Name: scattering and absorption of light in planetary regoliths
Uploaded: 2019-07-01T13:00:00
Duration: 11 min 34 s
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ERCアドバンスト・グラント第320773号の研究。私たちは、サンプルの特徴付けの助けのためにフィンランド自然史博物館の年表の研究室に感謝します。

1. 光散乱測定
<ol><li>
測定用散乱計の設定 (図 2)
	<ol>
<li>まず、光源、光乗数チューブ(PMT)、アンプをオンにして散乱計を設定します。システムが30分間安定するようにします。</li>
		<li>入射ビームをピンホールで位置合わせし、中央に配置します。2つのピンホールは、回転するブレッドボード上の事前に測定されたポイントに、180°離れて、同じ半径で取り付けられています。最初のピンホールにビームを中央に配置し、ライトが 2 番目のピンホールを通って入るように角度を調整します。</li>
	</ol>
</li>
	<li>
音響サンプル浮上器の設定
	<ol>
<li>次に、浮動子の中央にマイクを挿入し、キャリブレーションスクリプトを実行して、音響サンプル浮上器を設定します。</li>
		<li>駆動電圧の関数として意図された浮上スポット内の各アレイ要素の音響圧力を測定することにより、位相配列音響浮上器を校正します。このキャリブレーションを使用して、配列チャネル間の差を補正します。キャリブレーションマイクを、ビームと2つのミラーで作成した垂直ビームの両方にシャドウを中央に配置します。</li>
		<li>非対称音響トラップを作成し、信号生成エレクトロニクスに供給するアレイの駆動パラメータを計算します。これは、ゴルコフ電位25を最小化し、浮上スポットで圧力勾配を整列させることによって達成されます。</li>
		<li>次に、空の浮上機で測定スイープを行います。スイープは、周囲光、周囲からの反射、または電気ノイズによって生成される信号を明らかにします。</li>
	</ol>
</li>
	<li>
サンプル処理、挿入、測定
	<ol>
<li>セットアップが完了したら、音響透明メッシュスプーンを使用して、サンプルを音響浮上器に注入します。</li>
		<li>ビデオカメラと高倍率光学系を使用して、散乱測定の前後にサンプルの向きと安定性を検査します。</li>
		<li>音響トラップの強さおよび非対称性は最高のサンプル安定性のために最大限に活用される。その結果、音響パワーは可能な限り低く設定されます。</li>
		<li>サンプルが非対称の場合は、縦軸を中心に回転させて形状に関する情報を得ます。音響トラップの位置合わせをゆっくりと変更して回転を実行します。イメージング中に、画像品質を向上させるために追加のイルミネーションを適用します。</li>
		<li>次に、測定室を閉じて外部光を遮断します。</li>
		<li>コンピュータインターフェイスを使用して、サンプルの向き、および測定の角度分解能と範囲を選択します。着信と散乱光は、電動化された線形偏光器によってフィルタリングされます。</li>
		<li>自動測定スイープを実行します。これは、偏光器の向き(水平、水平)、(水平、垂直)、(垂直、垂直)、および(垂直、水平)の各角度の4点を測定します。</li>
		<li>外れ値を除去するために、各スイープを 3 回繰り返します。非対称サンプルの場合は、異なるサンプル方向で測定を繰り返します。</li>
		<li>測定後にサンプルを回収し、音響フィールドをオフにし、サンプルを音響的に透明な生地に落とします。次に、空の浮上機で別の測定スイープを実行し、周囲光条件によるドリフトの可能性を検出します。</li>
		<li>完了したら、データを保存します。異なる偏光1の強度の線形組み合わせを通じて、各角度のミューラー行列要素を計算するためにデータを分析します。
</li>
	</ol>
</li>
</ol>2. 球状粒子からなるmmサイズの密集した球面媒体のモデリング
<ol><li>モデリングを開始するには、SSH アクセスを使用して CSC に接続します 。 bash compile.shを実行して、Taito 用に事前に構成されている必要なすべてのプログラムをダウンロードしてコンパイルします。</li>
	<li>cd $WRKDIRを実行して作業ディレクトリに移動します。</li>
	<li>git(gitクローンgit@bitbucket.org:惑星システム研究/プロトコル2.gitプロトコル2)でソースファイルをダウンロードしてください。</li>
	<li>新しく作成されたディレクトリcd プロトコル 2に移動します。</li>
	<li>Taito 用にあらかじめ構成されているbash compile.shを実行して、必要なプログラムをダウンロードしてコンパイルします。</li>
