Variation der Außenbeleuchtung in Abhängigkeit vom Sonnenstand und der Lichtverschmutzung – alles im Preis für eine Solarstraßenleuchte

Das Umgebungslicht unterliegt im Laufe eines 24-Stunden-Tages Intensitäts- und Spektraländerungen.
Die verfügbare Leistungsverteilung des Sonnenspektrums ist gering.
Dimensionsmodelle, wie z. B. CIE (
Clara Internationales Komitee)
Solarmodell, aber die Leistung dieses Modells-
Das Tagsystem hat keine Charakteristika.
Wir haben die spektrale Bestrahlungsstärke der abwärts gerichteten Strömung über mehrere Tage in zwei Regionen Nordamerikas (einem ländlichen Gebiet) gemessen.
Cherry Springs Nationalpark, Pennsylvania)
Minimale künstliche Lichtquellen und ein städtischer Standort (
Philadelphia, Pennsylvania).
Wir beschreiben Variationen in Spektren, Intensität und Farbe und erweitern das bestehende Tageslicht-CIE-Modell, um auch Schwachlichtkomponenten und Nachthimmelspektren zu erfassen.
Wir haben die Lichtintensität gemessen, die als Licht definiert ist, das von der gesamten Hemisphäre der gemessenen Oberfläche aufgefangen wird.
Das am Detektor ankommende Licht hat die größte Intensität in Richtung der Oberfläche.
Das Licht wird gemäß dem Kosinus des Einfallswinkels integriert.
Das Strahlungsspektrum der Bodenwellen im nördlichen Pennsylvania wurde bei geringster Lichtverschmutzung gemessen.
Cherry Springs Nationalpark, Pennsylvania)
Unterschiede im Mondzyklus zwischen Juni und Juli 2014.
In der Nacht vom 30. Juni auf den 4. Juli wurden Messungen bei Neumond durchgeführt.
Die Vollmondmessungen wurden am 11. und 12. Juli durchgeführt.
Schließlich wurden zwischen dem 18. und 20. Juli 60 % bzw. 49 % der Mondbeleuchtung gemessen.
Im selben Monat haben wir außerdem Spektren von einem vierstöckigen Dach unter städtischen Lichtverschmutzungsbedingungen aufgenommen.
Hochhäuser in der Nähe des Zentrums von Philadelphia, Pennsylvania.
In diesem Artikel werden Datum und Bereich der Sonnenhöhe, der Mondhöhe und des bestrahlten Mondanteils zusammengefasst.
Die spektralen Strahlungsmessungen der nach unten gerichteten Beleuchtungsspektren werden alle 60 Sekunden durchgeführt.
Um den dynamischen Bereich der Beleuchtung zu erfassen, wird die Integrationszeit des Spektralradiometers so eingestellt, dass die maximale Leistung aller Wellenlängen etwa 85 % des maximal zulässigen Intensitätsmesswerts des Instruments nicht überschreitet, um eine Sättigung der Spektralmessung bei schnell wechselnden Beleuchtungsbedingungen zu vermeiden.
Diese wurden vom Versuchsleiter manuell verändert.
Da die Empfindlichkeit der beiden Spektrometer unterschiedlich ist, variiert auch die verwendete Integrationszeit, bis zu 60 s.
Nachtsensitivitätsspektrometer.
Die spektrale Leistungsverteilung am Himmel wurde in Porter County, Pennsylvania, USA, gemessen. (41,6646° N, −77,8125° W;
Höhe 710 m, NED-Punktabfragedienst, Nationaler Höhendatensatz des USGS)
Ein zertifizierter International Dark Sky Park (IDA)).
Der Messpunkt befindet sich auf einer Anhöhe in den Wäldern des Bundesstaates Susquehannock, sodass es keine direkte oder indirekte künstliche Lichtquelle gibt.
Während der Messungen wird besonders darauf geachtet, jegliches Streulicht des Notebook-Computers, der das Spektrometer steuert, mit einem schwarzen Tuch abzudecken.
