PRO RH_NORM_IM, champ_helio, np, domega_i, freq, $ ; entree anorm ; sortie ; Position du probleme: ; . RH_MALC_IM_2D a produit une image de dimension npi (fig'e a 128) sur la ; grille des coordonnees interferometriques entieres normalisee de sorte ; que son flux en sfu soit la somme de ses npi*npi pts (ce qui resulte ; simplement de l'usage de FFT). ; . cette image est interpolee en np*np points correspondant a des coordon- ; nees heliographiques sur une grille carree de pas larg/np (en general ; larg=4Rs et np=128). ; Modifications : ; 01 jul 19 npi et np dans la liste d'arguments (au lieu de npew unique- ; ment). On tient compte dans anorm du fait que les images ; interferometriques et heliographiques n'ont pas le meme nom- ; bre de points. ; 02 avr 3 reperage des "impressions genantes" ; 04 jun 18 devient un fichier independant car RH_CALC_IMAGE_HELIO n'est ; plus le seul appelant, mais aussi RH_MALCROND_IM_2D ; 05 dec 2 la 1ere normalisation (si t_b = 1, on reste en sfu/pixels) est ; reportee en amont de RH_NORM_IM. Elle fait intervenir le ; rapport des totaux interfero et helio, et non le rapport ; domega_h / domega_i comme c'etait le cas de facon erronee ; avant le 2 dec 2005. t_b est retire de la liste d'entree. ; la 2eme normalisation (si t_b=2) est le seule qui reste dans ; RH_NORM_IN. Elle est aussi corrigee. ; RH_NORM_IM n'est appele par RH_CALC_IMAGE_HELIO que dans la cas ou on veut ; obtenir une image en temperature de brillance. ; Il fournit en sortie le coeff multiplicatif anorm a appliquer a l'image ; heliographique (exprimee en sfu / pixel heliographique) pour obtenir des ; kelvins. ; ; rappel : on obtient le flux d'une image exprimee en sfu / pixels en ; faisant simplement lsa somme de ses points, sans multiplier ; par l'angle solide correspondant a un pixel. ; Notations: ; champ_helio largeur du champ de l'image en coord heliographiques (Rs). ; npi dimension de l'image interferometrique. ; np -------------------- heliographique. ; domega_i angle solide de la maille interferometrique (npi pts sur les ; champs interferometriques EW et NS. ; domega_h angle solide de la maille heliographique carree (np pts sur ; "champ_helio". kB = 1.38E-23 ; cste de Boltzmann. Rs = 4.65E-3 ; 16' en radians. On neglige l'effet ; de la variation annuelle. domega_h = (Rs * champ_helio / np)^2 ; Cadavre de l'erreur trouvee le 2 dec 2005 (RH_NORM_IM etait alors appele ; pour t_b = 1 et 2) ; if (t_b eq 1) then begin ; unites de brillance. Flux en sfu. ; anorm = (domega_h / domega_i) ; endif ; if (t_b eq 2) then begin ; temp. de brillance en Kelvins. ; lambda = 300. / freq ; en metres. ; an1 = 1E-22 / domega_i ; an1 * (brillance interferometrique) ; ; est en W m-2 sterad-1 Hz-1. ; anorm = an1 * lambda^2 / (2*kB) ; anorm * (brillance interferometrique) ; ; est en Kelvins ; endif ; Fin du cadavre lambda = 300. / freq ; en metres. an1 = 1E-22 / domega_h anorm = an1 * lambda^2 / (2 * kB) ; anorm * (brillance interferometrique) est en kelvins. ; rem : le flux du cygne est 1e-22 a 164 pour les deux polarisations. ; Le RH acquiert une seule polar, pour le Cyge comme pour le ; soleil. Comme on fait en sorte que le niveau des harmoniques ; soit 1 et non 0.5, il faut donc pas omettre le facteur 2 devant ; kB. ; A REVOIR ? ; Controle icon = 0 if (icon eq 1) then begin d_i_8 = domega_i * 1E8 d_h_8 = domega_h * 1E8 a_i = sqrt(domega_i) * 180/!pi * 60 a_h = sqrt(domega_h) * 180/!pi * 60 print, 'RH_NORM_IM : ' ch_format = "(' domega_i =', f5.1, " + $ "' domega_h =', f5.1, " + $ "' (10-8 sterad)')" print, format=ch_format, d_i_8, d_h_8 ch_format = "(' sqrt(domega_i) =', f5.2, " + $ "' sqrt(domega_h) =', f5.2, ' (arcmin)')" print, format=ch_format, a_i, a_h ch_format = "(' anorm =', g9.3)" print, format=ch_format, anorm stop endif ; Fin de controle end ; fin de RH_NORM_IN. ; cbri = 1.43E-22 / domega ; 1.43=?? cadavre de Kerdraon. ; Reflexions : ; Soit B la brillance de l'image heliographique du soleil, au sens photome- ; trique du terme. Le flux dF d'un angle solide d_omega est : ; ; dF = B * d_omega (1) ; ; Supposons le soleil quadrill'e sur une grille a maille carree d'angle solide ; d_omega_h (la grille dite "heliograpique"). On appelle B_h la brillance de ; cette image "heliographique", normalisee de facon telle que le flux corres- ; pondant a une region soit simplement la somme des points sur la region : ; ; dF = sigma(B_h) ; (2) ; On a evidemment : ; ; B_h = B * d_omega_h (3) ; ; Supposons maintenant l'image solaire connue sur une grille quelconque a ; mailles en parallellogramme (la grille interferometrique), d'angle solide ; d_omega_i. ; On peut arbitairement disposer cette grille en carre, ce qui deforme le ; disque solaire, mais il est plus commode de garder le disque rond et de ; considerer une grille quelconque dessus. ; On appelle B_i la brillance de cette image ("interferometrique") normalisee ; de facon telle que le flux correspondant a une region soit simplement la ; somme des points concernes. On a : ; ; B_i = B * d_omega_i (3) ; ; On en deduit : B_i / d_omega_i = B_h / d_omega_h ; soit : ; B_h = B_i * (d_omega_h / d_omega_i) ; ; On voit que les dimensions des images "interferometriques" et "heliographi- ; ques" de dependent pas explicitement des dimensions npi et np des images, ; mais seulement a travers le rapport (d_omega_h / d_omega_i) . Il n'est ; donc pas necessaire de passer npi a RH_NORM_IM si on passe d_omega_i. Par ; contre il faut passer "champ_helio" et "np" pour calculer d_omega_h . ; ; Si on remarque que c'est B_i qui est directement fourni par le calcul fft ; on a tous les elements pour deduire B_h. ; Fin de RH_NORM_IM ;______________________________________________________________________________