	<li>次に、テキストエディタnanoを開き、単一の散乱体、体積要素、および研究されたサンプルのパラメータを設定して、ファイルPARAMSを変更して、研究されたサンプルと一致させる。</li>
	<li>次に、コマンド バッシュ run.shを実行してパイプラインを実行します。完了したら、サンプルの完全な Mueller マトリックスをfinal.outとして一時フォルダーに書き込みます。</li>
</ol>3. 小惑星の反射スペクトルの解釈 (4) Vesta
<ol><li>ハハウントの複雑な屈折指数を導出する。
	<ol>
<li>SIRIS4(gitクローンgit@bitbucket.org:惑星システムリサーチ/siris4.2.git)をダウンロードしてください。</li>
		<li>src フォルダでmakeを実行してコンパイルします。実行可能な siris42の名前をsiris4に変更します。</li>
		<li>mainGo.f90では、行 395 をr0=0.05*rmax*sqrt(ran2)に変更します。makeを実行してコンパイルします。</li>
		<li>「gitクローンgit@bitbucket.org:惑星システム研究/プロトコル4a.git」を実行して、必要なMATLABスクリプトをダウンロードしてください。</li>
		<li>手順 3.1.2 で作成した実行可能ファイルをコピーします。および 3.1.3.[JoVEOptimize-] フォルダに移動します。</li>
		<li>フォルダに移動します。</li>
		<li>input1.inファイルで、ハハウルト粒子サイズの半径を30μmに設定し、屈折率の実際の部分を1.8に固定します。input2.inファイルで、半径を 15,000 μm に設定します。</li>
		<li>屈折率の虚数部分の上限と下限を推定し、それらを 2 つの別々のファイルに保存します。このコードでは、二項法を使用し、これらの値を開始点として使用します。</li>
		<li>optimizek.mファイルで、屈折率の虚数部分の上下の境界のファイル名と、ハハワード粉末の測定反射スペクトルのファイル名を設定します。波長範囲を 0.05-μm ステップで 0.4 ~ 2.5 μm に設定します。</li>
		<li>MATLAB でoptimizek.mを実行して、ハワードの複雑な屈折指数を取得します (図 3を参照)。まず、30 μm サイズ(半径)のハハウルト パーティクルの散乱特性を計算し、これらのパーティクルを 15,000 μm サイズ (半径) ボリューム内の拡散散布器として使用します。これらのステップは、計算された反射率が測定された反射率と一致するまで、波長ごとに繰り返されます。</li>
	</ol></li>
	<li>ベスタの反射スペクトルをモデリング。
	<ol>
<li>
SIRIS4を利用したハハウルト粒子の散乱特性の計算
		<ol>
<li>SIRIS4 を使用して、siris4実行可能ファイルを入力ファイルと p-matrix ファイルを使用して同じフォルダーに移動して、ハワードパーティクルの散乱プロパティを計算します。 次に、テスト フォルダからinput_1.inとpmatrix_1.inをコピーします。</li>
			<li>input_1.inでは、光線の数を 200 万に設定し、サンプル パーティクルの数を 1000 に、半径の標準偏差を 0.17 に設定し、相関関数の電力法則指数を 3 に設定します。次に、屈折率の実際の部分を 1.8 に設定し、テキスト プロトコルで説明されているように屈折率nの虚数部分を使用します。</li>
			<li>次に、直径10~200ミクロンの大きさを10ミクロンのサンプリングステップで使用して、0.4~2.5ミクロンの各波長に対してここに示すコマンドを実行してSIRIS4を実行します。</li>
			<li>次に、計算された各散布フェーズマトリックスPをpmatrix_x.inファイルに保存します。 ファイル名の x は、波長の数を表し、各パーティクル サイズに対して 1 ~ 43 の範囲を表します。ファイルには、散乱角度と散乱行列要素P11、P12、P22、P33、P34、およびP44が 1 つの波長と粒度サイズに含まれます。</li>
		</ol>
</li>
		<li>
得られた散乱行列、単一散乱アルベド、および 3.2 のインデックスを持つ電力法則サイズ分布上の平均自由パス19歳,24.<ol>
<li>各フォルダーが 1 つのパーティクル サイズを表し、すべての波長の計算された p 行列が含まれるように、pmatrix-ファイルをフォルダに移動します。フォルダーに fold1、fold2,...,foldN という名前を付けます。</li>
			<li>散乱と消滅の効率 qscaと qext、および出力Q-ファイルからヒットした等しい投影面積半径値 r を 1 つのファイルに書き込みます。</li>
			<li>手順 3.1.4 でダウンロードしたフォルダ JoVEAverage に移動します。</li>
			<li>AvgPowerLaw.mと同じフォルダーにフォルダーとQscas.datを移動します。</li>
