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

Ricerca sostenuta dal ERC Advanced Grant no 320773. Ringraziamo il Laboratorio di Cronologia del Museo Finlandese di Storia Naturale per l'aiuto con la caratterizzazione campione.

1. Misurazione della dispersione della luce
<ol><li>
Impostazione del fucile per la misurazione (Figura 2)
	<ol>
<li>Per iniziare, impostare il grafico scatterometro attivando la sorgente luminosa, i tubi fotomoltiplicatori (PTO) e gli amplificatori. Lasciare stabilizzare il sistema per 30 min.</li>
		<li>Allineare e centrare il fascio incidente con fori. Due fori sono attaccati a punti pre-misurati sulla breadboard rotante, a 180 gradi di distanza e allo stesso raggio. Centrare il fascio sul primo foro stenopeico e regolarne l'angolo in modo che la luce entri anche attraverso il secondo foro.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
Impostazione del levitatore del campione acustico
	<ol>
<li>Successivamente, impostare il levitatore del campione acustico inserendo il microfono al centro del levitatore ed eseguendo lo script di calibrazione.</li>
		<li>Calibrare il levitatore acustico phased array misurando la pressione acustica per ogni elemento dell'array nel punto di levitazione previsto in funzione della tensione di guida. Utilizzare questa calibrazione per compensare le differenze tra i canali di array. Posizionare il microfono di calibrazione centrandone l'ombra sia nel fascio che in una trave perpendicolare creata con due specchi.</li>
		<li>Calcolare i parametri di guida per l'array che creano una trappola acustica asimmetrica e li forniscono all'elettronica di generazione del segnale. Ciò si ottiene riducendo al minimo il potenziale Gor'kov25 e allineando i gradienti di pressione nel punto di levitazione.</li>
		<li>Quindi, effettuare una sweep di misurazione con un levitatore vuoto. Lo sweep rivela tutti i segnali generati dalla luce ambientale, dai riflessi provenienti dall'ambiente circostante o dai rumori elettrici.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
Gestione, inserimento e misurazione dei campioni
	<ol>
<li>Una volta impostato, utilizzare un cucchiaio a rete trasparente acusticamente per iniettare il campione nel levitatore acustico.</li>
		<li>Utilizzando una videocamera e un'ottica ad alto ingrandimento, ispezionare l'orientamento e la stabilità del campione prima e dopo le misurazioni di dispersione.</li>
		<li>La resistenza e l'asimmetria della trappola acustica sono ottimizzate per la massima stabilità del campione. Di conseguenza, la potenza acustica è impostata il più basso possibile.</li>
		<li>Se il campione è asimmetrico, ruotarlo attorno all'asse verticale per ottenere informazioni sulla forma. Eseguire la rotazione modificando lentamente l'allineamento della trappola acustica. Durante l'imaging, applicare un'illuminazione aggiuntiva per migliorare la qualità dell'immagine.</li>
		<li>Quindi, chiudere la camera di misurazione per bloccare la luce esterna.</li>
		<li>Utilizzando l'interfaccia del computer, selezionare l'orientamento del campione, nonché la risoluzione angolare e l'intervallo di misurazione. L'entrata e la luce diffusa sono filtrate da polarizzatori lineari, che sono motorizzati.</li>
		<li>Eseguire la sweep di misurazione automatica. Questo misurerà quattro punti per ogni angolo con orientamenti polarizzatore di (orizzontale, orizzontale), (orizzontale, verticale), (verticale, verticale) e (verticale, orizzontale).</li>
		<li>Ripetere ogni sweep tre volte per eliminare gli outlier. Per i campioni asimmetrici, ripetere la misurazione con diversi orientamenti del campione.</li>
		<li>Recuperare il campione dopo la misurazione spegnendo il campo acustico e lasciando cadere il campione sul tessuto acusticamente trasparente. Quindi, eseguire un'altra sweep di misura con levitatore vuoto per rilevare eventuali deriva a causa delle condizioni di luce ambientale.</li>
		<li>Al termine, salvare i dati. Analizzare i dati per calcolare gli elementi della matrice Mueller per ogni angolo attraverso una combinazione lineare di intensità a diverse polarizzazioni1
</li>
	</ol>
</li>
</ol>2. Modellazione del supporto sferico densamente imballato in formato mm costituito da particelle sferiche
<ol><li>Per iniziare la modellazione, utilizzare l'accesso SSH per connettersi al cluster CSC – IT Center for Science Limited, Taito.  Scaricare e compilare tutti i programmi necessari che sono preconfigurati per Taito eseguendo bash compile.sh.</li>
	<li>Spostarsi nella directory di lavoro eseguendo cd $WRKDIR.</li>
	<li>Scarica i file delle sorgenti con git (git clone git-bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol2.git protocollo2).</li>
	<li>Passare alla directory appena creata cd protocol2.</li>
	<li>Scaricare e compilare i programmi necessari eseguendo bash compile.sh, preconfigurati per Taito.</li>
	<li>Successivamente, aprire l'editor di testo nano e impostare i parametri per un singolo scatterer, elemento volume e il campione studiato per abbinare il campione studiato modificando il file PARAMS.</li>
	<li>Quindi, eseguire pipeline eseguendo un comando bash run.sh. Al termine, scrivere la matrice Muteller completa dell'esempio nella cartella temp come final.out.</li>
</ol>3. Interpretazione degli spettri di riflessione per asteroidi (4) Vesta
<ol><li>Derivare i complessi indici di rifrazione per howardite.
	<ol>
<li>Scarica SIRIS4 (git clone git-bitbucket.org:planetarysystemresearch/siris4.2.git).</li>
		<li>Compilare eseguendo make nella cartella src.Compile by executing make in the src-folder. Rinominare l'eseguibile siris42 in siris4.</li>
