Dispersión y absorción de la luz en los regolitos planetarios

Para nuestro experimento, se seleccionó un agregado que nominalmente consistía en partículas de SiO2 esféricas densamente embaladas, se seleccionaron29,30 y se pulieron aún más, para aproximar una forma esférica, después de lo cual se caracterizó por pesaje y medición de sus dimensiones (Figura4). El agregado casi esférico tenía un diámetro de 1,16 mm y una densidad de volumen de 0,47. La dispersión de la luz se midió según el paso 1. El haz se filtró a 488 x 5 nm, con un espectro gaussiano. La medición se promedió a partir de tres barridos y la señal de levitador vacía se restó del resultado. A partir de las intensidades de las cuatro configuraciones de polarización diferentes, calculamos la función de fase, el grado de polarización lineal para la luz incidente no polarizada -M12/M11, y la despolarización M 22 /M 11, en función del ángulo de fase (Figura5, Figura 6, Figura 7). Una fuente de error sistemático conocida de nuestra medición es la relación de extinción de los polarizadores lineales, que es 300:1. Para esta muestra, sin embargo, es adecuada para que la luz polarizada filtrada esté por debajo del umbral de detección. El modelado numérico consiste en múltiples software interrelacionado por scripts que manejan el flujo de información de acuerdo con los parámetros dados por el usuario. Los scripts y el software están preconfigurados para trabajar en el clúster Taito de CSC – IT Center for Science Ltd., y el usuario necesita modificar los scripts y Makefiles para que la herramienta de modelado funcione en otras plataformas. La herramienta comienza ejecutando el solver20de STMM, que calcula las características de los elementos de volumen, tal como se describe en la función18. Después de eso, las características de dispersión y absorción del elemento de volumen se utilizan como entrada para dos software diferentes. Un solucionador de dispersión Mie se utiliza para encontrar el índice de refracción efectivo haciendo coincidir la sección transversal de dispersión coherente del elemento de volumen con una esfera Mie de igual tamaño20. A continuación, el agregado se modela ejecutando el software SIRIS4 con el elemento volume como un dispersor difuso y con el índice de refracción efectivo en la superficie del agregado. El componente de retrodispersión coherente se añade por separado porque no hay ningún software que pueda tratar el medio refractivo eficaz y la retrodispersión coherente simultáneamente. Actualmente, el RT-CB es incapaz de contabilizar el medio refractivo efectivo, mientras que el SIRIS4 es incapaz de contabilizar la retrodispersión coherente. La retrodispersión coherente se añade, sin embargo, al SIRIS423,24 resultados aproximadamente mediante la ejecución de las características de dispersión de elementos de volumen a través del software de descomposición de matriz de fase de dispersión PMDEC que deriva matrices puras de Mueller yJones requeridas para el RT-CB 9. A continuación, se extrae el componente de retrodispersión coherente restando el componente de transferencia radiativa de los resultados del RT-CB. A continuación, se añade el componente de retrodispersión coherente extraído a los resultados obtenidos del SIRIS4. Simulamos numéricamente las propiedades del agregado de SiO2 del tamaño mm (radio 580 m) siguiendo el paso 2. Utilizamos dos tipos de elementos de volumen, uno formado por partículas equiminadas nominales (0,25 m) y el otro que consiste en partículas distribuidas normalmente (media 0,25 m, desviación estándar 0,1 m) truncadas al rango de 0,1-0,2525 m. Introducción a las últimas. la distribución de partículas se basa en el hecho de que esencialmente todas las muestras de SiO2 con un tamaño de partícula nominal determinado también tienen una distribución alienígena significativa de partículas más pequeñas31. En total, se extrajeron 128 elementos de volumen de tamaño kR010 de 128 cajas periódicas que contenían unas 10.000 partículas empaquetadas en la densidad de volumen v47 % cada una. A partir de las especificaciones del material, tenemos n1.463+i0 a la longitud de onda de 0.488 m, que es la longitud de onda utilizada en las mediciones. Con SIRIS4, se resolvieron y promediaron las propiedades de dispersión de 100.000 agregados, con un radio de 580 m, una desviación estándar de 5,8 m, y con el índice de ley de potencia de la función de correlación 2. Estos resultados se trazan (ver Figura 5, Figura 6, Figura 