Gezegen Regoliths ışık saçılma ve emilimi

Denememiz için, yoğun olarak paketlenmiş Ø = 0.5 μm küresel Sio2 parçacıklarından oluşan bir toplam,29,30 ve daha cilalı olarak seçildi ve daha sonra küresel bir şekli yaklaşık olarak boyutlarını ölçüyor (Şekil 4). Neredeyse küresel toplu 1,16 mm çapı ve 0,47 bir Hacim yoğunluğu vardı. Işık saçılma adım 1 ‘ e göre ölçülmüştür. Işın, bir Gauss spektrumuna sahip 488 ± 5 Nm ‘ye filtrelenmiştir. Ölçüm üç süpürüden ortalamalı ve boş levitator sinyali sonuçdan çıkarılır. Dört farklı polarizasyon konfigürasyonlarının yoğunluklarına göre, faz fonksiyonunu, polarize edilmemiş olay lambası-m12/m11için doğrusal polarizasyon derecesini ve depolarizasyon M ‘i hesapladık. 22 /M 11, faz açısını bir işlevi olarak (Şekil 5, Şekil 6, Şekil 7). Ölçümlerimizin bilinen bir sistematik hata kaynağı, 300:1 olan doğrusal polarizatörlerin yok olma oranıdır. Bu örnek için, ancak, yeterli böylece sızdırılmış polarize ışık algılama eşik altındadır. Sayısal modelleme Kullanıcı tarafından verilen parametrelere göre bilgi akışını ele komut dosyaları ile bağlantılı birden fazla yazılım oluşur. Komut dosyaları ve yazılım CSC-BT Merkezi Science Ltd. ‘ nin Taito kümesi üzerinde çalışmak üzere önceden yapılandırılmış ve Kullanıcı komut dosyaları ve makefiles kendilerini diğer platformlarda çalışmak için modelleme aracı almak için değiştirmek gerekir. Araç, Väisänen ve al.18tarafından açıklandığı gibi hacim elemanı özelliklerini HESAPLAYAN stmm çözücü20 ‘ siniçalıştırarak başlar. Bundan sonra, hacim elemanının saçılma ve emilim özellikleri iki farklı yazılım için giriş olarak kullanılır. Bir Mie-saçılma çözücü eşit boyutta bir Mie küre hacim elemanı tutarlı saçılma kesiti eşleştirerek etkili kırılma indeksi bulmak için kullanılır20. Daha sonra toplama, SIRIS4 yazılımını hacim elemanı olarak bir difüzör olarak çalıştırarak ve toplam yüzeyinde etkili kırılma indeksiyle modellenmiştir. Tutarlı gelmekte bileşeni ayrı olarak eklenir, çünkü aynı anda etkili refraktif orta ve tutarlı gelmekte tedavi edebilir bir yazılım yoktur. Şu anda, RT-CB etkili kırılma orta için muhasebe aciz, SIRIS4 tutarlı backscattering için muhasebe aciz olduğu halde. Bununla birlikte, tutarlı gelmekte, SIRIS423,24 sonuçtan yaklaşık olarak, hacim-element saçılma özelliklerini kullanarak, saçılma faz matriks ayrıştırma yazılımı pmdec aracılığıyla ekleniyor RT-CB9için gerekli saf Mueller ve Jones matrisleri. Tutarlı gelmekte bileşeni daha sonra RT-CB sonuçlarından radyatif transfer bileşeni çıkararak ayıklanır. Ardından, çıkarılan tutarlı gelmekte bileşeni SIRIS4 elde edilen sonuçlara eklenir. 