Upload
quanda
View
47
Download
4
Embed Size (px)
DESCRIPTION
Dálkový průzkum Země. Co to je? Obdoba funkce očí. Elmg. záření Vyzařované obrazovkou Prochází atmosférou Je zachyceno okem Informace předána mozku Který je zaznamenává A tvoří z nich informaci. DPZ je, když. A,D zdroj záření B dopadající záření C měřená oblast D přijímač odraženého/ - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
1
Elmg. záření Vyzařované obrazovkou Prochází atmosférou Je zachyceno okem Informace předána mozku Který je zaznamenává A tvoří z nich informaci
2
A,D zdroj záření
B dopadající zářeníC měřená oblast
D přijímač odraženého/emitov.záření
E přenos záznamudo přijímací stanice
F předzpracování
G zpracování dat DPZ
3
Je to metoda i umění, která umožňuje získávat a zpracovávat data naměřená bezkontaktním způsobem většinou o zemském povrchu nebo atmosféře. Pro měření je využívána část elektromagnetického záření různých vybraných vlnových délek
Halounová podle Lillesanda a Kiefera
Dálkový průzkum Země je nejdražší způsob, jak vytvořit obrázekAndrew Bashfield, INTERGRAPH
4
Měření elektromagnetického záření = sběr dat
Zpracování dat - pro získání informace formou interpretace a analýzy
Data jsou většinou ve formě obrazových dat
V datech jsou 2 druhy informací – prostorová (fotogrammetrie) a tematická informace (DPZ)
5
Dialkový prieskum Zeme
Remote sensing
Télédétection
Fernerkundung
Distacionnoje zondirovanije zemli
6
Ms Evelyn Pruitt v polovině 50. let použila termín poprvé
Data již 19.století – fotografie
Informace o elektromagnetickém záření od 17. století
7
1666 – Isaac Newton pomocí optického hranolu rozložil bílé světlo na jednotlivé spektrální barvy
8
větší (vlnová délka)
menší
1800 – sir W. Herschel objevil infračervené záření
1847 – A.H.L. Fizeau aj.B.L. Foucault dokázali, že infračervené záření má podobné vlastnosti jako viditelné záření
1873 – J.C. Maxwell – teorie elektromagnetického záření
9
1839 – vynález fotografie – Nicephore Niepce, William Henry Fox Talbot, Louis Jacques Mande Daguerre
1858 – Tournacone (F) fotografie z balónu vesnice Bièvre u Paříže
1860 – J.W.Black – fotografie Bostonu z balónu
1903 – J. Neubronne – patent fotografování s pomocí holuba
10
Patentováno v Německu
11
kamera
Převzato z tutoriálu NASA
12
Převzato z tutoriálu NASA
13
Převzato z tutoriálu NASA
1909 – W. Wright – Centocelli v Itálii
1906 – 1908 – první fotografie z balónu v Čechách – J. Plischke – oblast u dnešního Výstaviště v Praze
1. světová válka - rozvoj letecké fotografie
14
Období před 2. světovou válkou - část území České republiky na leteckých měřických snímcích
Po 2. světové válce – letecké i družicové fotografie – až dosud
15
Období po konci 2. světové války:
první kroky raketové techniky vynález radaru využívání infračerveného záření – pro zdravotní stav vegetace
(R.Colwell – Manual of Remote Sensing ) – Camouflage detection film
16
1946 – 1950 – pokusy s raketami V-2 v Novém Mexiku
1958 – první snímek zemského povrchu pořízený z družice – Explorer 1
Délka: 2.03mTloušťka 15cmŽivotnost 3měsíce
Převzato z tutoriálu NASA
17
1957 -skutečný začátek DPZ – sovětská družice Sputnik
SSSR vypustila družici se psem Lajkou
12. dubna 1961 – 1. člověk ve vesmíru Jurij Gagarin