Das Pennsylvania Department of Conservation and Natural Resources erteilte eine Genehmigung zur Einrichtung von Forschungscamps.
Wir haben außerdem die spektrale Leistungsverteilung der einfallenden Strahlung in städtischen Umgebungen gemessen. () Beginnend am fünften
Dach des David Ritterhouse Labors, Abteilung für Physik und Astronomie, Universität von Pennsylvania (39,952237° N, −75,188734° W; Höhe 12u2009m).
Da die in der städtischen Umgebung verwendeten elektrischen Lichtquellen ein breites Einsatzspektrum aufweisen, umfassen die Feldmessungen natürliches Licht, Straßenbeleuchtung und andere künstliche Lichtquellen sowie die Reflexion dieser Lichtquellen in der Gebäudeumgebung.
Das von uns vermessene Dach war höher als die umliegenden Dächer und diente somit als Detektor.
Der gesamte halbkugelförmige Himmel, das Dach wird nicht direkt von seiner eigenen künstlichen Lichtquelle beleuchtet.
Aus diesen Gründen ist die Messposition ausreichend, um die von natürlichen und künstlichen Quellen erzeugte einfallende Bestrahlungsstärke zu messen. Diese einfallenden Bestrahlungsstärken werden über große Entfernungen innerhalb der Stadt gemittelt.
Die Ephemeride wird softwaregestützt generiert, und die Sonnenhöhe, die Mondhöhe und die Mondphase der gegebenen Geländekoordinaten werden extrahiert. (MICA Version 2.2.2).
Die Ephemeride wird linear interpoliert, um die Sonnenhöhe, die Mondhöhe und die Mondphase für jeden Messzeitpunkt und -ort zu bestimmen.
Daher stellt die angegebene tatsächliche Höhe unter Berücksichtigung der lokalen atmosphärischen Bedingungen und der Lichtbrechung keine signifikante Höhe dar.
Die Methode, die Höhe in Ephemeriden in eine ungefähre scheinbare Höhe umzurechnen, kann verwendet werden.
Alle Messungen wurden mit zwei eigens angefertigten USB-Spektrometern durchgeführt.
USB2000+, Ocean Optics Company; Dunedin, FL)
Die fortan als „A“- und „B“-Spektrometer bezeichneten Geräte kombinieren eine gemeinsame Eigenschaft.
Ein nach unten gerichteter Bestrahlungsstärkedetektor wurde installiert.
Ein Spektrometer vom Typ „A“ ist ein Hersteller-
Optimiert für hochempfindliche Messungen (
Sony ILX511B Lineares Silizium-CCD-Array)
Zwischen 180 und 875 nm.
Dies dient zur Messung von Dämmerung und Nacht.
Die Empfindlichkeit des Spektrometers „B“ ist gering, und der Wellenlängenbereich liegt zwischen 340 und 1025 nm.
Dies dient zur Messung des Sonnenlichts.
Wir verwendeten eine Kombination aus zwei Spektralphotometern mit einem Messbereich von 10 bei der Tagesbestrahlungsstärke zwischen Mittag und Nacht.
Die Fähigkeit, eine große Anzahl möglicher Szenenrichtungen im menschlichen Sehfeld zu verarbeiten und gleichzeitig auch schwaches, messbares Licht zu erfassen.
Bei schwachen Lichtverhältnissen in der Dämmerung und Nacht schätzen wir die nach unten gerichtete Bestrahlungsstärke bzw. die nach oben gerichtete Auswirkung der Lichtquelle auf das menschliche Sehvermögen unter einem gegebenen Himmel ab.
Blickrichtung Flugzeug, aus der Luft.
Sweeney und seine Kollegen sowie Johnsen und seine Kollegen beschrieben die Technologie zum Bau des nach unten gerichteten Bestrahlungsstärkedetektors. Ein Einmoden-3-
M-Faser-Pullover (
Durchmesser 1000 µm, 5.
8 mm nominaler Außendurchmesser, numerische Apertur 0,22±±±0,90.