2. adımda mm boyutunda (Radius 580 μm) SiO2 toplamanın özelliklerini sayısal olarak simüle ettik. İki çeşit hacim unsuru kullandık, biri nominal equisized partiküllerden (0,25 μm) oluşan, diğeri ise normal olarak dağıtılmış (ortalama 0,25 μm, standart sapma 0,1 μm) partikülleri 0.1-0.2525 μm aralığında kesilir. ikinci tanıtımı partiküllerin dağılımı, temelde belirli bir nominal parçacık boyutuna sahip tüm SiO2 örneklerinin de daha küçük partiküllerin önemli bir uzaylı dağılımı olduğu gerçeğini temel alır31. Toplam olarak, 128 hacim boyutları KR0= 10 ‘ dan çekildi 128 periyodik kutulardan içeren yaklaşık 10.000 parçacıklar Hacim yoğunluğu için paketlenmiş v= 47% her. Malzemenin spesifikasyonlarına göre, ölçülerde kullanılan dalga boyu olan 0,488 μm dalga boyunda n= 1.463 + I0 var. SIRIS4 ile, 580 μm yarıçapı, 5,8 μm standart sapması ve korelasyon fonksiyonu 2 ‘ nin güç Hukuku indeksi ile 100.000 agregasyonun saçılma özellikleri çözüldü ve ortalamaya sahipti. Bu sonuçlar çizilir (bkz. Şekil 5, Şekil 6, Şekil 7) deneysel ölçümler ile, ve etkili orta olmadan ek bir simülasyon. Parçacık dağılımı için her iki seçenek de ölçülen faz işlevine bir eşleşme üretir (bkz. Şekil 5), Şekil 6′ da görüldüğü gibi farklı polarizasyon özelliklerine neden olsalar da. Bu farklar örnekteki parçacıkların temel dağılımı tanımlamak için kullanılabilir. En iyi seçim, equisized parçacıklar yerine kesilmiş normal dağılımı kullanmaktır (bkz. Şekil 6). Yalnızca normalleştirilmiş faz işlevleri kullanılırsa, temel dağıtımlar ayırt edilemez ( Şekil 5, Şekil 6, Şekil 7’ ye karşılaştırın). Şekil 7 ‘ de depolarization için sayısal sonuçlar ölçülen eğriye benzer özelliklere sahiptir, ancak fonksiyonlar gelmekte yönüne 10 ° kadar kaydırılır. Etkili refraktif Endeks, etkili ortam ile ve olmadan elde edilen Simülasyonlardan görülen sonuçları olumlu şekilde düzeltir (bkz. Şekil 5, Şekil 6, Şekil 7). Polarizasyon farklılıkları (Şekil 6) örnek muhtemelen daha karmaşık bir yapıya sahip olduğunu gösterir (örneğin, ayrı bir manto ve çekirdek) homojen modelden daha. Ancak, toplam gerçek yapısını almak için örnek karakterizasyon için mevcut mikroskobik yöntemlerin ötesinde. Tutarlı gelmekte, sonuçlara ayrı olarak eklenmiştir. Ölçümler, gelmekte açıları gözlenen görünür yoğunluk başak eksikliği, ancak doğrusal polarizasyon derecesi 0-30 arasında daha negatif olan tutarlı gelmekte olmadan üretilemez ° (“No CB” ile “dağıtım” karşılaştırın, bkz: Şekil 5, Şekil 6, Şekil 7). Güneş sistemi uygulamaları için, gözlenen Vesta spektrumunu ve protokol 3 ‘ ü izleyerek elde edilen modellenmiş spektrumunu karşılaştırdık. Sonuçlar Şekil 3 ve Şekil 8 ‘ de gösterilir ve bunlar,% 75 ‘ den fazla olan, 25 μm ‘ den küçük bir parçacık boyutuna sahip olan howardite parçacıklarının Vesta ‘nın regolitine hakim olduğunu düşündürmektedir. Genel maç oldukça tatmin edici olmasına rağmen, modellenmiş ve gözlenen spektrum biraz farklıdır: model spektrumunun emilim bandı merkezleri daha uzun dalga boyları için kaydırılır, ve spektral Minima ve Maxima gözlenen kıyasla sığ olmak eğilimindedir Spectra. Minima ve Maxima farklılıkları, regolit parçacıkları arasında karşılıklı gölgeleme etkilerinin hesaba katılmamış olması ile açıklanabilir: gölgeleme efektleri düşük reflektanlar için daha güçlüdür ve yüksek refloller için daha zayıftır ve göreli anlamda, spektral Minima azaltmak ve modelleme içinde muhasebeleştirilir spektral Maxima artırmak. Ayrıca, komplike refraktif indekslerin