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

Pesquisa apoiada pelo ERC Advanced Grant no 320773. Agradecemos ao laboratório de cronologia do Museu Finlandês de história natural para a ajuda com a caracterização da amostra.

1. medição de espalhamento de luz
<ol><li>
Configurar o Scatterometer para medição (Figura 2)
	<ol>
<li>Para começar, configure o scatterômetro ativando a fonte de luz, os tubos com multiplicador de foto (PMTs) e os amplificadores. Permita que o sistema se estabilize por 30 min.</li>
		<li>Alinhe e centrem o feixe de incidentes com furos. Dois pinholes são Unidos em pontos pre-medidos na tábua de pão de giro, 180 ° distante e no mesmo raio. Centrar o feixe no primeiro furo de pino e ajustar seu ângulo tal que a luz igualmente entra através do segundo furo de pino.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
Configurando o levitador de amostra acústica
	<ol>
<li>Em seguida, configure o levitador de amostra acústica inserindo o microfone no centro do levitador e executando o script de calibração.</li>
		<li>Calibre o Sirenídeo acústico da disposição faseada medindo a pressão acústica para cada elemento da disposição no ponto pretendido da levitação em função da tensão de condução. Use esta calibração para compensar as diferenças entre os canais de matriz. Posicione o microfone de calibração centrando sua sombra na viga e em um feixe perpendicular criado com dois espelhos.</li>
		<li>Calcule os parâmetros de condução para a matriz que criam uma armadilha acústica assimétrica e fornecê-los para a eletrônica de geração de sinal. Isto é conseguido minimizando o potencial de Gor'kov25 e alinhando os gradientes de pressão no ponto de levitação.</li>
		<li>Em seguida, faça uma varredura de medição com um levitator vazio. A varredura revela quaisquer sinais gerados pela luz ambiente, reflexões a partir do entorno, ou ruídos elétricos.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
Manuseio, inserção e medição de amostras
	<ol>
<li>Uma vez que ajustado acima, use uma colher acusstically transparente da malha para injetar a amostra no levitator acústico.</li>
		<li>Usando uma câmera de vídeo e óptica de alta ampliação, inspecione a orientação e a estabilidade da amostra antes e depois das medições de espalhamento.</li>
		<li>A força e a assimetria da armadilha acústica são otimizadas para a estabilidade máxima da amostra. Consequentemente, o poder acústico é ajustado tão baixo como possível.</li>
		<li>Se a amostra for assimétrica, gire-a ao redor do eixo vertical para obter informações sobre sua forma. Realize a rotação mudando lentamente o alinhamento da armadilha acústica. Durante a imagem, aplique iluminação adicional para melhorar a qualidade da imagem.</li>
		<li>Em seguida, feche a câmara de medição para bloquear a luz externa.</li>
		<li>Usando a interface do computador, selecione a orientação da amostra, bem como a resolução angular e o alcance da medição. A entrada e a luz dispersa são filtradas por polarizadores lineares, que são motorizados.</li>
		<li>Execute a varredura de medição automatizada. Isso irá medir quatro pontos para cada ângulo com orientações polarizador de (horizontal, horizontal), (horizontal, vertical), (vertical, vertical), e (vertical, horizontal).</li>
		<li>Repita cada varredura três vezes para eliminar outliers. Para amostras assimétricas, repita a medição em diferentes orientações de amostra.</li>
		<li>Recupere a amostra após a medição, desligando o campo acústico e deixando a amostra cair sobre o tecido acusticamente transparente. Em seguida, execute outra varredura de medição com levitador vazio para detectar qualquer possível deriva devido às condições de luz ambiente.</li>
		<li>Quando terminar, salve os dados. Analise os dados para calcular os elementos da matriz de Mueller para cada ângulo através da combinação linear de intensidades em polarizações diferentes1
</li>
	</ol>
</li>
</ol>2. modelando os meios esféricos densamente-embalados milímetro-feitos medida que consistem em partículas esféricas
<ol><li>Para começar a modelar, use o acesso SSH para conectar-se ao CSC – centro de ti para o cluster do Science Limited, Taito.  Faça o download e compilar todos os programas necessários que são pré-configurados para Taito executando bash compile.sh.</li>
	<li>Mova-se para o diretório de trabalho executando $WRKDIR de CD.</li>
	<li>Baixe arquivos de fontes com git (git clone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/protocol2. git protocol2).</li>
	<li>Mover para o diretório recém-criado CD protocol2.</li>
	<li>Baixe e compile os programas necessários executando o bash compile.sh, que são pré-configurados para o Taito.</li>
	<li>Em seguida, abra o editor de texto nano e configure os parâmetros para um único scatterer, um elemento de volume e a amostra estudada para corresponder à amostra estudada modificando o arquivo params.</li>
	<li>Em seguida, execute pipeline executando um comando bash run.sh. Quando terminar, escreva a matriz Mueller completa da amostra na pasta Temp como final. out.</li>
</ol>3. interpretar os espectros de reflectância para o asteróide (4) Vesta
<ol><li>Derivando os índices refrativos complexos para howardite.
