Name: scattering and absorption of light in planetary regoliths
Uploaded: 2019-07-01T13:00:00
Duration: 11 min 34 s
Description: Watch this Scientific Journal Video about Scattering And Absorption of Light in Planetary Regoliths at JoVE.com

Forschung, unterstützt durch den ERC Advanced Grant No 320773. Wir danken dem Labor für Chronologie des Finnischen Naturhistorischen Museums für die Hilfe bei der Charakterisierung der Probe.

1. Lichtstreuung
<ol><li>
Einrichten des Streumessers für die Messung (Abbildung2)
	<ol>
<li>Richten Sie zunächst das Streumesser ein, indem Sie die Lichtquelle, die Photomultiplikatorröhren (PMTs) und die Verstärker einschalten. Lassen Sie das System für 30 min stabilisieren.</li>
		<li>Richten Sie den Einfallsbalken mit Lochlöchern aus und zentrieren Sie sie. Zwei Lochlöcher werden an vorgemessenen Punkten auf der rotierenden Brotplatte befestigt, 180° auseinander und im gleichen Radius. Zentrieren Sie den Strahl auf das erste Loch und stellen Sie seinen Winkel so ein, dass das Licht auch durch das zweite Loch eindringt.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
Einrichten des akustischen Sample-Levitators
	<ol>
<li>Richten Sie als Nächstes den akustischen Sample-Levitator ein, indem Sie das Mikrofon in der Mitte des Levitators einsetzen und das Kalibrierskript ausführen.</li>
		<li>Kalibrieren Sie den phasenweisen akustischen Levitator, indem Sie den Schalldruck für jedes Arrayelement im vorgesehenen Schwebepunkt in Abhängigkeit von der Antriebsspannung messen. Verwenden Sie diese Kalibrierung, um Unterschiede zwischen den Arraykanälen auszugleichen. Positionieren Sie das Kalibriermikrofon, indem Sie seinen Schatten sowohl im Strahl als auch in einem senkrechten Strahl zentrieren, der mit zwei Spiegeln erstellt wurde.</li>
		<li>Berechnen Sie die Fahrparameter für das Array, das eine asymmetrische Akustische Falle erzeugt, und versorgen Sie sie mit der Signalgenerierungselektronik. Dies wird erreicht, indem das Gor'kov-Potential25 minimiert und die Druckgradienten im Schwebepunkt ausgerichtet werden.</li>
		<li>Dann machen Sie einen Messfeger mit einem leeren Levitator. Der Sweep zeigt alle Signale, die durch Umgebungslicht, Reflexionen aus der Umgebung oder elektrische Geräusche erzeugt werden.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
Probenhandhabung, Einfügung und Messung
	<ol>
<li>Verwenden Sie nach dem Einrichten einen akustisch transparenten Mesh-Löffel, um die Probe in den akustischen Levitator zu injizieren.</li>
		<li>Mit einer Videokamera und einer Hochvergrößerungsoptik können Sie die Ausrichtung und Stabilität der Probe vor und nach den Streumessungen überprüfen.</li>
		<li>Die Festigkeit und Asymmetrie der Akustikfalle ist für maximale Probenstabilität optimiert. Dadurch wird die Schallenergie so gering wie möglich eingestellt.</li>
		<li>Wenn die Probe asymmetrisch ist, drehen Sie sie um die vertikale Achse, um Informationen über ihre Form zu erhalten. Führen Sie die Drehung durch langsames Ändern der Ausrichtung der akustischen Falle. Wenden Sie während der Bildgebung zusätzliche Beleuchtung an, um die Bildqualität zu verbessern.</li>
		<li>Schließen Sie anschließend die Messkammer, um externes Licht zu blockieren.</li>
		<li>Wählen Sie über die Computerschnittstelle die Ausrichtung der Probe sowie die Winkelauflösung und den Bereich der Messung aus. Das eintreffende und das Streulicht werden durch lineare Polarisatoren gefiltert, die motorisiert sind.</li>
		<li>Führen Sie den automatisierten Mess-Sweep aus. Dadurch werden vier Punkte für jeden Winkel mit Polarisatorausrichtungen von (horizontal, horizontal), (horizontal, vertikal), (vertikal, vertikal) und (vertikal, horizontal) gemessen.</li>
		<li>Wiederholen Sie jeden Sweep dreimal, um Ausreißer zu eliminieren. Wiederholen Sie bei asymmetrischen Proben die Messung in verschiedenen Probenausrichtungen.</li>
		<li>Stellen Sie die Probe nach der Messung wieder her, indem Sie das akustische Feld abschalten und die Probe auf das akustisch transparente Gewebe fallen lassen. Führen Sie dann einen weiteren Mess-Sweep mit leerem Levitator aus, um mögliche Drifts aufgrund der Umgebungslichtbedingungen zu erkennen.</li>
		<li>Wenn Sie fertig sind, speichern Sie die Daten. Analysieren Sie die Daten, um Mueller-Matrixelemente für jeden Winkel durch lineare Kombination von Intensitäten bei verschiedenen Polarisationen zu berechnen1
</li>
	</ol>
</li>
</ol>2. Modellierung der mm-großen, dicht gepackten Kugelmedien, bestehend aus kugelförmigen Partikeln
<ol><li>Verwenden Sie zum Starten der Modellierung den SSH-Zugriff, um eine Verbindung zum Cluster Taito des CSC – IT Center for Science Limited herzustellen.  Laden Sie alle erforderlichen Programme herunter und kompilieren Sie sie, die für Taito vorkonfiguriert sind, indem Sie bash compile.shausführen.</li>
	<li>Wechseln Sie in das Arbeitsverzeichnis, indem Sie cd $WRKDIRausführen.</li>
	<li>Laden Sie Quellendateien mit git herunter (git clone git-bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol2.git protocol2).</li>
	<li>Wechseln Sie in das neu erstellte Verzeichnis cd protocol2.</li>
	<li>Laden Sie erforderliche Programme herunter und kompilieren Sie die erforderlichen Programme, indem Sie bash compile.shausführen, die für Taito vorkonfiguriert sind.</li>
	<li>Öffnen Sie anschließend den Texteditor nano, und richten Sie die Parameter für einen einzelnen Streuer, ein Volumenelement und das untersuchte Beispiel so ein, dass sie mit der untersuchten Stichprobe übereinstimmen, indem Sie die Datei PARAMSändern.</li>