hayali kısmı, dalga boyu ölçekli yüzey-pürüzlülüğü dikkate almadan türetilmiştir ve böylece türetilen değerler spektral Minima açıklamak için çok küçük olabilir. Geometrik Optik kullanarak modelimizde bu değerleri daha fazla kullanırken, modellenmiş spektrumdaki bant derinliği çok sığ hale gelebilir. Bu dalga boyu ölçekli efektler, termal emisyon spektrumunun düşük uç kuyruğundan küçük bir katkı ile birlikte daha uzun dalga boylarında da bir rol oynayabilir. Farklılıklar da bizim howardite örnek ve Vesta mineraller ve model için gerekli farklı bir parçacık boyutu dağılımı ile bir kompozisyon uyumsuzluğu neden olabilir. Son olarak, Vesta yansıma Spectra 180-200 K gözlenen ve bizim howardite örnek oda sıcaklığında ölçülmüştür. Reddy ve al.32 emilim bandı merkezleri artan sıcaklık ile daha uzun dalga boyları için vardiya göstermiştir. Asteroit için fotometrik ve Polarimetrik faz eğrisi gözlemler (4) Vesta Gehrels33 ve NASA gezegensel veri sisteminin küçük organları düğümü (http://pdssbn.astro. UMD.edu/sbnhtml), sırasıyla. Onların modelleme adım 4 takip ve partikül kırılma indeksinden ve boyut dağılımı spektrometrik modelleme 0,45 μm dalga boyu kullanılabilir başlar. Bu parçacıklar 5 μm ‘ den büyük boyutlarda, yani dalga boyunda çok daha büyük ve böylece geometrik optik rejiminde, büyük parçacık nüfus olarak adlandırılır. Faz eğrisi modelleme için, aşırı paketlenmiş alt dalga ölçekli partiküllerin ek küçük parçacık nüfus da dahil edilir, yukarıda spektrometrik modelleme ile çatışmalar önlemek için ödenen nedeniyle dikkat. Kompleks refraktif endeks 1.8 + i 0.000168 olarak ayarlandı. Büyük parçacık ve küçük parçacık nüfusu eşit (9,385 μm, 0,791) ve (0,716 μm, 0,8935), sırasıyla etkili parçacık boyutları ve tek saçılma albedos. Büyük parçacık ve küçük parçacık ortamındaki ortalama ücretsiz yol uzunlukları 16,39 μm ve 0,56 μm ‘ dir. Büyük parçacık orta 0,4 bir Hacim yoğunluğu vardır, küçük parçacık orta 0,3 bir Hacim yoğunluğu ise. Vesta rejinde büyük parçacık ve küçük parçacık medyanın fraksiyonları sırasıyla% 99 ve% 1 olarak kabul edilir ve 0,815 toplam tek saçılma Albedo ve 12,78 μm toplam ortalama serbest yol uzunluğu vermektedir. 4. adımın ardından 0,45 μm ‘ de Vesta geometrik Albedo, gözlemler ile adil bir anlaşma olarak 0,32 olarak ortaya çıkıyor (sıfır faz açısını ekstrapole zaman Şekil 8 ). Şekil 9, Şekil 10, Şekil 11 Vesta için fotometrik ve Polarimetrik faz eğrisi modelleme tasvir. Fotometrik faz eğrisi için (Şekil 10, sol), RT-CB model faz eğrisi büyüklük ölçeği üzerinde doğrusal bir bağımlılığı ile eşlik etti (eğim katsayısı-0,0179 Mag/°), yoğun bir şekilde doludur gölgeleme etkisini taklit, yüksek-Albedo regolith. Polarizasyon derecesi için hiçbir değişiklik çağrılamaz (Şekil 10, sağ; Şekil 11). Model, gözlenen fotometrik ve Polarimetrik faz eğrilerini başarıyla açıklıyor ve 100 ° faz açısının yanı sıra küçük faz açıları < 3 ° ' deki özellikler için maksimum polarizasyon için gerçekçi bir tahmin sunar. Küçük parçacık nüfusunun dakika kesinin faz eğrilerinin açıklamasının