zmiana oświetlenia zewnętrznego w zależności od wysokości słońca i zanieczyszczenia światłem – wszystko w jednej cenie oświetlenia ulicznego zasilanego energią słoneczną

Natężenie i widmo światła otoczenia ulegają zmianom w ciągu 24 godzin dnia.
Dostępny rozkład mocy w widmie słonecznym jest niski.
Modele wymiarowe, takie jak CIE（
Międzynarodowy Komitet Clara
Model słoneczny, ale wydajność tego modelu-
System dzienny nie ma żadnych cech szczególnych.
Zmierzyliśmy wielodniowe widmowe natężenie promieniowania zstępującego w dwóch regionach Ameryki Północnej (obszar wiejski).
Park Narodowy Cherry Springs, Pensylwania)
Minimalna liczba źródeł światła sztucznego i lokalizacja w mieście
Filadelfia, Pensylwania).
Opisujemy zmiany widm, intensywności i koloru oraz rozszerzamy istniejący model CIE światła dziennego, aby uwzględnić składniki o słabym oświetleniu i widma nocnego nieba.
Dokonaliśmy pomiaru, który definiuje się jako światło zebrane z całej półkuli mierzonej powierzchni.
Światło docierające do detektora ma największy ciężar w kierunku powierzchni.
Światło jest integrowane zgodnie z cosinusem kąta padania światła.
Widmo promieniowania fali przyziemnej w północnej Pensylwanii zmierzono przy najmniejszym zanieczyszczeniu światłem.
Park Narodowy Cherry Springs, Pensylwania)
Różnice w cyklu księżycowym pomiędzy czerwcem i lipcem 2014 r.
W nocy z 30 czerwca na 4 lipca pomiary wykonywano przy nowiu.
Pomiary pełni Księżyca przeprowadzono 11 i 12 lipca.
Wreszcie, 60% i 49% oświetlenia Księżyca zmierzono pomiędzy 18 a 20 lipca.
W tym samym miesiącu zebraliśmy również widma z dachu czterokondygnacyjnego budynku w warunkach miejskiego zanieczyszczenia światłem.
Wysokie budynki w pobliżu centrum Filadelfii w Pensylwanii.
W artykule tym podsumowano datę i zakres pomiaru wysokości Słońca, wysokości Księżyca oraz części napromieniowanej powierzchni Księżyca.
Pomiary widma promieniowania świetlnego skierowanego w dół przeprowadzane są co 60 sekund.
Aby uchwycić zakres dynamiczny oświetlenia, czas całkowania radiometru spektralnego jest regulowany tak, aby maksymalna moc wszystkich długości fal nie przekraczała około 85% maksymalnego dopuszczalnego odczytu natężenia przyrządu, dzięki czemu unika się nasycenia pomiaru widmowego w szybko zmieniających się warunkach oświetlenia. S.
Zostały one ręcznie zmienione przez eksperymentatora.
Ponieważ czułość obu spektrometrów jest różna, stosowany czas integracji jest również różny i wynosi do 60 s.
Spektrometr czułości nocnej.
Rozkład mocy widmowej nieba zmierzono w hrabstwie Porter w Pensylwanii, USA. (41, 6646° N, −77, 8125° W;
Wysokość 710 m, usługa wyszukiwania punktów NED, Narodowy Zestaw Danych Wysokościowych USGS
Posiada certyfikat Międzynarodowego Parku Ciemnego Nieba (IDA).
Stanowisko pomiarowe położone jest na wzniesieniu w lasach stanu Susquehannock, dlatego nie występuje tam żadne bezpośrednie ani pośrednie sztuczne źródło światła.
Podczas pomiarów szczególną uwagę zwraca się na przykrycie czarną tkaniną wszelkiego światła rozproszonego pochodzącego z laptopa sterującego spektrometrem.
Departament Ochrony Przyrody i Zasobów Naturalnych Pensylwanii wydał pozwolenie na założenie obozów badawczych.
Zmierzyliśmy również rozkład mocy widmowej promieniowania padającego w dół w środowiskach miejskich. ()Począwszy od piątego-
Dach laboratorium Davida Ritterhouse'a, Wydział Fizyki i Astronomii, Uniwersytet Pensylwanii (39,952237° N, −75,188734° W; wysokość 12,2009 m).
Ponieważ źródła światła elektrycznego stosowane w środowisku miejskim cechują się szerokim zakresem użyteczności, pomiary terenowe obejmują światło naturalne, oświetlenie uliczne i inne sztuczne źródła światła, a także odbicie tych źródeł światła w otoczeniu budynków.