	<li>Führen Sie dann die Pipeline aus, indem Sie einen Befehls-Bashrun.sh ausführen. Wenn Sie fertig sind, schreiben Sie die vollständige Mueller-Matrix des Samples als final.outin den temporären Ordner .</li>
</ol>3. Interpretation der Reflexionsspektren für Asteroid (4) Vesta
<ol><li>Ableitung der komplexen Brechungsindizes für Howardit.
	<ol>
<li>Laden Sie SIRIS4 (git clone git-bitbucket.org:planetarysystemresearch/siris4.2.git) herunter.</li>
		<li>Kompilieren, indem Sie make im src-folder ausführen. Benennen Sie die ausführbare dateiierbasierter Datei siris42 in siris4um.</li>
		<li>In mainGo.f90,ändern Sie Zeile 395 zu r0=0.05*rmax*sqrt(ran2). Kompilieren, indem Sie makeausführen.</li>
		<li>Laden Sie die benötigten MATLAB-Skripte herunter, indem Sie "git clone git-bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol4a.git" ausführen.</li>
		<li>Kopieren Sie die ausführbaren Dateien, die in den Schritten 3.1.2 erstellt wurden. und 3.1.3. joVEOptimize-folder.</li>
		<li>Wechseln Sie zum Ordner JoVEOptimize.</li>
		<li>Legen Sie in input1.in Datei den Radius für die Größe des Howarditpartikels auf 30 m fest, und fixieren Sie den realen Teil des Brechungsindexes auf 1,8. Legen Sie in input2.in Datei den Radius auf 15.000 m fest.</li>
		<li>Schätzen Sie die oberen und unteren Grenzen für den imaginären Teil der Brechungsindizes und speichern Sie sie in zwei separaten Dateien. Der Code verwendet die Bisektionsmethode und diese Werte als Ausgangspunkt.</li>
		<li>Legen Sie in der Datei optimizek.m die Dateinamen der oberen und unteren Grenzen des imaginären Teils der Brechungsindizes und den Dateinamen des gemessenen Reflexionsspektrums des Howarditpulvers fest. Stellen Sie den Wellenlängenbereich mit 0,05-m-Schritten auf 0,4–2,5 m ein.</li>
		<li>Führen Sie optimizek.m in MATLAB aus, um die komplexen Brechungsindizes für Howardit zu erhalten (siehe Abbildung 3). Zunächst berechnet der Code Streueigenschaften für Howarditpartikel mit einer Größe von 30 m (Radius) und verwendet diese Partikel dann als diffuse Streuer innerhalb eines Volumens mit einer Größe von 15.000 m (Radius). Diese Schritte werden für jede Wellenlänge wiederholt, bis die berechnete Reflexion mit der gemessenen Reflexion übereinstimmt.</li>
	</ol></li>
	<li>Modellierung des Reflexionsspektrums von Vesta.
	<ol>
<li>
Berechnen der Streueigenschaften von Howarditpartikeln durch Verwendung von SIRIS4
		<ol>
<li>Verwenden Sie SIRIS4, um die Streueigenschaften von Howarditpartikeln zu berechnen, indem Sie zuerst die ausführbare Datei siris4 in denselben Ordner mit der Eingabedatei und der p-Matrix-Datei verschieben.  Kopieren Sie dann die eingabe_1.in und pmatrix_1.in aus dem Testordner.</li>
			<li>In input_1.inlegen Sie die Anzahl der Strahlen auf 2 Millionen, die Anzahl der Probenteilchen auf 1000, die Standardabweichung des Radius auf 0,17 und den Kraftrechtsindex der Korrelationsfunktion auf 3 fest. Legen Sie dann den realen Teil des Brechungsindex auf 1,8 fest, und verwenden Sie den imaginären Teil des Brechungsindex n, wie im Textprotokoll beschrieben.</li>
			<li>Führen Sie als Nächstes SIRIS4 aus, indem Sie den hier gezeigten Befehl für jede Wellenlänge von 0,4 bis 2,5 Mikrometer mit einem Größenbereich von 10 bis 200 Mikrometern Durchmesser mit einem Abtastschritt von 10 Mikrometern ausführen.</li>
			<li>Speichern Sie als Nächstes jede berechnete Streuphasenmatrix P in einer Datei pmatrix_x.in.  Das x im Dateinamen beschreibt die Wellenlängenzahl und reicht von 1 bis 43 für jede Partikelgröße. Die Datei enthält die Streuwinkel sowie die Streumatrixelemente P11, P12, P22, P33, P34 und P44 für eine Wellenlänge und Partikelgröße.</li>
		</ol>
</li>
		<li>
Durchschnitt der erhaltenen Streumatrizen, Einzelstreualbedos und mittelfreien Pfade über eine Größenverteilung des Machtgesetzes mit einem Index wert von 3,2 19 , 24.<ol>
<li>Verschieben Sie die pmatrix-Dateienin Ordner, sodass jeder Ordner eine Partikelgröße darstellt und die berechneten p-Matrizen für alle Wellenlängen enthält. Benennen Sie die Ordner fold1, fold2,..., foldN, wobei N die Anzahl der Partikelgrößen ist.</li>
			<li>Schreiben Sie die Streuungs- und Auslöschungseffizienzen qsca und qextsowie die Gleich-projizierten Flächen-Kugel-Radiuswerte r aus den outputQ-Dateienin eine Datei, Qscas.dat.</li>
			<li>Wechseln Sie zum Ordner JoVEAverage, der in Schritt 3.1.4 heruntergeladen wurde.</li>
			<li>Verschieben Sie die Ordner und Qscas.dat in denselben Ordner mit AvgPowerLaw.m.</li>
			<li>Führen Sie AvgPowerLaw.m in MATLAB aus. Der Code berechnet gemittelte Streuungsmatrizen, Einstreualbedos und mittlere Freie-Pfad-Längen über eine Power-Law-Größenverteilung mit Index 3.2.</li>
		</ol>
</li>
		<li>
Berechnung des Endspektrums von Vesta durch Verwendung von SIRIS4
		<ol>
<li>Verwenden Sie diffuse Streuer innerhalb eines Vesta-großen Volumens mit einem Brechungsindex von 1. Verwenden Sie in der Eingabedatei die gemittelten Albedos mit nur einer Streuung und die mittleren freien Pfadlängen für interne Streuer.</li>
			<li>Führen Sie als Nächstes SIRIS4 bei jeder Wellenlänge aus, indem Sie den hier gezeigten Befehl ausführen, wobei X die Wellenlänge ist. Der Code liest die gemittelten Streuungsmatrizen als Eingabe für die internen diffusen Streuer.</li>
			<li>Untersuchen Sie die absolute Reflexion in einem Phasenwinkel von 17,4 Grad.</li>
			<li>Besorgen Sie sich Vestas beobachtete Spektren im Phasenwinkel von 17,4 Grad aus dem NASA Planetary Data System26.</li>