nasıl tamamlanmasına neden olur (Şekil 10, Şekil 11). Orada ilginç modelleme yönleri dahil vardır. İlk olarak, Şekil 9 ‘ da gösterildiği gibi (sol), büyük parçacık ve küçük parçacık nüfusu için tek saçılma faz fonksiyonları oldukça benzerdir, ancak doğrusal polarizasyon elemanları önemli ölçüde farklıdır. İkincisi, RT-CB hesaplamaları, her iki parçacık nüfus tutarlı gelmekte etkilere katkıda bulunur. Üçüncü olarak, gerçekçi polarizasyon Maxima elde etmek için, regolit önemli bir büyük parçacık nüfus olması gerekir (spektral modelleme ile anlaşma). Küçük parçacık ve büyük parçacık ortamının geçerli bağımsız karıştırma ile, büyük parçacık yüzeylere küçük parçacık katkı bir parçası atamak mümkün kalır. Ancak, tutarlı gelmekte efektler için yer almak ve gözlemleri açıklamak için, küçük parçacık nüfus dahil etmek zorunludur. Avrupa Uzay Ajansı ‘nın (ESA) Rosetta misyonu Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko sadece birkaç saat34içinde geniş faz açı aralığı üzerinde koma ve çekirdeğin fotometrik faz fonksiyonunu ölçmek için bir fırsat sağladı. Ölçülen koma aşaması fonksiyonları zaman ve uzay aracı yerel bir pozisyon ile güçlü bir varyasyon gösterir. Koma aşaması işlevi, Şekil 12’ de gösterildiği gibi sayısal Yöntemleri (5 ve 2. adımlar) kullanarak submikrometre boyutunda organik ve silikat parçacıklarından oluşan bir parçacık modeli ile20 model olarak başarıyla modellenmiştir. Sonuçlar, kuyruklu yıldızının aktivitesi ve tozun Dinamik evrimi nedeniyle tozun boyutu dağılımının koma cinsinden değiştiğini göstermektedir. Yüzeyi toz partikülleri ile kaplıdır 1 km büyüklüğünde bir nesne tarafından saçılma modelleme tarafından, biz kuyruklu yıldız çekirdeği tarafından saçılma aynı zamanda koma içinde saçılma hakim parçacıklar aynı türde hakim olduğunu göstermiştir (Şekil 13). Şekil 1: Asteroid (4) Vesta (sol) ve Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko (sağ) NASA Dawn misyonu ve ESA Rosetta Mission tarafından sırasıyla ziyaret etti. Görüntü kredileri: NASA/JPL/MPS/DLR/ıDA/Björn Jónsson (sol), ESA/Rosetta/NAVCAM (sağ). Bu figürün daha büyük bir versiyonunu görmek Için lütfen tıklayınız. Şekil 2: Işık saçılma ölçüm aleti. Fotoğraf (yukarıda) ve üst görünüm şematik (aşağıda) gösteriliyor: (1) fiber ile birleşen ışık kaynağı collimator, (2) odaklama lens (opsiyonel), (3) dalga boyu seçimi için bant geçiren filtresi, (4) kiriş şekillendirme için ayarlanabilir diyafram, (5) motorlu doğrusal polarizer, (6) yüksek hızlı kamera, (7) yüksek büyütme amacı, (8) örnek bindirme için akustik levitator, (9) ölçüm kafası, bir IR filtresi oluşan, motorlu deklanşör, motorlu doğrusal polarizer, ve bir fotomultipler tüp (PMT), (10) motorlu rotasyon aşaması Ölçüm kafası açısını ayarlamak için, (11) Fresnel yansıma için optik düz, (12) nötr yoğunluk filtresi, ve (13) referans PMT, ışın yoğunluğu izlemek için. Sistem, sokak ışığını ortadan kaldırmak için üç kapalı bölmesine ayrılmıştır. Bu figürün daha büyük bir versiyonunu görmek Için lütfen tıklayınız. Şekil 3: kırılma indeksinin