			<li>MATLAB でAvgPowerLaw.mを実行します。このコードは、平均散乱行列、単一散乱アルベド、およびインデックス 3.2 を持つ電力法サイズ分布に対する自由パス長を計算します。</li>
		</ol>
</li>
		<li>
SIRIS4を利用してVestaの最終スペクトルを計算する
		<ol>
<li>屈折率が 1 の Vesta サイズのボリューム内で拡散散布を使用します。入力ファイルでは、平均単一散乱アルベドを使用し、内部散乱機のフリー パス長を平均します。</li>
			<li>次に、X が波長であるここで示すコマンドを実行して、各波長で SIRIS4 を実行します。このコードは、内部拡散散布の入力として平均散乱行列を読み取ります。</li>
			<li>17.4 度の位相角度で絶対反射率を調ます。</li>
			<li>NASA惑星データシステム26から17.4度の位相角度でVestaの観測スペクトルを取得します。</li>
			<li>Vestaの観測スペクトルを0.55ミクロン27で0.42327の幾何学的アルベド値にスケールします。17.4 度に到達するには、スケールスペクトル28に 0.491 の係数を適用します。波長範囲全体でモデル化されたスペクトルと観測されたスペクトルの両方を比較します。</li>
		</ol>
</li>
	</ol></li>
</ol>4. (4) Vestaのフォトメトリックおよび偏光モデリング
<ol><li>
ボロノイ形ハハワード粒子を含む体積要素の散乱特性の計算
	<ol>
<li>SSHアクセスを介してCSC - 科学株式会社のクラスター台東のITセンターに接続します。</li>
		<li>cd $WRKDIRを実行して作業ディレクトリに移動します。</li>
		<li>ソースファイルをダウンロードしてください(gitクローンgit@bitbucket.org:惑星システムリサーチ/jvie_t_matrix.git)。</li>
		<li>-folder でmakeを実行してコンパイルします。</li>
		<li>MATLAB コードvoronoi_element.mを使用して、ボロノイ形のハハウルイト粒子を含む体積要素を生成します。voronoi_element.m では、波長を 0.45 μm に設定し、N_elems を 128 に設定し、サイズ パラメータ (elem_ka) を 10 に、電力法則指数を 3 に、最小粒子半径を 0.143 μm に、最大粒子半径を 0.35 μm に、パッキング密度を 30% にし、派生した複合反応性指数を使用します。ハハウルのために。</li>
		<li>MATLAB でボロノイ_element.mを実行します。このコードは、電源法のサイズ分布を使用して、異なるボロノイ 粒子実現を持つボリューム要素に対して 128 個のメッシュ ファイルを生成します。</li>
		<li>JVIE を使用して生成されたボリューム要素のT行列を計算します。runarray_JVIE_T.shで、配列=1-128 を設定します。パラマッチャーは k = 13.962634、メッシュ = 4.1.6 で生成されたメッシュの名前、T_out =出力 T 行列の名前、T_matrix = 1、elem_ka = 10 です。</li>
		<li>sbatch runarray_JVIE_T.shを実行して JVIE を実行します。</li>
		<li>JVIE コードで計算されたT行列からの平均散乱プロパティを計算します。計算されたT行列があるのと同じフォルダーで./multi_T -N_Tin 128を実行します。このコードは、平均的な一貫性のないミューラー行列と断面と albedo を output.txt に書き込みます。</li>
	</ol>
</li>
	<li>
RT-CB 計算
	<ol>
<li>git(git clone git@bitbucket.org:planetarysystemresearch/protocol4b.gitプロトコル4b)を使用してソースファイルをダウンロードし、ダウンロードしたディレクトリプロトコル4bにファイルを移動します。</li>
		<li>次に、bash compile.shを実行して、必要なすべてのプログラムをダウンロードしてコンパイルします。</li>
		<li>準備ができたら、平均入力散乱行列(ステップ 3.2.2.5)と振幅散乱行列(ステップ 4.1.9)を現在の作業ディレクトリにコピーします。</li>
		<li>次に、テキストエディタnanoを開き、ファイルPARAMSを変更して目的のパラメータを設定します。</li>
		<li>bash run.shを実行してパイプラインを実行します。次に、完全な Mueller マトリックスをrtcb.outとして一時フォルダーに書き込みます。</li>
	</ol>
</li>
</ol>5. 彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコの観測を解釈する。