			<li>Skala Vestas beobachtete Spektren auf einen geometrischen Albedowert von 0,42327 bei 0,55 Mikrometern27. Um auf 17,4 Grad zu kommen, wenden Sie einen Faktor von 0,491 auf die skalierten Spektren28an. Vergleichen Sie sowohl die modellierten als auch die beobachteten Spektren über den gesamten Wellenlängenbereich hinweg.</li>
		</ol>
</li>
	</ol></li>
</ol>4. Photometrische und polarimetrische Modellierung von (4) Vesta
<ol><li>
Berechnung der Streueigenschaften für Volumenelemente, die Voronoi-förmige Howarditpartikel enthalten
	<ol>
<li>Verbinden Sie sich über SSH-Zugriff mit dem Cluster Taito des CSC – IT Center for Science Ltd.</li>
		<li>Wechseln Sie in das Arbeitsverzeichnis, indem Sie cd $WRKDIRausführen.</li>
		<li>Laden Sie die Quelldateien herunter (git clone git-bitbucket.org:planetarysystemresearch/jvie_t_matrix.git).</li>
		<li>Kompilieren, indem Sie make im -folder ausführen.</li>
		<li>Generieren Sie Volumenelemente, die Voronoi-förmige Howarditpartikel enthalten, mithilfe eines MATLAB-Codes voronoi_element.m. In voronoi_element.m die Wellenlänge auf 0,45 'm, N_elems auf 128, den Größenparameter (elem_ka) auf 10, den Power-Law-Index auf 3, den minimalen Partikelradius auf 0,143 'm, den maximalen Partikelradius auf 0,35 'm, die Packungsdichte auf 30% einstellen und den abgeleiteten komplexen Brechungsindex verwenden für Howardit.</li>
		<li>Führen Sie voronoi_element.m in MATLAB aus. Der Code erzeugt 128 Netzdateien für Volumenelemente mit unterschiedlichen Voronoi-Partikel-Realisierungen unter Verwendung der Power-Law-Größenverteilung.</li>
		<li>Berechnen Sie T-Matrizen für die generierten Volumenelemente mit JVIE. Legen Sie in runarray_JVIE_T.sharray=1-128 fest. Die Paramater sind k = 13.962634, mesh = Name des erzeugten Netzes in 4.1.6, T_out = Name der Ausgabe T-Matrix, T_matrix = 1 und elem_ka = 10.</li>
		<li>Führen Sie JVIE aus, indem Sie sbatch runarray_JVIE_T.shausführen.</li>
		<li>Berechnen Sie die durchschnittlichen Streueigenschaften aus den T-Matrizen, die mit dem JVIE-Code berechnet werden. Führen Sie ./multi_T -N_Tin 128 in demselben Ordner aus, in dem sich die berechneten T-Matrizen befinden. Der Code schreibt die gemittelte inkohärente Mueller-Matrix in und die Querschnitte und Albedo in output.txt.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
RT-CB Berechnungen
	<ol>
<li>Laden Sie zunächst die Quellendateien mit git herunter (git clone git-bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol4b.git protocol4b) und verschieben Sie die Dateien in das heruntergeladene Verzeichnis protocol4b.</li>
		<li>Als Nächstes laden Sie alle erforderlichen Programme herunter und kompilieren Sie sie, indem Sie bash compile.shausführen.</li>
		<li>Wenn Sie bereit sind, kopieren Sie die gemittelte Eingabestreumatrix (Schritt 3.2.2.5) sowie die Amplitudenstreuungsmatrix (Schritt 4.1.9) in das aktuelle Arbeitsverzeichnis.</li>
		<li>Öffnen Sie anschließend den Texteditor, nano, und ändern Sie die Datei PARAMS, um die gewünschten Parameter festzulegen.</li>
		<li>Führen Sie die Pipeline aus, indem Sie bash run.shausführen. Schreiben Sie dann die vollständige Mueller-Matrix als rtcb.outin den temporären Ordner .</li>
	</ol>
</li>
</ol>5. Interpretation der Beobachtungen für den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko.
<ol><li>
Berechnen inkohärenter Volumenelemente mit der schnellen Überlagerung T-Matrix-Methode (FaSTMM) für organische und Partikelkörner
	<ol>
<li>Ausführen ./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>Ausführen ./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>
Berechnung der durchschnittlichen inkohärenten Mueller-Matrix (pmatrix.in), Albedo (Albedo), mittlerer freier Pfad (mfp) und kohärenter effektiver Brechungsindex (m_eff)
	<ol>
<li>Führen Sie matlab aus. Typbefehle: 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; albedo = Csca/Cext; mfp = Vol/Cext; wobei Csca_org und Cext_org die inkohärenten Streuungs- und Auslöschungsquerschnitte aus dem Schritt 5.1.2 und Csca_sil und Cext_sil die inkohärenten Streuungs- und Auslöschungsquerschnitte aus schritt 5.1.3 sind.</li>
		<li>Führen Sie ./m_eff(Csca, r) in der Befehlszeile aus, um m_eff zu erhalten, wobei der Radius des Volume-Elements liegt.</li>
	</ol>
</li>
	<li>Berechnen von Streueigenschaften für die Komapartikel.<ol>
<li>Legen Sie die Werte aus den Schritten 5.2.1 und 5.2.2 fest (d. h. albedo, mfp, m_eff in der input.in Datei).</li>
		<li>Legen Sie den Power-Law-Index für die Korrelationslänge in der input.in-Datei auf 3,5 fest.</li>
		<li>Führen Sie den SIRIS4-Solver (./siris4 input.in pmatrix.in) für Partikelgrößen von 5 bis 100 m mit einem Schritt von 5 aus.</li>
		<li>Ausgabe der Komaphasenfunktionen aus dem SIRIS4-Solver.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
Berechnen der Streueigenschaften des Kerns
	<ol>
<li>Beginnen Sie in MATLAB und führen Sie die Mittelungsroutine powerlaw_ave.m aus, um die Ergebnisse über die Power-Law-Größenverteilung des Index -3 nach der Berechnung der Komaphasenfunktionen (Schritt 5.3.4) aus dem SIRIS4-Solver zu durchschnittlich. Die erwarteten Routineausgänge sind pmatrix2.in, Albedo und der mittlere freie Pfad.</li>
		<li>Als Nächstes legen Sie die Ergebnisse der Ausgaben, Albedo und den mittleren freien Pfad, in die input.in-Datei fest.</li>
		<li>Legen Sie die Größe auf 1 Milliarde und den Power-Law-Index der Korrelationsfunktion für die Form auf 2,5 fest. Führen Sie dann SIRIS4 mit der hier gezeigten Befehlszeile aus, um die Kernphasenfunktion zu erhalten.</li>
	</ol>
</li>
</ol>