	<ol>
<li>Baixar SIRIS4 (git clone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/Siris 4.2. git).</li>
		<li>Compile executando Make na pasta src. Renomeie o executável siris42 para siris4.</li>
		<li>Em Maingo. f90, altere a linha 395 para R0 = 0.05 * RMAX * sqrt (ran2). Compilar executando Make.</li>
		<li>Faça o download dos scripts MATLAB necessários executando "git clone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/protocol4a. git".</li>
		<li>Copie os arquivos executáveis criados nas etapas 3.1.2. e 3.1.3. para JoVEOptimize-pasta.</li>
		<li>Vá para a pasta JoVEOptimize.</li>
		<li>No arquivo input1.in , defina o raio para 30 μm para o tamanho de partícula e e corrija a parte real do índice de refração para 1,8. No arquivo INPUT2.in , defina o raio para 15.000 μm.</li>
		<li>Estimar os limites superiores e inferiores para a parte imaginária dos índices refrativos e salvá-los em dois arquivos separados. O código utiliza o método bisectioning e usa esses valores como o ponto de partida.</li>
		<li>No arquivo optimizek. m , defina os nomes dos arquivos dos limites superior e inferior da parte imaginária dos índices de refração e o nome do arquivo do espectro de reflectância medido do pó e. Defina a faixa de comprimento de onda para 0,4 – 2,5 μm com etapas de 0, 5 μm.</li>
		<li>Execute optimizek. m em MATLAB para obter os índices refrativos complexos para e (ver Figura 3). Primeiro, o código calcula as propriedades de dispersão para partículas e de tamanho de 30 μm (raio) e, em seguida, usa essas partículas como espalhadores difusos dentro de um volume de tamanho (raio) de 15.000 μm. Estas etapas são repetidas para cada comprimento de onda até que a reflectância computada combine com a reflectância medida.</li>
	</ol></li>
	<li>Modelagem do espectro de reflectância de Vesta.
	<ol>
<li>
Computando as propriedades de espalhamento de partículas e utilizando SIRIS4
		<ol>
<li>Utilize SIRIS4 para calcular as propriedades de dispersão de partículas e movendo primeiro o arquivo executável SIRIS4 para a mesma pasta com o arquivo de entrada e p-Matrix-File.  Em seguida, copie o input_1. in e pmatrix_1. in da pasta de teste.</li>
			<li>Em input_1. in, defina o número de raios para 2 milhões, o número de partículas de amostra para 1000, o desvio padrão do raio para 0,17 e o índice de poder-lei da função de correlação para 3. Em seguida, defina a parte real do índice de refração para 1,8 e use a parte imaginária do índice de refração n conforme descrito no protocolo de texto.</li>
			<li>Em seguida, execute SIRIS4 executando o comando mostrado aqui para cada comprimento de onda de 0,4 a 2,5 mícrons usando uma escala do tamanho de 10 a 200 mícrons no diâmetro com uma etapa de amostragem de 10 mícrons.</li>
			<li>Em seguida, salve cada matriz de fase de espalhamento computada P em um arquivo pmatrix_x. in .  O x no nome do arquivo descreve o número de comprimento de onda e varia de 1 a 43 para cada tamanho de partícula. O arquivo conterá os ângulos de espalhamento, bem como os elementos da matriz de dispersão p11, p12, p22, p33, p34 e p44 para um comprimento de onda e tamanho de partícula.</li>
		</ol>
</li>
		<li>
A média das matrizes de espalhamento obtidas, albedos de dispersão única e caminhos livres de média sobre uma distribuição de tamanho de força-lei com um índice de 3,2 19 anos de , a 24.<ol>
<li>Mova os arquivos pmatrixem pastas para que cada pasta represente um tamanho de partícula e contenha as matrizes p computadas para todos os comprimentos de onda. Nomeie as pastas fold1, fold2,..., foldN, onde N é o número de tamanhos de partícula.</li>
			<li>Escreva as eficiências de espalhamento e extinção qSCA e qext, bem como os valores de raio de área de superfície projetada igual a ratingidos a partir dos arquivos Outputqem um arquivo, qscas. dat.</li>
			<li>Vá para a pasta JoVEAverage que foi baixada na etapa 3.1.4.</li>
			<li>Mova as pastas e Qscas. dat para a mesma pasta com Avgpowerlaw. m.</li>