		<li>In mainGo.f90, modificare la riga 395 in r0-0.05'rmax'sqrt(ran2). Compilare eseguendo make.</li>
		<li>Scaricare gli script MATLAB necessari eseguendo "git clone git-bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol4a.git".</li>
		<li>Copiare i file eseguibili creati nei passaggi 3.1.2.Copy the executable files created in steps 3.1.2. e 3.1.3. nella cartella JoVEOptimize.</li>
		<li>Passare alla cartella JoVEOptimize.</li>
		<li>In input1.in file, impostate il raggio su 30 m per la dimensione della particella howardite e fissate la parte reale dell'indice di rifrazione su 1,8. In input2.in file, impostare il raggio su 15.000 m.</li>
		<li>Stimare i limiti superiore e inferiore per la parte immaginaria degli indici di rifrazione e salvarli in due file separati. Il codice utilizza il metodo di bisezione e utilizza questi valori come punto di partenza.</li>
		<li>Nel file optimizek.m, impostate i nomi dei file superiore e inferiore della parte immaginaria degli indici di rifrazione e il nome file dello spettro di riflettanza misurato della polvere di identità. Impostare l'intervallo di lunghezza d'onda su 0,4–2,5 m con passi da 0,05 m.</li>
		<li>Eseguire optimizek.m in MATLAB per ottenere gli indici di rifrazione complessi per howardite (vedere La Figura 3). In primo luogo, il codice calcola le proprietà di dispersione per le particelle di howardite di 30 -m di dimensioni (raggio), quindi le utilizza come scatterer diffusi all'interno di un volume di 15.000 m.di dimensioni (raggio). Questi passaggi vengono ripetuti per ogni lunghezza d'onda fino a quando la riflettanza calcolata non corrisponde alla riflettanza misurata.</li>
	</ol></li>
	<li>Modellazione dello spettro di riflettanza di Vesta.
	<ol>
<li>
Calcolo delle proprietà di dispersione delle particelle howardite utilizzando SIRIS4
		<ol>
<li>Utilizzare SIRIS4 per calcolare le proprietà di dispersione delle particelle howardite spostando prima il file eseguibile siris4 nella stessa cartella con il file di input e il file p-matrix.  Quindi, copiare input_1.in e pmatrix_1.in dalla cartella test.</li>
			<li>In input_1.in, impostare il numero di raggi su 2 milioni, il numero di particelle campione su 1000, la deviazione standard del raggio a 0,17 e l'indice power-law della funzione di correlazione su 3. Quindi, impostare la parte reale dell'indice di rifrazione su 1,8 e utilizzare la parte immaginaria dell'indice di rifrazione n come descritto nel protocollo di testo.</li>
			<li>Successivamente, eseguire SIRIS4 eseguendo il comando mostrato qui per ogni lunghezza d'onda da 0,4 a 2,5 micron utilizzando un intervallo di dimensioni di 10 a 200 micron di diametro con una fase di campionamento di 10 micron.</li>
			<li>Successivamente, salvare ogni matrice di fase di dispersione calcolata P in un file pmatrix_x.in.  La x nel nome del file descrive il numero di lunghezza d'onda e varia da 1 a 43 per ogni dimensione della particella. Il file conterrà gli angoli di dispersione e gli elementi della matrice di dispersione P11, P12, P22, P33, P34 e P44 per una lunghezza d'onda e la dimensione delle particelle.</li>
		</ol>
</li>
		<li>
Media delle matrici di dispersione ottenute, degli albedo a dispersione singola e dei percorsi senza media su una distribuzione di dimensioni della legge di potenza con un indice di 3,2 19 del 12 , 24.<ol>
<li>Spostare i file pmatrix incartelle in modo che ogni cartella rappresenti una dimensione di particella e contenga le p-matrici calcolate per tutte le lunghezze d'onda. Denominare le cartelle fold1, fold2,..., foldN, dove N è il numero di dimensioni delle particelle.</li>
			<li>Scrivere le efficienze di dispersione ed estinzione qsca e qext, così come i valori di raggio della sfera di area-proiettata rcolpiti dai file outputQin un unico file, Qscas.dat.</li>
			<li>Passare alla cartella JoVEAverage scaricata nel passaggio 3.1.4.</li>
			<li>Spostare le cartelle e Qscas.dat nella stessa cartella con AvgPowerLaw.m.</li>
			<li>Eseguire AvgPowerLaw.m in MATLAB. Il codice calcola le matrici di dispersione medie, gli albedo a dispersione singola e le lunghezze medie dei percorsi liberi su una distribuzione delle dimensioni della legge di potenza con indice 3.2.</li>
		</ol>
</li>
		<li>
Calcolo dello spettro finale di Vesta utilizzando SIRIS4
		<ol>
<li>Utilizzare scatterer diffusi all'interno di un volume delle dimensioni di Vesta con un indice di rifrazione pari a 1. Nel file di input, utilizzare gli albedo a dispersione singola media e le lunghezze di percorso libero medio per i scatterer interni.</li>
			<li>Successivamente, eseguire SIRIS4 ad ogni lunghezza d'onda eseguendo il comando mostrato qui, dove X è la lunghezza d'onda. Il codice legge le matrici di dispersione medie come input per gli scatterer diffusi interni.</li>
			<li>Studiare la riflettanza assoluta con un angolo di fase di 17,4 gradi.</li>
			<li>Ottenere gli spettri osservati da Vesta con un angolo di fase di 17,4 gradi dal sistema di dati planetari della NASA26.</li>
			<li>Scalare gli spettri osservati da Vesta su un valore di albedo geometrico di 0,42327 a 0,55 micron27. Per arrivare a 17,4 gradi, applicare un fattore di 0,491 sugli spettri in scala28. Confrontare sia gli spettri modellati che quelli osservati nell'intera gamma di lunghezze d'onda.</li>
		</ol>
</li>
	</ol></li>
</ol>4. Modellazione fotometrica e polarimetrica di (4) Vesta
<ol><li>
Proprietà di dispersione di calcolo per gli elementi di volume contenenti particelle howardite a forma di Voronoi
	<ol>
