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6.8 : Quelle est l'irradiance totale d'un objet ? - Géosciences

6.8 : Quelle est l'irradiance totale d'un objet ? - Géosciences


Si l'irradiance spectrale de la fonction de distribution de Planck est intégrée sur toutes les longueurs d'onde, alors l'irradiance totale émise dans un hémisphère est donnée par le Loi Stefan-Boltzmann:

[F_{s}=sigma T^{4}]

σ est appelée constante de Stefan-Boltzmann (5,67 x 10–8 W m–2 K–4). Fs a des unités SI de W m–2, où le m2 fait référence à la surface de l'objet qui rayonne.

L'irradiance (totale) de la loi de Stefan-Boltzmann s'applique à un objet qui rayonne selon la fonction de distribution de Planck de l'irradiance spectrale. Si on regarde la figure ci-dessous, on voit que le spectre solaire au sommet de l'atmosphère est similaire à la fonction de distribution de Planck mais ne la suit pas parfaitement. Cependant, la fonction de distribution de Planck avec le même éclairement total que le soleil a une température de 5777 K, comme dans la deuxième figure.

Exercer

Les nuages ​​rayonnent. Supposons deux nuages ​​sphériques, un avec un rayon de 100 m et une température de 275 K et un second avec un rayon de 100 m et une température de 230 K. En supposant qu'ils rayonnent tous les deux selon la fonction de distribution de Planck, calculez l'émission pour chaque nuage en W m–2 et en W. Quel nuage rayonne le plus d'énergie totale et de combien ?

Cliquez pour la réponse.

RÉPONSE:

Nuage T (K)Rayon des nuages ​​(m)Fs (Wm–2)Fs x 4πRc2 (W)
2751003244,1 x 107
2301001002,0 x 107

Le nuage le plus chaud rayonne environ deux fois plus d'énergie que le nuage le plus froid. Ces petits nuages ​​rayonnent beaucoup d'énergie dans toutes les directions, mais une partie descend vers la surface de la Terre. Si nous faisons l'hypothèse simple que la moitié du rayonnement monte et l'autre moitié descend, la quantité d'énergie rayonnée vers la surface de la Terre par seconde est d'environ 10 millions de W. Si les nuages ​​ne sont pas trop loin de la surface, ce rayonnement descendant pourrait contribuer quelques centaines de W m–2 de chauffage à la surface de la Terre. Ainsi, les nuages ​​peuvent agir comme des sources de chaleur supplémentaires pour la surface de la Terre, maintenant sa température plus élevée qu'elle ne le serait par une nuit claire. L'image ci-dessous est une photographie infrarouge du ciel au-dessus d'Ogden, dans l'Utah. Le rayonnement infrarouge détecté par la caméra a été converti en température, des températures plus élevées indiquant plus d'émission infrarouge.


Rayonnement solaire sur Terre

Le Soleil émet une énorme quantité d'énergie, sous forme de rayonnement électromagnétique, dans l'espace. Si nous pouvions d'une manière ou d'une autre construire une gigantesque boule autour du Soleil qui l'enferme complètement et tapisse cette boule de panneaux solaires photovoltaïques parfaitement efficaces, nous pourrions capturer toute cette énergie et la convertir en électricité. et être fixé en fonction des besoins énergétiques de la Terre pendant très longtemps. En l'absence d'une sphère aussi fantaisiste, la majeure partie de l'énergie du Soleil s'écoule de notre système solaire vers l'espace interstellaire sans jamais entrer en collision avec quoi que ce soit. Cependant, une très petite fraction de cette énergie entre en collision avec des planètes, y compris notre humble Terre, avant qu'elle ne puisse s'échapper dans le vide interstellaire. La fraction de fraction que la Terre intercepte est suffisante pour réchauffer notre planète et piloter son système climatique.

À la distance de la Terre du Soleil, environ 1 368 watts de puissance sous forme de rayonnement EM du Soleil tombent sur une superficie d'un mètre carré. Oui, ce sont les mêmes watts que nous utilisons pour décrire la consommation d'énergie des ampoules et autres appareils électroménagers. Si la Terre était plus proche du Soleil, comme par exemple la planète Mercure, le nombre de watts par mètre carré (W/m 2 ) serait plus important. Si la Terre était plus éloignée du Soleil, la valeur W/m 2 serait plus faible. Rappelons notre hypothétique boule gigantesque entourant le Soleil. Quelle que soit sa taille, elle capterait toute l'énergie du Soleil mais une plus grosse boule aurait cette énergie répartie sur une plus grande surface intérieure, et aurait donc une valeur W/m 2 plus faible alors qu'une plus petite boule aurait une plus petite surface et donc une valeur W/m 2 supérieure. La surface d'une sphère varie comme le carré du rayon de la sphère de sorte que l'énergie par unité de surface reçue varie en raison inverse du carré de la distance au Soleil. Une planète située à 1/2 aussi loin du Soleil que la Terre serait brûlée par 4 fois plus d'énergie du Soleil (5 472 W/m 2 ). Une planète deux fois plus éloignée du Soleil que la Terre serait faiblement réchauffée par un quart du rayonnement (342 W/m 2 ). Ainsi, la distance de notre planète au Soleil est le premier facteur clé influençant l'énergie que nous recevons, et donc le comportement de notre climat.

Si la Terre était un disque plat et unilatéral faisant face au Soleil. et s'il n'y avait pas d'atmosphère. chaque mètre carré de la surface de la Terre recevrait 1 368 watts d'énergie du Soleil. Bien que la Terre intercepte la même quantité totale de rayonnement EM solaire qu'un disque plat du rayon de la Terre (voir la figure ci-dessous), cette énergie est répartie sur une plus grande surface. La surface d'une sphère a une aire quatre fois plus grande que l'aire d'un disque de même rayon. Ainsi les 1 368 W/m 2 se réduisent à une moyenne de 342 W/m 2 sur toute la surface de notre planète sphérique. Une autre façon de penser à cette réduction est de se rendre compte que la moitié de la surface de la Terre (côté nuit) est dans l'obscurité et ne reçoit donc aucune énergie solaire à un moment donné, tandis que les zones proches des bords de la planète (près des pôles et au crépuscule et l'aube) reçoivent des quantités réduites d'énergie par unité de surface.

