Streuung und Absorption des Lichts in planetarischen Regolithen

Für unser Experiment wurde ein Aggregat, das nominell aus dicht gepackten siO2-Partikeln besteht,29,30 ausgewählt und weiter poliert, um eine kugelförmige Form anzunähern, nach der es durch Wiegen und Messen seiner Abmessungen (Abbildung 4). Das fast kugelförmige Aggregat hatte einen Durchmesser von 1,16 mm und eine Volumendichte von 0,47. Die Lichtstreuung wurde gemäß Schritt 1 gemessen. Der Strahl wurde auf 488 x 5 nm gefiltert, mit einem Gaußschen Spektrum. Die Messung wurde von drei Sweeps gemittelt und das leere Levitatorsignal vom Ergebnis abgezogen. Aus den Intensitäten der vier verschiedenen Polarisationskonfigurationen berechneten wir die Phasenfunktion, den Grad der linearen Polarisation für unpolarisiertes einfallendes Licht -M12/M11und die Depolarisation M 22 /M 11, in Abhängigkeit vom Phasenwinkel (Abbildung 5, Abbildung 6, Abbildung 7). Eine bekannte systematische Fehlerquelle unserer Messung ist das Aussterbeverhältnis der linearen Polarisatoren, das 300:1 beträgt. Für diese Probe ist sie jedoch ausreichend, so dass das ausgelaufene polarisierte Licht unter der Nachweisschwelle liegt. Die numerische Modellierung besteht aus mehreren Software, die durch Skripte miteinander verbunden ist, die den Informationsfluss entsprechend den vom Benutzer angegebenen Parametern verarbeiten. Die Skripte und die Software sind für die Arbeit am Taito-Cluster von CSC – IT Center for Science Ltd. vorkonfiguriert, und der Benutzer muss die Skripts und Makefiles selbst ändern, damit das Modellierungstool auf anderen Plattformen funktioniert. Das Werkzeug beginnt mit dem StMM-Solver20, der Volumenelementeigenschaften berechnet, wie von Väisänen et al.18beschrieben. Danach werden die Streu- und Absorptionseigenschaften des Volumenelements als Eingabe für zwei verschiedene Software verwendet. Ein Mie-Streu-Solver wird verwendet, um den effektiven Brechungsindex zu finden, indem der kohärente Streuquerschnitt des Volumenelements mit einer Mie-Kugel gleicher Größe20übereinstimmt. Anschließend wird das Aggregat modelliert, indem die SIRIS4-Software mit dem Volumenelement als diffusem Streuer und mit dem effektiven Brechungsindex auf der Oberfläche des Aggregats ausgeführt wird. Die kohärente Rückstreukomponente wird separat hinzugefügt, da es keine Software gibt, die effektivebreaktive simultane und kohärente Rückstreuung gleichzeitig behandeln kann. Derzeit ist der RT-CB nicht in der Lage, das effektive Brechungsmedium zu verbuchen, während der SIRIS4 nicht in der Lage ist, eine kohärente Rückstreuung zu berücksichtigen. Die kohärente Rückstreuung wird jedoch dem SIRIS423hinzugefügt,24 Ergebnisse ungefähr durch Ausführen der Volumenelementstreuungseigenschaften durch die Streuphasenmatrixzersetzungssoftware PMDEC, die reine Mueller- und Jones-Matrizen für den RT-CB9erforderlich. Die kohärente Rückstreukomponente wird dann extrahiert, indem die Strahlungstransferkomponente von den Ergebnissen des RT-CB subtrahiert wird. Anschließend wird die extrahierte kohärente Rückstreukomponente zu den Ergebnissen des SIRIS4 hinzugefügt. Wir simulierten numerisch die Eigenschaften des mm-großen (Radius 580 m) SiO 2-Aggregats, indem wir Schritt 2 folgten. Wir verwendeten zwei Arten von Volumenelementen, eines aus nominellen Äquisutpartikeln (0,25 m) und das andere bestehend aus normal verteilten (Mittelwert 0,25 m, Standardabweichung 0,1 m) Partikeln, die auf den Bereich von 0,1-0,2525 m abgeschnitten wurden. Die Verteilung