Začátek soupeření SSSR a USA
18
1960 – vypuštění družice TIROS – 1 = počátek družicového DPZ
60. léta - množství dat pořízeno z družic – Apollo, Gemini, Mercury• Z původně komunikačních družic se formují družice geostacionární
19
1972 – ERTS (pak pojmenována Landsat) = skutečný začátek DPZ pro civilní sféru– komerční družice
1986 – SPOT – evropská družice
80. léta – ERS – European Radar Satelite – radar se syntetickou aperturou (SAR)
90. léta – vznik digitální fotogrammetrie
20
80.léta – NASA podporuje výzkum hyperspektrálních dat v JPL (Jet Propulsion Laboratory v Pasadeně)
První družicová hyperspektrální data – evropská družice ENVISAT vypuštěná v roce 2002
Data DPZ = vstupní data GIS
21
Vysvětlují, • proč je tato metoda možná, • její omezení, • jednotlivé vlivy jevů, které je nutné znát a pochopit,
aby uživatel využíval DPZ co nejlépe
22
Foton je forma kvanta, což je základní částice studovaná kvantovou mechanikou (to je fyzika zabývající se malými částicemi na úrovni atomů)
• Někdy je označován jako nejmenší částice světla
Foton obsahuje záření
emitované, nebo absorbované, nebo odražené
a pohybuje se formou vln, má tedy tzv. duální charakter
23
Vlna má tvar popisovaný sinusovou funkcí
24
Elektromagnetické záření = nositel informace v DPZ
25
vlnová délka = c.T, je vzdálenost mezi 2 vrcholy sinusoid
• kde c je rychlost světla (cca 3.105 km/s)
• T je doba jedné periody
• f je frekvence, což je celkový počet vrcholů procházejících 1 bodem za 1 vteřinu
f = 1/T = c/f
26
Foton ve formě elmg vlny má 2 složky:• elektrickou s vektorem intenzity E el. pole• magnetickou s vektorem intenzity H magn.pole
27
Energie jednoho fotonu vyjadřuje Planckova rovnice
E = h.f ,
kde h je Planckova konstanta 6.6260 x 10-34 J/s (Joul/sec)
28
Vlnová délka je nepřímo úměrná frekvenci – čím je větší vlnová délka, tím je menší frekvence – číselně je f = 1/T
E = hc/ • h je Planckova konstanta• c rychlost světla vlnová délka
29
Německý fyzik Max Karl Ernest Ludwig Planck se narodil 23. dubna 1858 v Kielu.
zemřel 3. října 1947 v německém Göttingenu
30
c = 1/., • kde je permitivita (F/m)• kde je permeabilita (H/m)
= r. 0 = r. 0
c = c 0 /( r. r) Redukční faktor n =( r. r), což je absolutní index lomu Relativní index lomu: n12=n2/ n1
31
permeabilita (H/m)=(henry/metr)
Permeabilita je fyzikální univerzální konstanta, v izotropním prostředí je to poměr velikosti magnetické indukce a intenzity magnetického pole.
Permeabilita vakua = 4.10-7 H.m-1 (henry na metr).
32
permitivita (F/m)= (farad/metr)
Permitivita je fyzikální veličina popisující buď:
izolační vlastnosti dielektrika (v případě statického pole), nebo vztah mezi vektory elektrického pole a elektrické indukce (v případě
střídavého pole nebo elektromagnetického vlnění).
33
Michael Faraday (22. září 1791, Newington, Anglie – 25. srpna 1867) byl významný anglický chemik a fyzik.
V roce 1831 objevil elektromagnetickou indukci, magnetické a elektrické siločáry. Jeho objev byl významný v tom, že doposud se elektrická energie vyráběla pouze chemickou metodou z baterií. Faraday tak dal teoretický základ pro všechny elektromotory a dynama. Další jeho objevy souvisí s chemií - obohatil odborné názvosloví o důležité pojmy, jako jsou anoda, katoda, elektroda a ion.