La Terre sphérique "intercepte" en fait la même quantité de rayonnement solaire électromagnétique entrant qu'un disque plat de même rayon, comme illustré ici. Cependant, l'énergie moyenne par unité de surface de la surface de la Terre est le quart de celle qui frapperait un disque plat, une fois que nous tenons compte de la plus grande surface de notre planète sphérique et du fait que la moitié de celle-ci est dans l'obscurité à un moment donné.
Crédit: Oeuvre originale du personnel de Windows to the Universe (Randy Russell).

Notez que les valeurs de la moyenne ensoleillement (le terme que les scientifiques utilisent pour l'énergie solaire électromagnétique délivrée à une zone) atteignant la Terre qui ont été discutés jusqu'à présent se trouvent au sommet de l'atmosphère. Comme vous pouvez l'imaginer, lorsque la lumière du soleil traverse notre atmosphère, une partie est dispersée et absorbée, ce qui réduit la quantité qui atteint réellement le sol. Nous aborderons cette question dans un instant, mais pour l'instant, nous continuerons à simplifier notre discussion en supposant une Terre sans air.

Chaque fois que vous regardez la pleine lune, vous avez un aperçu du sujet de notre prochain sujet. Contrairement au Soleil qui génère lui-même de la lumière, la Lune ne NE PAS produire de la lumière. Le clair de lune que nous voyons sur Terre est la lumière du soleil réfléchie. Ainsi, toute l'énergie sous forme de lumière solaire qui atteint la Lune n'y reste pas, une partie est réfléchie dans l'espace. De même, toute l'énergie du Soleil qui atteint la Terre ne reste pas ici pour réchauffer notre planète, une partie est réfléchie dans l'espace. Jetez un œil à ces deux images de notre planète capturées par la sonde Galileo en décembre 1990 :

La Terre vue de l'espace en décembre 1990. L'Amérique du Sud est près du centre de l'image de gauche, tandis que l'Afrique est près du haut de l'image de droite. L'Antarctique est visible près du bas des deux images. Notez la quantité de lumière solaire réfléchie dans l'espace par les nuages, la neige et la glace. Notez également à quel point les déserts d'Afrique du Nord apparaissent légers par rapport aux forêts amazoniennes d'Amérique du Sud et aux jungles d'Afrique centrale.
Crédit: Images reproduites avec l'aimable autorisation de la NASA/JPL et du vaisseau spatial Galileo.

De toute évidence, une bonne partie de la lumière du soleil qui atteint la Terre est réfléchie dans l'espace. Les nuages ​​blancs qui recouvrent une grande partie des deux images et la glace blanche de l'Antarctique reflètent tous deux la majeure partie de la lumière du soleil qui leur tombe dessus. Vous pouvez également voir comment les océans, les déserts d'Afrique du Nord et les jungles d'Afrique centrale et d'Amérique du Sud réfléchissent ou absorbent des quantités variables de lumière solaire.

Albédo

Les astronomes utilisent une quantité appelée « albédo » pour décrire le degré auquel une surface réfléchit la lumière qui la frappe. Une surface extrêmement réfléchissante qui n'absorbe aucune de la lumière qui la frappe aurait un albédo de 1, tandis qu'une surface qui ne réfléchit aucune de la lumière qui la frappe (et qui apparaîtrait ainsi d'un noir absolu sous n'importe quel éclairage) aurait un albédo de 0. La neige fraîche a un albédo d'environ 0,8 ou 0,9. Les forêts ont des albédos proches de 0,15, tandis que l'albédo des sables du désert est d'environ 0,4. Les climatologues emploient également le concept d'albédo, bien qu'ils l'expriment souvent en pourcentage, ils diraient donc que la neige a un albédo de 80 à 90 %, alors que l'albédo d'une forêt serait d'environ 15 %.

L'albédo d'une planète (ou d'un lieu sur celle-ci !) affecte clairement la capacité de cette planète à absorber la lumière du soleil, la convertissant ainsi en chaleur qui peut réchauffer la planète et influencer son climat. L'albédo moyen global de la Terre est d'environ 0,31. Les océans et les forêts sont assez sombres, tandis que les déserts sont plus clairs et les nuages, la neige et la glace sont très brillants. Sans les nuages, l'albédo de notre planète serait d'environ 0,15, donc les nuages ​​doublent à peu près l'albédo de la Terre.

Équilibrage des équations : température « théorique » de la Terre

Nous avons maintenant presque tous les outils en main pour estimer ce que la température de surface d'une Terre simplifiée (c'est-à-dire dépourvue d'atmosphère et faisant la moyenne de l'albédo sur toute la planète) "devrait être". Voici comment se déroule ce calcul. Nous supposons que la Terre est dans un état stable, ne se réchauffant ni ne se refroidissant rapidement. Notre planète reçoit évidemment un afflux d'énergie (ces 342 W/m 2 de rayonnement solaire EM) donc, pour rester en équilibre, elle doit se débarrasser d'autant d'énergie (sinon elle se réchaufferait rapidement). Alors, comment la Terre libère-t-elle de l'énergie ? Tout objet dont la température est supérieure au zéro absolu émet un rayonnement électromagnétique. Passez votre main au-dessus d'un brûleur au sommet d'une cuisinière électrique, même s'il ne fait pas assez chaud pour devenir rouge avec la lumière visible, vous sentirez clairement la chaleur de ses émanations infrarouges. Des objets beaucoup moins chauds qu'une cuisinière, y compris notre planète, émettent également des rayonnements électromagnétiques, généralement dans la gamme infrarouge. Il s'avère qu'il existe une relation mathématique entre la température d'un objet et la quantité d'énergie qu'il rayonne (loi de Stefan-Boltzmann). Nous utiliserons cette relation pour équilibrer l'apport d'énergie du Soleil et ainsi calculer la température de surface « attendue » pour la Terre.

Cette section suivante se penche sur les mathématiques de ce calcul du bilan énergétique. Ces calculs sont fournis pour ceux qui s'y intéressent, mais c'est ne pas connaissances requises pour ce cours. N'hésitez pas à parcourir cette section et à nous croire sur parole en ce qui concerne les résultats si vous n'êtes pas intéressé par les détails des mathématiques.