			<li>Execute Avgpowerlaw. m em MATLAB. O código calcula matrizes de dispersão médias, albedos de dispersão única e comprimentos de caminho livre médios sobre uma distribuição de tamanho de força-lei com o índice 3,2.</li>
		</ol>
</li>
		<li>
Computando o espectro final de Vesta utilizando SIRIS4
		<ol>
<li>Use disseminadores difusos dentro de um volume Vesta-feito medida com um índice de refração de 1. No arquivo de entrada, use os albedos de dispersão única média e comprimentos de caminho livres médios para scatterers internos.</li>
			<li>Em seguida, execute SIRIS4 em cada comprimento de onda executando o comando mostrado aqui, onde X é o comprimento de onda. O código lê as matrizes de dispersão médias como sua entrada para os scatterers difusos internos.</li>
			<li>Estude a reflectância absoluta em um ângulo de fase de 17,4 graus.</li>
			<li>Obtenha os espectros observados de Vesta em ângulo de fase de 17,4 graus do sistema de dados planetário da NASA26.</li>
			<li>Dimensione os espectros observados de Vesta para um valor de Albedo geométrico de 0,42327 a 0,55 mícrons27. Para chegar a 17,4 graus, aplique um fator de 0,491 nos espectros escalados28. Compare os espectros modelados e observados em toda a faixa de comprimento de onda.</li>
		</ol>
</li>
	</ol></li>
</ol>4. modelagem fotométrica e polariométrica de (4) Vesta
<ol><li>
Computando Propriedades de espalhamento para elementos de volume contendo partículas e em forma de Voronoi
	<ol>
<li>Conecte-se ao CSC – centro de ti para o cluster Taito da Science Ltd. via acesso SSH.</li>
		<li>Mova-se para o diretório de trabalho executando $WRKDIR de CD.</li>
		<li>Baixe os arquivos de origem (git clone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/jvie_t_matrix. git).</li>
		<li>Compile executando Make na pasta-.</li>
		<li>Gere elementos de volume que contenham partículas e em forma de Voronoi usando um código MATLAB voronoi_element. m. Em voronoi_element m, defina o comprimento de onda para 0,45 μm, N_elems para 128, o parâmetro de tamanho (elem_ka) para 10, índice de força-lei para 3, raio de partícula mínimo para 0,143 μm, raio máximo de partícula para 0,35 μm, densidade de embalagem para 30%, e use o índice de refração complexo derivado para howardite.</li>
		<li>Execute voronoi_element. m em MATLAB. O código gera 128 mesh-Files para volume-elementos com diferentes realizations de Voronoi-partícula usando a distribuição do tamanho da poder-lei.</li>
		<li>Calcule as matrizes Tpara os elementos de volume gerados usando o jvie. Em runarray_JVIE_T. sh, defina array = 1-128. Os paramaters são k = 13,962634, mesh = nome da malha gerada em 4.1.6, T_out = nome da matriz de saída T, T_matrix = 1 e elem_ka = 10.</li>
		<li>Execute o JVIE executando o sbatch runarray_JVIE_T. sh.</li>
		<li>Calcule as propriedades de dispersão médias das matrizes Tcomputadas com o código jvie. Execute ./Multi_t-N_Tin 128 na mesma pasta onde as matrizes Tcomputadas são. O código grava a matriz incoerente média de Mueller em e os Cross-Sections e o albedo no output. txt.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
Computações RT-CB
	<ol>
<li>Comece baixando os arquivos de fontes com git (git clone git@bitbucket.org: planetarysystemresearch/protocol4b. git protocol4b) e mova os arquivos para o diretório baixado protocol4b.</li>
		<li>Em seguida, baixe e compile todos os programas necessários executando o bash compile.sh.</li>
		<li>Quando estiver pronto, copie a matriz de dispersão de entrada média (etapa 3.2.2.5), bem como a matriz de dispersão de amplitude (etapa 4.1.9) no diretório de trabalho atual.</li>
		<li>Em seguida, abra o editor de texto, nano e modifique o arquivo params para definir os parâmetros desejados.</li>
		<li>Execute o pipeline executando bash Run.sh. Em seguida, escreva a matriz Mueller completa na pasta Temp como rtcb. out.</li>
	</ol>
</li>
</ol>5. interpretar as observações para o cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.