Dach, który zmierzyliśmy, był wyższy od sąsiednich dachów, co czyniło go detektorem.
Całe niebo półkuliste, dach nie jest bezpośrednio oświetlony własnym sztucznym źródłem światła.
Z tych powodów stanowisko pomiarowe jest wystarczające do pomiaru natężenia promieniowania padającego ze źródeł naturalnych i antropogenicznych. Natężenia te są uśredniane na dużych odległościach w mieście.
Efemerydy generowane są przez oprogramowanie, a z podanych współrzędnych terenu wyodrębniane są wysokość Słońca, wysokość Księżyca i faza Księżyca (MICA, wersja 2. 2. 2).
Efemerydy są interpolowane liniowo w celu określenia wysokości Słońca, wysokości Księżyca i fazy Księżyca dla każdego pomiaru czasu i pozycji.
W związku z tym podana rzeczywista wysokość nie odzwierciedla znaczącej wysokości, biorąc pod uwagę lokalne warunki atmosferyczne i refrakcję.
Można zastosować metodę przeliczania wysokości podanej w efemerydach na przybliżoną wysokość pozorną.
Wszystkie pomiary wykonano przy użyciu dwóch specjalistycznych spektrometrów USB. (
USB2000+, Ocean Optics Company; Dunedin, FL)
Spektrometry znane odtąd jako „A” i „B” łączą w sobie nawyk.
Zainstalowano detektor natężenia promieniowania skierowanego w dół.
„A” spektrometr to producent-
Zoptymalizowany pod kątem pomiaru o wysokiej czułości（
Liniowa matryca CCD Sony ILX511B z krzemu
Pomiędzy 180 a 875 nm.
Służy do pomiaru zmierzchu i nocy.
Czułość spektrometru „B” jest niska, a zakres długości fal wynosi 340–1025 nm.
Służy do pomiaru światła słonecznego.
Do pomiaru dziennego natężenia promieniowania między południem a nocą zastosowaliśmy kombinację dwóch spektrofotometrów o współczynniku rozpiętości 10.
Przetwarzanie dużej liczby możliwych kierunków sceny w polu widzenia człowieka, przy jednoczesnej możliwości wykrywania mierzalnego światła o niskiej jasności.
W warunkach słabego oświetlenia, zmierzchu i nocy, szacujemy natężenie promieniowania skierowane w dół lub oddziaływanie źródła światła w górę na widzenie człowieka na danym niebie.
Patrząc na samolot, z nieba.
Sweeney i jego współpracownicy, Johnsen i jego współpracownicy opisali technologię konstrukcji detektora promieniowania opadającego. Jednomodowy, 3-
Złącze światłowodowe M（
Średnica 1000 um, 5.
Średnica zewnętrzna nominalna 8 mm, apertura numeryczna 0,22u2009±u20090.
02, kąt akceptacji theta 12.
7 stopni, kąt pełny 25,4°;
Ocean Optics Corporation, Dunedin, FL)
Podłącza się go do spektrometru i przepuszcza przez rurkę do sondy natężenia promieniowania skierowanej w dół.
Aby zbudować sondę, koniec pomiarowy światłowodu należy ustawić pod kątem od 10 do 45 stopni. 16u2009cm (4″)
Średnica krążka z pleksiglasu powlekanego farbą w kształcie ptaków
B Biała powłoka odblaskowa（
Technologia ptaków; New London, NH), wodno-
Powłoka z zasadowego siarczanu baru (BaSO).
Ostatecznie kąt 45 stopni jest dowolny, a wszystkie pomiary równoważne fizyczne wymagają niezamkniętego fragmentu tarczy rozpraszającej w tym samym kierunku dla każdego pomiaru.
W rzeczywistości, gdy kabel znajduje się pod kątem bliskim 0 stopni od położenia normalnego, można dostrzec różnicę w jego własnym cieniu na dysku. Gdy kabel znajduje się pod kątem bliskim 90 stopni od położenia normalnego, światło odbite od dysku może zostać utracone, gdy kabel lekko poruszy się na sprzęcie montażowym. ISKAn O-
Osłona środowiskowa zamocowana wokół kabla utrzymuje odległość między kablem a reflektorem, dzięki czemu odległość między kablem a reflektorem jest stała.
Odległość między końcem kabla a środkiem tarczy reflektora wynosi 7,74×2009 cm.
Potwierdzamy, że kable światłowodowe mogą wykrywać jedynie światło odbite od dysku za pomocą emitującej światło lampy halogenowo-wolframowej. (LS-1;
Ocean Optics Corporation, Dunedin, FL)
Kabel w ciemnym pokoju.