hayali kısmı dalga boyu bir fonksiyon olarak howardite için. Refraktif ım (n) ‘ ın hayali bölümü, 3,1 protokolüyle aşağıdaki şekilde elde edilir. Refraktif endeks asteroid (4) Vesta saçılma özellikleri modelleme kullanılır. Bu figürün daha büyük bir versiyonunu görmek Için lütfen tıklayınız. Şekil 4: Yoğun olarak paketlenmiş küresel Sio2 parçacıklarından oluşan ölçüm örneği. Numune, hem verimli saçılma deneyleri hem de sayısal modelleme sağlayan neredeyse küresel bir şekil elde etmek için dikkatle parlatılmıştır. Bu figürün daha büyük bir versiyonunu görmek Için lütfen tıklayınız. Şekil 5: faz fonksiyonu. Deneysel protokoller 1 ve sayısal modelleme adım 2 takip ederek elde edilen örnek toplama faz işlevleri. Faz fonksiyonları 15,1 ° ‘ den 165,04 ° ‘ ye entegre edildiğinde birlik vermek için normale döndü. Bu figürün daha büyük bir versiyonunu görmek Için lütfen tıklayınız. Şekil 6: doğrusal polarizasyon derecesi. Şekil 5 ‘ te olduğu gibi, polarize edilmemiş olay ışığı için doğrusal polarizasyon derecesi-m12/m11 (% in). Bu figürün daha büyük bir versiyonunu görmek Için lütfen tıklayınız. Şekil 7: Depolarization. Şekil 5 ‘ te olduğu gibi depolarizasyon m22/m11. Bu figürün daha büyük bir versiyonunu görmek Için lütfen tıklayınız. Şekil 8: Mutlak yansıtma spektrumları. Asteroit (4) Vesta ‘nın modellenmiş ve gözlenen mutlak yansıtma spektrumları 17,4 derecelik faz açısında. Bu figürün daha büyük bir versiyonunu görmek Için lütfen tıklayınız. Şekil 9: Saçılma faz fonksiyonu p11 ve polarize olmayan olay ışığı için doğrusal polarizasyon derecesi -p21/p11 büyük partiküllerin (kırmızı) ve küçük parçacıklar hacim elemanları için saçılma açısını bir işlevi olarak (mavi) asteroid (4) Vesta regolit içinde. Noktalı çizgi bir varsayımsal izotropik faz işlevi (sol) ve polarizasyon (sağ) sıfır düzeyde gösterir. Bu figürün daha büyük bir versiyonunu görmek Için lütfen tıklayınız. Şekil 10: gözlenen (mavi) ve model (kırmızı) disk-entegre parlaklık büyüklüğü ölçeği yanı sıra asteroit için faz açısı bir fonksiyon olarak unpolarize olay ışık için doğrusal polarizasyon derecesi (4) Vesta. Fotometrik ve Polarimetrik gözlemler Gehrels (1967) ve gezegen veri sistemi ‘nin küçük organları düğümü (http://pdssbn.astro.umd.edu/sbnhtml) ‘ dan yapılır. Bu figürün daha büyük bir versiyonunu görmek Için lütfen tıklayınız. Şekil 11: doğrusal polarizasyon derecesi. Asteroid için doğrusal polarizasyon derecesi (4) Vesta sayısal çoklu saçılma modelleme dayalı büyük faz açıları için tahmin. Bu figürün daha büyük bir versiyonunu görmek Için lütfen tıklayınız. Şekil 12: koma Içinde modellenmiş ve ölçülen fotometrik faz fonksiyonları Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. Ölçülen faz fonksiyonları zaman içinde varyasyonları koma toz boyutu dağılımı değişen ile açıklanabilir. Bu figürün daha büyük bir versiyonunu görmek Için lütfen tıklayınız. Şekil 13: faz fonksiyonları. Kuyruklu yıldız 67P çekirdeğin modellenmiş ve ölçülen faz fonksiyonları. Bu figürün daha büyük bir versiyonunu görmek Için lütfen tıklayınız.