<ol><li>
高速重ね合わせでインコヒーレントボリューム要素を計算する有機粒子粒子に対するTマトリックス法(FaSTMM)
	<ol>
<li>./inコヒーレント入力を実行する -lambda 0.649 -m_r 2.0 -m_i 0.2 -密度 0.3 -lowB 0.075 -upB 0.125 -npower 3 -S_out pmatrix_org.dat.</li>
		<li>実行 ./inコヒーレント_入力 -ラムダ 0.649 -m_r 1.6 -m_i 0.0001 -密度 0.0375 -lowB 0.6 -upB 1.3 -npower 3 -S_out pmatrix_sil.dat.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
平均インコヒーレントミューラー行列(pmatrix.in)、アルベド(アルベド)、平均自由経路(mfp)、コヒーレント有効屈折率(m_eff) を計算する
	<ol>
<li>マットラボを実行します。コマンドの入力: ソルグ=ロード('pmatrix_org.dat'); シル=ロード('pmatrix_sil.dat'); S = (ソルグ+シル)/2;保存 ('pmatrix.in',''''''''-ascii'); Csca = (Csca_sil + Csca_org)/2; Cext = (Cext_sil + Cext_org)/2; アルベド = Csca/Cext; mfp = ボル/セクスト; ここで、Csca_org と Cext_org はステップ 5.1.2 からの一貫性のない散乱および消滅断面であり、Csca_sil と Cext_sil はステップ 5.1.3 からの一貫性のない散乱および消滅の断面です。</li>
		<li>コマンドラインで./m_eff(Csca, r)を実行して、ボリューム要素の半径である m_eff を取得します。</li>
	</ol>
</li>
	<li>昏睡パーティクルの散乱プロパティを計算します。<ol>
<li>ステップ 5.2.1 および 5.2.2 の値を設定します (つまり、input.in ファイルには、アルベド、mfp、m_eff)。 </li>
		<li>input.inファイルの相関長の電源法インデックスを 3.5 に設定します。</li>
		<li>5 μm から 100 μm までの粒径に対して、5 μm から 100 μm の粒径に対して SIRIS4 ソルバ(./siris4 input.inpmatrix.in) を実行します。</li>
		<li>SIRIS4 ソルバから昏睡相関数を出力します。</li>
	</ol>
</li>
	<li>
核の散乱特性の計算
	<ol>
<li>MATLAB で開始し、平均化ルーチンpowerlaw_ave.mを実行して、SIRIS4 ソルバから昏睡相関数 (ステップ 5.3.4) を計算した後、インデックス -3 の電力法則サイズ分布に対する結果を平均化します。期待されるルーチン出力は、pmatrix2.in、アルベド、および平均フリー パスです。</li>
		<li>次に、出力 (albedo) と平均自由パスの結果をinput.in ファイルに設定します。</li>
		<li>サイズを 10 億に設定し、図形の相関関数の電力法則インデックスを 2.5 に設定します。次に、ここに示すコマンドラインを使用してSIRIS4を実行し、核位相関数を取得します。</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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L., Videen, G., Wang, C. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Optical+trapping+and+manipulation+of+single+particles+in+air:+Principles,+technical+details,+and+applications.">Optical trapping and manipulation of single particles in air: Principles, technical details, and applications.</a> Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer. 214, 94-119 (2018).</li><li>Nieminen, T. A., du Preez-Wilkinson, N., Stilgoe, A. B., Loke, V. L. Y., Bui, A. A. 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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>