<ol>
	<li>Gehrels, T. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Photometric+studies+of+asteroids.+V.+The+light-curve+and+phase+function+of+20+Massalia.">Photometric studies of asteroids. V. The light-curve and phase function of 20 Massalia.</a> Astrophysical Journal. 123, 331-338 (1956).</li><li>Barabashev, N. P. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=.">.</a> Astronomische Nachrichten. 217, 445 (1922).</li><li>Lyot, B. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Recherches+sur+la+polarisation+de+la+lumiere+des+planetes+et+de+quelques+substances+terrestres.">Recherches sur la polarisation de la lumiere des planetes et de quelques substances terrestres.</a> Annales de l&#8217;Observatoire de Paris. 8 (1), 1-161 (1956).</li><li>Shkuratov, Y. G. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Diffractional+model+of+the+brightness+surge+of+complex+structures.">Diffractional model of the brightness surge of complex structures.</a> Kinematika i fizika nebesnyh tel. 4, 60-66 (1988).</li><li>Shkuratov, Y. G. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=A+new+mechanism+of+the+negative+polarization+of+light+scattered+by+the+surfaces+of+atmosphereless+celestial+bodies.">A new mechanism of the negative polarization of light scattered by the surfaces of atmosphereless celestial bodies.</a> Astronomicheskii vestnik .23. , 176-180 (1989).</li><li>Muinonen, K. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Electromagnetic+scattering+by+two+interacting+dipoles.">Electromagnetic scattering by two interacting dipoles.</a> Proceedings of the 1989 URSI Electromagnetic Theory Symposium. , 428-430 (1989).</li><li>Muinonen, K. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=.">.</a> Light Scattering by Inhomogeneous Media: Backward Enhancement and Reversal of Polarization. , (1990).</li><li>Muinonen, K., Mishchenko, M. 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J. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Fast+superposition+T-matrix+solution+for+clusters+with+arbitrarily-shaped+constituent+particles.">Fast superposition T-matrix solution for clusters with arbitrarily-shaped constituent particles.</a> Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 189, 181-188 (2017).</li><li>Markkanen, J., Yl&#228;-Oijala, P. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Numerical+Comparison+of+Spectral+Properties+of+Volume-Integral-Equation+Formulations.">Numerical Comparison of Spectral Properties of Volume-Integral-Equation Formulations.</a> Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 178, 269-275 (2016).</li><li>Lindqvist, H., Martikainen, J., R&#228;bin&#228;, J., Penttil&#228;, A., Muinonen, K. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Ray+optics+for+absorbing+particles+with+application+to+ice+crystals+at+near-infrared+wavelengths.">Ray optics for absorbing particles with application to ice crystals at near-infrared wavelengths.</a> Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 217, 329-337 (2018).</li><li>Martikainen, J., Penttil&#228;, A., Gritsevich, M., Lindqvist, H., Muinonen, K. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Spectral+modeling+of+meteorites+at+UV-vis-NIR+wavelengths.">Spectral modeling of meteorites at UV-vis-NIR wavelengths.</a> Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 204, 144-151 (2018).</li><li>Gor'kov, L. P. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=On+the+forces+acting+on+a+small+particle+in+an+acoustical+field+in+an+ideal+fluid.">On the forces acting on a small particle in an acoustical field in an ideal fluid.</a> Soviet Physics Doklady. 6, (1962).</li><li>Reddy, V. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Vesta+Rotationally+Resolved+Near-Infrared+Spectra+V1.0.+EAR-A-I0046-3-REDDYVESTA-V1.0.">Vesta Rotationally Resolved Near-Infrared Spectra V1.0. EAR-A-I0046-3-REDDYVESTA-V1.0.</a> NASA Planetary Data System. , (2011).</li><li>Tedesco, E. F., Noah, P. V., Noah, M., Price, S. 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T., Foster, J., McAuley, A. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Spectral+diversity+and+photometric+behavior+of+main-belt+and+near-Earth+vestoids+and+(4)+Vesta:+A+study+in+preparation+for+the+Dawn+encounter.">Spectral diversity and photometric behavior of main-belt and near-Earth vestoids and (4) Vesta: A study in preparation for the Dawn encounter.</a> Icarus. 235, 60-74 (2014).</li><li>Weidling, R., G&#252;ttler, C., Blum, J. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Free+collisions+in+a+micro-gravity+many-particle+experiment.+I.+Dust+aggregate+sticking+at+low+velocities.">Free collisions in a micro-gravity many-particle experiment. I. Dust aggregate sticking at low velocities.</a> Icarus. 218, 688-700 (2012).</li><li>Blum, J., Beitz, E., Bukhari, M., Gundlach, B., Hagemann, J. -. H., Hei&#223;elmann, D., Kothe, S., Schr&#228;pler, R., von Borstel, I., Weidling, R. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Laboratory+drop+towers+for+the+experimental+simulation+of+dust-aggregate+collisions+in+the+early+solar+system.">Laboratory drop towers for the experimental simulation of dust-aggregate collisions in the early solar system.</a> Journal of Visualized Experiments (JoVE). (88), e51541 (2014).</li><li>Poppe, T., Schr&#228;pler, R. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Further+experiments+on+collisional+tribocharging+of+cosmic+grains.">Further experiments on collisional tribocharging of cosmic grains.</a> Astronomy &amp; Astrophysics. 438, 1-9 (2005).</li><li>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. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Photometric+spectral+phase+and+temperature+effects+on+Vesta+and+HED+meteorites:+Implications+for+Dawn+mission.">Photometric spectral phase and temperature effects on Vesta and HED meteorites: Implications for Dawn mission.</a> Icarus. 217, 153-168 (2012).</li><li>Gehrels, T. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Minor+planets.+I.+The+rotation+of+Vesta.+Photometric+studies+of+asteroids.">Minor planets. I. The rotation of Vesta. Photometric studies of asteroids.</a> Astronomical Journal. 72, 929-938 (1967).</li><li>Bertini, I., La Forgia, F., Tubiana, C., G&#252;ttler, 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&#39;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., K&#252;hrt, E., K&#252;ppers, 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. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=The+scattering+phase+function+of+comet+67P/Churyumov-Gerasimenko+coma+as+seen+from+the+Rosetta/OSIRIS+instrument.">The scattering phase function of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko coma as seen from the Rosetta/OSIRIS instrument.</a> Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 469, 404-415 (2017).</li></ol>