<li>Collegati al cluster Taito di CSC – IT Center for Science Ltd. tramite l'accesso SSH.</li>
		<li>Spostarsi nella directory di lavoro eseguendo cd $WRKDIR.</li>
		<li>Scaricare i file di origine (git clone git-bitbucket.org:planetarysystemresearch/jvie_t_matrix.git).</li>
		<li>Compilare eseguendo make nella cartella -.</li>
		<li>Generare elementi di volume che contengono particelle di howardite a forma di Voronoi utilizzando un codice MATLAB voronoi_element.m. In voronoi_element.m, impostate la lunghezza d'onda su 0,45 m, N_elem su 128, il parametro size (elem_ka) su 10, l'indice power-law a 3, il raggio minimo della particella a 0,143 m, il raggio massimo delle particelle a 0,35 m, la densità di imballaggio al 30%, e utilizzate il complesso indice refrattivo derivato per Howardite.</li>
		<li>Eseguire voronoi_element.m in MATLAB. Il codice genera 128 file mesh per elementi di volume con diverse realizzazioni Voronoi-particelle utilizzando la distribuzione delle dimensioni di power-law.</li>
		<li>Calcolare le matrici Tper gli elementi di volume generati utilizzando JVIE. In runarray_JVIE_T.sh, impostare array -1-128 . I parametri sono k , 13,962634, mesh e il nome della mesh generata in 4.1.6, T_out , nome della matrice T di output, Matrice_T , 1 e elem_ka , 10.</li>
		<li>Eseguire JVIE eseguendo sbatch runarray_JVIE_T.sh.</li>
		<li>Calcolare le proprietà di dispersione medie dalle matrici Tcalcolate con il codice JVIE. Eseguire ./multi_T -N_Tin 128 nella stessa cartella in cui si trovano le matrici Tcalcolate. Il codice scrive la matrice Mueller incoerente media in e le sezioni trasversali e albedo in output.txt.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
Calcoli RT-CB
	<ol>
<li>Inizia scaricando i file di origine con git (git clone git bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol4b.git) e spostare i file nella directory scaricata protocol4b.</li>
		<li>Successivamente, scaricare e compilare tutti i programmi necessari eseguendo bash compile.sh.</li>
		<li>Quando si è pronti, copiare la matrice di dispersione di input media (passaggio 3.2.2.5) e la matrice di dispersione dell'ampiezza (passaggio 4.1.9) nella directory di lavoro corrente.</li>
		<li>Successivamente, aprire l'editor di testo, nano, e modificare il file PARAMS per impostare i parametri desiderati.</li>
		<li>Eseguire la pipeline eseguendo bash run.sh. Quindi, scrivere la matrice mutand in tramite Mueller completa nella cartella temp come rtcb.out.</li>
	</ol>
</li>
</ol>5. Interpretazione delle osservazioni per la cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.
<ol><li>
Calcolo di elementi di volume incoerenti con la sovrapposizione veloce Metodo T-matrix (FaSTMM) per i grani organici e particellati
	<ol>
<li>Eseguire ./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>Eseguire ./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>
Calcolo della matrice incoerente del Mueller media (pmatrix.in), dell'albedo (albedo), del percorso libero medio (mfp) e dell'indice di rifrazione efficace coerente (m_eff)
	<ol>
<li>Eseguire matlab. Comandi di tipo: 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; dove Csca_org e Cext_org sono le sezioni trasversali di dispersione ed estinzione incoerenti del passaggio 5.1.2 e Csca_sil e Cext_sil sono le sezioni trasversali di dispersione ed estinzione incoerenti del passaggio 5.1.3.</li>
		<li>Eseguire ./m_eff(Csca, r) nella riga di comando per ottenere m_eff dove è il raggio dell'elemento volume.</li>
	</ol>
</li>
	<li>Calcolo delle proprietà di dispersione per le particelle di coma.<ol>
<li>Impostare i valori dei passaggi 5.2.1 e 5.2.2 (ad esempio, albedo, mfp, m_eff nel file di input.in).</li>
		<li>Impostare l'indice power-law per la lunghezza di correlazione su 3.5 nel file input.in.</li>
		<li>Eseguire il risolutore SIRIS4 (./siris4 input.in pmatrix.in) per le dimensioni delle particelle da 5 m a 100 m utilizzando un passaggio di 5.</li>
		<li>Uscita delle funzioni di fase coma dal risolutore SIRIS4.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
Calcolo delle proprietà di dispersione del nucleo
	<ol>
<li>Iniziare da MATLAB ed eseguire la media di routine powerlaw_ave.m per calcolare la media dei risultati sulla distribuzione dell'indice -3 delle dimensioni della legge di potenza dopo aver calcolato le funzioni della fase di coma (passaggio 5.3.4) dal risolutore SIRIS4. Gli output di routine previsti sono pmatrix2.in, albedo e il percorso libero medio.</li>
		<li>Successivamente, impostare i risultati degli output, albedo e il percorso libero medio, nel file input.in.</li>
		<li>Impostare la dimensione su 1 miliardo e l'indice power-law della funzione di correlazione per la forma su 2,5. Quindi, eseguire SIRIS4 utilizzando la riga di comando illustrata di seguito per ottenere la funzione di fase del nucleo.</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. 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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. D. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=IRAS+Minor+Planet+Survey.+IRAS-A-FPA-3-RDR-IMPS-V6.0.">IRAS Minor Planet Survey. IRAS-A-FPA-3-RDR-IMPS-V6.0.</a> NASA Planetary Data System. , (2004).</li><li>Hicks, M. D., Buratti, B. J., Lawrence, K. J., Hillier, J., Li, J. -. Y., Vishnu Reddy, V., Schr&#246;der, S., Nathues, A., Hoffmann, M., Le Corre, L., Duffard, R., Zhao, H. -. B., Raymond, C., Russell, C., Roatsch, T., Jaumann, R., Rhoades, H., Mayes, D., Barajas, T., Truong, T. -. T., Foster, J., McAuley, A. <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>