著者は何も開示していない。

粒子の離散ランダムメディアによる光散乱のための実験的、理論的、および計算的方法が提示されている。実験手法は、理論的および計算的な方法における基本的な概念を検証するために利用されてきた。後者の方法は、小惑星(4)ベスタと彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコの天体観測の解釈にうまく応用されました。
実験散乱計は、所望の向きでサンプル凝集体のミューラーマトリックス測定を可能にする超音波制御サンプル浮上に依存しています。測定は、各測定セット後に凝集体を節約することができるので、測定に繰り返し利用することができる。このような非接触、非破壊散乱測定が完全に制御されたサンプルで行われるのはこれが初めてです。
理論的および計算的手法は、ランダムメディアにおけるいわゆる一貫性のない散乱、吸収、および消滅プロセスに依存しています。正確な電磁相互作用は常に一貫して起こるのに対し、構成平均化後の無限のランダム媒体内では、粒子の体積要素の間に残るコヒーレントな相互作用のみが残ります。本研究では、これらの要素間の一貫性のない相互作用は、マックスウェル方程式を使用して正確に説明されます:空き領域内のフィールドからコヒーレントフィールドを減算した後、残るランダムメディア内の一貫性のないフィールドです。治療は、現在、相互作用、ならびに媒体の消滅、散乱、吸収係数が、一貫性のない相互作用の枠組みの中で導き出されるという完全な厳格さに取り組まれている。さらに、空き領域とランダム媒体との間のインタフェースに対する一貫性のあるフィールド効果を考慮すると、拘束されたランダム媒体に対する全体的な治療が成功する結果が示された。
理論的および計算的方法の応用は、サブミクロンスケールの球状SiO2粒子からなるmmスケールの球状サンプル集体の実験測定のために示されている。アプリケーションは、サンプル集約は、等化された球状粒子で構成されるのではなく、さまざまなサイズの粒子の分布で構成されなければならないことを明確に示しています。ランダムメディアの特性化に対するこの結果は、最先端のキャラクタライゼーション手法を用いて以前に推測されたものよりも、メディアが大幅に複雑であることがもっともらしい。
小惑星(4)ベスタのスペクトルのシノプティックな解釈は、0.45 μmの波長でのVestaの光量相および偏光相曲線と同様に、可視および近赤外波長を横切るVestaを横切って、数値法を利用することが実用的であることを示しています。鉱物組成、粒度分布、遠隔天体観測からのレゴリス体積密度を拘束する。このような検索は、昏睡と核に関する彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコのフォトメトリック位相曲線の同時解釈によってさらに強化される。最後に、67Pの偏位相曲線のリアルなモデリングが20を得た。太陽系オブジェクトの観測の解釈に現在の手法を応用する上で、今後の大きな展望があります。
現在の実験的および理論的アプローチの将来の見通しがあります。波長以下の不均一性で構成されるランダムメディアを正確に特徴付けるのが非常に難しいため、制御されたミューラーマトリックス測定は、体積密度と粒度分布に関する情報を取得するためのツールを提供することができます。媒体。これらの物理パラメータの定量的反転は、新しい数値法によって促進される。