Comprendre l'éclat (luminosité), l'irradiance et le flux radiant

L'évaluation des performances d'une source de rayonnement doit impliquer la radiométrie – la mesure des quantités associées au rayonnement. Pour ceux qui débutent sur le terrain, les unités et les termes, tels que Radiance, Irradiance et Radiant Flux, peuvent ne pas être familiers. De plus, des termes non standard tels que luminosité, puissance de rayonnement, flux et intensité sont souvent utilisés avec désinvolture sans explication. Enfin, les termes de photométrie tels que la luminance sont souvent mal utilisés lors de l'examen des situations de radiométrie.

Cette note d'application tente d'expliquer les termes et les unités de radiométrie, de les différencier des termes de photométrie et de clarifier les termes non standard couramment entendus. De plus, nous illustrerons comment les termes radiométriques aident à sélectionner une source lumineuse appropriée pour une application particulière.

Définitions de radiométrie et photométrie

  • La radiométrie est la science de la mesure de l'énergie de rayonnement dans n'importe quelle partie du spectre électromagnétique. En pratique, le terme est généralement limité à la mesure du rayonnement ultraviolet (UV), visible (VIS) et infrarouge (IR) à l'aide d'instruments optiques.
  • La photométrie est la science qui consiste à mesurer le rayonnement visible, la lumière, en unités pondérées en fonction de la sensibilité de l'œil humain. C'est une science quantitative basée sur un modèle statistique de la perception visuelle humaine de la lumière (courbe de sensibilité oculaire) dans des conditions soigneusement contrôlées.

Définition des unités de radiométrie fréquemment utilisées

Le système SI (Système International d'unités) définit six unités radiométriques, dont trois sont les plus couramment utilisées pour décrire l'efficacité du couplage de rayonnement entre une source lumineuse et un système optique. Ces unités les plus couramment utilisées sont : (1) Radiance (2) Irradiance et (3) Radiant Flux. La radiance est souvent appelée « brillance », un terme également utilisé en photométrie pour décrire la perception des yeux humains regardant une source lumineuse. Un exemple de perception de la luminosité sera donné dans la section suivante.

Éclat

Figure 1. Le rayonnement (R) de la source est la puissance (P) émise par la zone émettrice de la source (A) et propagée dans l'angle solide (Ω).

Figure 2. Stéradian [sr] est une unité de mesure des angles solides (Ω) défini par l'angle solide qui se projette sur la surface d'une sphère, de rayon r, ayant une aire de A = r2 (Ω = A/r2 = r2/r2 = 1 [sr]).

Le rayonnement d'une source est augmenté en augmentant sa puissance émise, en réduisant la zone d'émission de la source ou en émettant le rayonnement dans un angle solide plus petit. A strictement parler, la radiance est définie en tout point de la surface émettrice, en fonction de la position, et en fonction de l'angle d'observation. Souvent, comme dans l'exemple ci-dessus, nous utilisons la radiance d'une source pour signifier la radiance moyennée sur une ouverture de taille finie et sur un angle solide d'intérêt.

La radiance est une quantité conservée dans un système optique de sorte que la radiance mesurée en watts par unité de surface par unité d'angle solide incident sur un détecteur ne dépasse pas la radiance au niveau de l'émetteur. En pratique, pour tout faisceau de rayons mappant un émetteur sur un détecteur, la luminance vue au niveau du détecteur sera diminuée par la lumière qui est absorbée en cours de route ou diffusée hors de l'angle solide du faisceau de rayons atteignant le détecteur.

Analysons un exemple. Supposons que l'on observe avec l'œil une lampe au xénon (Xe) à arc court de 35 W, puis une lampe fluorescente à tube droit de 60 W, toutes deux à une distance similaire de quelques mètres. (À titre d'information de base, la lampe à arc de 35 W émet beaucoup moins de puissance visible que le tube fluorescent de 60 W.) Quelle source lumineuse est perçue comme la plus lumineuse ou, en termes radiométriques, a un rayonnement plus élevé ? La lampe à arc court Xe est perçue comme beaucoup plus lumineuse, bien que la lampe à arc de 35 W émet moins de puissance que la lampe fluorescente de 60 W. Ceci est dû à la zone d'émission beaucoup plus petite (A) de la lampe à arc court par rapport à la très grande zone d'émission de la lampe fluorescente, tandis que l'œil reçoit le rayonnement à plus ou moins le même angle solide (Ω) lorsque la distance entre l'œil et la source est la même. Le cristallin de l'œil forme une image lumineuse de l'arc Xe sur une très petite zone de la rétine et l'œil ne se sent pas à l'aise. La lampe fluorescente de plus grande surface formera une image sur une zone beaucoup plus grande de la rétine, que l'œil peut tolérer plus confortablement. La lampe à arc a un rayonnement beaucoup plus élevé que la lampe fluorescente, même si elle émet moins de puissance.

A titre d'exemple supplémentaire, imaginez utiliser le Xe et les lampes fluorescentes pour éclairer une petite zone comme l'extrémité d'une fibre optique de 200 µm de diamètre. En raison de la luminance plus élevée de la source, le rayonnement de la lampe à arc 35W Xe peut être collecté et concentré beaucoup plus efficacement dans la fibre. En revanche, la lampe fluorescente à faible rayonnement 60W sera inefficace pour coupler son énergie de rayonnement dans la fibre, quel que soit le type d'optique de focalisation utilisé.

Les sources lumineuses à commande laser d'Energetiq ont un rayonnement ultra-élevé de leur petite zone d'émission (

100 µm de diamètre). Le rayonnement d'une source à rayonnement aussi élevé et à faible zone d'émission peut être couplé encore plus efficacement dans la fibre optique de 200 um de diamètre décrite ci-dessus. Cela est également vrai pour d'autres systèmes optiques avec de petites ouvertures et un angle solide d'acceptation limité - des systèmes optiques avec une petite "étendue" - tels que les fentes étroites d'un monochromateur. (Pour plus de détails sur l'étendue, voir la note d'application #002-2-14-2011, Etendue et calculs de débit optique.)

Irradiation

L'irradiance est le terme de radiométrie pour la puissance par unité de surface du rayonnement électromagnétique incident sur une surface. L'unité SI pour l'éclairement énergétique est le watt par mètre carré [W/m2] ou le milliwatt par millimètre carré [mW/mm2]. (L'irradiance est parfois appelée intensité, mais cet usage prête à confusion avec une autre unité de radiométrie standard, mais rarement utilisée, — l'intensité radiante — qui est mesurée en watts par stéradian.)