Gli autori non hanno nulla da rivelare.

Sono stati presentati metodi sperimentali, teorici e computazionali per la diffusione della luce da parte di supporti casuali discreti di particelle. I metodi sperimentali sono stati utilizzati per convalidare i concetti di base nei metodi teorici e computazionali. Questi ultimi metodi sono stati poi applicati con successo nell'interpretazione delle osservazioni astronomiche dell'asteroide (4) Vesta e della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.
Lo scatterometro sperimentale si basa sulla levitazione del campione controllata a livello ultrasonica che consente di misurare la matrice Mueller per un aggregato campione nell'orientamento desiderato. L'aggregato può essere utilizzato ripetutamente nelle misurazioni, in quanto è possibile conservare l'aggregato dopo ogni set di misurazioni. Questa è la prima volta che tali misurazioni di dispersione non-contatto e non distruttivo vengono eseguite su un campione sotto il pieno controllo.
I metodi teorici e computazionali si basano sui cosiddetti processi di dispersione, assorbimento ed estinzione incoerenti nei media casuali. Mentre le interazioni elettromagnetiche esatte si verificano sempre in modo coerente, all'interno di un mezzo casuale infinito dopo la media di configurazione, solo le interazioni incoerenti rimangono tra gli elementi di volume delle particelle. Nel lavoro attuale, le interazioni incoerenti tra questi elementi sono esattamente contabilizzate utilizzando le equazioni di Maxwell: dopo aver sottratto i campi coerenti dai campi nello spazio libero, sono i campi incoerenti all'interno del supporto casuale che rimangono. Il trattamento è stato attualmente portato al suo rigore completo in quanto le interazioni, così come l'estinzione, la dispersione e i coefficienti di assorbimento del mezzo, sono derivate nel quadro di interazioni incoerenti. Inoltre, è stato dimostrato che la contabilizzazione degli effetti coerenti sul campo sull'interfaccia tra lo spazio libero e il mezzo casuale si traduce in un trattamento complessivo di successo per un mezzo casuale vincolato.
L'applicazione dei metodi teorici e computazionali è stata illustrata per le misurazioni sperimentali di un'aggregazione di campioni sferici su scala mm composta da particelle Sherical SiO2 su scala submicron. L'applicazione mostra, inequivocabilmente, che l'aggregato campione deve essere composto da una distribuzione di particelle di dimensioni variabili, invece di essere composto da particelle sferiche equizzate. Ci possono essere conseguenze di vasta portata di questo risultato per la caratterizzazione dei media casuali: è plausibile che i media siano significativamente più complessi di quanto è stato dedotto in precedenza utilizzando metodi di caratterizzazione all'avanguardia.
L'interpretazione sinotata dello spettro per l'asteroide (4) Vesta attraverso le lunghezze d'onda visibile e vicino all'infrarosso, nonché le curve di fase fotometrica e polarimetrica di Vesta alla lunghezza d'onda di 0,45 m mostra che è pratico utilizzare i metodi numerici nel vincolare le composizioni minerali, distribuzioni delle dimensioni delle particelle, così come la densità del volume di regolite da osservazioni astronomiche remote. Tali recuperi sono ulteriormente rafforzati dall'interpretazione simultanea delle curve di fase fotometrica per la cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko riguardo al suo coma e nucleo. Infine, è stata ottenuta una modellazione realistica della curva di fase polarimetrica di 67P20. Ci sono grandi prospettive future nell'applicare i metodi attuali nell'interpretazione delle osservazioni di oggetti del sistema solare in generale.
Ci sono prospettive future per l'attuale approccio sperimentale e teorico combinato. Poiché è estremamente difficile caratterizzare con precisione i supporti casuali composti da inomogeneità della scala della lunghezza d'onda, le misurazioni controllate di Mueller-matrice possono offrire uno strumento per recuperare informazioni sulla densità del volume e la distribuzione delle dimensioni delle particelle medio. L'inversione quantitativa di questi parametri fisici è facilitata dai nuovi metodi numerici.