7) con las mediciones experimentales, y una simulación adicional sin el medio efectivo. Ambas opciones para la distribución de partículas producen una coincidencia con la función de fase medida (véase la figura 5), aunque dan lugar a diferentes características de polarización como se ve en la figura 6. Estas diferencias se pueden utilizar para identificar la distribución subyacente de las partículas en la muestra. La mejor opción es utilizar la distribución normal truncada en lugar de las partículas equisized (consulte la figura 6). Si solo se utilizan funciones de fase normalizadas, las distribuciones subyacentes son indistinguibles (comparar figura 5, figura 6, figura 7). En la Figura 7 para la despolarización, los resultados numéricos tienen características similares a la curva medida, pero las funciones se desplazan 10o a la dirección de retrodispersión. El índice de refracción eficaz corrige positivamente los resultados como se ve en las simulaciones obtenidas con y sin el medio efectivo (ver Figura 5, Figura 6, Figura 7). Las diferencias en la polarización (Figura6) indican que la muestra tiene presumiblemente una estructura más compleja (por ejemplo, un manto y un núcleo separados) que nuestro modelo homogéneo. Sin embargo, está más allá de los métodos microscópicos existentes para la caracterización de la muestra para recuperar la estructura verdadera del agregado. La retrodispersión coherente se añadió por separado a los resultados. Las mediciones carecen de pico de intensidad visible observado en los ángulos de retrodispersión, pero el grado de polarización lineal es más negativo entre 0-30o que no se puede producir sin retrodispersión coherente (comparar “distribución” con “sin cb”, ver Figura 5, Figura 6, Figura 7). Para aplicaciones de sistemas solares, comparamos los espectros Vesta observados y el espectro modelado obtenido siguiendo el protocolo 3. Los resultados se muestran en la Figura 3 y la Figura 8 y sugieren que las partículas de howardto, con más del 75% de ellas con un tamaño de partícula inferior a 25 m, dominan el regolito de Vesta. Aunque el partido general es bastante satisfactorio, los espectros modelados y observados difieren ligeramente: los centros de la banda de absorción del espectro del modelo se desplazan a longitudes de onda más largas, y los mínimos espectrales y los máximos tienden a ser poco profundos en comparación con los observados Espectros. Las diferencias en los mínimos y los máximos podrían explicarse por el hecho de que no se han tenido en cuenta los efectos de sombreado mutuos entre las partículas de regolito: los efectos de sombra son más fuertes para las reflectancias bajas y más débiles para las sentido relativo, disminuiría el mínimo espectral y aumentaría la máxima espectral cuando se tiene en cuenta en el modelado. Además, la parte imaginaria de los índices refractivos complejos para howardita se derivó sin tener en cuenta la rugosidad de la superficie a escala de longitud de onda, y por lo tanto los valores derivados pueden ser demasiado pequeños para explicar el mínimo espectral. Al utilizar aún más estos valores en nuestro modelo mediante la utilización de óptica geométrica, las profundidades de banda en el espectro modelado pueden llegar a ser demasiado superficiales. Estos efectos de escala de longitud de onda también podrían desempeñar un papel en longitudes de onda más largas junto con una pequeña contribución de la cola de gama baja del espectro de emisión térmica. Las diferencias también pueden ser causadas por un desajuste de composición de nuestra muestra de howardita y minerales Vesta y por una distribución de tamaño de partícula diferente necesaria para el modelo. Finalmente, los espectros de reflectancia de Vesta se observaron en 180-200 K, y nuestra muestra de howardita se midió en temperatura ambiente. 