Si une source de rayonnement ponctuelle émet un rayonnement uniformément dans toutes les directions et qu'il n'y a pas d'absorption, alors l'irradiance diminue proportionnellement à la distance au carré de la source, car la puissance totale est constante et elle s'étend sur une surface qui augmente avec la distance au carré de la source de rayonnement. Pour comparer l'éclairement énergétique de différentes sources, il faut tenir compte de la distance à la source. Une distance de 50 cm est souvent utilisée pour de telles mesures.

L'irradiance est une mesure utile pour les applications où l'énergie doit être fournie à de vastes zones. Par exemple, éclairer une salle de classe ou un terrain de football est avant tout une question de délivrer un certain nombre de watts par mètre carré. Ceci peut être réalisé en utilisant une seule source de puissance élevée. Cependant, comme l'éclairement ne dépend pas de l'angle solide, plusieurs sources peuvent être combinées, éclairant les murs ou le champ sous différents angles.

L'éclairement énergétique d'une source n'est pas la mesure la plus utile lors de la conception d'un système de couplage optique efficace qui collecte le rayonnement d'une source, puis délivre le rayonnement dans un instrument optique. De tels instruments optiques auront une ouverture d'entrée limitée et un angle solide d'acceptation limité. Dans de tels cas, c'est le rayonnement de la source (sa « brillance ») qui est le plus utile.

Flux Radiant

Le flux radiant est l'énergie radiante par unité de temps, également appelée puissance radiante [W, mW ou μW]. Le flux radiant est souvent utilisé pour décrire la puissance de rayonnement émise par une source de rayonnement ou la puissance de rayonnement reçue par un instrument optique. Des exemples de flux radiant sont : la puissance de rayonnement passant à travers un trou d'épingle la puissance de rayonnement sortant de la fibre optique d'un laser couplé à des fibres la puissance de rayonnement reçue par un détecteur de puissance.

Les unités de flux radiant n'incluent pas la surface ou l'angle solide et ne sont donc pas utiles pour déterminer si une source lumineuse particulière avec un flux radiant particulier sera utile pour fournir sa puissance à un instrument optique. Dans notre exemple précédent, le tube fluorescent de 60W émet un flux de rayonnement (puissance) plus important que la lampe à arc Xe de 35W. Mais, avec une optique de focalisation appropriée, la lampe à arc fournira un flux radiant plus élevé à la fibre optique de 200 µm de diamètre. Une source de lumière à commande laser, telle que l'EQ-99 d'Energetiq, peut avoir un flux radiant émis plus faible que la lampe à arc de 35 W, mais sa radiance plus élevée lui permet de fournir un flux radiant encore plus élevé à la fibre optique de 200 m de diamètre que la 35W lampe à arc.

Radiance spectrale, Irradiance spectrale et Flux radiant spectral

Les trois termes discutés ci-dessus sont des quantités utilisées pour caractériser le rayonnement dans une certaine bande de longueur d'onde (UV, VIS et/ou IR). Il est également courant de considérer ces valeurs pour la longueur d'onde unitaire (par nm) dans le spectre. Pour la puissance de rayonnement par unité de longueur d'onde, le flux radiant spectral est utilisé avec des unités SI de watts par mètre [W/m], ou plus communément des milliwatts par nanomètre [mW/nm]. Pour le rayonnement incident sur une surface, le terme irradiance spectrale est utilisé, et a l'unité SI de [W/m3], ou plus communément des unités de [mW/mm2-nm]. Pour la puissance de rayonnement dans une unité d'angle solide à partir d'une unité de surface d'émission et d'une unité de longueur d'onde, le terme est la radiance spectrale, le plus souvent avec des unités de [mW/mm2-nm-sr].

La radiance spectrale est une mesure clé lors de la sélection d'une source pour une application. En général, la plupart des sources de rayonnement présentent des variations de rayonnement spectral sur l'ensemble de leur spectre d'émission. Sur la figure 3, la luminance spectrale est indiquée pour une lampe au deutérium de 30 W (D2), une lampe à arc Xe à haute luminosité de 75 W et pour deux versions de la source lumineuse à commande laser d'Energetiq, l'EQ-99 et l'EQ-1500.

Figure 3 : Radiance spectrale des lampes EQ-99X LDLS, EQ-77 LDLS, EQ-400, LDLS, lampe Xe à arc court 75 W,
Lampe au tungstène et lampe D2.

Pour notre exemple précédent d'éclairage d'une fibre optique de 200 m, supposons que nous souhaitions comparer les quatre sources lumineuses de la figure 3 pour délivrer un rayonnement de longueur d'onde de 200 nm dans la fibre. Étant donné que le paramètre clé est la radiance spectrale des sources à 200 nm, nous pouvons voir sur la figure 3 que la radiance spectrale de la lampe Xe est d'environ un ordre de grandeur plus élevée (« plus lumineuse ») que la lampe D2 et que les sources LDLS sont un autre ordre de grandeur supérieur à celui de la lampe Xe. Avec la même optique de focalisation utilisée pour coupler la lumière de chaque source dans la fibre de 200 µm, le flux radiant délivré dans la fibre varierait de la même manière du même ordre de grandeur.

Conclusion

Lors de la conception d'instruments optiques, les scientifiques et les ingénieurs qui choisissent des sources lumineuses seront exposés à une variété de spécifications de sources et de termes radiométriques. Il est important de comprendre la nature des spécifications et de les formuler en termes radiométriques qui permettront des décisions de conception appropriées. En général, pour les applications d'instruments optiques typiques, telles que la spectroscopie et l'imagerie, c'est la radiance et la radiance spectrale de la source lumineuse qui doivent le plus être comprises. Pour un instrument avec des ouvertures limites et des angles solides, c'est la radiance de la source qui détermine la quantité de rayonnement qui traverse l'instrument. En associant soigneusement l'instrument à une source de rayonnement approprié, un système optimal peut être conçu.