02, Akzeptanzwinkel Theta 12.
7 Grad, voller Winkel 25,4°;
Ocean Optics Corporation, Dunedin, FL)
Es ist mit dem Spektrometer verbunden und wird durch ein Rohr in der Sonde zur Messung der nach unten gerichteten Bestrahlungsstärke geführt.
Zur Konstruktion der Sonde wird das Messende des Glasfaserkabels in einem Winkel von 10 bis 45 Grad ausgerichtet. 16 × 200 9 cm (4 Zoll)
Plexiglasscheibe mit Durchmesser, beschichtet mit Vogelfarbe
B Weiße reflektierende Beschichtung (
Vogeltechnologie; New London, NH), ein Wasser-
Bariumbasisches Sulfat (BaSO₄)-Beschichtung.
Letztendlich ist der Winkel von 45 Grad willkürlich, und für die physikalisch äquivalente Messung benötigt man lediglich den nicht geschlossenen Bereich der Streuscheibe in der gleichen Richtung für jede Messung.
Tatsächlich lässt sich bei einem Winkel des Kabels nahe 0 Grad zur Normallage der Unterschied seines eigenen Schattens auf der Scheibe erkennen. Bei einem Winkel nahe 90 Grad zur Normallage kann das von der Scheibe reflektierte Licht verloren gehen, wenn sich das Kabel auf der Montagevorrichtung leicht bewegt. ISKAn O-
Der um das Kabel angebrachte Umweltschutz sorgt für einen gleichbleibenden Abstand zwischen Kabel und Reflektor.
Der Abstand zwischen der Kabelspitze und der Mitte der Reflektorscheibe beträgt 7,74 2009 cm.
Wir bestätigen, dass Glasfaserkabel nur das von der Scheibe reflektierte Licht einer emittierenden Halogen-Wolfram-Lampe detektieren können. (LS-1;
Ocean Optics Corporation, Dunedin, FL)
Kabelfernsehen in einem dunklen Raum.
Wird das Messmodul an eine Lampe anstatt an ein Spektralphotometer angeschlossen, werden nur der Reflektor und andere Teile des Moduls beleuchtet.
Dies zeigt, dass die Ausrichtung und Positionierung der optischen Fasersonde gut ist.
Lenovo ThinkPad X240 Laptop mit der Linux-Distribution Xubuntu 14.
04 dient zur Steuerung des Spektrometers und zur Aufzeichnung der Messergebnisse.
Laptops sind mit austauschbaren 9-Zoll-Kühlakkus ausgestattet.
Batterien ermöglichen eine unterbrechungsfreie Stromversorgung während der Messung.
API-Paket (
Ocean Optics Corporation; Dunedin, Florida)
Und die kundenspezifische Software für MATLAB (Mathworks Inc.; Natick, MA)
Es dient dazu, die spektrale Leistungsverteilung des Spektrometers auf der Festplatte des Notebook-Computers auszulesen und zu speichern.
Dunkelmessung (
Am Eingang des Spektrometers befindet sich eine Metallabdeckung.
Zwei Spektralphotometer wurden in einem MyTemp Miniatur-Digitalinkubator platziert.
Wissenschaftliche Benchmarks; Edison, NJ).
Die Anfangstemperatur des Inkubators beträgt 24 °C.
Die Temperatur im Inkubator wurde auf 10 Grad Celsius eingestellt, und es wurden kontinuierliche Dunkelheitsmessungen durchgeführt.
Anschließend wurde die Temperatur im Inkubator auf 60 °C eingestellt und die Messung fortgesetzt.
Laut Bericht des internen Sensors wird die Plattentemperatur im Spektrometer mit dem Dunkelspektrum gemessen.
Dies ermöglicht es uns, eine Dunkelspektrumdatenbank zu erstellen, die durch die Integrationszeit und die Temperatur der Messplatine parametrisiert ist. Wir stellen fest, dass dies ein signifikanter Parameter für ein gegebenes Dunkelspektrumrauschen ist.