Die Autoren haben nichts zu verraten.

Experimentelle, theoretische und rechnerische Methoden wurden für die Lichtstreuung durch diskrete zufällige Teilchenmedien vorgestellt. Die experimentellen Methoden wurden verwendet, um die grundlegenden Konzepte in den theoretischen und rechnerischen Methoden zu validieren. Die letztgenannten Methoden wurden dann erfolgreich bei der Interpretation astronomischer Beobachtungen des Asteroiden (4) Vesta und des Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko angewandt.
Das experimentelle Streumesser basiert auf einer ultraschallgesteuerten Probenschwebe, die Mueller-Matrixmessungen für ein Probenaggregat in gewünschter Ausrichtung ermöglicht. Das Aggregat kann in den Messungen wiederholt verwendet werden, da es möglich ist, das Aggregat nach jedem Messsatz zu konservieren. Dies ist das erste Mal, dass solche berührungslosen, zerstörungsfreien Streumessungen an einer Probe unter voller Kontrolle durchgeführt werden.
Die theoretischen und rechnerischen Methoden basieren auf den sogenannten inkohärenten Streu-, Absorptions- und Aussterbeprozessen in zufälligen Medien. Während die genauen elektromagnetischen Wechselwirkungen nach der konfigurationsischen Mittelung immer kohärent innerhalb eines unendlichen Zufallsmediums auftreten, bleiben nur inkohärente Wechselwirkungen zwischen Volumenelementen von Teilchen. In der vorliegenden Arbeit werden die inkohärenten Wechselwirkungen zwischen diesen Elementen genau durch die Verwendung der Maxwell-Gleichungen berücksichtigt: Nachdem die kohärenten Felder von den Feldern im freien Raum subtrahiert wurden, bleiben die inkohärenten Felder innerhalb des zuzufälligen Mediums übrig. Die Behandlung wurde derzeit insofern in vollem Umfang durchgeführt, als die Wechselwirkungen sowie die Aussterbe-, Streuungs- und Absorptionskoeffizienten des Mediums im Rahmen inkohärenter Wechselwirkungen abgeleitet werden. Darüber hinaus hat sich gezeigt, dass die Berücksichtigung der kohärenten Feldeffekte auf die Schnittstelle zwischen freiem Raum und dem zufälligen Medium zu einer erfolgreichen Gesamtbehandlung für ein eingeschränktes Zufallsmedium führt.
Die Anwendung der theoretischen und rechnerischen Methoden wurde für experimentelle Messungen eines kugelförmigen Kugelprobenaggregats im mm-Maßstab veranschaulicht, das aus kugelförmigen SiO 2-Partikeln im Submikron-Skala besteht. Die Anmeldung zeigt eindeutig, dass das Probenaggregat aus einer Verteilung von Partikeln mit unterschiedlichen Größen bestehen muss, anstatt aus äquisitierten kugelförmigen Partikeln bestehen zu müssen. Für die Charakterisierung zufälliger Medien kann dieses Ergebnis weitreichende Folgen haben: Es ist plausibel, dass die Medien wesentlich komplexer sind als das, was früher mit modernsten Charakterisierungsmethoden abgeleitet wurde.
Die synoptische Interpretation des Spektrums für Asteroid (4) Vesta über die sichtbaren und nahinfraroten Wellenlängen sowie vestas photometrische und polarimetrische Phasenkurven bei einer Wellenlänge von 0,45 m zeigt, dass es praktisch ist, die numerischen Methoden zu nutzen. bei der Beschränkung der Mineralzusammensetzungen, der Partikelgrößenverteilung sowie der Regolithvolumendichte aus entfernten astronomischen Beobachtungen. Diese Abrufe werden durch die Simultaninterpretation der photometrischen Phasenkurven für den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko hinsichtlich komaierter und zellscharfer. Schließlich wurde eine realistische Modellierung der polarimetrischen Phasenkurve von 67P erhalten20. Es gibt große Zukunftsperspektiven bei der Anwendung der gegenwärtigen Methoden bei der Interpretation von Beobachtungen von Objekten des Sonnensystems im Allgemeinen.
Es gibt Zukunftsperspektiven für den gegenwärtigen kombinierten experimentellen und theoretischen Ansatz. Da es äußerst schwierig ist, zufällige Medien, die aus Inhomogenitäten im Subwellenlängenmaßstab bestehen, genau zu charakterisieren, können kontrollierte Mueller-Matrix-Messungen ein Werkzeug zum Abrufen von Informationen über die Volumendichte und Partikelgrößenverteilung in das Medium. Die quantitative Umkehrung dieser physikalischen Parameter wird durch die neuartigen numerischen Methoden erleichtert.

