Diffusion et absorption de la lumière dans les régolithes planétaires

Pour notre expérience, un agrégat nominalement composé de particules sphériques SiO2 densément emballées a été sélectionné29,30 et poli plus loin, pour se rapprocher d’une forme sphérique, après quoi il a été caractérisé par peser et mesurer ses dimensions (Figure 4). L’agrégat presque sphérique avait un diamètre de 1,16 mm et une densité de volume de 0,47. La diffusion de la lumière a été mesurée en fonction de l’étape 1. Le faisceau a été filtré à 488 x 5 nm, avec un spectre gaussien. La mesure a été en moyenne à partir de trois balayages et le signal vide de lévitateur a été soustrait du résultat. À partir des intensités des quatre configurations de polarisation différentes, nous avons calculé la fonction de phase, le degré de polarisation linéaire pour la lumière incidente non polarisée -M12/M11, et la dépolarisation M 22 Ans /M 11, en fonction de l’angle de phase (Figure 5, Figure 6, Figure 7). Une source d’erreur systématique connue de notre mesure est le rapport d’extinction des polariseurs linéaires, qui est 300:1. Pour cet échantillon, il est toutefois suffisant pour que la lumière polarisée qui fuit soit inférieure au seuil de détection. La modélisation numérique se compose de plusieurs logiciels reliés par des scripts qui gèrent le flux d’informations en fonction des paramètres donnés par l’utilisateur. Les scripts et les logiciels sont préconfigurés pour fonctionner sur le cluster Taito de CSC – IT Center for Science Ltd., et l’utilisateur doit modifier les scripts et les fichiers eux-mêmes pour que l’outil de modélisation fonctionne sur d’autres plates-formes. L’outil commence par l’exécution du solveur STMM20, qui calcule les caractéristiques volume-élément tel que décrit par les Visonen et autres18. Après cela, les caractéristiques de diffusion et d’absorption de l’élément de volume sont utilisées comme entrée pour deux logiciels différents. Un solveur de diffusion Mie est utilisé pour trouver l’indice de réfraction efficace en faisant correspondre la section transversale de diffusion cohérente de l’élément de volume à une sphère Mie de taille égale20. Ensuite, l’agrégat est modélisé en exécutant le logiciel SIRIS4 avec l’élément de volume comme un diffuseur diffus et avec l’indice de réfraction efficace à la surface de l’agrégat. Le composant de rétrodiffusion cohérent est ajouté séparément parce qu’il n’existe aucun logiciel qui puisse traiter simultanément le milieu réfractif efficace et la rétrodiffusion cohérente. Actuellement, le RT-CB est incapable de comptabiliser le milieu réfractif efficace, tandis que le SIRIS4 est incapable de rendre compte de la rétrodiffusion cohérente. Le backscattering cohérent est, cependant, ajouté aux résultats SIRIS423,24 environ en exécutant les caractéristiques de diffusion volume-élément à travers le logiciel de décomposition de la matrice de phase de diffusion PMDEC qui dérive matrices Pure Mueller et Jones requises pour le RT-CB9. Le composant de rétrodiffusion cohérent est ensuite extrait en soustrayant le composant de transfert radiatif des résultats du RT-CB. Ensuite, le composant de rétrodiffusion cohérent extrait est ajouté aux résultats obtenus à partir du SIRIS4. Nous avons simulé numériquement les propriétés de l’agrégat SiO2 de la taille d’un mm (radius 580 m) en suivant l’étape 2. Nous avons utilisé deux types d’éléments de volume, l’un composé de particules équissées nominales (0,25 m) et l’autre consistant en particules normalement distribuées (moyenne de 0,25 m, déviation standard de 0,1 m) tronquées à la plage de 0,1 à 0,2525 m. Présentation de ce dernier la distribution des particules est basée sur le fait que pratiquement tous les échantillons de SiO2 avec une taille nominale donnée de particule ont également une distribution étrangère significative des plus petites particules31. Au total, 128 éléments de volume de taille kR0à 10 ont été prélevés à partir de 128 boîtes périodiques contenant environ 10 000 particules emballées à la densité de volume v47 % chacune. D’après les spécifications du matériau, nous avons n1,463 ‘i0 à la longueur d’onde de 0,488 m, qui est la longueur d’onde utilisée dans les mesures. Avec SIRIS4, les propriétés de diffusion de 100 000 agrégats, avec un rayon de 580 m, un écart type de 5,8 m, et avec l’indice de la loi de puissance de la fonction de corrélation 2, ont été résolus et moyens. Ces résultats sont tracés (voir Figure 5, Figure 6, Figure 7) avec les mesures expérimentales, et une simulation supplémentaire sans le milieu efficace. Les deux choix