Variation de l'éclairage extérieur en fonction de l'élévation solaire et de la pollution lumineuse - tout inclus dans le prix d'un lampadaire solaire

La lumière ambiante subit des variations d'intensité et de spectre sur une période de 24 heures.
La puissance disponible du spectre solaire est faible.
Les modèles dimensionnels, tels que la CIE (
Comité international Clara)
Modèle solaire, mais les performances de ce modèle-
Le système diurne ne présente aucune caractéristique.
Nous avons mesuré l'irradiance spectrale descendante sur plusieurs jours dans deux régions d'Amérique du Nord (une zone rurale).
Parc national de Cherry Springs (Pennsylvanie)
Sources de lumière artificielle minimales et emplacement en ville (
Philadelphie, Pennsylvanie).
Nous décrivons les variations de spectre, d'intensité et de couleur, et étendons le modèle CIE de lumière du jour existant pour capturer les composantes de faible luminosité et les spectres du ciel nocturne.
Nous avons mesuré ce qui correspond à la lumière collectée sur l'ensemble de l'hémisphère de la surface mesurée.
La lumière arrivant au détecteur a une intensité maximale dans la direction de la surface.
La lumière est intégrée selon le cosinus de l'angle d'incidence.
Le spectre de rayonnement des ondes de choc au sol dans le nord de la Pennsylvanie a été mesuré avec le moins de pollution lumineuse possible.
Parc national de Cherry Springs (Pennsylvanie)
Différences dans le cycle lunaire entre juin et juillet 2014.
Dans la nuit du 30 juin au matin du 4 juillet, des mesures ont été effectuées sous la nouvelle lune.
Des mesures de pleine lune ont été effectuées les 11 et 12 juillet.
Enfin, 60 % et 49 % de l’illumination lunaire ont été mesurés entre le 18 et le 20 juillet.
Au cours du même mois, nous avons également recueilli des spectres depuis un toit de quatre étages dans des conditions de pollution lumineuse urbaine.
Immeubles de grande hauteur près du centre de Philadelphie, en Pennsylvanie.
Cet article résume la date et la plage de valeurs de la hauteur solaire, de la hauteur lunaire et de la partie de la lune irradiée.
Des mesures de rayonnement spectral des spectres d'illumination descendante sont effectuées toutes les 60 secondes.
Afin de capturer la plage dynamique d'éclairage, le temps d'intégration du radiomètre spectral est ajusté de sorte que la puissance maximale de toutes les longueurs d'onde ne dépasse pas environ 85 % de l'intensité maximale admissible de l'instrument, afin d'éviter la saturation de la mesure spectrale dans des conditions d'éclairage changeant rapidement.
Ces données ont été modifiées manuellement par l'expérimentateur.
Du fait de la différence de sensibilité entre les deux spectromètres, le temps d'intégration utilisé est également différent, jusqu'à 60 s.
Spectromètre de sensibilité nocturne.
La distribution spectrale de puissance du ciel a été mesurée dans le comté de Porter, en Pennsylvanie, aux États-Unis. (41,6646° N, −77,8125° O ;
Altitude 710 m, service de requête de points NED, ensemble de données d'altitude nationales de l'USGS)
Un parc international de ciel étoilé certifié (IDA).
Le poste de mesure est situé sur un terrain élevé dans les forêts de l'État de Susquehannock, il n'y a donc aucune source de lumière artificielle directe ou indirecte.
Lors des mesures, une attention particulière est portée au fait de recouvrir d'un tissu noir toute lumière parasite provenant de l'ordinateur portable qui contrôle le spectromètre.
Le Département de la conservation et des ressources naturelles de Pennsylvanie a délivré un permis pour l'établissement de camps de recherche.
Nous avons également mesuré la distribution spectrale de puissance du rayonnement descendant en milieu urbain. ()À partir du cinquième-
Toit du laboratoire David Ritterhouse, Département de physique et d'astronomie, Université de Pennsylvanie (39,952237° N, −75,188734° O ; altitude 12u2009 m).
Étant donné que la source de lumière électrique utilisée en milieu urbain présente une large gamme d'utilisation, les mesures sur le terrain incluent la lumière naturelle, l'éclairage public et d'autres sources de lumière artificielle, ainsi que la réflexion de ces sources lumineuses dans l'environnement bâti.
