Espalhamento e absorção da luz em Regoliths planetários

Para nosso experimento, um agregado nominalmente constituído de partículas de sio2 esféricas densamente embaladas de Ø = 0,5 μm foi selecionado29,30 e polido mais, para aproximar uma forma esférica, após a qual foi caracterizada por pesando e medindo suas dimensões (Figura 4). O agregado quase esférico tinha um diâmetro de 1,16 mm e uma densidade de volume de 0,47. O espalhamento de luz foi medido de acordo com a etapa 1. O feixe foi filtrado para 488 ± 5 nm, com espectro gaussiano. A medida foi calculada em média a partir de três varreduras e o sinal do Sirenídeo vazio foi subtraído do resultado. A partir das intensidades das quatro diferentes configurações de polarização, calculamos a função de fase, o grau de polarização linear para a luz incidente não polarizada-m12/m11, e a despolarização m 22 anos de /M 11, em função do ângulo de fase (figura5, figura 6, Figura 7). Uma fonte sistemática conhecida do erro de nossa medida é a relação da extinção dos polarizadores lineares, que é 300:1. Para esta amostra, é, entretanto, adequada para que a luz polarizada vazada esteja abaixo do limiar de detecção. A modelagem numérica consiste em vários softwares interligados por scripts que lidam com o fluxo de informações de acordo com os parâmetros fornecidos pelo usuário. Os scripts e o software são pré-configurados para trabalhar no cluster de Taito do CSC-IT Center for Science Ltd., e o usuário precisa modificar os scripts e os próprios makefiles para obter a ferramenta de modelagem para trabalhar em outras plataformas. A ferramenta começa executando o Solver20do stmm, que calcula as características do elemento de volume, conforme descrito por Väisänen et al.18. Depois disso, as características de espalhamento e absorção do elemento de volume são usadas como entrada para dois softwares diferentes. Um solver de dispersão de Mie é usado para encontrar o índice de refração eficaz combinando a seção transversal de espalhamento coerente do elemento de volume a uma esfera de Mie do tamanho igual20. Em seguida, o agregado é modelado executando o software SIRIS4 com o elemento de volume como um espalhador difuso e com o índice de refração eficaz na superfície do agregado. O componente de retroespalhamento coerente é adicionado separadamente porque não há nenhum software que possa tratar o meio de refração eficaz e a retroespalhamento coerente simultaneamente. Atualmente, o RT-CB é incapaz de contabilizar para o meio refração eficaz, visto que o SIRIS4 é incapaz da contabilidade para o backscattering coerente. O Retrodispersão coerente é, entretanto, adicionado ao SIRIS423,24 resultados aproximadamente executando as características do espalhamento do volume-elemento com o software da decomposição da matriz da fase de espalhamento pmdec que deriva matrizes puras de Mueller e de Jones exigidas para o RT-CB9. O componente de retroespalhamento coerente é então extraído subtraindo-se o componente de transferência radiativa dos resultados do RT-CB. Em seguida, o componente de retroespalhamento coerente extraído é adicionado aos resultados obtidos a partir do SIRIS4. Nós simulamos numericamente as propriedades do mm-sized (raio 580 μm) SiO2 agregado seguindo a etapa 2. Foram utilizados dois tipos de elementos de volume, um constituído por partículas equidimensionadas nominais (0,25 μm) e o outro constituído por partículas normalmente distribuídas (média de 0,25 μm, desvio padrão 0,1 μm) truncados para a faixa de 0,1-0.2525 μm. apresentando o último distribuição de partículas baseia-se no fato de que, essencialmente, todas as amostras de SiO2 com um determinado tamanho de partícula nominal também têm uma distribuição alienígena significativa de partículas menores31. No total, 128 elementos de volume do tamanho Kr0= 10 foram extraídos de 128 caixas periódicas contendo cerca de 10.000 partículas embaladas para a densidade de volume v= 47% cada. A partir das especificações do material, temos n= 1.463 + i0 no comprimento de onda de 0,488 μm, que é o comprimento de onda utilizado nas medições. Com SIRIS4, as propriedades de espalhamento de 100.000 agregados, com raio de 580 μm, desvio padrão de 5,8 μm, e com o índice de poder-lei da função de correlação 2, foram resolvidas e médias. Esses resultados são plotados (ver Figura 5, figura 6, Figura 7) com as medidas experimentais, e uma simulação adicional sem o meio efetivo. Ambas as escolhas para a distribuição de partículas produzem uma partida para a função de fase medida (ver Figura 5), embora resultem em diferentes características de polarização como é visto na Figura 6. Essas diferenças podem ser usadas para identificar a distribuição subjacente das partículas na amostra. A melhor opção é usar a distribuição normal truncada em vez das partículas equidimensionadas (veja a Figura 6). Se apenas as funções de fase normalizadas forem usadas, as distribuições subjacentes são indistinguíveis (compare a Figura 5, figura 6, Figura 7). Na Figura 7 para a despolarização, os resultados numéricos têm características semelhantes à curva medida, mas as funções são deslocadas em 10 ° para a direção de retroespalhamento. O índice de refração efetivo corrige positivamente os resultados, como é visto a partir das simulações obtidas com e sem o meio efetivo (ver Figura 5, figura 6, Figura 7). As diferenças na polarização (Figura 6) indicam que a amostra tem, presumivelmente, uma estrutura mais complexa (por exemplo, um manto e um núcleo separados) do que nosso modelo homogêneo. É, entretanto, além dos métodos microscópicos existentes para a caracterização da amostra para recuperar a estrutura verdadeira do agregado. O retroespalhamento coerente foi adicionado separadamente aos resultados. As medições não têm pico de intensidade visível observada nos ângulos de retroespalhamento, mas o grau de polarização linear é mais negativo entre 0-30 ° que não pode ser produzido sem retroespalhamento coerente (compare “distribuição” com “não CB”, ver Figura 5, figura 6, Figura 7). Para aplicações do sistema solar, comparamos os espectros Vesta observados e o espectro modelado obtido pelo seguinte protocolo 3. Os resultados são mostrados na Figura 3 e na Figura 8 e sugerem que as partículas de e, com mais de 75% delas com tamanho de partícula menor que 25 μm, dominam o regolito de Vesta. Embora o fósforo total seja completamente satisfatório, os espectros modelados e observados diferem ligeiramente: os centros da faixa da absorção do espectro modelo são deslocados aos comprimentos de onda mais longos, e o minima espectral e o Maxima tendem a ser rasos em comparação ao observado Espectros. As diferenças nos mínimos e máximos poderiam ser explicadas pelo fato de que os efeitos de sombreamento mútuo entre as partículas de regolito não foram contabilizados: os efeitos de sombreamento são mais fortes para baixas reflectais e mais fracos para refletâncias elevadas e, no sentido relativo, diminuiria a minima espectral e aumentaria o Maxima espectral quando contabilizado na modelagem. Além disso, a parte imaginária dos complexos índices de refração para o e foi derivada sem levar em conta a rugosidade superficial da escala de comprimento de onda e, portanto, os valores derivados podem ser muito pequenos para explicar os mínimos espectrais. Ao usar esses valores em nosso modelo utilizando óptica geométrica, as profundidades da banda no espectro modelado podem se tornar muito superficiais. Estes efeitos da escala de onda podiam igualmente jogar uma parte em comprimentos de onda mais longos junto com uma contribuição pequena da cauda low-end do espectro de emissão térmica. As diferenças também podem ser causadas por uma incompatibilidade composicional de nossa amostra e e minerais Vesta e por uma distribuição de tamanho de partícula diferente necessária para o modelo. Finalmente, os espectros da reflectância de Vesta foram observados em 180-200 K, e nossa amostra e foi medida na temperatura ambiente. Reddy et al.32 mostraram que os centros de banda de absorção mudam para comprimentos de onda mais longos com aumento da temperatura. As observações da curva de fase fotométrica e polariométrica para o asteróide (4) Vesta são de Gehrels33 e o nó de corpos pequenos do sistema de dados PLANETÁRIOS da NASA (http://pdssbn.astro. UMD.edu/sbnhtml), respectivamente. Sua modelagem segue a etapa 4 e começa a partir do índice de refração de partículas e distribuição de tamanho disponível a partir da modelagem espectrométrica no comprimento de onda de 0,45 μm. Estas partículas têm tamanhos maiores do que 5 μm, isto é, muito maior do que o comprimento de