34
E – vektor intenzity elektrického pole určuje polarizaci vlny směrem k zemskému povrchu
H – vektor intenzity magnetického poleElmgn vlna nese energii, jejíž velikost je dána intenzitou záření
M = E . HE . = H
35
Elektromagnetické spektrum Rozdělení fotonů s různou energií pro různé frekvence ukazuje elmgn.
spektrum
36
37
1. Violet: 0.4 - 0.446 mm
2. Blue: 0.446 - 0.500 mm
3. Green: 0.500 - 0.578 mm
4. Yellow: 0.578 - 0.592mm
5. Orange: 0.592 - 0.620 mm
6. Red: 0.620 - 0.7 mm
38
Ultrafialové záření 300 Å cca do 3800 Å Viditelné záření 380 nm – 720 nm Infračervené záření blízké 0.72 m – 1.3 m Infračervené záření střední 1.3 m – 4 m Infračervené záření tepelné 8 m – 14 m Infračervené záření daleké 4 m –25 m Mikrovlnné záření 0.1 cm – 100 cm
39
Pásmo Frekvence (GHz) Vlnový rozsah (cm) Ka 40 - 26,5 0,8 - 1,1 K 26,5 - 18 1,1 - 1,7 Ku 18 - 12,5 1,7 - 2,4 X 12,5 - 8 2,4 - 3,8 C 8 - 4 3,8 - 7,5 S 4 - 2 7,5 - 15,0 L 2 - 1 15,0 - 30,0 P 1 - 0,3 30,0 - 100,0
konec G 4.10.09
40
41
Rotační pohyb atomů v molekulách (IR a MW)
Kmitavý pohyb atomů kolem jejich vazeb – frekvence závisí na druhu atomů i vazby a tyto frekvence jsou pro každou molekulu charakteristické (blízké a střední IR)
Skupina několika blízkých si frekvencí tvoří pás, spektrum molekulárního záření = pásové spektrum
42
Přechody elektronů mezi drahami v atomech • –dráhy jsou charakteristické pro každý atom, proto je vysílané záření pro daný
atom typické – vznik čárového spektra
• -tímto způsobem vzniká záření ultrafialové (UV), viditelné (V), infračervené (IR)
V přírodě většinou spojité spektrum – více procesů vedoucích ke vzniku záření
43
Disociace atomů
= změna rychlosti elektronů a iontů při pohybu v libovolném silovém poli – více frekvencí – spojité spektrum
– zdroj pro záření o kratších vlnových délkách než UV
44
Q - zářivá energie (J)
- zářivý tok (W)
M - intenzita vyzařování (W/m2)
E - intenzita ozařování (W/m2)
I - zářivost (W/sr)
L - zář (W /(m2.sr))
45
energie záření
tok záření
Intenzita vyzařování, intenzita ozařování
46
dQQ .2
1
dtdQ /
,/.,/ dAdMrespdAdE
zářivost
zářivost je zářivý tok vyzařovaný z bodu na ploše dA do prostorového úhlu d
47
2/ RdA
d
d
dI
2R
dAd
Zář – vyjadřuje závislost na prostorovém úhlu a na směru
dA0 = dA.cos je efektivní plocha zářiče =
= kolmý průmět zářivé plochy do směru pozorování
48
ddA
d
dA
dIL
.cos.cos.
2
Z předchozích rovnic vyplývá:
dI = L.dA.cos dE = L.cos .d
49
Stefan-Boltzmanův zákon – vztah mezi celkovou intenzitou záření produkovanou černým tělesem (veškerá kinetická energie se změní na zářivou) a jeho teplotou
Mč = .T4
kde je přír. konstanta 5.6693.10-8 W.m-2..K-4
Každé těleso s teplotou vyšší než T=0 je zdrojem elmgn. záření
50
Ludwig Boltzmann, 1844 – 1906, rakouský fyzik
http://cs.wikipedia.org/wiki/Ludwig_Boltzmann
Josef Stefan, 1835 - 1893, rakouský fyzik
51
Planckova rovnice – průběh závislosti intenzity vyzařování na vlnové délce jako spektrální intenzita záření
c1 = 3.7143.108 W.m4.m-2
c2 = 1.4388.104 m.K
52
1
1.