Le toit que nous avons mesuré était plus haut que les autres toits voisins, servant ainsi de détecteur.
L'ensemble du ciel hémisphérique, le toit n'est pas directement éclairé par sa propre source de lumière artificielle.
Pour ces raisons, le point de mesure est suffisant pour obtenir les mesures de l'éclairement descendant produit par les sources naturelles et artificielles. Ces éclairements descendants sont moyennés sur de grandes distances à l'intérieur de la ville.
L'éphéméride est générée par un logiciel, et la hauteur solaire, la hauteur lunaire et la phase lunaire des coordonnées du terrain données sont extraites. (MICA Version 2. 2. 2).
L'éphéméride est interpolée linéairement pour déterminer la hauteur solaire, la hauteur lunaire et la phase lunaire de chaque temps et position de mesure.
Par conséquent, l'altitude réelle indiquée ne représente pas une altitude significative compte tenu des conditions atmosphériques locales et de la réfraction.
On peut utiliser la méthode de conversion de l'altitude indiquée dans les éphémérides en altitude apparente approximative.
Toutes les mesures ont été effectuées à l'aide de deux spectromètres USB personnalisés.
USB2000+, Ocean Optics Company ; Dunedin, Floride)
Les spectromètres désormais appelés « A » et « B » combinent une habitude.
Un détecteur d'irradiance descendante a été installé.
Un spectromètre « A » est un fabricant-
Optimisé pour une mesure de haute sensibilité (
Capteur CCD linéaire en silicium Sony ILX511B)
Entre 180 et 875 nm.
Cela sert à mesurer le crépuscule et la nuit.
La sensibilité du spectromètre « B » est faible et sa plage de longueurs d'onde est de 340 à 1025 nm.
Cet appareil sert à mesurer la lumière du soleil.
Nous avons utilisé une combinaison de deux spectrophotomètres avec un facteur d'étendue de 10 dans l'irradiance diurne entre midi et la nuit.
Traiter un grand nombre de directions de scène possibles dans la vision humaine, tout en étant capable de détecter une lumière mesurable de faible luminosité.
Dans des conditions de faible luminosité, au crépuscule et la nuit, nous estimons l'irradiance descendante ou l'impact ascendant de la source lumineuse pour la vision humaine dans un ciel donné.
Face à l'avion, vu du ciel.
Sweeney et ses collègues, Johnsen et ses collègues ont décrit la technologie permettant de construire le détecteur d'irradiance descendante. Un détecteur monomode, 3-
Pull en fibre M (
Diamètre 1000 µm, 5.
8 mm de diamètre extérieur nominal, ouverture numérique 0,22u2009±u20090.
02, angle d'acceptation theta 12.
7 degrés, angle complet 25,4°;
Ocean Optics Corporation, Dunedin, Floride)
Il est relié au spectromètre et acheminé par un tube situé dans la sonde d'irradiance descendante.
Pour construire la sonde, l'extrémité de mesure du câble à fibre optique est orientée selon un angle de 10 à 45 degrés. 16u2009cm (4″)
Disque en plexiglas de diamètre recouvert de peinture pour oiseaux -
Revêtement réfléchissant blanc B (
technologie des oiseaux ; New London, NH), une eau-
Revêtement de sulfate basique de baryum (BaSO4).
En fin de compte, l'angle de 45 degrés est arbitraire, et la seule mesure physiquement équivalente dont on a besoin est la partie non fermée du disque de diffusion dans la même direction pour chaque mesure.
En fait, lorsque le câble forme un angle proche de 0 degré par rapport à sa position normale, on peut observer la différence de son ombre sur le disque. Lorsque le câble forme un angle proche de 90 degrés par rapport à sa position normale, la lumière réfléchie par le disque peut être perdue si le câble bouge légèrement sur le support de fixation.
Le dispositif de protection environnementale fixé autour du câble maintient la distance entre le câble et le réflecteur constante.
La distance entre l'extrémité du câble et le centre du disque réflecteur est de 7,74u2009cm.
Nous confirmons que les câbles à fibres optiques ne peuvent détecter que la lumière réfléchie par le disque en émettant une lampe halogène au tungstène. (LS-1 ;
Ocean Optics Corporation, Dunedin, Floride)
Un câble dans une pièce sombre.
Lorsqu'il est connecté à une lampe au lieu d'un spectrophotomètre, seuls le réflecteur et d'autres parties du module de mesure sont éclairés.