onda e estão assim no regime ótico geométrico, denominado população da grande-partícula. Para a modelagem da curva de fase, uma população de pequenas partículas adicional de partículas de subcomprimento de onda densamente embaladas também é incorporada, com a devida atenção para evitar conflitos com a modelagem espectrométrica acima. O índice refração complexo foi ajustado a 1.8 + i 0.000168. Os tamanhos de partícula efetivos e albedos de espalhamento único nas populações de partículas grandes e pequenas partículas iguais (9,385 μm, 0,791) e (0,716 μm, 0,8935), respectivamente. Os comprimentos de trajeto livre médios nos meios da grande-partícula e da pequeno-partícula são 16,39 μm e 0,56 μm. O meio da grande-partícula tem uma densidade do volume de 0,4, visto que o meio da pequeno-partícula tem uma densidade do volume de 0,3. As frações dos meios de partículas grandes e de pequenas partículas no regolito de Vesta são assumidas como sendo 99% e 1%, respectivamente, dando um albedo de espalhamento único total de 0,815 e um comprimento de trajeto livre médio total de 12,78 μm. A seguir ao passo 4, o Albedo geométrico Vesta a 0,45 μm acaba por ser 0,32 em concordância justa com as observações (cf. Figura 8 quando extrapolada para ângulo de fase zero). A figura 9, figura 10, Figura 11 , retrata a modelagem da curva de fase fotométrica e polariométrica para Vesta. Para a curva de fase fotométrica (Figura 10, esquerda), a curva de fase do modelo de RT-CB foi acompanhada de uma dependência linear na escala de magnitude (coeficiente de inclinação-0, 179 MAG/°), imitando o efeito de sombreamento em um densamente embalado, alto albedo regolito. Nenhuma alteração foi invocada para o grau de polarização (Figura 10, direita; Figura 11). O modelo explica com sucesso as curvas de fase fotométrica e polariométrica observadas e oferece uma predição realista para a polarização máxima perto do ângulo de fase de 100 °, bem como para as características em ângulos de fase pequenos < 3 °. É impressionante como a fração minuto da população de pequenas partículas é capaz de completar a explicação das curvas de fase (Figura 10, Figura 11). Há aspectos de modelagem intrigante envolvidos. Primeiro, como mostrado na Figura 9 (à esquerda), as funções de fase de espalhamento único para as populações de partículas grandes e de partículas pequenas são bastante semelhantes, enquanto os elementos de polarização linear são significativamente diferentes. Em segundo lugar, nas computações RT-CB, ambas as populações de partículas contribuem para os efeitos de retroespalhamento coerentes. Em terceiro lugar, a fim de obter Maxima de polarização realista, tem de haver uma população significativa de grandes partículas no regolito (de acordo com a modelagem espectral). Com a mistura independente atual dos meios da pequeno-partícula e da grande-partícula, remanesce possível atribuir uma parte da contribuição da pequeno-partícula às superfícies da grande-partícula. No entanto, para que os efeitos de retroespalhamento coerentes tenham lugar e para explicar as observações, é obrigatório incorporar uma população de pequenas partículas. A missão de Rosetta da Agência Espacial Européia (ESA) ao cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko proporcionou uma oportunidade para medir a função de fase fotométrica do coma e do núcleo sobre uma escala larga do ângulo de fase dentro de apenas algumas horas34. As funções de fase de coma medido mostram uma forte variação com o tempo e uma posição local da espaçonave. A função de fase de coma foi modelada com sucesso20 com um modelo de partícula composto de partículas orgânicas e silicato de tamanho submicrômetro usando os métodos numéricos (etapas 5 e 2), como mostrado na Figura 12. Os resultados sugerem que a distribuição do tamanho da poeira varia no coma devido à atividade do cometa e à evolução dinâmica da poeira. Por modelagem de dispersão por um objeto de 1 km de tamanho cuja superfície é coberta com as partículas de poeira, mostramos que a dispersão pelo núcleo do cometa é dominada com o mesmo tipo de partículas que também dominam o espalhamento no coma (Figura 13). Figura 1: Asteróide (4) Vesta (esquerda) e cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko (à direita) visitados pela missão Dawn da NASA e pela missão ESA