der Partikel beruht auf der Tatsache, dass im Wesentlichen alle SiO 2-Proben mit einer bestimmten nominalen Partikelgröße auch eine signifikante Alienverteilung kleinerer Teilchen haben31. Insgesamt wurden 128 Volumenelemente der Größe kR0=10 aus 128 periodischen Boxen mit etwa 10.000 Partikeln entnommen, die mit der Volumendichte v=47 % verpackt sind. Aus den Spezifikationen des Materials haben wir n=1.463+i0 bei der Wellenlänge von 0,488 ‘m, was die Wellenlänge ist, die in den Messungen verwendet wird. Mit SIRIS4 wurden die Streueigenschaften von 100.000 Aggregaten mit einem Radius von 580 m, einer Standardabweichung von 5,8 m und mit dem Kraftrechtsindex der Korrelationsfunktion 2 gelöst und gemittelt. Diese Ergebnisse werden dargestellt (siehe Abbildung 5, Abbildung 6, Abbildung 7) mit den experimentellen Messungen und einer zusätzlichen Simulation ohne das effektive Medium. Beide Optionen für die Partikelverteilung ergeben eine Übereinstimmung mit der gemessenen Phasenfunktion (siehe Abbildung 5), obwohl sie zu unterschiedlichen Polarisationseigenschaften führen, wie in Abbildung 6zu sehen ist. Diese Unterschiede können verwendet werden, um die zugrunde liegende Verteilung der Partikel in der Probe zu identifizieren. Die beste Wahl ist, die abgeschnittene Normalverteilung anstelle der Äquisepartikel zu verwenden (siehe Abbildung 6). Wenn nur normalisierte Phasenfunktionen verwendet werden, sind die zugrunde liegenden Verteilungen nicht zu unterscheiden (siehe Abbildung 5, Abbildung 6, Abbildung 7). In Abbildung 7 für die Depolarisation weisen die numerischen Ergebnisse ähnliche Merkmale wie die gemessene Kurve auf, aber die Funktionen werden um 10° in die Rückstreurichtung verschoben. Der effektive Brechungsindex korrigiert die Ergebnisse positiv, wie aus den Simulationen hervorgeht, die mit und ohne das effektive Medium erzielt wurden (siehe Abbildung 5, Abbildung 6, Abbildung 7). Die Unterschiede in der Polarisation (Abbildung 6) deuten darauf hin, dass die Probe vermutlich eine komplexere Struktur (z. B. einen separaten Mantel und Kern) aufweist als unser homogenes Modell. Es ist jedoch jenseits der vorhandenen mikroskopischen Methoden für die Probencharakterisierung, um die wahre Struktur des Aggregats abzurufen. Die kohärente Rückstreuung wurde separat zu den Ergebnissen hinzugefügt. Den Messungen fehlt es an sichtbarer Intensitätsspitze, die an den Rückstreuwinkeln beobachtet wird, aber der Grad der linearen Polarisation ist zwischen 0-30° negativer, der nicht ohne kohärente Rückstreuung erzeugt werden kann (vergleiche “Verteilung” mit “no cb”, siehe Abbildung 5, Abbildung 6, Abbildung 7). Für Anwendungen des Sonnensystems verglichen wir die beobachteten Vesta-Spektren und das modellierte Spektrum, das durch das folgende Protokoll 3 erreicht wurde. Die Ergebnisse sind in Abbildung 3 und Abbildung 8 dargestellt und sie deuten darauf hin, dass Howarditpartikel, von denen mehr als 75 % eine Partikelgröße von weniger als 25 m aufweisen, den Regolith von Vesta dominieren. Obwohl die Gesamtübereinstimmung recht zufriedenstellend ist, unterscheiden sich die modellierten und beobachteten Spektren leicht: Die Absorptionsbandzentren des Modellspektrums werden auf längere Wellenlängen verschoben, und die spektralen Minima und Maxima sind im Vergleich zu den beobachteten Spectra. Die Unterschiede in den Minima- und Maxima-Werten lassen sich damit erklären, dass die gegenseitigen Schatteneffekte unter den Regolithpartikeln nicht berücksichtigt wurden: Die Schatteneffekte