Gli asteroidi, i nuclei cometari e gli oggetti del sistema solare senza aria in generale sono coperti da regoliti planetari, strati sciolti di particelle di dimensioni, forma e composizione variabili. Per questi oggetti, due fenomeni astronomici onnipresenti sono osservati a piccoli angoli di fase solare (l'angolo Sole-oggetto-oggetto-osservatore). In primo luogo, la luminosità della luce diffusa nella scala di magnitudine astronomica è osservata per aumentare non linearmente verso l'angolo di fase zero, comunemente chiamato effetto di opposizione1,2. In secondo luogo, la luce diffusa è parzialmente linearmente polarizzata parallelamente al piano di dispersione (il piano Sole-oggetto-oggetto), comunemente chiamata polarizzazione negativa3. I fenomeni sono privi di interpretazione quantitativa dalla fine del XIX secolo per l'effetto di opposizione e dall'inizio del XXsecolo per la polarizzazione negativa. La loro corretta interpretazione è un prerequisito per l'interpretazione quantitativa delle osservazioni fotometriche, polarimetriche e spettrometriche degli oggetti senza aria, così come la dispersione radar dalle loro superfici.
È stato suggerito4,5,6,7 che il meccanismo di backscattering coerente (CBM) nella dispersione multipla è almeno in parte responsabile dei fenomeni astronomici. Nel CBM, onde parziali, interagendo con gli stessi scatterer in ordine opposto, interferiscono sempre in modo costruttivo nella direzione esatta del backscattering. Ciò è dovuto ai percorsi ottici coincidenti delle onde reciproche. In altre direzioni, l'interferenza varia da distruttiva a costruttiva. La media di configurazione all'interno di un mezzo discreto discreto discreto di particelle determina una maggiore dispersione di backscattering. Per quanto riguarda la polarizzazione lineare, il CBM è selettivo e si traduce in polarizzazione negativa nel caso di singoli scatterer polarizzanti positivi, una caratteristica comune nella dispersione singola (cf. dispersione Di Rayleigh, riflessione di Fresnel).
La dispersione e l'assorbimento delle onde elettromagnetiche (luce) in un mezzo macroscopico casuale di particelle microscopiche ha costituito un problema computazionale aperto nell'astrofisica planetaria8,9. Come illustrato in precedenza, ciò ha portato all'assenza di metodi quantitativi inversi per interpretare le osservazioni terrestri e spaziali di oggetti del sistema solare. Nel presente manoscritto, vengono presentati nuovi metodi per colmare il divario tra le osservazioni e la loro modellazione.
Le misurazioni sperimentali della dispersione da parte di un campione di piccole particelle in posizione controllata e orientamento (sei gradi di libertà) sono rimaste aperte. Le caratteristiche di dispersione per singole particelle sono state precedentemente misurate come medie di insieme sulla distribuzione di dimensioni, forme e orientamento10 introducendo un flusso di particelle attraverso il volume di misurazione. Le caratteristiche di dispersione per singole particelle in levitazione sono state effettuate utilizzando, ad esempio, la levitazione elettrodinamica11 e le pinzette ottiche12,13,14. Nel presente manoscritto, un nuovo metodo sperimentale basato sulla levitazione ultrasonica con il pieno controllo della posizione e dell'orientamento del campione è offerto15.
Il presente manoscritto riassume i risultati di un progetto finanziato per cinque anni nel 2013-2018 dal Consiglio europeo della ricerca (ERC): Scattering and Absorption of ElectroMagnetic waves in ParticuLate media (SAEMPL, ERC Advanced Grant). SAEMPL è riuscita a raggiungere i suoi tre obiettivi principali: in primo luogo, nuovi metodi numerici Monte Carlo sono stati derivati per la dispersione multipla da supporti casuali discreti di particelle densamente imballate16,17,18; in secondo luogo, è stata sviluppata e costruita una nuova strumentazione sperimentale per misurazioni di laboratorio controllate di campioni di convalida in levitazione15; terzo, i metodi numerici e sperimentali sono stati applicati per interpretare le osservazioni astronomiche19,20.
In quello che segue, i protocolli per l'utilizzo della pipeline di dispersione sperimentale per le misurazioni, la pipeline di calcolo corrispondente, nonché le pipeline dell'applicazione sono descritti in dettaglio. La pipeline computazionale è costituita da un software per calcoli asastoticamente esatti nel caso di sistemi finiti di particelle (Superposition T-Matrix Method STMM21 e Volume Integral Equation Method VIEM22) e approssimativo calcoli per anoptoticamente infinito discreto supporti casuali di particelle utilizzando più metodi di dispersione (SIRIS23,24, trasferimento radiativo con coerente Backscattering RT-CB8,9e Trasferimento radiativo con transazioni reciproche R2T216,17,18). La pipeline sperimentale comprende la preparazione, l'immagazzinamento e l'utilizzo dei campioni, la loro levitazione nel volume di misurazione ed eseguire la misurazione effettiva della dispersione attraverso la gamma di angoli di dispersione con polarizzatore variabile Configurazioni. La pipeline applicativa riguarda l'utilizzo delle pipeline computazionali e sperimentali per interpretare osservazioni astronomiche o misurazioni sperimentali.