小惑星、彗星核、および空気のない太陽系のオブジェクトは、惑星レゴリス、様々なサイズ、形状、組成物の粒子の緩い層で覆われています。これらの物体については、2つのユビキタス天文現象が小さな太陽相対位(太陽物体観測点)で観測されます。まず、天文規模スケールにおける散乱光の明るさは、ゼロ相角に向かって非直線的に増加することが観察され、一般に反対効果1、2と呼ばれる。第2に、散乱光は、散乱面(太陽物体観測面)に平行に部分的に直線的に偏光され、一般に負極化3と呼ばれる。この現象は、19世紀後半以降、反対効果に対する定量的解釈を欠き、20世紀初頭から負の分極化が進んでいく。彼らの適切な解釈は、光量、偏光、および空気のない物体の分光観測、ならびにその表面からのレーダー散乱の定量的解釈のための前提条件です。
 4,5,6,7は、多重散乱における一貫したバックスキャッタリング機構(CBM)が少なくとも部分的に天文学的現象を引き起現時点で起因すると示唆されている。CBMでは、部分的な波は、同じ散乱器と反対の順序で相互作用し、常に正確なバックスキャッタリング方向に建設的に干渉する。これは、相互波の一致する光学経路によるものです。他の方向では、干渉は破壊的から建設的までさまざまです。パーティクルの個別のランダム媒体内の構成平均化は、バックスキャスキャニングを強化します。線形偏光に関しては、CBMは選択的であり、単一散乱(cf.レイリー散乱、フレネル反射)で共通の特徴である単一散乱の場合には負の偏光をもたらす。
顕微鏡粒子のマクロ的なランダム媒体における電磁波(光)の散乱吸収は、惑星天体物理学8,9におけるオープンな計算上の問題を構成している。上に示したように、太陽系オブジェクトの地上観測と空間ベースの観測を解釈する定量的な逆方向の方法が存在しない。本原稿では、観測とそのモデリングのギャップを埋める新しい方法を提示する。
制御された位置および方向(6自由度)における小粒子試料による散乱の実験測定は開いたままである。単一粒子の散乱特性は、測定体積を通る粒子流れを導入することにより、サイズ、形状、方向分布10に対するアンサンブル平均として以前に測定された。浮上における単一粒子の散乱特性は、例えば、電気力学浮上11および光ピンセット12、13、14を用いて行われている。本原稿では、サンプル位置および配向を完全に制御した超音波浮上に基づく新しい実験方法が15である。
本原稿は、欧州研究評議会(ERC)が2013~2018年に資金提供したプロジェクトの成果をまとめたものです:パルティキュレートメディアにおける電磁波の散乱と吸収(SAEMPL、ERCアドバンスドグラント)。SAEMPLは、その3つの主要な目標を達成することに成功しました:最初に、新しい数値モンテカルロ法は、密集した粒子16、17、18の離散ランダムメディアによって複数の散乱のために導出されました。第二に、新しい実験装置は、浮上15における検証サンプルの制御された実験室測定のために開発され、構築された。第三に、天体観測19、20を解釈するために数値および実験的方法を適用した。
以下では、測定のための実験的散乱パイプラインを利用するためのプロトコル、対応する計算パイプライン、およびアプリケーションパイプラインについて詳しく説明する。計算パイプラインは、粒子の有限系(重ね合わせT-マトリックス法STMM21および体積積積分方程式法VIEM22)の場合の非対称的に正確な計算のためのソフトウェアで構成され、近似複数の散乱方法を用いた粒子の無分別ランダムメディアの計算(SIRIS23,24,コヒーレントバックスキャッタリングRT-CB8,9、および相互取引R2T216、17、18)を伴う放射伝達。実験パイプラインは、サンプルの調製、貯蔵、利用、測定量における浮上、および偏光子の変化を伴う散乱角度の範囲にわたって実際の散乱測定を行うことを包含する。構成。アプリケーションパイプラインは、天体観測や実験測定を解釈するために、計算パイプラインと実験パイプラインの利用に関するものです。

<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

理論的、数値的、実験的な方法は、密集した顕微鏡粒子のマクロ的な離散ランダム媒体における光の複数の散乱のために提示される。理論的および数値的な方法は、相互取引(R2 T2)を用いた放射伝達の枠組みを構成する。R2T2フレームワークは、基本的な散乱器と吸収体が多数のランダムで構成される波長スケールの体積要素であると仮定して、周波数空間における相互作用のモンテカルロの散乱トレースを伴います。分散パーティクル。個別のランダムメディアには、ボリューム要素が完全に詰め込まれています。球状および非球状粒子の場合、体積要素内の相互作用は、それぞれ重ね合わせT-マトリックス法(STMM)と体積積分式法(VIEM)を使用して正確に計算されます。どちらのパーティクル タイプも、STMM を使用して異なるボリューム要素間の相互作用が正確に計算されます。トレースが離散ランダムメディア内で行われるように、インコヒーレント電磁界が利用され、すなわち、ボリューム要素のコヒーレントフィールドが相互作用から除去されます。実験方法は、非接触、非破壊散乱測定のためのサンプルの音響浮上に基づいています。浮上は、サンプルの位置と向きの完全な超音波制御、すなわち6自由度を伴います。光源は、モノクロマテータと偏光器を備えたレーザー駆動の白色光源です。探知器は偏光子が装備されている回転車輪のミニ光増倍管である。R2T2は、密集した球状シリカ粒子のmmスケール球状サンプルの測定を用いて検証される。検証後、この方法は、NASAの夜明けミッションとESAロゼッタミッションがそれぞれ訪問した小惑星(4)ベスタと彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ(図1)の天体観測を解釈するために適用されます。

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Scattering And Absorption of Light in Planetary Regoliths