Observations et méthodologie

Les observations de la STI

Le TSI a été enregistré par plusieurs missions spatiales depuis la fin des années 1970. Les séries chronologiques des divers instruments sont presque contiguës. L'expérience VIRGO sur la mission ESA/NASA SOHO a été lancée en décembre 1995 et a commencé ses observations en janvier 1996. L'expérience VIRGO transporte deux radiomètres TSI différents, DIARAD, qui a été conçu et construit par IRMB, et PMO6-V par PMOD/WRC. Une description détaillée de l'instrumentation est donnée dans la Réf. 16 . Les observations DIARAD sont traitées à l'IRMB 12, tandis que les observations PMO6-V sont traitées au PMOD/WRC. Nous utilisons également les observations de PICARD/PREMOS, qui ont également été traitées au PMOD/WRC. Pour référence, nous comparons nos résultats à SORCE/TIM 17 et ACRIMSAT/ACRIM3 4 . Le tableau 1 présente les instruments et les centres de traitement fournissant les observations utilisées dans ce travail. Le traitement des données, y compris les corrections pour toutes les influences connues a priori telles que la distance au soleil (normalisée à 1 UA), la vitesse radiale au soleil et les corrections thermiques, optiques et électriques, sont généralement mis en œuvre par chaque centre de traitement, conduisant à séries temporelles de niveau 1. D'autre part, la dégradation du radiomètre est provoquée par des changements de sensibilité à long terme du capteur et/ou des dérives des caractéristiques électriques. La dégradation est appréciée a posteriori en fonction de l'évolution relative du canal actif par rapport au(x) canal(x) de secours. Le changement de sensibilité est généralement lié aux changements de l'absorbance du revêtement noir de la cavité 18, ou à la perte de brillance de la peinture spéculaire. On pense que les deux effets sont causés par les rayons UV et EUV 16 .

Les observations VIRGO/PMO6-V

Sur VIRGO, deux radiomètres PMO6-V (c'est-à-dire PMO6-VA et PMO6-VB) de même conception et revêtement noir (Aeroglaze Z302) sont utilisés comme instruments « actifs » et « de secours ». L'instrument de secours PMO6-VB n'est utilisé que rarement pour maintenir sa dégradation faible par rapport au PMO6-VA. Le PMO6-VB est opéré une fois tous les dix jours pendant 39 min. Avant le 6 juillet 1996, le PMO6-VB fonctionnait 3 fois par jour pendant 39 min. Plus de détails peuvent être trouvés dans la Réf. 16 .

La fonction de dégradation de PMO6-VA a été précédemment déterminée et publiée en ligne sous les versions PMO6-v6 et -v7. Les hypothèses varient légèrement entre les deux versions, mais nous rappelons les trois hypothèses principales : (a) la sensibilité diminue avec l'exposition au rayonnement solaire et est modélisée par une exponentielle, (b) il y a une augmentation précoce de la sensibilité au cours des premiers jours modélisés avec une exponentielle, (c) une dégradation non dépendante de l'exposition de (-0,3) ppm/jour de mission est trouvée en comparant PMO6-VB avec le canal de secours de VIRGO/DIARAD (DIARAD-R). Elle conduit à corriger les observations PMO6-VA de niveau 1 par une somme de fonctions exponentielles et linéaires. Le processus est entièrement décrit dans les Réfs. 7,16 .

Les observations VIRGO/DIARAD

DIARAD est le deuxième type de radiomètre de l'expérience SOHO/VIRGO. Il dispose de deux canaux radiométriques (DIARAD-L et DIARAD-R) et utilise un revêtement noir différent de celui du PMO6-V (3M Nextel VELVET Black 2010). Le canal de secours DIARAD-R est exploité tous les 60 jours pendant 90 min (30 min jusqu'au 7 août 1996). Les séries temporelles TSI corrigées de la dégradation sont produites dans un processus similaire à PMO6-V. Ici, nous utilisons deux produits de données corrigés de la dégradation, à savoir le PMOD-v6 discuté dans la réf. 7 et le composite TSI publié par IRMB 12,19 . Le premier sera appelé ci-après PMOD-v6 et le second le produit IRMB/DIARAD. Selon Réf. 20 , la correction de dégradation du produit IRMB/DIARAD est basée sur une exponentielle, avec diverses hypothèses (par exemple temps d'exposition, décalages).

Les observations PREMOS/PMO6-P

Comme VIRGO, PICARD/PREMOS est également équipé de deux radiomètres de type PMO6 21 . Ceux-ci sont appelés PMO6-PA (actif) et PMO6-PB (secours). La mission PICARD a débuté en 2010 et s'est terminée en 2014. La dégradation du radiomètre PREMOS/PMO6 a été déterminée dans la Réf. 21 et réévalué par Réf. 22 .

Estimations TSI robustes avec apprentissage automatique et fusion de données

Dans cette section, nous produisons des séries temporelles TSI corrigées de la dégradation en utilisant les instruments/canaux actifs et de secours pour chaque expérience (c'est-à-dire PMO6-VA et PMO6-VB, DIARAD-L et DIARAD-R, PMO6-PA et PMO6-PB ). Notre première hypothèse est que la dégradation est fonction de délai d'exposition seulement. Le temps d'exposition est estimé via une somme cumulée des mesures enregistrées par chaque capteur. Nous sommes conscients qu'une dose efficace d'UV/EUV pourrait être utilisée à la place du temps d'exposition. Cependant, en pratique, il s'avère que l'utilisation de la dose n'apporte pas de différence significative dans l'évaluation de la dégradation 22 . Puisque les instruments/canaux de secours (PMO6-VB, DIARAD-R, PMO6-PB) ont des taux d'observation (et donc des temps d'exposition) plus faibles que les instruments/canaux actifs (PMO6-VA, DIARAD-L, PMO6-PA) , ils se dégradent moins rapidement. Notre deuxième hypothèse est que tous les instruments et canaux démarrent sans dégradation et le troisième hypothèse est que la courbe de dégradation est décroissant de façon monotone.

Le nouvel algorithme proposé est divisé en 2 étapes. La première étape est la modélisation de la courbe de dégradation et corrige les observations de niveau 1, tandis que la deuxième étape est la fusion des données où les mesures corrigées des instruments (ou canaux) actifs et de secours sont fusionnées afin de produire un seul temps TSI séries. L'algorithme est publié dans Refs. 23,24. Dans ce qui suit, nous donnons un bref résumé.