sind stärker für niedrige Reflexionen und schwächer für hohe Reflexionen und in der relativer Sinn, würde die spektrale Minima verringern und erhöhen die spektrale Maxima, wenn in der Modellierung berücksichtigt. Darüber hinaus wurde der imaginäre Teil der komplexen Brechungsindizes für Howardit ohne Berücksichtigung der Wellenlängenskala Oberflächenrauheit abgeleitet, so dass die abgeleiteten Werte zu klein sein können, um die spektralen Minima zu erklären. Wenn diese Werte in unserem Modell weiter verwendet werden, indem geometrische Optiken verwendet werden, können die Bandtiefen im modellierten Spektrum zu flach werden. Diese Wellenlängen-Effekte könnten auch bei längeren Wellenlängen zusammen mit einem kleinen Beitrag aus dem Low-End-Schwanz des thermischen Emissionsspektrums eine Rolle spielen. Die Unterschiede können auch durch eine kompositorische Diskrepanz zwischen unserer Howarditprobe und Vesta-Mineralien und durch eine andere Partikelgrößenverteilung verursacht werden, die für das Modell benötigt wird. Schließlich wurden die Reflexionsspektren von Vesta bei 180-200 K beobachtet und unsere Howarditprobe bei Raumtemperatur gemessen. Reddy et al.32 haben gezeigt, dass sich die Absorptionsbandzentren auf längere Wellenlängen mit steigender Temperatur verschieben. Die photometrischen und polarimetrischen Phasenkurvenbeobachtungen für den Asteroiden (4) Vesta stammen aus Gehrels33 und dem Small Bodies Node (http://pdssbn.astro. umd.edu/sbnhtml) des NASA Planetary Data Systems. Ihre Modellierung folgt Schritt 4 und beginnt mit dem Partikel-Brechungsindex und der Größenverteilung, die bei der spektrometrischen Modellierung bei einer Wellenlänge von 0,45 m verfügbar sind. Diese Teilchen haben Größen größer als 5 m, d.h. viel größer als die Wellenlänge und befinden sich daher im geometrischen Optikregime, der als Großpartikelpopulation bezeichnet wird. Für die Phasenkurvenmodellierung wird auch eine zusätzliche Kleinpartikelpopulation dicht gepackter Teilchen im Subwellenlängenmaßstab integriert, wobei gebührende Aufmerksamkeit darauf zu verwenden ist, Konflikte mit der obigen spektrometrischen Modellierung zu vermeiden. Der komplexe Brechungsindex wurde auf 1.8+i0.000168 festgelegt. Die effektiven Partikelgrößen und Einzelstreualbedos in den Groß- und Kleinpartikelpopulationen entsprechen (9,385 m, 0,791) bzw. (0,716 m, 0,8935). Die mittleren freien Pfadlängen in den Groß- und Kleinpartikelmedien betragen 16,39 m und 0,56 m. Das Großpartikelmedium hat eine Volumendichte von 0,4, während das Kleinpartikelmedium eine Volumendichte von 0,3 aufweist. Die Fraktionen von Groß- und Kleinpartikelmedien im Vesta-Regolith werden mit 99 % bzw. 1 % angenommen, was eine Gesamt-Einzelstreualbedo von 0,815 und eine gesamtmittelförmige freie Bahnlänge von 12,78 m ergibt. Nach Schritt 4 erweist sich die geometrische Vesta-Albedo bei 0,45 m in fairer Übereinstimmung mit den Beobachtungen als 0,32 (vgl. Abbildung 8, wenn sie auf null Phasenwinkel extrapoliert wird). Abbildung 9, Abbildung 10, Abbildung 11 zeigt die photometrische und polarimetrische Phasenkurvenmodellierung für Vesta. Für die photometrische Phasenkurve (Abbildung10, links) wurde die Modellphasenkurve von RT-CB mit einer linearen Abhängigkeit von der Magnitudenskala (Neigungskoeffizient -0,0179 mag/°) begleitet, die den Effekt der Schattenung in einem dicht gepackten, Hochalbedo-Regolith. Für den Polarisationsgrad wurde keine Änderung herangezogen (Abbildung10, rechts; Abbildung 11). Das Modell erklärt erfolgreich