緻密に詰められた粒子の離散ランダム媒体における光の複数の散乱のための数値および実験方法が提示される。この方法は、小惑星(4)ベスタと彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコの観測を解釈するために利用される。

惑星レゴリスにおける光の散乱と吸収

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

このプロトコルの方法は、惑星レゴリスによる光散乱のオープンな計算問題を解決するのに役立ちます, 核や他の太陽系のオブジェクトを通過する小惑星の表面上の粒子の密集した層.計算を検証するために、我々は、超音波サンプル浮上に基づいて、ユニークな非接触および非破壊測定を導入する。サンプルの位置と向きを完全にコントロールしています。ここでは、小惑星4ヴェスタと67P/チュリュモフ・ゲラシメンコの観測を解釈するために検証された計算方法を適用します。計算法や実験法は普遍的なものであり、例えば、地上リモートセンシング、ナノスケールの材料科学、生物医学光学などに応用できる。これらの方法を利用するには忍耐が必要です。しかし、この努力は、結果の絶対的および定量的な性質のために報われる。メソッドの視覚的なデモンストレーションは非常に重要です。このビデオで示す実験部分は、光学と音響の両方で最先端の技術を組み合わせたもの。この手順のデモンストレーションは、アンティ・ペンティラ博士、ジュリア・マルティカイネン氏、ペッテリ・ヘランダー氏、ゴラン・マコニ氏、ティモ・ヴァイサネン氏です。まず、光源、フォトマルチプライヤーチューブ、アンプをオンにしてスキャッタメーターを設定します。システムを30分間安定させます。次に、マイクロホンをレビエータの中央に挿入し、校正スクリプトを実行して、音響サンプルレビエータを設定します。空の浮上器で測定スイープを行います。スイープは周囲光、周囲からの反射または電気的な騒音によって発生する信号を明らかにする。セットアップが完了したら、音響的に透明なメッシュスプーンを使用して、サンプルを音響浮上剤に注入します。ビデオカメラと高倍率光学を使用して、散乱測定の前後のサンプルの向きと安定性を検査します。音響トラップの強さおよびアサイムトリーは最高のサンプルの安定性のために最大限に活用される。その結果、音響パワーはできるだけ低く設定されます。サンプルが非対称の場合は、縦軸を中心に回転させて、その形状に関する情報を取得します。アコースティックトラップの位置合わせをゆっくりと変更して回転を行います。イメージング中に、追加の照明を適用して画質を向上させます。次に、測定室を閉じて外部光を遮断します。コンピュータインターフェイスを使用して、サンプルの方向と角度の解像度と測定範囲を選択します。入射光と散乱光は、電動化されたリニア偏光子でフィルタリングされます。自動測定スイープを実行します。水平、水平、垂直、垂直、垂直の偏光角の向きを持つ角度ごとに 4 点を計測します。音響フィールドをオフにして、音響透明の生地にサンプルを落下させることで、測定後にサンプルを回収します。次に、空の浮上器で別の測定スイープを実行し、周囲の光の状態による可能性のあるドリフトを検出します。完了したら、データを保存します。データを分析して、異なる偏光での強度の線形組み合わせを通じて、各角度のミューラー行列要素を計算します。モデリングを開始するには、SSH アクセスを使用して、科学限定クラスタータイトーの CSC IT センターに接続します。bash compile.shを実行して、Taito用に事前設定されている必要なプログラムをすべてダウンロードしてコンパイルします。次に、テキストエディタNanoを開き、単一の散乱器、ボリューム要素、および研究サンプルのパラメータを設定して、ファイルPARAMSを変更して、研究したサンプルと一致させます。次に、コマンド bash run.sh を実行してパイプラインを実行します。完了したら、サンプルの完全な Mueller 行列を、final.out として temp フォルダーに書き込みます。最初に入力ファイルとP行列ファイルと同じフォルダにSiris4実行可能ファイルを移動することにより、Siris4を使用してハハワード粒子の散乱特性を計算します。次に、input_1をコピーします。で、pmatrix_1。テスト フォルダからinput_1で。で、光線の数を 200 万に、サンプルパーティクルの数を 1,000 に、半径の標準偏差を 0.17 に設定し、相関関数の電力法則指数を 3 に設定します。次に、屈折率の実部分を 1.8 に設定し、テキストプロトコルで説明されているように、屈折率 n の虚数部分を使用します。