Das Dunkelspektrum, das den gegebenen Messbedingungen in dieser Bibliothek am ähnlichsten ist, wird zur Verarbeitung aller einzelnen Spektren im Datensatz verwendet.
USB-Spektrometer Werksausstieg
Wellenlängenkalibrierung: Jedes Pixel des Sensors entspricht einer Wellenlänge.
Die Kalibrierung wird durch unabhängige Wellenlängenmessungen zweier Linienquellen verifiziert. (AS-361 Quecksilber [Hg])
Spektrale Kalibrierlampe; AS-364 Argon [Ar]
Spektrale Kalibrierlampe;
Spectral Products, Putnam, CT).
Wir kalibrieren die Werkskalibrierung, indem wir Messwerte mit Proben bekannter Spektrallinien vergleichen. (404. 7, 435. 8, 546.
1. Quecksilberquelle 579 nm; 696,5, 706,7, 727,3, 738,4 und 763.
Argonquelle 5 nm).
Diese Korrekturen sind gut.
Annähernd eine additive Verschiebung und sehr klein (
Beide Spektrometer haben eine Auflösung von weniger als 1 nm.
Das zeigt, dass die Wellenlängenkalibrierung im Werk gut ist.
Die für die beiden Spektrometer erforderliche Verschiebung beträgt 0,79±0,57±0,9 nm (
"A" Spektrometer und −0,98u2009±u20090,37u2009nm (
"B" Spektrometer im Mittel (±1SD)
Der kreuzspektrale Mittelwert（).
Obwohl Spektrometer beim Verlassen des Werks kalibriert werden, erfolgt die Kalibrierung nicht hinsichtlich der Leistungsmesswerte für jede Wellenlänge.
Um die Messungen in die absolute Strahlungskalibrierung einzubeziehen, müssen wir die absoluten spektralen Bestrahlungsstärkemessungen, die die Messmodulscheibe erreichen, mit den ursprünglichen Messwerten bei jeder Spektrometerwellenlänge verknüpfen.
Da sich die Wellenlängenbereiche der uns zur Verfügung stehenden Kalibrierquellen und Messgeräte nur teilweise mit den Wellenlängenbereichen der beiden Spektrophotometer überschneiden, verwenden wir die folgenden Methoden:
Ein etwas aufwendiges Verfahren.
Wir haben es mit zwei Spektralphotometern gemessen. („A“ und „B“)
Drei Kalibrierungsquellen (
Die relativen Spektren sind unten dargestellt.
Wir haben das Messsignal untersucht.
Das Rauschverhältnis dieser drei Rauschquellen (natick, ma)
Die Wellenlänge wird korrigiert und das für die Integrationszeit und Temperatur geeignete mittlere Dunkelsignal subtrahiert. Das Referenzspektrum und das gemessene Spektrum werden auf 1 interpoliert.
Wellenlängenabstand.
Relativer Korrekturkoeffizient a 2)
Wir teilen das Ergebnis durch die Integrationszeit und erhalten ein Rauschen.
Korrekturmessungen in Einheiten von unkalibrierter Leistung pro Sekunde; 3)
Wir gehören zur falschen Seite.
Uniform, Fabrik-
Die Kalibrierungswellenlänge wird im Bereich von 280 bis 840 nm abgetastet.
"A"-Spektrometer
Und 360 und 840 nm (
"B"-Spektrometer
Korrigieren Sie die Wellenlängenkalibrierung der oben genannten Fabriken. 4)
Anschließend mit der Wellenlänge multiplizieren.
Unter Verwendung der mit dem obigen Programm ermittelten Korrelationsstrahlungskorrekturkoeffizienten wird die spektrale Strahlung der Beleuchtung bestimmt.
Die Spektren der Proben wurden in WMSRNM gemessen. 5)
Wir multiplizieren den Emissionsgrad mit PI (dem projizierten Stereowinkel auf die Hemisphäre) und rechnen ihn in spektrale Bestrahlungsstärke in wmnm um.