Rosetta, respectivamente. Créditos da imagem: NASA/JPL/MPS/DLR/IDA/Björn Jónsson (esquerda), ESA/Rosetta/NAVCAM (direita). Por favor clique aqui para ver uma versão maior desta figura. Figura 2: Instrumento de medição de espalhamento de luz. Foto (acima) e vista superior esquemática (abaixo) mostrando: (1) fibra-acoplado fonte de luz com colimador, (2) lente de focagem (opcional), (3) bandpass filtro para seleção de comprimento de onda, (4) abertura ajustável para feixe de modelagem, (5) motorizado linear polarizador, (6) câmera de alta velocidade, (7) objetivo da elevado-ampliação, (8) Sirenídeo acústico para a armadilha da amostra, (9) cabeça da medida, compreendendo um filtro do ir, obturador motorizado, polarizador linear motorizado, e um tubo photomultiplicador (PMT), (10) estágio motorizado da rotação para ajustar o ângulo da cabeça da medida, (11) plano ótico para a reflexão de Fresnel, (12) filtro neutro da densidade, e (13) referência PMT, para a intensidade do feixe da monitoração. O sistema é dividido em três compartimentos fechados para eliminar a luz perdida. Por favor clique aqui para ver uma versão maior desta figura. Figura 3: a parte imaginária do índice de refração para e como uma função de comprimento de onda. A parte imaginária do im refração (n) obteve para o mineral e seguindo o protocolo 3,1. O índice de refração é utilizado na modelagem das características de espalhamento do asteróide (4) Vesta. Por favor clique aqui para ver uma versão maior desta figura. Figura 4: A amostra da medida compor de partículas esféricas densamente-embaladas do sio2 . A amostra foi cuidadosamente polida, a fim de obter uma forma quase esférica que permite tanto experimentos de espalhamento eficiente e modelagem numérica. Por favor clique aqui para ver uma versão maior desta figura. Figura 5: função de fase. As funções de fase do agregado amostral obtiveram-se seguindo os protocolos experimentais 1 e a etapa de modelagem numérica 2. As funções da fase são normalizadas para dar a unidade quando integrado de 15,1 ° a 165, 4 °. Por favor clique aqui para ver uma versão maior desta figura. Figura 6: grau de polarização linear. Como na Figura 5 para o grau de polarização linear para a luz incidente não polarizada-m12/m11 (em%). Por favor clique aqui para ver uma versão maior desta figura. Figura 7: despolarização. Como na Figura 5 para a despolarização m22/m11. Por favor clique aqui para ver uma versão maior desta figura. Figura 8: Espectros de reflectância absoluta. Asteróide (4) Vesta modelado e observado espectros de reflectância absoluta em ângulo de fase de 17,4 graus. Por favor clique aqui para ver uma versão maior desta figura. Figura 9: Função de dispersão de fase p11 e grau de polarização linear para luz incidente não polarizada -p21/p11 em função do ângulo de espalhamento para elementos de volume de partículas grandes (vermelhas) e pequenas partículas (azul) no regolito do asteróide (4) Vesta. A linha pontilhada indica uma hipotética função de fase isotrópica (esquerda) e um nível zero de polarização (direita). Por favor clique aqui para ver uma versão maior desta figura. Figura 10: observou (azul) e modelado (vermelho) o brilho disco-integrado na escala da magnitude assim como o grau de polarização linear para a luz incidente unpolarizada em função do ângulo de fase para o asteróide (4) Vesta. As observações fotométricas e polarimétricas são de Gehrels (1967) e o nó de corpos pequenos do sistema de dados planetários (http://pdssbn.astro.umd.edu/sbnhtml), respectivamente. Por favor clique aqui para ver uma versão maior desta figura. Figura 11: grau de polarização linear. O grau de polarização linear para o asteróide (4) Vesta previu para os ângulos grandes da fase baseados na modelagem numérica da múltiplo-espalhamento. Por favor clique aqui para ver uma versão maior desta figura. Figura 12: funções de fase fotométrica modeladas e medidas em coma do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. As variações nas funções da fase medida no tempo podem ser explicadas pela distribuição variando do tamanho da poeira no coma. Por favor clique aqui para ver uma versão maior desta figura. Figura 13: funções de fase. Funções de fase modeladas e medidas do núcleo do cometa 67P. Por favor clique aqui para ver uma versão maior desta figura.