Cela montre que l'alignement et le positionnement de la sonde à fibre optique sont corrects.
Ordinateur portable Lenovo ThinkPad X240 exécutant la distribution Linux xubuntu 14.
04 est utilisé pour contrôler le spectromètre et enregistrer les résultats de mesure.
Les ordinateurs portables sont équipés de disques durs remplaçables thermiquement de 9 pouces.
Les batteries permettent une alimentation électrique continue pendant la mesure.
package API (
Ocean Optics Corporation ; Dunedin, Floride)
Et le logiciel personnalisé pour MATLAB (Mathworks Inc. ; Natick, MA)
Il sert à lire et à enregistrer la distribution spectrale de puissance du spectromètre sur le disque dur de l'ordinateur portable.
Mesure de l'obscurité (
Il y a un couvercle métallique à l'entrée du spectromètre.
Deux spectrophotomètres ont été placés dans un incubateur numérique miniature MyTemp. (
Points de repère scientifiques ; Edison, NJ).
La température initiale de l'incubateur est de 24 °C.
La température de l'incubateur a été réglée à 10 degrés Celsius et des mesures d'obscurité continue ont été effectuées.
Ensuite, la température de l'incubateur a été réglée à 60 °C et la mesure a été poursuivie.
D'après le rapport du capteur interne, la température de la plaque dans le spectromètre est mesurée à partir du spectre d'obscurité.
Cela nous permet de construire une base de données spectrale sombre paramétrée par le temps d'intégration et la température de la plaque de mesure. Nous constatons qu'il s'agit d'un paramètre significatif dans un bruit spectral sombre donné. ( ).
Le spectre sombre le plus similaire aux conditions de mesure données dans cette bibliothèque est utilisé pour traiter tous les spectres individuels de l'ensemble de données.
Spectromètre USB Sortie d'usine-
Calibrage de la longueur d'onde : chaque pixel du capteur correspond à une longueur d'onde.
L'étalonnage est vérifié par des mesures indépendantes de la longueur d'onde de deux sources de raies. (AS-361 Mercure [Hg])
Lampe d'étalonnage spectral ; AS-364 Argon [Ar]
Lampe d'étalonnage spectral ;
Produits spectraux, Putnam, CT).
Nous calibrons l'étalonnage d'usine en comparant les valeurs mesurées avec des échantillons de raies spectrales connues. (404. 7, 435. 8, 546.
1. Source de mercure 579 nm ; 696,5, 706,7, 727,3, 738,4 et 763.
Source d'argon 5 nm).
Ces corrections sont bonnes.
Approximativement un décalage additif, et très petit (
Les deux spectromètres ont une résolution inférieure à 1 nm.
Cela montre que l'étalonnage de la longueur d'onde en usine est bon.
Le déplacement requis pour les deux spectromètres est de 0,79 ± 0,57 nm (
Spectromètre « A » et −0,98 ± 0,37 nm (
Spectromètre « B » moyenne (±1 écart-type)
La moyenne spectrale croisée ().
Bien que les spectromètres soient calibrés à leur sortie d'usine, ils ne le sont pas en termes de mesures de puissance pour chaque longueur d'onde.
Afin d'intégrer les mesures dans l'étalonnage absolu du rayonnement, nous devons relier les mesures d'irradiance spectrale absolue atteignant le disque du module de mesure aux lectures originales à chaque longueur d'onde du spectromètre.
Étant donné que les plages de longueurs d'onde des différentes sources d'étalonnage et des instruments de mesure dont nous disposons ne chevauchent que partiellement les plages de longueurs d'onde des deux spectrophotomètres, nous utilisons les méthodes suivantes :
Une procédure un peu complexe.
Nous l'avons mesuré avec deux spectrophotomètres. (« A » et « B »)
Trois sources d'étalonnage (
Les spectres relatifs sont présentés ci-dessous.
Nous avons étudié le signal de mesure. -à-
Le rapport de bruit de ces trois sources de bruit (natick, ma)
La longueur d'onde est corrigée, et le signal d'obscurité moyen, adapté au temps d'intégration et à la température, est soustrait. La valeur de référence et le spectre mesuré sont interpolés à 1.
Espacement des longueurs d'onde.
Coefficient de correction relative a 2)
On divise le résultat par le temps d'intégration et on obtient un bruit.