pour la distribution des particules produisent une correspondance avec la fonction de phase mesurée (voir la figure 5), bien qu’ils entraînent des caractéristiques de polarisation différentes comme on le voit à la figure 6. Ces différences peuvent être utilisées pour identifier la distribution sous-jacente des particules dans l’échantillon. Le meilleur choix est d’utiliser la distribution normale tronquée au lieu des particules équissées (voir Figure 6). Si seules les fonctions de phase normalisées sont utilisées, les distributions sous-jacentes sont indiscernables (comparez la figure 5, figure 6, figure 7). Dans la figure 7 pour la dépolarisation, les résultats numériques ont des caractéristiques similaires à la courbe mesurée, mais les fonctions sont décalées de 10 degrés vers la direction de rétrodiffusion. L’indice de réfraction efficace corrige positivement les résultats, comme le constatent les simulations obtenues avec et sans le milieu efficace (voir figure 5, Figure 6, Figure 7). Les différences dans la polarisation (figure 6) indiquent que l’échantillon a vraisemblablement une structure plus complexe (p. ex., un manteau et un noyau distincts) que notre modèle homogène. Il est, cependant, au-delà des méthodes microscopiques existantes pour la caractérisation de l’échantillon pour récupérer la véritable structure de l’agrégat. Le backscattering cohérent a été ajouté séparément aux résultats. Les mesures manquent de pic d’intensité visible observé aux angles de rétrodiffusion, mais le degré de polarisation linéaire est plus négatif entre 0-30 degrés qui ne peut pas être produite sans rétrodiffusion cohérente (comparer la «distribution» avec «pas de cb», voir Figure 5, Figure 6, Figure 7). Pour les applications du système solaire, nous avons comparé les spectres Vesta observés et le spectre modélisé obtenu en suivant le protocole 3. Les résultats sont présentés dans la figure 3 et la figure 8 et ils suggèrent que les particules de howardite, avec plus de 75% d’entre eux ayant une taille de particule inférieure à 25 m, dominent le régolithe de Vesta. Bien que la correspondance globale soit tout à fait satisfaisante, les spectres modélisés et observés diffèrent légèrement : les centres de bande d’absorption du spectre du modèle sont décalés vers des longueurs d’onde plus longues, et les minima spectrales et les maxima ont tendance à être peu profonds par rapport à l’observé Spectra. Les différences dans les minima et les maxima pourraient s’expliquer par le fait que les effets d’ombre mutuels entre les particules de régolithe n’ont pas été pris en compte : les effets d’ombre sont plus forts pour les réflectations faibles et plus faibles pour les réflectations élevées et, dans le sens relatif, diminuerait les minima spectrals et augmenterait les maxima spectrales une fois pris en compte dans la modélisation. En outre, la partie imaginaire des indices réfractifs complexes pour l’howardite a été dérivée sans tenir compte de la longueur d’onde de surface-rugosité de surface, et donc les valeurs dérivées peuvent être trop petites pour expliquer les minima spectrales. Lorsque nous utilisons davantage ces valeurs dans notre modèle en utilisant l’optique géométrique, les profondeurs de bande dans le spectre modélisé peuvent devenir trop peu profondes. Ces effets à l’échelle de longueur d’onde pourraient également jouer un rôle à des longueurs d’onde plus longues ainsi qu’une petite contribution de la queue bas de gamme du spectre d’émission thermique. Les différences peuvent également être causées par un décalage de composition de notre échantillon de howardite et de minéraux Vesta et par une distribution différente de la taille des particules nécessaire pour le modèle. Enfin, les spectres de réflecson de Vesta ont été observés à 180-200 K, et notre échantillon de howardite a été mesuré à température ambiante. Reddy et coll.32 ont montré que les centres de la bande d’absorption se déplacent vers des longueurs d’onde plus longues avec une température croissante. Les observations de la courbe de phase photométrique et polarimétrique pour l’astéroïde (4) Vesta proviennent respectivement de Gehrels33 et du Small Bodies Node du Système de données planétaires de la NASA (http://pdssbn.astro. umd.edu/sbnhtml). Leur modélisation suit l’étape 4 et commence à partir de l’indice de réfraction des particules et de la distribution de la taille disponible à partir de la modélisation spectrométrique à la longueur d’onde de 0,45 m. Ces particules ont des tailles supérieures à 5 m, c’est-à-dire beaucoup plus grandes que la longueur d’onde et sont