<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

I metodi teorici, numerici e sperimentali sono presentati per la dispersione multipla di luce in supporti casuali discreti macroscopici di particelle microscopiche densamente imballate. I metodi teorici e numerici costituiscono un quadro di trasferimento radiativo con transazioni reciproche (R2T2). Il quadro R2T2 prevede il tracciamento dell'ordine di dispersione delle interazioni nello spazio di frequenza di Monte Carlo, supponendo che gli scatterer e gli assorbitori fondamentali siano elementi di volume su scala d'onda composti da un gran numero di particelle distribuite. I supporti casuali discreti sono completamente imballati con gli elementi di volume. Per le particelle sferiche e non sferiche, le interazioni all'interno degli elementi di volume vengono calcolate esattamente utilizzando il metodo STMM (Superposition T-Matrix Method) e il Volume Integral Equation Method (VIEM). Per entrambi i tipi di particelle, le interazioni tra diversi elementi di volume vengono calcolate esattamente utilizzando STMM. Poiché il tracciamento avviene all'interno dei supporti casuali discreti, vengono utilizzati campi elettromagnetici incoerenti, cioè il campo coerente degli elementi di volume viene rimosso dalle interazioni. I metodi sperimentali si basano sulla levitazione acustica dei campioni per misurazioni scattering non-contatto e non distruttive. La levitazione comporta il pieno controllo ultrasonico della posizione e dell'orientamento del campione, cioè sei gradi di libertà. La sorgente luminosa è una fonte di luce bianca azionata a laser con monocromatore e polarizzatore. Il rivelatore è un mini-tubo fotomoltiplicatore su una ruota rotante, dotato di polarizzatori. L'R2T2 viene convalidato utilizzando misurazioni per un campione sferico in scala mm di particelle di silice sferiche densamente imballate. Dopo la convalida, i metodi vengono applicati per interpretare le osservazioni astronomiche per l'asteroide (4) Vesta e la cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko (Figura 1) recentemente visitati dalla missione Dawn della NASA e dalla missione Rosetta dell'ESA, rispettivamente.

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Scattering And Absorption of Light in Planetary Regoliths

I metodi numerici e sperimentali sono presentati per la dispersione multipla di luce in supporti casuali discreti di particelle densamente imballate. I metodi sono utilizzati per interpretare le osservazioni dell'asteroide (4) Vesta e della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.