Das gesättigte Spektrum bei jeder Wellenlänge wird aus der Analyse entfernt.
Manchmal führt die Subtraktion des Dunkelrauschens zu negativen Werten, die wir für die weitere Analyse auf Null setzen.
Wir verzichten auf jedes Spektrum, das das Spektrum bei allen Wellenlängen auf Null setzt.
Wir verwenden acht-Ordnung-Eins-
Dimensionaler Medianfilter unter Verwendung der MATLAB medfilter 1 Funktion (Mathworks Inc. ; Natick, MA).
In diesem Artikel werden zwei unabhängige zusätzliche Datensätze und zwei alternative Modelle betrachtet.
Von den Autoren erhielten wir einen Datensatz mit 10756 Sonnenspektren, die von DiCarlo und Wandel in Stanford, Kalifornien, aufgenommen wurden.
(Persönliche Mitteilung)
Datensatz von 2600 Sonnenspektren (
Fortan bekannt als Granada Spectrum.
Hernández-Kollektion
Andr_s auf der Website des Autors（;
Datum des Besuchs: 14. Dezember 2015.
Von Wyszecki und Stiles und-
Komponentenmodell abgeleitet vom Granada Spectrum
Fortan bekannt als das Granada-Modell.
Von der Website des Autors（;
Datum des Besuchs: 14. Dezember 2015.
Wir verwendeten Webplotdigitzer, um die Referenzspektren des ländlichen Nachthimmels von Zabriske Point, Kalifornien, und Cronin, Boston, Massachusetts, zu digitalisieren.
Datum des Besuchs: 15. Dezember 2015.
Wir haben verschiedene Modelle mit Spektraldaten angepasst, wie unten dargestellt.
Verwenden wir zunächst Splines als Basisfunktionen.
Der Nanometerabstand wird dann durch die Vektornorm (L-Norm) normalisiert.
Dann normalisieren wir jedes Spektrum mit der Vektornorm und stellen fest, dass...
Anpassungsgewicht der Basisfunktion mit Minimalwert-
Quadratische Regression.
Wir berechneten das Varianzverhältnis (R).
Das Modell wird verwendet, um das gemessene Spektrum zu erklären und es in den linearen Paarkorrelationskoeffizienten über die Wellenlängen hinweg einzupassen.
Das oben beschriebene Verfahren erzeugt die linearen Modellgewichte, die zur Anpassung des normalisierten Spektrums benötigt werden.
Es sind diese standardisierten Gewichte, die im Bauteillastdiagramm eingezeichnet werden. (z. B. , ).
In den ergänzenden Daten stellen wir die durchschnittlichen normierten Gewichte, gruppiert nach Sonnenhöhe, bereit. (und )
Und der durchschnittliche Skalierungsfaktor, der benötigt wird, um das normalisierte Spektrum jeder Höhengruppe wieder auf das absolute Spektrum abzubilden.
Die Normalisierung, Anpassung und Berechnung von R erstreckt sich in unserem Datensatz von 360 bis 830 nm und in den Datensätzen von Granada, DiCarlo und Wandel von 380 bis 780 nm.
Weitere Informationen finden Sie in den Überschriften s2, s3 und s4.
Um auch Komponenten in unserem Datensatz zu erfassen, die nicht durch das CIE-Solarmodell charakterisiert werden, verwenden wir die folgende Iterationsmethode.
Nach der Anpassung der CIE-Datenfunktion extrahieren wir alle durchschnittlichen Residuen und das Spektrum des Sonnenlichts. (≥u20090)
Der Mittelwert dieser Residuen ergibt die erste zusätzliche Basisfunktion, die wir CIE + Basisfunktion nennen.
Wir beziehen uns auf ein Modell, das aus dem CIE-Sonnenlichtmodell und der CIE+1-Basisfunktion besteht und als CIE+1-Modell bezeichnet wird.
Dann passen wir alle Spektren und Spektren an die bürgerliche Dämmerung an. (−6°u2009