<ol><li>
Computando elementos de volume incoerentes com a superposição rápida Método da T-matriz (FastMM) para os grãos orgânicos e de partícula
	<ol>
<li>Execute ./incoherent_input – lambda 0,649-m_r 2,0-m_i 0,2-densidade 0,3-lowB 0, 75-upB 0,125-npower 3-S_out pmatrix_org. dat.</li>
		<li>Execute ./incoherent_input – lambda 0,649-m_r 1,6-m_i 0, 1-densidade 0, 375-lowB 0,6-upB 1,3-npower 3-S_out pmatrix_sil. dat.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
Computando a matriz incoerente média de Mueller (pmatrix.in), albedo (albedo), trajeto livre médio (MFP), e índice de refração eficaz coerente (m_eff)
	<ol>
<li>Execute o MATLAB. Comandos de tipo: SORG = Load (' pmatrix_org. dat '); Ssil = Load (' pmatrix_sil. dat '); S = (SORG + ssil)/2; Save (' pmatrix. in ', ' ', '-ASCII '); CSCA = (Csca_sil + Csca_org)/2; Cext = (Cext_sil + Cext_org)/2; albedo = CSCA/Cext; MFP = Vol/Cext; onde Csca_org e Cext_org são as seções transversais de espalhamento e extinção incoerentes da etapa 5.1.2, e Csca_sil e Cext_sil são as seções transversais de dispersão e extinção incoerentes do passo 5.1.3.</li>
		<li>Execute ./m_eff (CSCA, r) na linha de comando para obter m_eff onde está o raio do elemento de volume.</li>
	</ol>
</li>
	<li>Computando Propriedades de espalhamento para as partículas de coma.<ol>
<li>Defina os valores da etapa 5.2.1 e 5.2.2 (ou seja, albedo, MFP, m_eff no arquivo Input.in ).</li>
		<li>Defina o índice de força-lei para o comprimento de correlação para 3,5 no arquivo Input.in .</li>
		<li>Execute SIRIS4 Solver (./siris4 input.in pmatrix.in) para tamanhos de partícula de 5 μm a 100 μm usando uma etapa de 5.</li>
		<li>Output as funções da fase do coma do Solver SIRIS4.</li>
	</ol>
</li>
	<li>
Computando Propriedades de espalhamento do núcleo
	<ol>
<li>Comece no MATLAB e execute a média de rotina powerlaw_ave. m para calcular os resultados da distribuição de tamanho do índice-3 após o cálculo das funções de fase de coma (etapa 5.3.4) do SOLUCIONADOR de SIRIS4. As saídas de rotina esperadas são pmatrix2.in, albedo e o caminho livre médio.</li>
		<li>Em seguida, defina os resultados das saídas, albedo e o caminho livre médio, para o arquivo Input.in .</li>
		<li>Defina o tamanho como 1.000.000.000 e o índice de força-lei da função de correlação para a forma como 2,5. Em seguida, execute SIRIS4 usando a linha de comando mostrada aqui para obter a função de fase do núcleo.</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. 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>

Os autores não têm nada a revelar.

Métodos experimentais, teóricos e computacionais foram apresentados para dispersão de luz por meios aleatórios discretos de partículas. Os métodos experimentais têm sido utilizados para validar os conceitos básicos nos métodos teórico-computacionais. Os últimos métodos foram aplicados com sucesso na interpretação de observações astronômicas do asteróide (4) Vesta e cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.
O Scatterometer experimental confia na levitação ultrassonicamente controlada da amostra que permite medidas da Mueller-matriz para um agregado da amostra em uma orientação desejada. O agregado pode ser utilizado repetidamente nas medições, pois é possível conservar o agregado após cada conjunto de medição. Esta é a primeira vez que tais medições de dispersão não-contato, não-destrutiva são realizadas em uma amostra controle total.
Os métodos teóricos e computacionais dependem dos chamados processos de espalhamento, absorção e extinção incoerentes em meios aleatórios. Considerando que as interações eletromagnéticas exatas sempre ocorrem de forma coerente, dentro de um meio aleatório infinito após a média configuracional, apenas interações incoerentes permanecem entre os elementos de volume das partículas. No presente trabalho, as interações incoerentes entre esses elementos são exatamente contabilizadas usando as equações de Maxwell: depois de subtrair os campos coerentes dos campos no espaço livre, são os campos incoerentes dentro do meio aleatório que permanecem. O tratamento foi tomado presentemente a seu rigor completo que as interações, assim como os coeficientes da extinção, do espalhamento, e da absorção do meio, são derivadas dentro da estrutura de interações incoerentes. Além disso, foi demonstrado que a contabilização dos efeitos de campo coerentes na interface entre o espaço livre e o meio aleatório resulta em um tratamento global bem-sucedido para um meio aleatório restrito.