Asteroiden, Kometenkerne und Objekte des luftlosen Sonnensystems im Großen und Ganzen werden von planetarischen Regolithen, losen Schichten von Teilchen unterschiedlicher Größe, Form und Zusammensetzung bedeckt. Für diese Objekte werden zwei allgegenwärtige astronomische Phänomene in kleinen Sonnenphasenwinkeln beobachtet (sonnenobjekt-Beobachterwinkel). Zunächst wird die Helligkeit des streunenden Lichts in der astronomischen Magnitudenskala beobachtet, um nichtlinear in Richtung des Nullphasenwinkels zu zunehmen, der gemeinhin als Oppositionseffekt1,2bezeichnet wird. Zweitens wird das gestreute Licht teilweise linear parallel zur Streuebene (der Sonnenobjekt-Beobachterebene) polarisiert, die gemeinhin als negative Polarisation3bezeichnet wird. Die Phänomene haben seit Ende des 19. Jahrhunderts keine quantitative Interpretation für den Oppositionseffekt und seit Anfang des 20. Jahrhunderts für die negative Polarisierung. Ihre richtige Interpretation ist Eine Voraussetzung für die quantitative Interpretation der photometrischen, polarimetrischen und spektrometrischen Beobachtungen von airless-Objekten sowie für die Radarstreuung von ihren Oberflächen.
Es wurdevorgeschlagen 4,5,6,7, dass der kohärente Rückstreumechanismus (CBM) bei der Mehrfachstreuung zumindest teilweise für die astronomischen Phänomene verantwortlich ist. Im CBM stören Partizipatorwellen, die mit den gleichen Streuern in entgegengesetzter Reihenfolge interagieren, immer konstruktiv in die exakte Rückstreurichtung. Dies ist auf die gleichzeitigen optischen Pfade der wechselseitigen Wellen zurückzuführen. In anderen Richtungen variiert die Interferenz von destruktiv bis konstruktiv. Die Konfigurationsmittelung innerhalb eines diskreten zuzufälligen Partikelmediums führt zu einer verbesserten Rückstreuung. Was die lineare Polarisation betrifft, so ist das CBM selektiv und führt zu einer negativen Polarisation bei positiv polarisierenden Einzelstreuern, ein gemeinsames Merkmal bei der Einzelstreuung (vgl. Rayleigh-Streuung, Fresnel-Reflexion).
Die Streuung und Absorption elektromagnetischer Wellen (Licht) in einem makroskopischen Zufallsmedium mikroskopischer Teilchen stellt ein offenes Rechenproblem in der planetarischen Astrophysik8,9dar. Wie oben dargestellt, hat dies dazu geführt, dass es keine quantitativen inversen Methoden zur Interpretation bodenbasierter und raumbasierter Beobachtungen von Objekten des Sonnensystems gibt. Im vorliegenden Manuskript werden neuartige Methoden vorgestellt, um die Kluft zwischen den Beobachtungen und ihrer Modellierung zu überbrücken.
Experimentelle Messungen der Streuung durch eine Kleinpartikelprobe in kontrollierter Position und Ausrichtung (sechs Freiheitsgrade) blieben offen. Streueigenschaften für einzelne Partikel wurden früher als Ensembledurchschnitte über größe, Form und Ausrichtungsverteilung10 gemessen, indem ein Partikelfluss durch das Messvolumen eingeführt wurde. Streueigenschaften für Einzelne Partikel in der Schwebe wurden z.B. mit elektrodynamischer Schwebebahn11 und optischer Pinzette12,13,14durchgeführt. Im vorliegenden Manuskript wird eine neuartige experimentelle Methode angeboten, die auf Ultraschallschwebeung mit voller Kontrolle der Probenposition und -ausrichtung basiert.
Das vorliegende Manuskript fasst die Ergebnisse eines Projekts zusammen, das 2013-2018 vom Europäischen Forschungsrat (ERC) für fünf Jahre gefördert wurde: Streuung und Absorption elektromagnetischer Wellen in particuLate Medien (SAEMPL, ERC Advanced Grant). SAEMPL gelang es, seine drei Hauptziele zu erreichen: Erstens wurden neuartige numerische Monte-Carlo-Methoden für die mehrfache Streuung durch diskrete zufällige Medien von dicht gepackten Teilchen16,17,18abgeleitet; zweitens wurde eine neuartige experimentelle Instrumentierung für kontrollierte Labormessungen vonValidierungsproben in der Schwebe 15 entwickelt und konstruiert; drittens wurden die numerischen und experimentellen Methoden angewandt, um astronomische Beobachtungen zu interpretieren19,20.
Im Folgenden werden Protokolle zur Nutzung der experimentellen Streupipeline für Messungen, der entsprechenden Rechenpipeline sowie der Anwendungspipelines ausführlich beschrieben. Die Rechenpipeline besteht aus Software für asymptotisch exakte Berechnungen bei endlichen Teilchensystemen (Superposition T-Matrix-Methode STMM21 und Volume Integral Equation Method VIEM22) und ungefähre Berechnungen für asymptotisch unendliche diskrete Zufallsmedien von Teilchen mit mehreren Streumethoden (SIRIS23,24, Radiativtransfer mit coherent Backscattering RT-CB8,9und Strahlungstransfer mit wechselseitigen Transaktionen R2T216,17,18). Die experimentelle Pipeline umfasst die Vorbereitung, Lagerung und Nutzung der Proben, deren Schwebung im Messvolumen und die Durchführung der tatsächlichen Streumessung über den Bereich der Streuwinkel mit unterschiedlichem Polarisator. Konfigurationen. Die Anwendungspipeline betrifft die Nutzung der rechnerischen und experimentellen Pipelines zur Interpretation astronomischer Beobachtungen oder experimenteller Messungen.

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

scattering and absorption of light in planetary regoliths

Theoretische, numerische und experimentelle Methoden werden für die mehrfache Streuung von Licht in makroskopischen diskreten Zufallsmedien dicht gepackter mikroskopischer Partikel vorgestellt. Die theoretischen und numerischen Methoden bilden einen Rahmen der Radiativen Übertragung mit wechselseitigen Transaktionen (R2T2). Das R2T2-Framework beinhaltet die Streureihenfolge von Taktungen im Frequenzraum in Monte Carlo, wobei davon ausgegangen wird, dass die fundamentalen Streuer und Absorber Wellenlängen-Volumenelemente sind, die aus einer großen Anzahl zufälliger verteilten Partikeln. Die diskreten Zufallsmedien sind vollgepackt mit den Volumenelementen. Für sphärische und nichtsphärische Partikel werden die Wechselwirkungen innerhalb der Volumenelemente exakt mit der Superposition T-Matrix-Methode (STMM) bzw. der Volume Integral Equation Method (VIEM) berechnet. Für beide Partikeltypen werden die Wechselwirkungen zwischen verschiedenen Volumenelementen exakt mit dem STMM berechnet. Da die Rückverfolgung innerhalb der diskreten Zufallsmedien stattfindet, werden inkohärente elektromagnetische Felder genutzt, d.h. das zusammenhängende Feld der Volumenelemente wird aus den Wechselwirkungen entfernt. Die experimentellen Methoden basieren auf der akustischen Schwebung der Proben für berührungslose, zerstörungsfreie Streumessungen. Die Schwebeung beinhaltet eine vollständige Ultraschallkontrolle der Probenposition und -ausrichtung, d.h. sechs Freiheitsgrade. Die Lichtquelle ist eine lasergesteuerte Weißlichtquelle mit Monochromator und Polarisator. Der Detektor ist ein Mini-Photomultiplier-Rohr auf einem rotierenden Rad, ausgestattet mit Polarisatoren. Die R2T2 wird anhand von Messungen für eine kugelförmige Probe von dicht gepackten sphärischen Kieselsäurepartikeln im mm-Maßstab validiert. Nach der Validierung werden die Methoden angewendet, um astronomische Beobachtungen für den Asteroiden (4) Vesta und den Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (Abbildung1) zu interpretieren, die kürzlich von der NASA-Dawn-Mission bzw. der ESA-Mission Rosetta besucht wurden.