Po podłączeniu do lampy zamiast do spektrofotometru oświetlany jest tylko reflektor i inne części modułu pomiarowego.
Świadczy to o tym, że wyrównanie i pozycjonowanie sondy światłowodowej jest dobre.
Laptop Lenovo ThinkPad X240 z dystrybucją Linux xubuntu 14.
04 służy do sterowania spektrometrem i rejestrowania wyników pomiarów.
Komputery przenośne są wyposażone w wymienne termicznie 9-calowe
Baterie zapewniają nieprzerwane zasilanie podczas pomiaru.
Pakiet API（
Ocean Optics Corporation; Dunedin, FL)
Oraz oprogramowanie dostosowane do MATLAB (Mathworks Inc.; Natick, MA)
Służy do odczytu i zapisu rozkładu mocy widmowej spektrometru na dysku twardym komputera przenośnego.
Pomiar ciemności（
Wejście spektrometru zabezpieczone jest metalową osłoną.
Dwa spektrofotometry umieszczono w miniaturowym inkubatorze cyfrowym MyTemp. (
Punkty odniesienia naukowe; Edison, NJ).
Początkowa temperatura inkubatora wynosi 24 C.
Temperaturę inkubatora ustawiono na 10 stopni Celsjusza i wykonywano ciągłe pomiary ciemności.
Następnie temperaturę inkubatora ustawiono na 60 C i kontynuowano pomiar.
Zgodnie z raportem wewnętrznego czujnika, temperatura płyty w spektrometrze mierzona jest za pomocą widma ciemnego.
Pozwala nam to na zbudowanie bazy danych widm ciemnych, sparametryzowanej czasem całkowania i temperaturą płytki pomiarowej. Stwierdzamy, że jest to istotny parametr w danym szumie widmowym. ().
Do przetwarzania wszystkich pojedynczych widm w zestawie danych używane jest widmo ciemne najbardziej zbliżone do podanych warunków pomiaru w tej bibliotece.
Spektrometr USB Wyjście fabryczne-
Kalibracja długości fali – każdy piksel na czujniku odpowiada długości fali.
Kalibrację weryfikuje się poprzez niezależne pomiary długości fali dwóch źródeł liniowych. (AS-361 Rtęć [Hg]
Lampa kalibracyjna widmowa; AS-364 Argon [Ar]
Lampa kalibracji widmowej;
Spectral Products, Putnam, CT).
Kalibrację fabryczną przeprowadzamy poprzez porównanie zmierzonych wartości z próbkami znanych linii widmowych. (404. 7, 435. 8, 546.
1. Źródło rtęci 579 nm; 696,5, 706,7, 727,3, 738,4 i 763.
Źródło argonu 5 nm).
Te poprawki są dobre. -
Przybliżone do przesunięcia addytywnego i bardzo małe（
Oba spektrometry mają rozdzielczość mniejszą niż 1 nm.
Pokazuje to, że kalibracja długości fali w fabryce jest dobra.
Przesunięcie wymagane dla dwóch spektrometrów wynosi_0,79u2009±u20090,57u2009nm (
Spektrometr „A” i −0,98u2009±u20090,37u2009nm (
Spektrometr „B” – średnia (±1SD)
Średnia widmowa między nimi（).
Chociaż spektrometry są kalibrowane w momencie opuszczenia fabryki, nie są one kalibrowane pod względem odczytów mocy dla każdej długości fali.
Aby włączyć pomiary do kalibracji bezwzględnego promieniowania, należy powiązać pomiary bezwzględnego natężenia widmowego docierające do dysku modułu pomiarowego z oryginalnymi odczytami dla każdej długości fali spektrometru.
Ponieważ zakresy długości fal różnych dostępnych nam źródeł kalibracji i instrumentów pomiarowych pokrywają się tylko częściowo z zakresami długości fal dwóch spektrofotometrów, stosujemy następujące metody:
(Procedura nieco skomplikowana).
Zmierzyliśmy to dwoma spektrofotometrami. ('A' i 'B')
Trzy źródła kalibracji（
Poniżej przedstawiono widma względne.
Badaliśmy sygnał pomiarowy. -do-
Współczynnik szumów tych trzech źródeł szumu (natick, ma)
Długość fali jest korygowana, a średni ciemny sygnał odpowiedni dla czasu integracji i temperatury jest odejmowany. „Prawda podstawowa” i zmierzone widmo są interpolowane do 1. -
Odstępy między długościami fal.