Dispersione e assorbimento della luce nei regoliti planetari

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

I metodi di questo protocollo possono aiutare a risolvere il problema computazionale aperto dello scattering della luce da regolite planetarie, strati densamente pieni di particelle sulle superfici degli asteroidi che attraversano nuclei e altri oggetti del sistema solare. Per convalidare i calcoli, introduciamo misurazioni uniche senza contatto e non distruttive basate sulla levitazione del campione ad ultrasuoni. Abbiamo il pieno controllo sulla posizione e l'orientamento del campione.Qui applichiamo metodi computazionali convalidati per interpretare le osservazioni dell'asteroide 4 Vesta e 67P/Churyumov-Gerasimenko. I metodi computazionali e sperimentali sono universali e possono essere applicati ad esempio nel telerilevamento terrestre, nelle scienze dei materiali su scala nanometrica e nell'ottica biomedica. L'utilizzo di questi metodi richiede pazienza.Tuttavia, lo sforzo ripaga a causa della natura assoluta e quantitativa del risultato. La dimostrazione visiva dei metodi è fondamentale. La parte sperimentale mostrata in questo video combina tecniche all'avanguardia sia in ottica che in acustica.A dimostrare la procedura saranno il Dott. Antti Penttila, la Sig.ra Julia Martikainen, il Sig. Petteri Helander, il Sig. Goran Maconi e il Sig. Timo Vaisanen. Per iniziare, impostare lo scatterometro accendendo la sorgente luminosa, i tubi moltiplicatori fotografici e gli amplificatori. Lasciare stabilizzare il sistema per 30 minuti.Successivamente, impostare il levitatore del campione acustico inserendo il microfono al centro del levitare ed eseguendo lo script di calibrazione. Quindi fare una sweep di misura con un levitator vuoto. Lo sweep rivela tutti i segnali generati dalla luce ambientale, dai riflessi dall'ambiente circostante o dai rumori elettrici.Una volta impostato, utilizzare un cucchiaio a rete acusticamente trasparente per iniettare il campione nel levitatore acustico. Utilizzando una videocamera e un'ottica ad alto ingrandimento, ispezionare l'orientamento e la stabilità del campione prima e dopo le misurazioni di scattering. La resistenza e l'assimetria della trappola acustica sono ottimizzate per la massima stabilità del campione.Di conseguenza, la potenza acustica è impostata il più in basso possibile. Se il campione è asimmetrico, ruotarlo attorno all'asse verticale per ottenere informazioni sulla sua forma. Eseguire la rotazione modificando lentamente l'allineamento della trappola acustica.Durante l'imaging, applicare un'illuminazione aggiuntiva per migliorare la qualità dell'immagine. Quindi, chiudere la camera di misura per bloccare la luce esterna. Utilizzando l'interfaccia del computer, selezionare l'orientamento del campione, nonché la risoluzione angolare e l'intervallo della misurazione.La luce in entrata e la luce diffusa sono filtrate da polarizzatori lineari motorizzati. Eseguire lo sweep di misurazione automatizzato. In questo modo verranno misurati quattro punti per ogni angolo con orientamenti polarizzatori orizzontale-orizzontale, orizzontale-verticale, verticale-verticale e verticale-orizzontale.Recuperare il campione dopo la misurazione spegnendo il campo acustico e lasciando cadere il campione sul tessuto acusticamente trasparente. Quindi eseguire un'altra sweep di misura con un levitare vuoto per rilevare eventuali derive dovute alle condizioni di luce ambientale. Al termine, salvare i dati.Analizza i dati per calcolare gli elementi della matrice di Mueller per ogni angolo attraverso una combinazione lineare di intensità a diverse polarizzazioni. Per iniziare a modellare, utilizzare l'accesso SSH per connettersi al CSC IT Center for science limited cluster Taito. Scarica e compila tutti i programmi richiesti che sono preconfigurati per Taito eseguendo bash compile.sh.Quindi, apri l'editor di testo Nano e imposta i parametri per un singolo scatterer, elemento volume e il campione studiato per abbinare il campione studiato modificando il file PARAMS. Quindi eseguire la pipeline eseguendo il comando bash run.sh. Al termine, scrivere la matrice Mueller completa dell'esempio nella cartella temp come final.out.Utilizzate Siris4 per calcolare le proprietà di scattering delle particelle di howardite spostando prima il file eseguibile Siris4 nella stessa cartella con il file di input e il file della matrice P. Quindi copia il input_1. in e pmatrix_1.dalla cartella di prova. In input_1. in, impostare il numero di raggi su due milioni, il numero di particelle campione a 1.000, la deviazione standard del raggio a 0,17 e l'indice della legge di potenza della funzione di correlazione a tre.Quindi impostare la parte reale dell'indice di rifrazione su 1,8 e utilizzare la parte immaginaria dell'indice di rifrazione n come descritto nel protocollo di testo. Successivamente, eseguire Siris4 eseguendo il comando mostrato qui per ogni lunghezza d'onda da 0,4 a 2,5 micron utilizzando un intervallo di dimensioni da 10 a 