32 han demostrado que los centros de la banda de absorción cambian a longitudes de onda más largas con un aumento de la temperatura. Las observaciones de la curva de fase fotométrica y polarimétrica para el asteroide (4) Vesta son de Gehrels33 y el nodo de cuerpos pequeños del sistema de datos planetarios de la NASA (http://pdssbn.astro. umd.edu/sbnhtml), respectivamente. Su modelado sigue el paso 4 y comienza a partir del índice de refracción de partículas y la distribución de tamaño disponible a partir del modelado espectrométrico a una longitud de onda de 0,45 m. Estas partículas tienen tamaños de más de 5 m, es decir, mucho más grandes que la longitud de onda y, por lo tanto, están en el régimen de óptica geométrica, llamado población de partículas grandes. Para el modelado de curvas de fase, también se incorpora una población adicional de partículas de partículas de sublongitud densamente empaquetadas, a la que se prestó la debida atención para evitar conflictos con el modelado espectrométrico anterior. El índice de refracción complejo se ha establecido en 1.8+i0.000168. Los tamaños efectivos de partículas y los albedos de una sola dispersión en las poblaciones de partículas grandes y pequeñas son iguales (9.385 m, 0.791) y (0.716 m, 0.8935), respectivamente. Las longitudes medias de trayecto libre en los medios de partículas grandes y de partículas pequeñas son de 16,39 m y 0,56 m. El medio de partículas grandes tiene una densidad de volumen de 0,4, mientras que el medio de partícula pequeña tiene una densidad de volumen de 0,3. Se supone que las fracciones de medios de partículas grandes y pequeñas partículas en el regolito Vesta son del 99% y del 1%, respectivamente, dando un albedo de dispersión única total de 0.815 y una longitud media total de trayecto libre de 12,78 m. Siguiendo el paso 4, el albedo geométrico Vesta a 0,45 m resulta ser 0,32 de acuerdo justo con las observaciones (cf. Figura 8 cuando se extrapola a ángulo de fase cero). Figura 9, Figura 10, Figura 11 representa el modelado de curva de fase fotométrica y polarimétrica para Vesta. Para la curva de fase fotométrica (Figura10, izquierda), la curva de fase del modelo de RT-CB se ha acompañado de una dependencia lineal en la escala de magnitud (coeficiente de pendiente -0,0179 mag/o), imitando el efecto de la sombra en un densamente embalado, regoledón de alto albedo. No se ha invocado ninguna alteración para el grado de polarización (Figura10, derecho; Figura 11). El modelo explica con éxito las curvas de fase fotométricas y polarimétricas observadas y ofrece una predicción realista para la polarización máxima cerca del ángulo de fase de 100o, así como para las características en ángulos de fase pequeños <3o. Es sorprendente cómo la fracción de minutos de la población de partículas pequeñas es capaz de completar la explicación de las curvas de fase (Figura10, Figura 11). Hay aspectos de modelado intrigantes involucrados. En primer lugar, como se muestra en la Figura 9 (izquierda), las funciones de fase de dispersión única para las poblaciones de partículas grandes y de pequeñas partículas son bastante similares, mientras que los elementos de polarización lineal son significativamente diferentes. En segundo lugar, en los cálculos RT-CB, ambas poblaciones de partículas contribuyen a los efectos de retrodispersión coherentes. En tercer lugar, para obtener máximas realistas de polarización, tiene que haber una población significativa de partículas grandes en el regolito (de acuerdo con el modelado espectral). Con la mezcla independiente actual de los medios de partículas pequeñas y de partículas grandes, sigue siendo posible asignar una parte de la contribución de partículas pequeñas a las superficies de partículas grandes. Sin embargo, para que se lleven a cabo efectos de retrodispersión coherentes y expliquen las observaciones, es obligatorio incorporar una población de partículas pequeñas. La misión Rosetta de la Agencia Espacial Europea (ESA) al cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko brindó la oportunidad de medir la función de fase fotométrica del coma y el núcleo en un amplio rango de ángulo de fase en pocas horas34. Las funciones de fase de coma medidas muestran una fuerte variación con el tiempo y una posición local de la nave espacial. La función de fase coma se ha modelado con éxito20 con un modelo de partículas compuesto por partículas orgánicas y de silicato del tamaño de un submitrómetro utilizando los métodos numéricos (pasos 5 y 2) como se muestra en la Figura 12. Los resultados sugieren que la distribución del tamaño del polvo varía en el coma debido a la actividad del cometa y la evolución dinámica del polvo. Al modelar la dispersión por un objeto de 1 km cuya superficie está cubierta de partículas de polvo, hemos demostrado que la dispersión por el núcleo del cometa está dominada con el mismo tipo de partículas que también dominan la dispersión en coma (Figura13). Figura 1: Asteroide (4) Vesta (izquierda) y Cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko (derecha) visitados por la misión Dawn de la NASA y por