donc dans le régime d’optique géométrique, appelé population de grosses particules. Pour la modélisation de la courbe de phase, une population supplémentaire de petites particules de particules densément emballées à l’échelle sous-ondes est également incorporée, avec l’attention voulue pour éviter les conflits avec la modélisation spectrométrique ci-dessus. L’indice de réfraction complexe a été fixé à 1,8 000168. Les tailles de particules efficaces et les albédos à seule diffusion dans les populations de grandes particules et de petites particules sont égales (9,385 m, 0,791) et (0,716 m, 0,8935), respectivement. Les longueurs moyennes de chemin libre dans les supports à grande et à petite particules sont de 16,39 m et 0,56 m. Le milieu de grande particule a une densité de volume de 0,4, tandis que le milieu de petites particules a une densité de volume de 0,3. Les fractions de la grande-particules et des petits-particules dans le régolithe de Vesta sont supposées être 99% et 1%, respectivement, donnant un albédo total à diffusion unique de 0,815 et une longueur de chemin libre moyenne totale de 12,78 m. Après l’étape 4, l’albédo géométrique Vesta à 0,45 m s’avère être de 0,32 en accord loyal avec les observations (cf. Figure 8 lorsqu’il est extrapolé à l’angle de phase zéro). Figure 9, Figure 10, Figure 11 dépeignent la modélisation de la courbe de phase photométrique et polarimétrique pour Vesta. Pour la courbe de phase photométrique (figure10, à gauche), la courbe de phase du modèle de RT-CB a été accompagnée d’une dépendance linéaire à l’échelle de magnitude (coefficient de pente -0,0179 mag/MD), imitant l’effet de l’ombre dans un régolithe de haute-albedo. Aucune modification n’a été invoquée pour le degré de polarisation (figure10, à droite; Figure 11). Le modèle explique avec succès les courbes de phase photométriques et polarisées observées et offre une prévision réaliste de la polarisation maximale près de l’angle de phase de 100 degrés ainsi que des caractéristiques à de petits angles de phase .lt;3. Il est frappant de constater que la fraction infime de la population de petites particules est capable de compléter l’explication des courbes de phase (Figure 10, Figure 11). Il y a des aspects intrigants de modélisation impliqués. Premièrement, comme le montre la figure 9 (à gauche), les fonctions de la phase de diffusion unique pour les populations de grandes particules et de petites particules sont assez semblables, tandis que les éléments de polarisation linéaire sont sensiblement différents. Deuxièmement, dans les calculs RT-CB, les deux populations de particules contribuent aux effets cohérents de rétrodiffusion. Troisièmement, pour obtenir des maxima réalistes de polarisation, il doit y avoir une population importante de grandes particules dans le régolithe (en accord avec la modélisation spectrale). Avec le mélange indépendant actuel du support à petites particules et à grande particules, il reste possible d’attribuer une partie de la contribution des petites particules aux surfaces de grosses particules. Cependant, pour que des effets de rétrodiffusion cohérents aient lieu et pour expliquer les observations, il est obligatoire d’incorporer une population de petites particules. La mission Rosetta de l’Agence spatiale européenne (ESA) vers la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko a permis de mesurer la fonction de phase photométrique du coma et du noyau sur une large plage d’angle de phase en quelques heures34. Les fonctions mesurées de phase de coma montrent une forte variation avec le temps et une position locale de l’engin spatial. La fonction de phase du coma a été modélisée avec succès20 avec un modèle de particules composé de particules organiques et de silicate de la taille d’un sous-micromètre à l’aide des méthodes numériques (étapes 5 et 2) comme le montre la figure 12. Les résultats suggèrent que la répartition de la taille de la poussière varie dans le coma en raison de l’activité de la comète et de l’évolution dynamique de la poussière. En modélisant la diffusion par un objet de la taille d’un kilomètre dont la surface est recouverte de particules de poussière, nous avons montré que la diffusion par le noyau de la comète est dominée par le même type de particules qui dominent également la diffusion dans le coma (Figure 13). Figure 1 : Astéroïde (4) Vesta (à gauche) et comète 67P/Churyumov-Gerasimenko (à droite) visités respectivement par la mission Dawn de la NASA et par la mission Rosetta de l’ESA. Crédits image: NASA/JPL/MPS/DLR/IDA/Bjun Nsson (gauche), ESA/Rosetta/NAVCAM (droite). Veuillez cliquer ici pour voir une version plus grande de ce chiffre. Figure 2 : Instrument de mesure de diffusion de lumière. Photo (ci-dessus) et tableau de vue supérieur (ci-dessous) montrant : (1) source lumineuse couplée à la fibre avec collimateur, (2) objectif de mise au point (facultatif), (3) filtre de bandpass pour la sélection de longueur d’onde, (4) ouverture réglable pour la forme de faisceau, (5) polariseur linéaire motorisé, (6) caméra haute vitesse, (7) objectif de grossissement élevé, (8) lévitateur acoustique pour le piégeage de l’échantillon, (9) tête de mesure, comprenant un filtre IR, un obturateur motorisé, un polariseur linéaire motorisé et un tube photomultiplicateur (PMT), (10) étape de rotation motorisée pour ajuster l’angle de tête de mesure, (11) plat optique pour la réflexion de Fresnel, (12) filtre de densité neutre, et (13) PMT de référence, pour surveiller l’intensité du faisceau. Le système est divisé en trois compartiments fermés pour éliminer la lumière parasite. Veuillez cliquer ici pour voir une version plus grande de ce chiffre. Figure 3 : La partie imaginaire de l’indice de réfraction pour la howardite en fonction de la longueur d’onde. La partie imaginaire de la réfractive Im(n) obtenue pour le minéral howardite en suivant le protocole 3.1. L’indice de réfraction est utilisé pour modéliser les caractéristiques de diffusion de l’astéroïde (4) Vesta. Veuillez cliquer ici pour voir une version plus grande de ce chiffre. Figure 4 : L’échantillon de mesure composé de particules sphériques SiO2 densément emballées. L’échantillon a été soigneusement poli afin d’obtenir une forme presque sphérique qui permet à la fois des expériences de diffusion efficaces et la modélisation numérique. Veuillez cliquer ici pour voir une version plus grande de ce chiffre. Figure 5 : Fonction de phase. Les fonctions de phase de l’agrégat d’échantillon obtenue en suivant les protocoles expérimentaux 1 et l’étape de modélisation numérique 2. Les fonctions de phase sont normalisées pour donner l’unité lorsqu’elles sont intégrées de 15,1 à 165,04 degrés. Veuillez cliquer ici pour voir une version plus grande de ce chiffre. Figure 6 : Degré de polarisation linéaire. Comme dans la figure 5 pour le degré de polarisation linéaire pour la lumière incidente non polarisée -M12/M11 (en %). Veuillez cliquer ici pour voir une version plus grande de ce chiffre. Figure 7 : Dépolarisation. Comme dans la figure 5 pour la dépolarisation M22/M11. Veuillez cliquer ici pour voir une version plus grande de ce chiffre. Figure 8 : Spectres de réflectance absolue. Astéroïde (4) Les spectres de réflecson absolu modelés et observés de Vesta à un angle de phase de 17,4 degrés. Veuillez cliquer ici pour voir une version plus grande de ce chiffre. Figure 9 : Fonction de phase de diffusion P 11 et degré de polarisation linéaire pour la lumière incidente non polarisée -P21/P11 en fonction de l’angle de diffusion des éléments de volume de grosses particules (rouges) et de petites particules (bleu) dans le régolithe de l’astéroïde (4) Vesta. La ligne pointillée indique une fonction de phase isotrope hypothétique (à gauche) et un niveau zéro de polarisation (à droite). Veuillez cliquer ici pour voir une version plus grande de ce chiffre. Figure 10 : Luminosité intégrée au disque observée (bleue) et modélisée (rouge) dans l’échelle de magnitude ainsi que le degré de polarisation linéaire pour la lumière incidente non polarisée en fonction de l’angle de phase de l’astéroïde (4) Vesta. Les observations photométriques et polarimétriques proviennent respectivement de Gehrels (1967) et du petit nœud des petits corps du système de données planétaires (http://pdssbn.astro.umd.edu/sbnhtml). Veuillez cliquer ici pour voir une version plus grande de ce chiffre. Figure 11 : Degré de polarisation linéaire. Le degré de polarisation linéaire pour l’astéroïde (4) Vesta prédit pour de grands angles de phase basés sur la modélisation numérique à diffusion multiple. Veuillez cliquer ici pour voir une version plus grande de ce chiffre. Figure 12 : Fonctions de phase photométrique modélisées et mesurées dans le coma de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko. Les variations dans les fonctions de phase mesurée dans le temps peuvent s’expliquer par une distribution variable de la taille de la poussière dans le coma. Veuillez cliquer ici pour voir une version plus grande de ce chiffre. Figure 13 : Fonctions de phase. Fonctions de phase modélisées et mesurées du noyau de la comète 67P. Veuillez cliquer ici pour voir une version plus grande de ce chiffre.