A aplicação dos métodos teóricos e computacionais foi ilustrada para medições experimentais de um agregado amostral esférico em escala de mm composto por partículas de SiO2 esféricas em escala submícron. A aplicação mostra, inequivocamente, que o agregado amostral deve ser composto de uma distribuição de partículas com tamanhos variados, em vez de serem compostas por partículas esféricas equidimensionadas. Pode haver conseqüências de longo alcance desse resultado para a caracterização de meios aleatórios: é plausível que os meios de comunicação sejam significativamente mais complexos do que o que foi deduzado anteriormente usando métodos de caracterização de ponta.
A interpretação sinótica do espectro para o asteróide (4) Vesta através dos comprimentos de onda visíveis e near-infrared assim como as curvas fotométricas e polarimétricas da fase de Vesta no comprimento de onda de 0,45 μm mostra que é prático utilizar os métodos numéricos em restringir as composições minerais, as distribuições do tamanho de partícula, assim como a densidade do volume do regolito das observações astronômicas remotas. Tais recuperações são reforçadas ainda mais pela interpretação simultânea das curvas da fase fotométrica para o cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko a respeito de seu coma e núcleo. Finalmente, a modelagem realística da curva de fase polariométrica de 67P foi obtida20. Há umas perspectivas futuras principais em aplicar os métodos atuais na interpretação das observações de objetos do sistema solar no grande.
Há perspectivas futuras para a presente abordagem experimental e teórica combinada. Como é extremamente difícil caracterizar com precisão a mídia aleatória composta por inhomogenidades em escala de comprimento de onda, as medições controladas da matriz Mueller podem oferecer uma ferramenta para recuperar informações sobre a densidade do volume e a distribuição do tamanho das partículas em o meio. A inversão quantitativa destes parâmetros físicos é facilitada pelos métodos numéricos novos.

Asteróides, núcleos cometários e objetos de sistema solar sem ar em geral são cobertos por regolitos planetários, camadas soltas de partículas de tamanho, forma e composição variados. Para esses objetos, dois fenômenos astronômicos onipresentes são observados em pequenos ângulos de fase solar (o ângulo sol-objeto-observador). Em primeiro lugar, observa-se o brilho da luz dispersa na escala de magnitude astronômica para aumentar não linearmente em direção ao ângulo de fase zero, comumente chamado de efeito de oposição1,2. Em segundo lugar, a luz dispersa é parcialmente polarizada em paralelo ao plano de espalhamento (o plano sol-objeto-observador), comumente chamado de polarização negativa3. Os fenômenos têm faltado a interpretação quantitativa desde o 19o século atrasado para o efeito da oposição e desde o início do século 20 para a polarização negativa. Sua interpretação adequada é um pré-requisito para a interpretação quantitativa das observações fotométricas, polarimétricas e espectrométricas de objetos airless, bem como o espalhamento de radar de suas superfícies.
Sugeriu-se4,5,6,7 que o mecanismo coerente do Retrodispersão (CBM) no espalhamento múltiplo seja pelo menos em parte responsável para os fenômenos astronômicos. No CBM, as ondas parciais, interagindo com os mesmos disseminadores na ordem oposta, interferem sempre construtivamente na direção de retroespalhamento exata. Isto é devido aos trajetos óticos coincidindo das ondas recíprocas. Em outras direções, a interferência varia de destrutiva a construtiva. A média de configurational dentro de um meio aleatório discreto de partículas resulta em retroespalhamento aprimorado. Quanto à polarização linear, a CBM é seletiva e resulta em polarização negativa no caso de dispersantes de polarização única, uma característica comum em dispersão única (cf. espalhamento de Rayleigh, reflexão de Fresnel).
Dispersão e absorção de ondas eletromagnéticas (luz) em um meio aleatório macroscópico de partículas microscópicas constituiu um problema computacional aberto na astrofísica planetária8,9. Como ilustrado acima, isso resultou na ausência de métodos quantitativos inversos para interpretar observações baseadas em terra e espaciais de objetos do sistema solar. No presente manuscrito, são apresentados novos métodos para colmatar a lacuna entre as observações e sua modelagem.