la misión Rosetta de la ESA, respectivamente. Créditos de imagen: NASA/JPL/MPS/DLR/IDA/Bjorn Jónsson (izquierda), ESA/Rosetta/NAVCAM (derecha). Haga clic aquí para ver una versión más grande de esta figura. Figura 2: Instrumento de medición de dispersión de luz. Foto (arriba) y esquema de vista superior (abajo) que muestra: (1) fuente de luz acoplada en fibra con colimador, (2) lente de enfoque (opcional), (3) filtro de paso de banda para la selección de longitud de onda, (4) apertura ajustable para el modelado de haz, (5) polarizador lineal motorizado, (6) cámara de alta velocidad, (7) objetivo de alta ampliación, (8) levitador acústico para reventado de muestras, (9) cabezal de medición, que comprende un filtro IR, obturador motorizado, polarizador lineal motorizado y un tubo fotomultiplicador (PMT), (10) etapa de rotación motorizada para ajustar el ángulo de la cabeza de medición, (11) plano óptico para la reflexión de Fresnel, (12) filtro de densidad neutra y (13) PMT de referencia, para monitorear la intensidad del haz. El sistema se divide en tres compartimentos cerrados para eliminar la luz perdida. Haga clic aquí para ver una versión más grande de esta figura. Figura 3: La parte imaginaria del índice de refracción para howardita en función de la longitud de onda. La parte imaginaria del refractivo Im(n) obtenido para el mineral howardita siguiendo el protocolo 3.1. El índice de refracción se utiliza en el modelado de las características de dispersión del asteroide (4) Vesta. Haga clic aquí para ver una versión más grande de esta figura. Figura 4: La muestra de medición compuesta de partículas esféricas DeO2 densamente embaladas. La muestra ha sido cuidadosamente pulida con el fin de obtener una forma casi esférica que permite tanto experimentos de dispersión eficientes como modelado numérico. Haga clic aquí para ver una versión más grande de esta figura. Figura 5: Función de fase. Las funciones de fase del agregado de muestra se obtienen siguiendo los protocolos experimentales 1 y el paso de modelado numérico 2. Las funciones de fase se normalizan para dar unidad cuando se integran de 15,1a a 165,04o. Haga clic aquí para ver una versión más grande de esta figura. Figura 6: Grado de polarización lineal. Como en la Figura 5 para el grado de polarización lineal para la luz incidente no polarizada -M12/M11 (en %). Haga clic aquí para ver una versión más grande de esta figura. Figura 7: Despolarización. Como en la Figura 5 para la despolarización M22/M11. Haga clic aquí para ver una versión más grande de esta figura. Figura 8: Espectros de reflectancia absoluta. Asteroide (4) Espectros de reflectancia absoluta modelados y observados de Vesta en ángulo de fase de 17,4 grados. Haga clic aquí para ver una versión más grande de esta figura. Figura 9: Función de fase de dispersión P11 y grado de polarización lineal para luz incidente no polarizada -P21/P11 en función del ángulo de dispersión para elementos de volumen de partículas grandes (rojo) y partículas pequeñas (azul) en el regolito del asteroide (4) Vesta. La línea punteada indica una función hipotética de fase isotrópica (izquierda) y un nivel cero de polarización (derecha). Haga clic aquí para ver una versión más grande de esta figura. Figura 10: Brillo observado (azul) y modelado (rojo) integrado en disco en la escala de magnitud, así como el grado de polarización lineal para la luz incidente no polarizada en función del ángulo de fase para el asteroide (4) Vesta. Las observaciones fotométricas y polarimétricas son de Gehrels (1967) y el nodo de cuerpos pequeños del sistema de datos planetarios (http://pdssbn.astro.umd.edu/sbnhtml), respectivamente. Haga clic aquí para ver una versión más grande de esta figura. Figura 11: Grado de polarización lineal. El grado de polarización lineal para el asteroide (4) Vesta predijo para ángulos de fase grandes basados en el modelado numérico de dispersión múltiple. Haga clic aquí para ver una versión más grande de esta figura. Figura 12: Funciones de fase fotométrica modeladas y medidas en coma del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. Las variaciones en las funciones de fase medida en el tiempo se pueden explicar variando la distribución del tamaño del polvo en el coma. Haga clic aquí para ver una versión más grande de esta figura. Figura 13: Funciones de fase. Funciones de fase modeladas y medidas del núcleo del cometa 67P. Haga clic aquí para ver una versión más grande de esta figura.