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Scattering And Absorption of Light in Planetary Regoliths

Numerische und experimentelle Methoden werden für die mehrfache Streuung von Licht in diskreten Zufallsmedien dicht gepackter Teilchen vorgestellt. Die Methoden werden verwendet, um die Beobachtungen des Asteroiden (4) Vesta und des Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko zu interpretieren.

Streuung und Absorption des Lichts in planetarischen Regolithen

Theoretical, numerical, and experimental methods are presented for multiple scattering of light in macroscopic discrete random media of densely-packed ...

Die Methoden in diesem Protokoll können helfen, das offene Rechenproblem der Lichtstreuung durch planetarische Regolithen, dicht gepackte Schichten von Teilchen auf den Oberflächen von Asteroiden, die durch Kerne und andere Objekte des Sonnensystems gehen, zu lösen. Um die Berechnungen zu validieren, führen wir einzigartige berührungslose und zerstörungsfreie Messungen auf der Grundlage der Ultraschall-Probenschwebung ein. Wir haben die volle Kontrolle über die Position und Ausrichtung der Probe.Hier wenden wir validierte Berechnungsmethoden an, um Beobachtungen des Asteroiden 4 Vesta und 67P/Tschurjumow-Gerasimenko zu interpretieren. Die rechnerischen und experimentellen Methoden sind universell und können beispielsweise in der terrestrischen Fernerkundung, nanoskaligen Materialwissenschaften und biomedizinischen Optiken eingesetzt werden. Die Verwendung dieser Methoden erfordert Geduld.Der Aufwand zahlt sich jedoch aufgrund der absoluten und quantitativen Natur des Ergebnisses aus. Die visuelle Demonstration der Methoden ist von entscheidender Bedeutung. Der experimentelle Teil, der in diesem Video gezeigt wird, kombiniert modernste Techniken sowohl in der Optik als auch in der Akustik.Die Demonstration des Verfahrens werden Dr.Antti Penttila, Frau Julia Martikainen, Herr Petteri Helander, Herr Goran Maconi und Herr Timo Vaisanen sein. Richten Sie zunächst das Streumesser ein, indem Sie die Lichtquelle, Fotomultiplikatorröhren und Verstärker einschalten. Lassen Sie das System für 30 Minuten stabilisieren.Richten Sie als Nächstes den akustischen Sample-Levitator ein, indem Sie das Mikrofon in der Mitte des Levitators einsetzen und das Kalibrierskript ausführen. Dann machen Sie einen Messfeger mit einem leeren Levitator. Der Sweep zeigt alle Signale, die durch Umgebungslicht, Reflexionen aus der Umgebung oder elektrische Geräusche erzeugt werden.Verwenden Sie nach dem Setup einen akustisch transparenten Mesh-Löffel, um die Probe in den akustischen Levitator zu injizieren. Mit einer Videokamera und einer Hochvergrößerungsoptik können Sie die Ausrichtung und Stabilität der Probe vor und nach den Streumessungen überprüfen. Die Festigkeit und Assymmetrie der Akustikfalle ist für maximale Probenstabilität optimiert.Dadurch wird die Schallenergie so gering wie möglich eingestellt. Wenn die Probe asymmetrisch ist, drehen Sie sie um die vertikale Achse, um Informationen über ihre Form zu erhalten. Führen Sie die Drehung durch langsames Ändern der Ausrichtung der akustischen Falle.Wenden Sie während der Bildgebung zusätzliche Beleuchtung an, um die Bildqualität zu verbessern. Schließen Sie anschließend die Messkammer, um externes Licht zu blockieren. Wählen Sie über die Computerschnittstelle die Ausrichtung der Probe sowie die Winkelauflösung und den Bereich der Messung aus.Das eintreffende und das Streulicht werden durch motorisierte Linearpolarisatoren gefiltert. Führen Sie den automatisierten Mess-Sweep aus. Dadurch werden vier Punkte für jeden Winkel mit Polarisatorausrichtungen horizontal-horizontal, horizontal-vertikal, vertikal-vertikal und vertikal-horizontal gemessen.Stellen Sie die Probe nach der Messung wieder her, indem Sie das akustische Feld abschalten und die Probe auf das akustisch transparente Gewebe fallen lassen. Führen Sie dann einen weiteren Mess-Sweep mit einem leeren Levitator aus, um mögliche Drifts aufgrund der Umgebungslichtbedingungen zu erkennen. Wenn Sie fertig sind, speichern Sie die Daten.Analysieren Sie die Daten, um Mueller-Matrixelemente für jeden Winkel durch lineare Kombination von Intensitäten bei verschiedenen Polarisationen zu berechnen. Verwenden Sie zum Starten der Modellierung den SSH-Zugriff, um eine Verbindung zum CSC IT Center for Science Limited Cluster Taito herzustellen. Laden Sie alle erforderlichen Programme herunter und kompilieren Sie sie, die für Taito vorkonfiguriert sind, indem Sie bash compile.sh ausführen.Öffnen Sie anschließend den Texteditor Nano, und richten Sie die Parameter für einen einzelnen Streuer, ein Volumenelement und das untersuchte Beispiel ein, um dem untersuchten Beispiel zu entsprechen, indem Sie die Datei PARAMS ändern. Führen Sie dann die Pipeline aus, indem Sie den Befehl bash run.sh ausführen. Wenn Sie fertig sind, schreiben Sie die vollständige Mueller-Matrix des Samples als final.out in den temporären Ordner.Verwenden Sie Siris4, um die Streueigenschaften von Howarditpartikeln zu berechnen, indem Sie zuerst die ausführbare Datei Siris4 in denselben Ordner mit der Eingabedatei und der P-Matrix-Datei verschieben. Kopieren Sie dann die input_1. in und pmatrix_1.aus dem Testordner. In input_1. in, setzen Sie die Anzahl der Strahlen auf zwei Millionen, die Anzahl der Probenteilchen auf 1 000, die Standardabweichung des Radius auf 0,17 und den Leistungsrechtsindex der Korrelationsfunktion auf