPVISE100-A</td><td>Thorlabs</td><td></td><td>薄膜偏振片</td></tr><tr><td>microPMT H12403-01</td><td>Hamamatsu</td><td></td><td>光电倍增管</td></tr><tr><td>NI PXIe-5171R</td><td>National Instruments</td><td></td><td>数字示波器</td></tr><tr><td>NI PXIe-8880</td><td>National Instruments</td><td></td><td>PXIe 机箱</td></tr><tr><td>Phantom v611</td><td>Vision Research</td><td></td><td>高速相机</td></tr><tr><td>PS 10-32-DC</td><td>Owis</td><td></td><td>电机控制器</td></tr><tr><td>RC08FC-P01</td><td>Thorlabs</td><td></td><td>光纤准直器</td></tr><tr><td>SET-NDF-D22-G25</td><td>Owis</td><td></td><td>中性密度滤光片</td></tr><tr><td>TIA60</td><td>Thorlabs</td><td></td><td>PMT 放大器</td></tr></tbody></table>

行星风化层中光的散射与吸收

Scattering And Absorption of Light in Planetary Regoliths

本文介绍了宏观尺度下紧密堆积的微观粒子构成的离散随机介质中光的多重散射的理论、数值与实验方法。理论与数值方法构成了“辐射传输与互易相互作用”（R2T2）的理论框架。R2T2框架在频率空间中采用蒙特卡洛方法追踪散射阶次的相互作用过程，假设基本的散射体与吸收体是由大量随机分布粒子组成的波长尺度体积元。这些离散随机介质完全由此类体积元紧密填充而成。对于球形与非球形粒子，分别采用叠加T-矩阵法（STMM）与体积分方程法（VIEM）精确计算体积元内部的相互作用；而对于两种类型的粒子，不同体积元之间的相互作用均采用STMM精确计算。由于追踪过程发生在离散随机介质内部，因此采用非相干电磁场，即从相互作用中去除体积元的相干场。实验方法基于声悬浮技术，实现对样品的无接触、无损散射测量。该悬浮技术可对样品的位置与取向实现完整的超声控制，即具备六个自由度。光源为配备单色仪和偏振器的激光驱动白光光源。探测器为安装在旋转轮上的微型光电倍增管，并配备偏振器。通过针对由紧密堆积的球形二氧化硅粒子构成的毫米尺度球形样品的测量结果，对R2T2方法进行了验证。在验证之后，该方法被用于解释美国国家航空航天局（NASA）黎明号任务和欧洲空间局（ESA）罗塞塔任务分别近期探测的小行星（4）灶神星与彗星67P/楚留莫夫-格拉希门克的天文观测数据（图1）。

本文介绍了密集排列颗粒的离散随机介质中光的多重散射的数值与实验方法。这些方法被用于解释灶神星（4号小行星）和楚留莫夫－格拉希门克彗星（67P）的观测结果。

理论、数值与实验方法被用于研究密集堆积的宏观离散随机介质中光的多重散射...