As medições experimentais de espalhamento por uma amostra de pequenas partículas em posição controlada e orientação (seis graus de liberdade) permaneceram abertas. As características de dispersão de partículas únicas foram medidas anteriormente como médias de Ensemble sobre o tamanho, a forma e a distribuição de orientação10 introduzindo um fluxo de partículas através do volume de medição. As características de espalhamento de partículas únicas em levitação foram realizadas utilizando, por exemplo, a levitação eletrodinâmica11 e as pinças ópticas12,13,14. No presente manuscrito, um novo método experimental baseado na levitação ultra-sônica com controle total da posição e orientação da amostra é oferecido15.
O presente manuscrito resume os achados de um projeto financiado por cinco anos em 2013-2018 pelo Conselho Europeu de pesquisa (ERC): espalhamento e absorção de ondas eletromagnéticas em meios particulados (SAEMPL, ERC Advanced Grant). Saempl sucedeu em cumprir seus três objetivos principais: primeiramente, os métodos numéricos novos do Monte Carlo foram derivados para o espalhamento múltiplo por meios aleatórios discretos de partículas densa-embaladas16,17,18; em segundo, a instrumentação experimental nova foi desenvolvida e construída para medidas controladas do laboratório de amostras da validação na levitação15; em terceiro lugar, os métodos numéricos e experimentais foram aplicados para interpretar as observações astronômicas19,20.
No que se segue, protocolos para a utilização do pipeline de espalhamento experimental para medições, o pipeline computacional correspondente, bem como os pipelines de aplicação são descritos em detalhe. O pipeline computacional consiste em software para computações assintoticamente exatas no caso de sistemas finitos de partículas (superposição T-Matrix método stmm21 e volume integral equação método viem22) e aproximado cálculos para mídia aleatória discreta e assintoticamente infinita de partículas usando vários métodos de espalhamento (Siris23,24, transferência radiativa com retroespalhamento coerente RT-CB8,9e Transferência radiativa com operações recíprocas R2T216,17,18). O pipeline experimental engloba a preparação, o armazenamento e a utilização das amostras, a sua levitação no volume de medição e a realização da medição de espalhamento real em toda a gama de ângulos de espalhamento com polarizador variável Configurações. O pipeline de aplicação diz respeito à utilização dos pipelines computacionais e experimentais para interpretar observações astronômicas ou medições experimentais.

<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

Os métodos teóricos, numéricos, e experimentais são apresentados para o espalhamento múltiplo da luz em meios aleatórios discretos macroscópicos de partículas microscópicas densamente-embaladas. Os métodos teóricos e numéricos constituem uma estrutura de transferência radiativa com transações recíprocas (R2T2). A estrutura de R2T2 implica o traçado de ordem de espalhamento de Monte Carlo de interações no espaço de frequência, assumindo que os disseminadores e absorventes fundamentais são elementos de volume de comprimento de onda compostos por um grande número de aleatoriamente partículas distribuídas. A mídia aleatória discreta é totalmente embalada com os elementos de volume. Para partículas esféricas e não esféricas, as interações dentro dos elementos de volume são computadas exatamente usando o método de matriz Tde superposição (stmm) e o método de equação integral de volume (viem), respectivamente. Para ambos os tipos de partícula, as interações entre diferentes elementos de volume são computadas exatamente usando o STMM. Como o traçado ocorre dentro da mídia aleatória discreta, campos eletromagnéticos incoerentes são utilizados, ou seja, o campo coerente dos elementos de volume é removido das interações. Os métodos experimentais baseiam-se na levitação acústica das amostras para medições de espalhamento não-contato, não destrutiva. A levitação implica controle Ultrassônico completo da posição e orientação da amostra, ou seja, seis graus de liberdade. A fonte luminosa é uma fonte de luz branca laser-conduzida com um monocromador e um polarizador. O detector é um tubo do mini-photomultiplicador em uma roda de giro, equipado com os polarizadores. O R2T2 é validado usando medidas para uma amostra esférica da milímetro-escala de partículas esféricas densamente-embaladas do silicone. Após a validação, os métodos são aplicados para interpretar as observações astronômicas para o asteróide (4) Vesta e o cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko (Figura 1) recentemente visitados pela missão Dawn da NASA e pela missão de Rosetta da ESA, respectivamente.

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Scattering And Absorption of Light in Planetary Regoliths

Os métodos numéricos e experimentais são apresentados para o espalhamento múltiplo da luz em meios aleatórios discretos de partículas densamente-embaladas. Os métodos são utilizados para interpretar as observações do asteróide (4) Vesta e cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.