次に、直径10~200ミクロンのサイズ範囲を使用して、10ミクロンのサンプリングステップで0.4~2.5ミクロンの波長ごとに、ここに示すコマンドを実行して、Siris4を実行します。次に、計算された各散乱位相行列pをpmatrix_xに保存します。ファイル内。ファイル名の x は、各パーティクル サイズの波長数と範囲が 1 ~ 43 です。このファイルには、散乱角度のほか、1 つの波長と粒子サイズの散乱行列要素 P11、P12、P22、P33、P34、および P44 が含まれます。得られた散乱行列、単一散乱アルベドス、および3.2の指数を持つ電力法則サイズ分布上の自由経路を平均する。屈折率が 1 の Vesta サイズのボリューム内で拡散スキャターを使用します。入力ファイルでは、平均単一散乱アルベドスを使用し、内部スキャッタの平均空小パスの長さを使用します。次に、xが波長であるここで示すコマンドを実行して、各波長でSiris4を実行します。このコードは、内部拡散スキャタの入力として、平均された散乱行列を読み取ります。スケールヴェスタの観測スペクトルは、0.55ミクロンで0.42327の幾何学的なアルベド値に見られました。17.4 度に到達するには、スケールスペクトルに 0.491 の係数を適用します。モデル化されたスペクトルと観測スペクトルの両方を全体の波長範囲で比較します。Gitでソースファイルをダウンロードして開始し、ダウンロードしたディレクトリcd protocol4bにファイルを移動します。次に、bash compile.shを実行して、必要なプログラムをすべてダウンロードしてコンパイルします。準備ができたら、平均入力スキャッタリングマトリックスと振幅散乱マトリックスを現在の作業ディレクトリにコピーします。次に、テキストエディタNanoを開き、ファイルPARAMSを変更して、必要なパラメータを設定します。bash run.shを実行してパイプラインを実行します。次に、完全なミューラー行列を rtcb.out として一時フォルダに書き込みます。MATLAB で開始し、平均化ルーチン powerlaw_aveを実行します。m は、Siris4 ソルバーから昏相関数を計算した後、指数の電力法則サイズ分布から 3 を引いた値を平均します。期待されるルーチン出力は pmatrix2 です。アルベドと平均的な自由な道。次に、出力アルベドからの結果と入力への平均フリーパスを設定します。ファイル内。サイズを 10 億に設定し、図形の相関関数の電力法則指数を 2.5 に設定します。次に、ここに示すコマンドラインを使用してSiris4を実行し、核フェーズ関数を取得します。Siris4では、100,000個の集合体の散乱特性が解け、平均化されました。これらの結果は、実験測定および有効な媒体を含まない追加のシミュレーションを示すここでプロットされる。粒子分布の両方の選択肢は、異なる偏光特性をもたらすが、測定された位相関数と一致する。これらの違いは、サンプル内の粒子の基になる分布を識別するために使用することができます。最適な選択は、等値パーティクルの代わりに、切り捨てられた正規分布を使用することです。正規化された位相関数のみを使用する場合、2 つの分布は区別できない結果になります。逆分極では、数値結果は、測定された曲線に似た特徴を有するが、関数は後方散乱方向に10度シフトされる。偏光の違いは、サンプルが均質モデルよりも複雑な構造を持っていることを示しています。しかし、集合体の真の構造を取得するには、サンプル特性評価のための既存の顕微鏡的メソッドを超えています。ここでフォトメトリック位相曲線は、密集した高いアルベドレゴリスで影を落とす効果を模倣する大きさに対する線形依存を伴っている。このモデルは、観測されたフォトメトリックおよび偏向相曲線をうまく説明し、最大偏光の現実的な予測を提供します。これは、小さな粒子集団の分数が位相曲線の説明を完了することができる方法を顕著です。この実験を行う際、超音波サンプル浮上が散乱測定を成功させるための鍵となります。計算部では、粒子の媒体内の散乱の支離滅裂な処理が不可欠である。今後は、大小のサンプルがセンチメートルスケールとマイクロメートルスケールに達する大小の両方のサンプルに実験方法を拡張する予定です。現在、顕微鏡で完全な超音波サンプル制御を活用する方法を開発中です。これらの測定で強力な超音波や光源が利用されるように、このプロトコルを実行する際には適切な予防措置を講じてください。

Research

JoVE Journal

Engineering

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