Mesures de correction en unités de puissance non calibrée par seconde ; 3)
Nous sommes du mauvais côté.
Uniforme, usine-
La longueur d'onde d'étalonnage est échantillonnée de 280 à 840 nm.
Spectromètre « A »
Et 360 et 840 nm (
Spectromètre « B »
Corrigez l'étalonnage en longueur d'onde des usines mentionnées ci-dessus. 4)
Multipliez ensuite par la longueur d'onde.
À partir des coefficients de correction du rayonnement de corrélation obtenus par le programme ci-dessus, on obtient le rayonnement spectral de l'illumination.
Les spectres des échantillons ont été mesurés dans le WMSRNM. 5)
Nous multiplions l'émissivité par PI (l'angle stéréo projeté sur l'hémisphère) et la convertissons en irradiance spectrale en wmnm.
Le spectre saturé à n'importe quelle longueur d'onde est supprimé de l'analyse.
Parfois, la soustraction du bruit sombre donne des valeurs négatives, que nous mettons à zéro pour une analyse plus approfondie.
Nous renonçons à tout spectre qui annule le spectre à toutes les longueurs d'onde.
Nous utilisons un ordre huit
Filtre médian dimensionnel utilisant la fonction medfilter 1 de MATLAB (Mathworks Inc. ; Natick, MA).
Deux ensembles de données supplémentaires indépendants et deux modèles alternatifs sont considérés dans cet article.
Nous avons obtenu des auteurs un ensemble de données de 10756 spectres solaires collectés par DiCarlo et Wandel à Stanford, en Californie.
Communication personnelle)
Ensemble de données de 2600 spectres solaires (
Désormais connu sous le nom de Granada Spectrum.
Collection Hern_ndez -
Andr_s sur le site web de l'auteur (;
Date de la visite : 14 décembre 2015.
De Wyszecki et Stiles et-
Modèle de composants dérivé du spectre de Granada (
Désormais connue sous le nom de modèle Granada.
Extrait du site web de l'auteur (;
Date de la visite : 14 décembre 2015.
Nous avons utilisé Webplotdigitzer pour numériser les spectres de référence du ciel nocturne rural de Zabriske Point, en Californie, et de Cronin, à Boston, dans le Massachusetts.
Date de la visite : 15 décembre 2015.
Nous avons ajusté différents modèles aux données spectrales, comme indiqué ci-dessous.
Commençons par utiliser les splines pour les fonctions de base.
L'espacement nanométrique est ensuite normalisé par la norme vectorielle (norme L).
Ensuite, nous normalisons chaque spectre avec la norme vectorielle et constatons que :
Poids d'ajustement de la fonction de base avec valeur minimale -
Régression carrée.
Nous avons calculé le rapport des variances. (R)
Le modèle est utilisé pour expliquer le spectre mesuré et l'ajuster au coefficient de corrélation linéaire par paire au carré inter-longueurs d'onde.
Le processus décrit ci-dessus produit les poids du modèle linéaire nécessaires pour ajuster le spectre normalisé.
Ce sont ces poids normalisés qui sont représentés dans le diagramme de charge des composants. (par exemple, ).
Dans les données supplémentaires, nous fournissons les poids normalisés moyens regroupés par hauteur solaire. (et )
Et le facteur d'échelle moyen nécessaire pour faire correspondre le spectre normalisé de chaque groupe d'altitude au spectre absolu.
La normalisation, l'ajustement et le calcul de R s'étendent de 360 ​​à 830 nm dans notre ensemble de données et de 380 à 780 nm dans les ensembles de données de Granada, DiCarlo et Wandel.
Pour plus d'informations, voir les rubriques et, s2, S3 et s4).
Afin de capturer les composantes de notre ensemble de données qui ne sont pas caractérisées par le modèle solaire CIE, nous utilisons la méthode itérative suivante.
Après avoir ajusté la fonction de référence CIE, nous extrayons tous les résidus moyens et le spectre de la lumière solaire. (≥u20090)
La moyenne de ces résidus produit la première fonction de base supplémentaire, que nous appelons fonction de base CIE +.
Nous faisons référence à un modèle composé du modèle de lumière solaire CIE et de la fonction de base CIE+1, qui est considéré comme le modèle CIE+1.
Ensuite, nous ajustons tous les spectres et les spectres au crépuscule civil. (−6°u2009