Współczynnik korekcji względnej a 2)
Dzielimy wynik przez czas integracji i otrzymujemy szum.
Pomiary korekcyjne w jednostkach niekalibrowanej mocy na sekundę; 3)
Jesteśmy po złej stronie. -
Mundur fabryczny-
Długość fali kalibracyjnej mieści się w zakresie od 280 do 840 nm. (
Spektrometr „A”
I 360 i 840 nm（
Spektrometr „B”
Skoryguj kalibrację długości fali w powyższych fabrykach. 4)
Następnie pomnóż przez długość fali. -
Wykorzystując współczynniki korekcji promieniowania korelacyjnego znalezione przez powyższy program, uzyskuje się widmo promieniowania oświetlenia.
Widma próbek mierzono w WMSRNM. 5)
Mnożymy emisyjność przez PI (rzutowany kąt stereo na półkulę) i przekształcamy na natężenie widmowe w wmnm.
Z analizy usuwa się widmo nasycone dla dowolnej długości fali.
Czasami odejmowanie ciemnego szumu daje wartości ujemne, które ustawiamy na zero w celu dalszej analizy.
Rezygnujemy z każdego widma, które powoduje, że widmo dla wszystkich długości fal jest zerowe.
Używamy ośmiorzędowego jedno-
Filtr medianowy wymiarowy wykorzystujący funkcję MATLAB medfilter 1 (Mathworks Inc.; Natick, MA).
W artykule tym rozważono dwa niezależne dodatkowe zestawy danych i dwa alternatywne modele.
Od autorów uzyskaliśmy zbiór danych obejmujący 10756 widm słonecznych zebranych przez DiCarlo i Wandela w Stanford w Kalifornii. (
Komunikacja osobista)
Zestaw danych 2600 widm słonecznych（
Od tej pory znany jako Granada Spectrum.
Kolekcja Hern_ndez-
Andr_s na stronie autora（;
Data wizyty: 14 grudnia 2015 r.
Od Wyszeckiego i Stilesa i-
Model komponentów pochodzący z Granada Spectrum（
Odtąd znany jako model Granada.
Ze strony internetowej autora（;
Data wizyty: 14 grudnia 2015 r.
Do digitalizacji widm nocnego nieba na obszarach wiejskich nad Zabriske Point w Kalifornii i Cronin w Bostonie w stanie Massachusetts wykorzystaliśmy program Webplotdigitzer.
Data wizyty: 15 grudnia 2015 r.
Dopasowujemy różne modele do danych spektralnych, jak pokazano poniżej.
Najpierw zastosujmy krzywą bazową do funkcji bazowych.
Następnie odstęp nanometrowy jest normalizowany za pomocą normy wektorowej (normy L).
Następnie normalizujemy każde widmo za pomocą normy wektorowej i stwierdzamy, że-
Dopasowanie wagi funkcji bazowej do wartości minimalnej
Regresja kwadratowa.
Obliczyliśmy współczynnik wariancji. (R)
Model ten służy do wyjaśnienia mierzonego widma i dopasowania go do liniowego współczynnika korelacji par kwadratowych długości fali.
Opisany powyżej proces pozwala uzyskać liniowe wagi modelu niezbędne do dopasowania znormalizowanego widma.
To właśnie te standardowe ciężary są rysowane na diagramie obciążenia elementu. (np. , ).
W danych uzupełniających podajemy średnie znormalizowane wagi pogrupowane według wysokości Słońca. (i )
Oraz średni współczynnik skali potrzebny do odwzorowania znormalizowanego widma każdej grupy wysokościowej z powrotem na widmo absolutne.
Normalizacja, dopasowanie i obliczenie R obejmuje zakres od 360 do 830 nm w naszym zestawie danych oraz od 380 do 780 nm w zestawach danych Granada, DiCarlo i Wandel.
Więcej informacji można znaleźć w nagłówkach oraz s2, S3 i s4).
Aby uchwycić w naszym zestawie danych komponenty, które nie są scharakteryzowane przez model słoneczny CIE, stosujemy następującą metodę iteracji.
Po dopasowaniu funkcji danych CIE wyodrębniamy wszystkie średnie reszty i widmo światła słonecznego. (≥u20090)
Średnia tych reszt daje pierwszą dodatkową funkcję bazową, którą nazywamy CIE + funkcja bazowa.
Mamy na myśli model składający się z modelu światła słonecznego CIE i podstawowej funkcji CIE+1, który jest uważany za model CIE+1.
Następnie dopasowujemy wszystkie widma i spektra do zmierzchu cywilnego. (−6°u2009