Modélisation et correction de la dégradation

Les trois hypothèses définies ci-dessus peuvent s'exprimer formellement de la manière suivante pour la fonction de dégradation :

où (e_x) est le temps d'exposition, et () désigne la dérivée partielle. A noter que pour les radiomètres de type PMO6 les observations indiquent que (d>0) for (e_x lessapprox 5mathrm < days>) 22,25 . Parce que l'algorithme ne peut pas encore modéliser un tel dégradation négative, nous utilisons toujours la méthode décrite dans la Réf. 22 pour corriger manuellement ce soi-disant augmentation précoce des radiomètres de type PMO6 sur la base d'un ajustement linéaire des canaux actifs par rapport aux canaux de secours au cours des cinq premiers jours de temps d'exposition du canal actif. Une description détaillée de la façon dont l'augmentation anticipée est corrigée est donnée en annexe. Une future version de l'algorithme sera capable de modéliser et de corriger la dégradation non monotone.

Si (e_a) et (e_b) sont les temps d'exposition respectifs des capteurs actifs et de secours, s le « vrai » signal TSI (sans dégradation), et (varepsilon _a) et (varepsilon _b) le bruit de mesure, puis les signaux réels une et b (avec dégradation) que chaque capteur mesure à la fois t sommes:

avec l'hypothèse que le bruit (varepsilon) est de distribution gaussienne à moyenne nulle (avec variance (sigma ^2) ) et indépendant pour chaque instrument et canal. Les radiomètres actif et de secours étant techniquement identiques, la fonction de dégradation est supposée identique pour les deux canaux.

Maintenant, le but est d'estimer (d(e_x)) à partir des observations une(t) et b(t). Ni le vrai signal s(t) (c'est-à-dire sans bruit ni dégradation) ni la fonction de dégradation (d(e_x)) ne sont connus tout au long du processus. Nous déterminons uniquement du rapport des signaux (r(t)=) . Pour estimer (d(e_x)) nous proposons un processus itératif pour corriger les signaux une(t) et b(t) comme suit:

où (a_0(t)=a(t)) , (b_0(t)=b(t)) . Comme le montre 24 , le rapport (r_p(e_x)) converge vers la fonction de dégradation (d(e_x)) :

En pratique, le processus itératif décrit dans l'Eq. (3) est effectué par raccord d'une fonction (d_ heta (e_a(t))) (paramétrée par ( heta) ) à (r_p(e_a(t))) en minimisant la fonction objectif :

Pour notre type d'observations, nous avons établi empiriquement via des simulations que (d_ heta) est mieux décrit comme un isotonique fonction 26 , bien que monotone et lisse monotone fonctions ont également été essayées. Une fois (d_ heta) estimé de manière itérative, les mesures une(t) et b(t) peut être corrigé en utilisant :

L'algorithme d'extraction des mesures corrigées est affiché en annexe ainsi que la définition des fonctions isotoniques (monotone et monotone lisse).

La fusion des données

Après correction des mesures ( (a_c(t_i), b_c(t_i)) ), l'Eq. (2) devient :

La fusion de données vise à fusionner les observations corrigées des deux canaux afin d'obtenir une estimation fiable du vrai signal s, sachant que le modèle de processus sous-jacent de s est aléatoire et inconnu. Nous formulons donc deux hypothèses : a/ le cycle solaire n'est pas un signal déterministe et ses variations sont aléatoires (pas de connaissance a priori). s est alors supposé être un processus gaussien (GP) de moyenne nulle et une fonction de covariance (k_(. )) (ou kernel) b/ car on considère le bruit sur les mesures à moyenne nulle distribuée gaussienne, alors on peut estimer les paramètres du modèle de s(t) via l'estimateur du maximum de vraisemblance. On formule alors (mathbf sim GP (0, k_<>(. ))) . Cependant, la principale limitation des médecins généralistes est qu'étant donné m observations, l'inverse de la matrice de covariance (n imes n) doit être calculé. La complexité temporelle d'une telle opération est de l'ordre de (O(n^3)) , ce qui n'est pas évolutif, surtout lorsque les ressources de calcul sont limitées. The VIRGO/SOHO mission has been recording observations at a high rate (i.e. 1 min sampling of PMO6-VA) for a long time (since 1996), therefore we deal with large TSI data set (i.e. (n >10^7) ). We therefore approximate the exact GP with a Sparse Gaussian Process 24 (SPG) to construct a lower bound for the log-likelihood (log |mathbf )>) . (mathbf ) and (mathbf ) are the concatenation of times, (mathbf = [t_i, t_i], i=1ldots n) , and corresponding corrected observations (mathbf = [a_c(t_i), b_c(t_i)]) . The mathematical formula is displayed in the appendices.

It is important to emphasize that the training of (k_<>) with the so-called “inducing points” is to learn about the stochastic properties of the data, which allows to take into account short-term correlations in the observations and a reasonable approximation of s. Thus, our simulations use 2500 inducing points which is a trade-off between modelling well all the processes and avoiding long computing time (i.e. no more than 10h) with a regular desktop computer (i.e. 16G RAM, 4 cores). Note that the final time series has an hourly rate in order to avoid large data set (i.e. > 100 MB).


PBR and indirect irradiance lighting

The irradiance map represents the diffuse part of the reflectance integral as accumulated from all surrounding indirect light. Seeing as the light doesn't come from direct light sources, but from the surrounding environment, we treat both the diffuse and specular indirect lighting as the ambient lighting, replacing our previously set constant term.

First, be sure to add the pre-calculated irradiance map as a cube sampler:

Given the irradiance map that holds all of the scene's indirect diffuse light, retrieving the irradiance influencing the fragment is as simple as a single texture sample given the surface normal:

However, as the indirect lighting contains both a diffuse and specular part (as we've seen from the split version of the reflectance equation) we need to weigh the diffuse part accordingly. Similar to what we did in the previous chapter, we use the Fresnel equation to determine the surface's indirect reflectance ratio from which we derive the refractive (or diffuse) ratio:

As the ambient light comes from all directions within the hemisphere oriented around the normal N , there's no single halfway vector to determine the Fresnel response. To still simulate Fresnel, we calculate the Fresnel from the angle between the normal and view vector. However, earlier we used the micro-surface halfway vector, influenced by the roughness of the surface, as input to the Fresnel equation. As we currently don't take roughness into account, the surface's reflective ratio will always end up relatively high. Indirect light follows the same properties of direct light so we expect rougher surfaces to reflect less strongly on the surface edges. Because of this, the indirect Fresnel reflection strength looks off on rough non-metal surfaces (slightly exaggerated for demonstration purposes):

We can alleviate the issue by injecting a roughness term in the Fresnel-Schlick equation as described by Sébastien Lagarde:

By taking account of the surface's roughness when calculating the Fresnel response, the ambient code ends up as:

As you can see, the actual image based lighting computation is quite simple and only requires a single cubemap texture lookup most of the work is in pre-computing or convoluting the irradiance map.