/51
2
Tcč e
cM
Křivky spektrální intenzity vyzařování černého tělesa jako funkce teploty
53
Max. hodnota spektrální intenzity vyzařování pro vlnovou délku vyjádřenou Wienovým posunovacím zákonem
max= b/T,
kde b je 2898 m.K,T je teplota v K
Vlnová délka pro max. intenzitu vyzařování se posunuje do kratších vlnových délek pro rostoucí teplotu tělesa – viz červená čára na předchozím obrázku
54
Černé těleso – veškerá kinetická energie se změní zářivou Skutečné látky se liší jejich míra efektivity je dána výrazem pro
spektrální emisivitu Mλ která je funkcí vlnové délky a teploty
55
čM
M
látky, pro které platí
T () = a = konst. jsou šedivý zářič
Je-li a = 1 je to černé těleso
Je-li a = 0, těleso není zdrojem záření = dokonalý odražeč
Není-li a=konst., je to barevný zářič
Většina látek šedivý zářič v rozsahu 8 – 16 m
56
Jasová teplota = teplota černého tělesa, které dosáhne stejné spektrální intenzity vyzařování měřeného materiálu
Jasová teplota je vždy nižší než skutečná teplota
57
Izotropní záření je takové záření, že pro něj platí, že zář L je ve všech směrech stejná
Pro ostatní veličiny u tohoto záření platí: což je Lambertův zákon
58
d
LddLdLE
2
0
2/
0
...cos.sin..cos.
cos000
nnn I
I
E
E
Plochy vyzařující v souladu s Lambertovým zákonem (=kosinovým zákonem) – lambertovské neboli dokonale difúzní plochy – sádra, filtrační papír
Těmito plochami jsou i zdroje označované jako bodové, tj. zdroje, jejichž vzdálenost je alespoň 20 x větší než jejich příčný rozměr
59
I úhel dopadu k zenitu
0 úhel k azimutu
RD difuzní (rozptýlené)záření
RR odražené záření
Rovina rozptylu = scattering planeDopadající záření (=zdroj) = source
60
Plošné zdroje – radiometrické veličiny je nutno určit integrací přes prostorový úhel, z něhož do zkoumaného místa záření dopadá
61
Pro měření viditelného záření se kromě radiometrických veličin používají i fotometrické veličiny
1. Qv světelná energie (lm.s) - lm=lumen
2. v- světelný tok (lm)