drei.Legen Sie dann den realen Teil des Brechungsindex auf 1,8 fest und verwenden Sie den imaginären Teil des Brechungsindex n, wie im Textprotokoll beschrieben. Führen Sie als Nächstes Siris4 aus, indem Sie den hier gezeigten Befehl für jede Wellenlänge von 0,4 bis 2,5 Mikrometer mit einem Größenbereich von 10 bis 200 Mikrometern Durchmesser mit einem Abtastschritt von 10 Mikrometern ausführen. Speichern Sie als Nächstes jede berechnete Streuphasenmatrix p in einem pmatrix_x.in der Datei. Das x im Dateinamen beschreibt die Wellenlängenzahl und reicht von eins bis 43 für jede Partikelgröße. Die Datei enthält die Streuwinkel sowie die Streumatrixelemente P11, P12, P22, P33, P34 und P44 für eine Wellenlänge und Partikelgröße.Durchschnittlich die erhaltenen Streuungsmatrizen, einzelne Streualbedos und mittlere freie Pfade über eine Größenverteilung des Energiegesetzes mit einem Index wert von 3,2. Verwenden Sie diffuse Streuer innerhalb eines Vesta-großen Volumes mit einem Brechungsindex von einem. Verwenden Sie in der Eingabedatei die durchschnittliche einzelne Streuung von Albedos und die mittleren freien Pfadlängen für interne Streuer.Führen Sie als Nächstes Siris4 bei jeder Wellenlänge aus, indem Sie den hier gezeigten Befehl ausführen, wobei x die Wellenlänge ist. Der Code liest die gemittelten Streuungsmatrizen als Eingabe für die internen diffusen Streuer. Skala Vestas beobachtete Spektren auf einen geometrischen Albedo-Wert von 0,42327 bei 0,55 Mikrometern.Um auf 17,4 Grad zu kommen, wenden Sie den Faktor 0,491 auf die skalierten Spektren an. Vergleichen Sie sowohl die modellierten als auch die beobachteten Spektren über den gesamten Wellenlängenbereich hinweg. Laden Sie zunächst die Quelldateien mit Git herunter und verschieben Sie die Dateien in das heruntergeladene Verzeichnis cd protocol4b.Als Nächstes laden Sie alle erforderlichen Programme herunter und kompilieren Sie sie, indem Sie bash compile.sh ausführen. Wenn Sie bereit sind, kopieren Sie die gemittelte Eingabestreuungsmatrix sowie die Amplitudenstreuungsmatrix in das aktuelle Arbeitsverzeichnis. Öffnen Sie als Nächstes den Texteditor Nano und ändern Sie die Datei PARAMS, um die gewünschten Parameter festzulegen.Führen Sie die Pipeline aus, indem Sie bash run.sh ausführen. Schreiben Sie dann die vollständige Mueller-Matrix als rtcb.out in den temporären Ordner. Starten Sie in MATLAB, und führen Sie die Mittelungsroutine powerlaw_ave aus.m die Ergebnisse über die Größenverteilung des Index minus drei nach Berechnung der Komaphasenfunktionen aus dem Siris4-Solver zu durchschnittlich. Die erwarteten Routineausgänge sind pmatrix2. in, Albedo und dem gemeinen freien Weg.Als Nächstes legen Sie die Ergebnisse der Ausgänge Albedo und den mittleren freien Pfad in die Eingabe fest. in der Datei. Legen Sie die Größe auf eine Milliarde fest, und legen Sie den Leistungsrechtsindex der Korrelationsfunktion für die Form auf 2,5 fest.Führen Sie dann Siris4 mit der hier gezeigten Befehlszeile aus, um die Kernphasenfunktion zu erhalten. Mit Siris4 wurden die Streueigenschaften von 100.000 Aggregaten gelöst und gemittelt. Diese Ergebnisse werden hier dargestellt und zeigen die experimentellen Messungen und eine zusätzliche Simulation ohne das effektive Medium.Beide Optionen für die Partikelverteilung ergaben eine Übereinstimmung mit der gemessenen Phasenfunktion, obwohl sie zu unterschiedlichen Polarisationseigenschaften führen. Diese Unterschiede können verwendet werden, um die zugrunde liegende Verteilung der Partikel in der Probe zu identifizieren. Die beste Wahl ist, die abgeschnittene Normalverteilung anstelle der Äquisepartikel zu verwenden.Wenn nur normalisierte Phasenfunktionen verwendet werden, ergeben die beiden Verteilungen ununterscheidbare Ergebnisse. Für die Depolarisation haben die numerischen Ergebnisse ähnliche Merkmale wie die gemessene Kurve, aber die Funktionen werden um 10 Grad in die Rückstreurichtung verschoben. Die Unterschiede in der Polarisation deuten darauf hin, dass die Probe vermutlich eine komplexere Struktur aufweist als das homogene Modell.Es ist jedoch jenseits der vorhandenen mikroskopischen Methoden für die Probencharakterisierung, um die wahre Struktur des Aggregats abzurufen. Hier wurde die photometrische Phasenkurve mit der linearen Abhängigkeit von der Magnitude begleitet, die den Effekt des Schattens in einem dicht gepackten hohen Albedo-Regolith nachahmt. Das Modell erklärt erfolgreich die beobachteten photometrischen und polarimetrischen Phasenkurven und bietet eine realistische Vorhersage für die maximale Polarisation.Auffallend ist, wie der winzige Bruchteil der kleinen Teilchenpopulation in der Lage ist, die Erklärung der Phasenkurven zu vervollständigen. Bei dieser Durchführung dieses Experiments ist die Ultraschall-Probenschwebung der Schlüssel zu erfolgreichen Streumessungen. Im rechnerischen Teil ist die inkohärente Behandlung der Streuung innerhalb des Mediums der Teilchen wesentlich.In Zukunft planen wir, die experimentellen Methoden auf größere und kleinere Proben auszudehnen, die in Zentimeter- und Mikrometerskalen reichen. Wir entwickeln derzeit Möglichkeiten, die vollständige Ultraschall-Probenkontrolle in Mikroskopen zu nutzen. Ergreifen Sie bei der Durchführung dieses Protokolls geeignete Vorsichtsmaßnahmen, da bei diesen Messungen leistungsstarke Ultraschall- und Lichtquellen verwendet werden.

Research

JoVE Journal

Engineering

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