Espalhamento e absorção da luz em Regoliths planetários

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

Os métodos neste protocolo podem ajudar a resolver o problema computacional aberto da dispersão de luz por regolitos planetários, densamente embaladas camadas de partículas nas superfícies de asteroides que passam por núcleos e outros objetos do sistema solar. Para validar os cálculos, introduzimos medições não-contatos e não destrutivas exclusivas baseadas na levitação de amostras ultrassônicas. Temos controle total sobre a posição e orientação da amostra.Aqui aplicamos métodos computacionais validados para interpretar observações do asteroide 4 Vesta e 67P/Churyumov-Gerasimenko. Os métodos computacionais e experimentais são universais e podem ser aplicados, por exemplo, em sensoriamento remoto terrestre, ciências materiais nanoescala e óptica biomédica. Utilizar esses métodos requer paciência.No entanto, o esforço compensa devido à natureza absoluta e quantitativa do resultado. A demonstração visual dos métodos é crítica. A parte experimental mostrada neste vídeo combina técnicas de última geração tanto em óptica quanto em acústica.Demonstrar o procedimento estarão dr. Antti Penttila, Sra. Julia Martikainen, Sr. Petteri Helander, Sr. Goran Maconi, e Sr. Timo Vaisanen. Para começar, configure o scatterometer ligando a fonte de luz, tubos multiplicadores de fotos e amplificadores. Deixe o sistema estabilizar por 30 minutos.Em seguida, configure o levitador de amostra acústica inserindo o microfone no centro do levitador e executando o script de calibração. Em seguida, faça uma varredura de medição com um levitador vazio. A varredura revela quaisquer sinais gerados pela luz ambiente, reflexos do entorno ou ruídos elétricos.Uma vez configurado, use uma colher de malha acústicamente transparente para injetar a amostra no levitador acústico. Utilizando uma câmera de vídeo e alta óptica de ampliação, inspecione a orientação e a estabilidade da amostra antes e depois das medições de dispersão. A força e a assimemetria da armadilha acústica são otimizadas para a máxima estabilidade da amostra.Consequentemente, o poder acústico é definido o mais baixo possível. Se a amostra for assimétrica, gire-a ao redor do eixo vertical para obter informações sobre sua forma. Realize a rotação alterando lentamente o alinhamento da armadilha acústica.Durante a imagem, aplique iluminação adicional para melhorar a qualidade da imagem. Em seguida, feche a câmara de medição para bloquear a luz externa. Utilizando a interface do computador, selecione a orientação da amostra, bem como a resolução angular e o alcance da medição.A luz de entrada e dispersão são filtradas por polarizadores lineares motorizados. Execute a varredura de medição automatizada. Isso medirá quatro pontos para cada ângulo com orientações polarizadoras horizontal-horizontais, verticais, verticais e verticais.Recupere a amostra após a medição desligando o campo acústico e deixando a amostra cair sobre o tecido acústico transparente. Em seguida, execute outra varredura de medição com um levitador vazio para detectar qualquer possível deriva devido às condições de luz ambiente. Quando terminar, salve os dados.Analise os dados para calcular elementos matriciais de Mueller para cada ângulo através da combinação linear de intensidades em diferentes polarizações. Para começar a modelar, use o acesso SSH para se conectar ao CSC IT Center for science limited cluster Taito. Baixe e compile todos os programas necessários que são pré-configurados para Taito executando bash compile.sh.Em seguida, abra o editor de texto Nano e configure os parâmetros para um único dispersão, elemento de volume e a amostra estudada para corresponder à amostra estudada modificando o params de arquivo. Em seguida, executar o oleoduto executando comando bash run.sh. Quando terminar, escreva a matriz mueller completa da amostra na pasta temporária como final.out.Utilize siris4 para calcular as propriedades de dispersão de partículas howardite, movendo primeiro o arquivo executável Siris4 para a mesma pasta com o arquivo de entrada e arquivo de matriz P. Então copie o input_1. dentro e pmatrix_1.na pasta de teste. Em input_1. in, definir o número de raios para dois milhões, o número de partículas amostrais para 1.000, o desvio padrão de raio para 0,17, e o índice de lei de poder da função de correlação para três.Em seguida, defina a parte real do índice de refração para 1,8 e use a parte imaginária do índice de refração n conforme descrito no protocolo de texto. Em seguida, execute Siris4 executando o comando mostrado aqui para cada comprimento de onda de 0,4 a 2,5 mícrons usando uma faixa de tamanho de 10 a 200 mícrons