If we take the initial scene from the PBR lighting chapter, where each sphere has a vertically increasing metallic and a horizontally increasing roughness value, and add the diffuse image based lighting it'll look a bit like this:

It still looks a bit weird as the more metallic spheres exiger some form of reflection to properly start looking like metallic surfaces (as metallic surfaces don't reflect diffuse light) which at the moment are only (barely) coming from the point light sources. Nevertheless, you can already tell the spheres do feel more en place within the environment (especially if you switch between environment maps) as the surface response reacts accordingly to the environment's ambient lighting.

You can find the complete source code of the discussed topics here. In the next chapter we'll add the indirect specular part of the reflectance integral at which point we're really going to see the power of PBR.


Default Parameters

The following parameters are visible from the Irradiance map rollout when set to the Default Render UI Mode.

Current preset – A list of several predefined settings for some of the irradiance map parameters. You can use these to quickly set the color, normal, and distance thresholds, as well as the min/max rates. The following presets are available:

Très lent – Only useful for preview purposes to show the general lighting in the scene
Low
– A low-quality preset for preview purposes
Moyen
– A medium quality preset works fine in many situations in scenes which don't have small details
Medium animation
– A medium quality preset targeted at reducing flickering in animations the Distance threshold est plus élevé
Haute
– A high-quality preset that works in most situations, even for scenes with small details as well as for most animations
High animation
– A high-quality preset that can be used if the High preset produces flickering in animations the Distance threshold est plus élevé
Très haut
– A very high quality preset can be used for scenes with extremely small and intricate details.

Note that the presets are targeted for a typical 640x480 image. Larger images usually can do with lower Min/Max rates than those specified in the presets.

Min rate – Determines the resolution for the first GI pass. A value of 0 means the resolution is the same as the resolution of the final rendered image, which makes the irradiance map similar to the direct computation method. A value of -1 means the resolution is half that of the final image and so on. You would usually want to keep this negative, so that GI is quickly computed for large and flat regions in the image.

Max rate – Determines the resolution of the last GI pass. For more information, see The Max Rate and Control of Detail example below.

Subdivs – Controls the quality of individual GI samples. Smaller values make things faster, but may produce blotchy results. Higher values produce smoother images. This is similar to the Subdivs parameter for direct computation. Note that this is not the actual number of rays that is traced. The actual number of rays is proportional to the square of this value and also depends on the settings in the DMC sampler rollout.

Interp. échantillons – The number of GI samples that is used to interpolate the indirect illumination at a given point. Larger values tend to blur the detail in GI, although the result is smoother. Smaller values produce results with more detail, but may produce blotchiness if low Subdivs sont utilisés. Note that if you use interpolated irradiance maps (i.e. the Mode is set to Animation (rendering)), V-Ray actually multiplies this value by the number of irradiance maps used. For example, if you have the Interp. échantillons set to 20, and the Interp. cadres to 2, V-Ray actually uses 100 samples to interpolate. This is done in order to preserve the blurring of the GI solution compared to a single frame irradiance map, however it also slows down the rendering. To speed up the rendering in that case, you can decrease this value to 10 or 5.

Show calc. phase – When enabled, V-Ray shows the irradiance map passes as the irradiance map is calculated. This gives you a rough idea of the indirect illumination even before the final rendering is complete. Note that turning this on slows the calculations a little bit, especially for large images. This option is ignored when rendering to fields - in that case, the calculation phase is never displayed. You can use the drop-down menu on the right to chose how samples are displayed during the calculation phase.

Interp. cadres – Determines the number of frames that are used to interpolate GI when the Mode is set to Animation (rendering). In this mode, V-Ray interpolates the irradiance from the maps of several adjacent frames to help smooth out any flickering. Note that the actual number of frames used is 2*(interp. frames)+1, meaning the default value of 2 means that in total 5 irradiance maps are interpolated. Higher values slow down the rendering and may produce "lagging" effect. Lower values render faster but may increase flickering. Note that increasing this value also increases the number of samples used for interpolation from the irradiance map - see the note for the Interp. échantillons paramètre.

Mode – This group of controls allow you to select the way the irradiance map is (re)used.

Single frame – The default mode a single irradiance map is computed for the whole image, and a new irradiance map is computed for each frame. This is the mode to use when rendering animations of moving objects. In doing so one must make sure that the irradiance map is of sufficiently high quality to avoid flickering.
Multiframe incremental
– This mode is useful when rendering a sequence of frames (not necessarily consecutive) where only the camera moves around (so-called fly-through animations). V-Ray computes a new full-image irradiance map for the first rendered frame. For all other frames V-Ray tries to reuse and refine the irradiance map that has been computed so far.
From file
– V-Ray loads the irradiance map from the supplied file at the start of the rendering sequence and uses this map for all the frames in the animation. No new irradiance map is computed. This mode can be used for fly-through animations and works well in network rendering mode.
Add to current map
– V-Ray computes a completely new irradiance map and adds it to the map that is already in memory. This mode is useful when compiling an irradiance map to render multiple views of a static scene. Note that this mode is not supported for distributed rendering.
Incremental add to current map
– V-Ray uses the irradiance map that is already in memory and only refines it in places that don't have enough detail. This mode is useful when compiling an irradiance map to render multiple views of a static scene or a fly-through animation.
Bucket mode – A separate irradiance map is used for each rendered region ("bucket"). Note that since each bucket is computed independently of the others, there may be differences at the bucket edges. They can be reduced by using higher settings for the irradiance map (the High preset, more hemispheric subdivs and/or smaller Noise threshold for the DMC sampler).
Animation (prepass)
– V-Ray calculates irradiance maps to be used later on for final rendering with the Animation (rendering) mode. One irradiance map is created for each frame and written into a separate file. Note that in this mode you have to render one map for each frame (i.e. you cannot render every Nth frame). V-Ray automatically disables rendering of the final image in this mode - only irradiance map prepasses are calculated.
Animation (rendering)
– V-Ray renders a final animation using irradiance maps created with the Animation (prepass) mode. Irradiance maps from several adjacent frames are loaded together and blended so as to reduce flickering. The number of irradiance maps that are interpolated is determined by the Interp. cadres paramètre.