本方案中的方法有助于解决行星风化层对光散射的开放性计算难题，行星风化层是指小行星、星核及其他太阳系天体表面由颗粒密集堆积形成的表层结构。为验证计算结果，我们引入了一种基于超声样品悬浮的独特非接触、非破坏性测量方法。我们可完全控制样品的位置与取向。本文应用经过验证的计算方法来解读灶神星（4 Vesta）和丘留莫夫-格拉西缅科彗星（67P/Churyumov-Gerasimenko）的观测结果。这些计算与实验方法具有普适性，可应用于例如地球遥感、纳米尺度材料科学以及生物医学光学等领域。使用这些方法需要耐心。然而，由于结果具有绝对性和定量性，这些付出是值得的。方法的可视化演示至关重要。本视频展示的实验部分结合了光学和声学领域的前沿技术。演示该实验操作的人员为 Dr. Antti Penttila、Ms. Julia Martikainen、Mr. Petteri Helander、Mr. Goran Maconi 和 Mr. Timo Vaisanen。首先，打开光源、光电倍增管和放大器，启动散射光测量仪。让系统稳定运行 30 分钟。接下来，通过将麦克风插入声学样品悬浮器的中心并运行校准脚本，来设置声学样品悬浮装置。然后使用空的悬浮器进行一次测量扫描。该扫描可揭示由环境光、周围反射或电噪声产生的任何信号。设置完成后，使用声学透明的网状勺将样品注入声悬浮装置。通过视频摄像机和高倍光学系统，在散射测量前后检查样品的取向和稳定性。优化声场捕获的强度和不对称性，以实现样品稳定性的最大化。因此，应将声学功率设置为尽可能低。如果样品具有不对称性，可围绕垂直轴旋转样品以获取其形状信息。通过缓慢调整声学捕获装置的对准位置来完成旋转操作。成像过程中，施加额外照明以提高图像质量。接着，关闭测量室以隔绝外部光线。通过计算机界面，选择样品的取向以及测量的角分辨率和角度范围。入射光和散射光由电机驱动的线性偏振片进行过滤。运行自动测量扫描程序，该程序将对每个角度测量四个点，对应的偏振片取向分别为：水平-水平、水平-垂直、垂直-垂直和垂直-水平。关闭声场，使样品落入声学透明织物中，从而回收样品。随后使用空的声悬浮装置进行另一次测量扫描，以检测环境光照条件可能引起的漂移。测量结束后，保存数据。通过不同偏振状态下光强的线性组合，分析数据以计算每个角度的穆勒矩阵元素。开始建模时，使用SSH访问连接至CSC科学信息技术中心的Taito有限集群。运行bash compile.sh命令，下载并编译所有已为Taito预配置的必要程序。接下来，打开文本编辑器 Nano，通过修改文件 PARAMS 来设置单个散射体、体积单元和被研究样品的参数，使其与被研究样品相匹配。然后执行命令 bash run.sh 运行流程。完成后，将样品的完整穆勒矩阵写入 temp 文件夹，文件名为 final.out。通过首先将 Siris4 可执行文件移至与输入文件和 P 矩阵文件相同的文件夹中，然后复制 input_1.in 和 pmatrix_1.，利用 Siris4 计算古铜无球粒陨石颗粒的散射特性。从测试文件夹中输入。在 input_1.in 文件中，将射线数量设置为两百万，样本粒子数量设置为 1,000，半径的标准差设置为 0.17，相关函数的幂律指数设置为 3。然后将折射率的实部设为1.8，并按照文本方案中所述使用折射率n的虚部。接着，对波长范围从0.4到2.5微米的每一个波长，执行此处所示的命令以运行Siris4，粒子直径范围为10至200微米，采样步长为10微米。随后，将每个计算得到的散射相矩阵p保存为pmatrix_x文件。文件中，文件名的 x 表示波长编号，每个粒径对应的编号范围为 1 至 43。该文件将包含一个波长和一个粒径对应的散射角以及散射矩阵元素 P11、P12、P22、P33、P34 和 P44。将获得的散射矩阵、单次散射反照率和平均自由程在指数为3.2的幂律粒径分布上进行平均。在大小相当于灶神星的体积内使用折射率为1的漫散射体。在输入文件中，使用内部散射体的平均单次散射反照率和平均自由程长度。接下来，在每个波长下运行Siris4，执行此处所示命令，其中x为波长。该代码将平均散射矩阵作为输入，用于内部漫散射体。将灶神星观测光谱在0.55微米处按几何反照率值0.42327进行缩放。要达到 17.4 度，需对缩放后的光谱应用 0.491 的系数。在整个波长范围内比较模拟光谱与观测光谱。首先使用 Git 下载源文件，并将文件移至下载的目录中，然后进入该目录 cd protocol4b。接下来，运行 bash compile.sh 以下载并编译所有必需的程序。准备就绪后，将平均输入散射矩阵以及振幅散射矩阵复制到当前工作目录中。接着，打开文本编辑器 Nano，并修改文件 PARAMS 以设置所需的参数。通过执行 bash run.sh 来运行管道程序，然后将完整的穆勒矩阵写入 temp 文件夹，文件名为 rtcb.out。启动 MATLAB 并运行平均程序 powerlaw_ave。在利用Siris4求解器计算彗差相函数后，需对指数为负三的幂律尺寸分布进行平均，以获得平均结果。预期的常规输出包括pmatrix2.in、反照率以及平均自由程。接下来，将反照率和平均自由程的输出结果设置到输入文件中。将样本数量设为十亿，并将形状相关函数的幂律指数设为2.5。然后使用此处所示的命令行运行Siris4，以获得核相函数。利用Siris4，求解并平均了100,000个聚集体的散射特性。这些结果在此处绘出，显示了实验测量值以及另一个未使用有效介质近似的模拟结果。两种粒子分布的选择均能与实测的相函数匹配，但它们会产生不同的偏振特性。这些差异可用于识别样品中粒子的潜在分布。最佳选择是采用截断正态分布，而非等尺寸粒子。如果仅使用归一化相函数，则两种分布给出的结果无法区分。对于去偏振，数值计算结果的特征与实测曲线相似，但函数曲线在后向散射方向上偏移了10度。偏振特性的差异表明，该样品的结构可能比均匀模型更为复杂。然而，现有的显微表征方法尚无法获取该团聚体的真实结构。此处的光度相位曲线伴随着亮度上线性依赖关系，模拟了高反照率、紧密堆积的表壤中阴影效应的影响。该模型成功解释了观测到的光度和偏振相位曲线，并对最大偏振度提供了合理的预测。令人惊讶的是，微小颗粒群中极小的一部分即可完成对相位曲线的完整解释。进行此实验时，超声样品悬浮是成功实现散射测量的关键。在计算部分，对颗粒介质内散射的非相干处理至关重要。未来，我们计划将实验方法扩展至更大和更小的样品，涵盖厘米级和微米级尺度。目前，我们正在开发在显微镜中实现超声样品全控的方法。由于这些测量中使用了强效的超声和光源，执行本方案时应采取适当的预防措施。

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测量生物材料的空间和方向变化光散射

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利用中子自旋回声分辨掠入射散射技术研究有机太阳能电池材料

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非搅拌沉淀聚合法提供了一种快速、可重复的原型制备方法，可用于合成粒径分布窄且对刺激敏感的聚（N-异丙基丙烯酰胺）微凝胶。本实验方案展示了在此类微凝胶合成过程中，利用宽场显微镜系统进行光散射表征及单颗粒荧光追踪的方法。...

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本方案描述了扫描光散射分析仪（SLSP），该仪器基于测角光度计原理，可实现对人工晶状体（IOLs）前向和后向光散射的全角度定量评估。...

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