de diâmetro com uma etapa amostral de 10 mícrons. Em seguida, salve cada matriz de fase de dispersão computada p em um pmatrix_x.em arquivo. O x no nome do arquivo descreve o número do comprimento de onda e varia de um a 43 para cada tamanho de partícula. O arquivo conterá os ângulos de dispersão, bem como os elementos da matriz de dispersão P11, P12, P22, P33, P34 e P44 para um comprimento de onda e tamanho de partícula.Média das matrizes de dispersão obtidas, albedos de dispersão única, e caminhos livres médios sobre uma distribuição de tamanho de lei de poder com um índice de 3,2. Use dispersores difusos dentro de um volume do tamanho de Vesta com um índice refrativo de um. No arquivo de entrada, use o albedos de dispersão única médio e os comprimentos de caminho livres para dispersores internos.Em seguida, execute Siris4 em cada comprimento de onda executando o comando mostrado aqui onde x é o comprimento de onda. O código lê as matrizes de dispersão média como sua entrada para os dispersores difundidos internos. Dimensione o espectro observado de Vesta para um valor geométrico de Albedo de 0,42327 a 0,55 mícrons.Para chegar a 17,4 graus, aplique um fator de 0,491 no espectro escalonado. Compare tanto o modelado quanto o espectro observado em toda a faixa de comprimento de onda. Comece baixando os arquivos de origem com o Git e mova os arquivos para o protocolo de cd do diretório baixado4b.Em seguida, baixe e compile todos os programas necessários executando bash compile.sh. Quando estiver pronto, copie a matriz de dispersão de entrada média, bem como a matriz de dispersão de amplitude no diretório de trabalho atual. Em seguida, abra o editor de texto Nano e modifique o arquivo PARAMS para definir os parâmetros desejados.Execute o oleoduto executando bash run.sh. Em seguida, escreva a matriz mueller completa na pasta temporária como rtcb.out. Comece no MATLAB e execute a rotina média powerlaw_ave.m para a média dos resultados sobre a lei de energia distribuição de tamanho do índice menos três após o cálculo das funções de fase de coma do solucionador Siris4. As saídas de rotina esperadas são pmatrix2. em, Albedo e o caminho livre médio.Em seguida, defina os resultados das saídas Albedo e o caminho livre médio para a entrada. em arquivo. Defina o tamanho para um bilhão e defina o índice de direito de poder da função de correlação para a forma para 2,5.Em seguida, execute Siris4 usando a linha de comando mostrada aqui para obter a função de fase do núcleo. Com siris4, as propriedades de dispersão de 100.000 agregados foram resolvidas e médias. Esses resultados são traçados aqui mostrando as medições experimentais e uma simulação adicional sem o meio efetivo.Ambas as escolhas para a distribuição de partículas produziram uma correspondência com a função de fase medida, embora resultem em diferentes características de polarização. Essas diferenças podem ser usadas para identificar a distribuição subjacente das partículas na amostra. A melhor escolha é usar a distribuição normal truncada em vez das partículas equisized.Se forem utilizadas apenas funções de fase normalizadas, as duas distribuições dão resultados indistinguíveis. Para a despolarização, os resultados numéricos têm características semelhantes à curva medida, mas as funções são deslocadas em 10 graus para a direção de backscattering. As diferenças na polarização indicam que a amostra tem, presumivelmente, uma estrutura mais complexa do que o modelo homogêneo.No entanto, está além dos métodos microscópicos existentes para caracterização amostral para recuperar a verdadeira estrutura do agregado. Aqui a curva de fase fotométrica foi acompanhada com a dependência linear da magnitude imitando o efeito da sombra em um regolito albedo densamente embalado. O modelo explica com sucesso as curvas de fase fotométrica e polarimétrica observadas e oferece uma previsão realista para a polarização máxima.É impressionante como a fração minúscula da pequena população de partículas é capaz de completar a explicação das curvas de fase. Ao realizar este experimento, a levitação de amostra ultrassônica é a chave para medições de dispersão bem sucedidas. Na parte computacional, o tratamento incoerente da dispersão dentro do meio das partículas é essencial.No futuro, planejamos estender os métodos experimentais para amostras maiores e menores, chegando a escalas de centímetros e micrômetros. No momento, estamos desenvolvendo maneiras de utilizar o controle completo de amostras ultrassônicas em microscópios. Tome as precauções apropriadas ao realizar este protocolo, pois são utilizadas poderosas fontes de ultrassom e luz nestas medidas.

Research

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