Note: The irradiance map mode that should be used depends on the particular rendering task - a static scene, a static scene rendered from multiple views, a fly-through animation or an animation with moving objects. Refer to the tutorials section for more information.

Parcourir – Allows you to select the irradiance map file which is loaded if the From file mode is selected. Alternatively, you can enter the path and name of the file directly in the edit box. An irradiance map can also be loaded by dragging and dropping a .vrmap file directly in your viewport. Just be aware that doing so loads it for usage immediately, enabling GI, changing its Primary engine à Irradiance map et son Mode à From file.

Save to file – Saves the irradiance map currently in memory, to a file. Notez que le Don't delete option in the On render end group must be turned on. Otherwise, V-Ray automatically deletes the irradiance map at the end of the rendering process.

Reset irradiance map – Clears the irradiance map from memory.


Agricultural and Related Biotechnologies

Jason Lanoue , . Bernard Grodzinski , in Comprehensive Biotechnology (Third Edition) , 2019

4.68.5.3.6 Far-Red Light

The PAR region ends at a wavelength of 700 nm, while the FR light region extends to 850 nm which is where the controversy behind whether FR light can stimulate photosynthesis begins. Beginning at a wavelength of 700 nm, there is a steep drop off in the amount of light absorbed by the leaf, and thus, FR light is often reflected or transmitted through a leaf. For this reason, it is not thought to play a large role in driving photosynthesis. One way to measure photosynthesis is not to measure the CO2 fixation, but measure O2 evolution. Using this technique, and flashing different wavelengths of FR light on leaves, it was determined that O2 evolution was still apparent at a 740 nm wavelength. 32 Furthermore, when analyzing the quantum yield (carbon fixation per photon), carbon fixation by a leaf exposed to wavelengths of FR light is attainable up to a wavelength of approximately 770 nm. 32 Therefore, FR light is able to drive photosynthesis, albeit at a low rate, at certain wavelengths. Above those wavelengths, it is unlikely that FR light contributes directly to the photosynthetic rate of a leaf.

While FR light has a relatively small effect on photosynthesis, it can have a major effect on plant morphology. As mentioned earlier, the deeper a leaf is within a canopy, the light spectrum is shifted to a higher component of FR light. In a forest or vining greenhouse canopy, a leaf deep within the canopy means it is mostly in the shade. The high FR light component will invoke a shade avoidance response. A high amount of FR light will cause stem and petiole elongation as well as leaf expansion, all of which are mediated through PHY responses in an effort to position the plant and leaf to capture more light. This response is an indirect effect of FR light to alter a plant's environment to optimize photosynthesis.

Similar to red light, FR light can affect plant growth at both the beginning and end life stages. In contrast with the effect of red light on germination, FR light inhibits germination through the suppression of gibberellin-related gene expression. 29 Far-red light also has an antagonistic effect on flowering compared to red light. Upon illumination with FR light, PHYA is activated which inhibits the aforementioned effect of PHYB on flower initiation. Therefore, FR light is able to initiate flowering by supressing the inhibitory effects exhibited by red light. While FR light may not play an important role in directly increasing photosynthesis via the light-dependent reactions, it can indirectly affect plant morphology to increase light capture leading to more growth.


6.8: What is the total irradiance of any object? - Géosciences

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Mac OS X 10.8.5 Quartz PDFContext

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A new, lower value of total solar irradiance: Evidence and climate significance

[1] The most accurate value of total solar irradiance during the 2008 solar minimum period is 1360.8 ± 0.5 W m −2 according to measurements from the Total Irradiance Monitor (TIM) on NASA's Solar Radiation and Climate Experiment (SORCE) and a series of new radiometric laboratory tests. This value is significantly lower than the canonical value of 1365.4 ± 1.3 W m −2 established in the 1990s, which energy balance calculations and climate models currently use. Scattered light is a primary cause of the higher irradiance values measured by the earlier generation of solar radiometers in which the precision aperture defining the measured solar beam is located behind a larger, view-limiting aperture. In the TIM, the opposite order of these apertures precludes this spurious signal by limiting the light entering the instrument. We assess the accuracy and stability of irradiance measurements made since 1978 and the implications of instrument uncertainties and instabilities for climate research in comparison with the new TIM data. TIM's lower solar irradiance value is not a change in the Sun's output, whose variations it detects with stability comparable or superior to prior measurements instead, its significance is in advancing the capability of monitoring solar irradiance variations on climate-relevant time scales and in improving estimates of Earth energy balance, which the Sun initiates.

Remarque : L'éditeur n'est pas responsable du contenu ou de la fonctionnalité des informations fournies par les auteurs. Toute question (autre que le contenu manquant) doit être adressée à l'auteur correspondant à l'article.


Remerciements

We gratefully acknowledge the support by the NOAA Climate Data Record Program and the NASA Solar Irradiance Science Team. Additionally, we acknowledge the detailed and ongoing efforts of many people in providing and maintaining the observational irradiance and solar activity data sets that we used in our analysis. Some of these people are coauthors on this paper. For the many others, we recognize the efforts of the following individuals and groups as we used their data and models in our analysis: Natasha Krivova and Kok Leng Yeo of the Max Planck Institute for Solar System Research for the SATIRE-S, EMPIRE, and SATIRE-3D models the SORCE and OMI science and data processing teams the PMOD, ACRIM, and RMIB TSI composite science teams the many individuals participating in the first European SOLID project Mark Weber of the University of Bremen the USAF SOON network and the helpful assistance with SOON data access by the people in the NCEI/Boulder office. Finally, we also acknowledge two anonymous reviewers, whose comments and suggestions greatly improved our manuscript. The data supporting the findings of this study are in repositories as indicated within the article. This work was supported by the NOAA Climate Data Record Program and NASA Solar Irradiance Science Team under Grant Numbers NNX15AK59G and 80NSSC18K1304. M. H. acknowledges funding by Daniel Karbacher.


Voir la vidéo: Dimensionnement des installations photovoltaïques Partie 5: Calcul du champ PV