200 micron di diametro con un passaggio di campionamento di 10 micron. Quindi, salvare ogni matrice di fase di scattering calcolata p in un pmatrix_x.in archivio. La x nel nome del file descrive il numero di lunghezza d'onda e varia da uno a 43 per ogni dimensione delle particelle. Il file conterrà gli angoli di dispersione così come gli elementi della matrice di scattering P11, P12, P22, P33, P34 e P44 per una lunghezza d'onda e dimensione delle particelle.Media le matrici di scattering ottenute, albedos a dispersione singola e percorsi liberi medi su una distribuzione delle dimensioni della legge di potenza con un indice di 3,2. Utilizzare scatterer diffusi all'interno di un volume delle dimensioni di Vesta con un indice di rifrazione di uno. Nel file di input, usate l'Albedos a dispersione singola media e le lunghezze medie dei tracciati liberi per gli scatterer interni.Quindi, eseguire Siris4 ad ogni lunghezza d'onda eseguendo il comando mostrato qui dove x è la lunghezza d'onda. Il codice legge le matrici di scattering medie come input per gli scatterer diffusi interni. Scala gli spettri osservati di Vesta ad un valore geometrico di Albedo di 0,42327 a 0,55 micron.Per arrivare a 17,4 gradi, applicare un fattore di 0,491 sugli spettri in scala. Confrontare sia gli spettri modellati che gli spettri osservati su tutta la gamma di lunghezze d'onda. Inizia scaricando i file di origine con Git e sposta i file nel protocollo CD4b della directory scaricata.Quindi, scarica e compila tutti i programmi richiesti eseguendo bash compile.sh. Quando è pronto, copiare la matrice di scattering di input media e la matrice di dispersione dell'ampiezza nella directory di lavoro corrente. Aprire quindi l'editor di testo Nano e modificare il file PARAMS per impostare i parametri desiderati.Eseguire la pipeline eseguendo bash run.sh. Quindi scrivere la matrice Mueller completa nella cartella temp come rtcb.out. Iniziate in MATLAB ed eseguite la routine di powerlaw_ave.m per calcolare in media i risultati sulla distribuzione delle dimensioni della legge di potenza dell'indice meno tre dopo aver calcolato le funzioni della fase coma dal risolutore Siris4. Gli output di routine previsti sono pmatrix2. in, Albedo e il percorso libero medio.Quindi, impostare i risultati delle uscite Albedo e il percorso libero medio nell'ingresso. in archivio. Impostare la dimensione su un miliardo e impostare l'indice della legge di potenza della funzione di correlazione per la forma su 2,5.Quindi eseguire Siris4 usando la riga di comando mostrata qui per ottenere la funzione di fase del nucleo. Con Siris4, le proprietà di scattering di 100.000 aggregati furono risolte e mediate. Questi risultati sono qui tracciati mostrando le misurazioni sperimentali e una simulazione aggiuntiva senza il mezzo efficace.Entrambe le scelte per la distribuzione delle particelle hanno prodotto una corrispondenza con la funzione di fase misurata anche se si traducono in diverse caratteristiche di polarizzazione. Queste differenze possono essere utilizzate per identificare la distribuzione sottostante delle particelle nel campione. La scelta migliore è usare la distribuzione normale troncata invece delle particelle equizzate.Se vengono utilizzate solo funzioni di fase normalizzate, le due distribuzioni danno risultati indistinguibili. Per la depolarizzazione, i risultati numerici hanno caratteristiche simili alla curva misurata, ma le funzioni vengono spostate di 10 gradi nella direzione di backscattering. Le differenze nella polarizzazione indicano che il campione ha presumibilmente una struttura più complessa rispetto al modello omogeneo.Tuttavia, è al di là dei metodi microscopici esistenti per la caratterizzazione del campione recuperare la vera struttura dell'aggregato. Qui la curva di fase fotometrica è stata accompagnata dalla dipendenza lineare dalla magnitudine che imita l'effetto dell'ombra in una regolite di Albedo densamente imballata. Il modello spiega con successo le curve di fase fotometriche e polarimetriche osservate e offre una previsione realistica per la massima polarizzazione.Colpisce come la frazione minuti della piccola popolazione di particelle sia in grado di completare la spiegazione delle curve di fase. Quando si esegue questo esperimento, la levitazione del campione ad ultrasuoni è la chiave per misurazioni di dispersione di successo. Nella parte computazionale, il trattamento incoerente dello scattering all'interno del mezzo delle particelle è essenziale.In futuro, abbiamo in programma di estendere i metodi sperimentali sia ai campioni più grandi che a quelli più piccoli che raggiungono scale di centimetri e micrometri. Attualmente stiamo sviluppando modi per utilizzare il controllo completo dei campioni ad ultrasuoni nei microscopi. Prendere le precauzioni appropriate quando si esegue questo protocollo poiché in queste misurazioni vengono utilizzate potenti sorgenti ultrasoniche e luminose.

Research

JoVE Journal

Engineering

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