die beobachteten photometrischen und polarimetrischen Phasenkurven und bietet eine realistische Vorhersage für die maximale Polarisation nahe dem Phasenwinkel von 100° sowie für die Eigenschaften bei kleinen Phasenwinkeln <3°. Auffallend ist, wie der winzige Anteil der Kleinteilchenpopulation in der Lage ist, die Erklärung der Phasenkurven zu vervollständigen (Abbildung 10, Abbildung 11). Es geht um faszinierende Modellierungsaspekte. Erstens sind die Einzelstreuphasenfunktionen für die Groß- und Kleinteilchenpopulationen, wie in Abbildung 9 (links) dargestellt, recht ähnlich, während die linearen Polarisationselemente sich deutlich unterscheiden. Zweitens tragen beide Teilchenpopulationen bei den RT-CB-Berechnungen zu den kohärenten Rückstreueffekten bei. Drittens muss es, um eine realistische Polarisationsmaxima zu erhalten, eine signifikante Großpartikelpopulation im Regolith geben (in Übereinstimmung mit der Spektralmodellierung). Durch die aktuelle unabhängige Vermischung der Klein- und Großpartikelmedien bleibt es möglich, einen Teil des Kleinpartikelbeitrags den Großpartikeloberflächen zuzuordnen. Damit jedoch kohärente Rückstreueffekte auftreten und die Beobachtungen erläutert werden können, ist es obligatorisch, eine Kleinpartikelpopulation einzubeziehen. Die Rosetta-Mission der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) zum Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko bot die Möglichkeit, die photometrische Phasenfunktion des Komas und des Kerns innerhalb weniger Stunden über einen weiten Phasenwinkelbereich zu messen34. Die gemessenen Komaphasenfunktionen zeigen eine starke Variation mit der Zeit und eine lokale Position des Raumschiffs. Die Komaphasenfunktion wurde erfolgreich20 mit einem Partikelmodell modelliert, das aus organischen und silikatgroßen Partikeln in Submikrometergröße besteht, wobei die numerischen Methoden (Schritte 5 und 2) verwendet wurden, wie in Abbildung 12dargestellt. Die Ergebnisse deuten darauf hin, dass die Größenverteilung des Staubes im Koma aufgrund der Aktivität des Kometen und der dynamischen Entwicklung des Staubes variiert. Durch die Modellierung der Streuung durch ein 1 km großes Objekt, dessen Oberfläche mit den Staubpartikeln bedeckt ist, haben wir gezeigt, dass die Streuung durch den Kern des Kometen mit der gleichen Art von Partikeln dominiert wird, die auch die Streuung im Koma dominieren (Abbildung 13). Abbildung 1: Asteroid (4) Vesta (links) und Komet 67P/Tschurjumow-Gerasimenko (rechts), besucht von der NASA Dawn Mission bzw. von der ESA Rosetta Mission. Bildnachweis: NASA/JPL/MPS/DLR/IDA/Björn Jénsson (links), ESA/Rosetta/NAVCAM (rechts). Bitte klicken Sie hier, um eine größere Version dieser Abbildung anzuzeigen. Abbildung 2: Lichtstreuung Messgerät. Foto (oben) und Top-View-Schema (unten) zeigt: (1) fasergekoppelte Lichtquelle mit Kollimator, (2) Fokussierlinse (optional), (3) Bandpassfilter zur Wellenlängenauswahl, (4) einstellbare Blende für Strahlformung, (5) motorisierter linearer Polarisator, (6) Hochgeschwindigkeitskamera, (7) Hochvergrößerungsobjektiv, (8) akustischer Schwebegeber zum Probenfang, (9) Messkopf, bestehend aus IR-Filter, motorisiertem Verschluss, motorisiertem Linearpolarisator und Photomultiplierrohr (PMT), (10) motorisierter Drehstufe zur Einstellung des Messkopfwinkels, (11) optisch flach für Fresnel-Reflexion, (12) Neutraldichtefilter und (13) Referenz-PMT, zur Überwachung der Strahlintensität. Das System ist in drei geschlossene Fächer unterteilt, um Streulicht zu eliminieren. Bitte klicken Sie hier, um eine größere Version dieser Abbildung anzuzeigen. Abbildung 3: Der imaginäre Teil des Brechungsindexes für Howardit als Funktion der Wellenlänge. Der imaginäre Teil des refraktiven Im(n) für das Howarditmineral durch das folgende Protokoll 3.1 erhalten. Der Brechungsindex wird bei der Modellierung der Streueigenschaften des Asteroiden (4) Vesta verwendet. Bitte klicken Sie hier, um eine größere Version dieser Abbildung anzuzeigen. Abbildung 4: Die Messprobe besteht aus dicht gepackten sphärischen SiO2 Partikeln. Die Probe wurde sorgfältig poliert, um eine nahezu kugelförmige Form zu erhalten, die sowohl effiziente Streuexperimente als auch numerische Modellierungermöglicht. Bitte klicken Sie hier, um eine größere Version dieser Abbildung anzuzeigen. Abbildung 5: Phasenfunktion. Die Phasenfunktionen des Probenaggregats erhalten durch Befolgung der experimentellen Protokolle 1 und des numerischen Modellierungsschritts 2. Die Phasenfunktionen werden normalisiert, um einheitlichkeit zu geben, wenn sie von 15,1° bis 165,04° integriert sind. Bitte klicken Sie hier, um eine größere Version dieser Abbildung anzuzeigen. Abbildung 6: Grad der linearen Polarisation. Wie in Abbildung 5 für den Grad der linearen Polarisation für unpolarisiertes einfallendes Licht -M12/M11 (in %). Bitte klicken Sie hier, um eine größere Version dieser Abbildung anzuzeigen. Abbildung 7: Depolarisation. Wie in Abbildung 5 für die Depolarisation M22/M11. Bitte klicken Sie hier, um eine größere Version dieser Abbildung anzuzeigen. Abbildung 8: Absolute Reflexionsspektren. Asteroid (4) Vestas modellierte und beobachtete absolute Reflexionsspektren bei 17,4-Grad-Phasenwinkel. Bitte klicken Sie hier, um eine größere Version dieser Abbildung anzuzeigen. Abbildung 9: Streuphasenfunktion P11 und Grad der linearen Polarisation für unpolarisiertes einfallendes Licht -P21/P11 in Abhängigkeit vom Streuwinkel für Volumenelemente großer (roter) und kleiner Teilchen (blau) im Regolith des Asteroiden (4) Vesta. Die gepunktete Linie zeigt eine hypothetische isotrope Phasenfunktion (links) und eine Polarisationsstufe Null (rechts). Bitte klicken Sie hier, um eine größere Version dieser Abbildung anzuzeigen. Abbildung 10: Beobachtete (blaue) und modellierte (rote) scheibenintegrierte Helligkeit in der Magnitudenskala sowie der Grad der linearen Polarisation für unpolarisiertes einfallendes Licht als Funktion des Phasenwinkels für Asteroid (4) Vesta. Die photometrischen und polarimetrischen Beobachtungen stammen von Gehrels (1967) bzw. dem Small Bodies Node of the Planetary Data System (http://pdssbn.astro.umd.edu/sbnhtml). Bitte klicken Sie hier, um eine größere Version dieser Abbildung anzuzeigen. Abbildung 11: Grad der linearen Polarisation. Der Grad der linearen Polarisation für Asteroid (4) Vesta für große Phasenwinkel basierend auf der numerischen Multistreuungsmodellierung vorhergesagt. Bitte klicken Sie hier, um eine größere Version dieser Abbildung anzuzeigen. Abbildung 12: Modellierte und gemessene fotometrische Phasenfunktionen im Koma des Kometen 67P/Tschurjumow-Gerasimenko. Die zeitlich endenden Schwankungen der gemessenen Phasenfunktionen lassen sich durch unterschiedliche Staubgrößenverteilung im Koma erklären. Bitte klicken Sie hier, um eine größere Version dieser Abbildung anzuzeigen. Abbildung 13: Phasenfunktionen. Modellierte und gemessene Phasenfunktionen des Kometenkerns 67P. Bitte klicken Sie hier, um eine größere Version dieser Abbildung anzuzeigen.