3. Mv - světelné vyzařování (lm/m2)
4. Ev - osvětlení (lux=lm/m2)
5. Iv - svítivost (cd=lm/sr) - cd = candela
6. Lv - jas (nit = cd/m2)7.
Převodní vztah mezi radiometrickými a fotometrickými veličinami viz dále
62
Svítivost = základní veličinou fotometrických veličin
Vztah mezi zářivým tokem a světelným tokem vyjadřuje světelná efektivita
63
d
dK v
Velikost světelné efektivity je různá pro různé vlnové délky, je to tedy spektrální veličina
maximální světelná efektivita pro =0.555m
Vztahy mezi radiometrickými a fotometrickými veličinami pro =0.555m
1 Watt = 680 lm (lumenů)1 lm = 1.47 . 10-3 W
Mezi fotometrickými veličinami platí obdobné vztahy jako mezi radiometrickými veličinami, tedy Ev= .Lv
64
Pasivní DPZ - přírodní zdroj elektromagnetického záření - Slunce, Země
65
Aktivní DPZ - umělý zdroj elektromagnetického záření –
radar – mikrovlnné záření
laser – viditelné a NIR
66
67
sluneční ozařování nad atmosférou
přímé sluneční ozařování na hladině moře
68
Tepelné záření Slunce je podobné záření černého tělesa s teplotou povrchu kolem 6000 K
odlišnost v UV části a částečně i ve viditelné části - způsobeno absorpcí spodní části atmosféry
pro UV část – podobné černému tělesu s teplotou 4500 Kpro IR část – podobné černému tělesu s teplotou 5000 K
69
Intenzita slunečního záření zemské atmosféry 1367 W.m-2 = sluneční konstanta – kolísání v rozsahu 3% podle kolísání vzdálenosti Země od Slunce v průběhu roku
Celkový zářivý tok Slunce 3.84 . 1026 W na Zemi dopadne půl miliardtiny
Max. spektr. intenzita je na max = 0.555 m, kde je 2kW .m-2 . m-1
70
Tepelné záření Země – podobné záření černého tělesa o teplotě 300 K
Max. spektr. intenzita je na této teplotě = 32 W .m-2 . m-1 při max = 10 m
71
Srovnání tepelného ozařování Slunce a tepelného vyzařování Země:
• Stejné hodnoty ve středním pásmu infračerveného záření na = 3 m
• na kratších vlnových délkách převládá sluneční ozařování
• na delších převládá tepelné vyzařování Země
72
Srovnání tepelného ozařování Slunce a tepelného vyzařování Země:
• Stejné hodnoty ve středním pásmu infračerveného záření na = 3 m
• na kratších vlnových délkách převládá sluneční ozařování
• na delších převládá tepelné vyzařování Země
73
aktivní zdroje v DPZ – koherentní záření
Radarv rozsahu cm vln (1cm – 1m ) = radar (Radio Detecting And Ranging )
=Primární radar je klasický aktivní radar, kdy vysílač (pozemní nebo palubní) vysílá mikrovlnnou energii ve formě impulzů nebo stálé vlny a v čase mimo vysílání přijímá odrazy od objektů (letadel, vzducholodí, mraků, země …) jež se nacházejí ve směru kam je energie vyslána. V případě, že nejsou vysílány impulsy ale stálá vlna (CW), bývají anténní systémy pro vysílání a příjem zpravidla oddělené. Použití stálé vlny umožňuje precizní měření radiální rychlosti (rychlost objektu vůči vysílači) na základě Dopplerova jevu (změna vlnové délky v závislosti na rychlosti objektu a rychlosti šíření elmag. vln v prostoru). Stejný efekt je využíván i u impulsních radarů pro rozlišení pohybujících se cílů (např. nízko letícího letounu mezi odrazy od země atd.)
laser v rozsahu V a IR záření
74
Intenzita radarového záření:
E= W.G/(4r2),
Kde W – je výkon vysílače
G – je zisk (zesílení) antény
Pulzní režim radaru (většina radarů pracuje v pulzním režimu)
Wp = W/(.fp),
Kde je doba trvání pulzu,
fp pulzní frelvence
75
Záření radaru je polarizované a směrované do úzkého svazku
Šířku svazku určuje směr 0, ve kterém je hodnota ozáření rovna polovině oproti ozáření ve směru anténní osy
Pro rovinnou anténu platí :
0 = /D,
kde D je délka nebo průměr antény
je vlnová délka záření
76
Parametry záření se nemění, jestliže prostředí, kterým se šíří je dokonale homogenní
Každá nehomogenita je zdrojem změn elektromagnetických a geometrických charakteristik záření
Výsledek těchto změn závisí:• na fyzikálních vlastnostech této nehomogenity – pokud by to neplatilo,
změna by nebyla stejná a dálkový průzkum by nebylo možné používat
• H konec 12.3. 2009
77
Reálné prostředí: nehomogenita = každý hmotný objekt (atomem počínaje)
Elmgn. vlna dopadne a na hranici dvou prostředí indukuje oscilační pohyb elektrických nábojů na povrchu tělesa, který produkuje sekundární elmgn. vlnu – ta se od původní může lišit:
• intenzitou či energií• vlnovou délkou• polarizací• směrem šíření
78
Propustnost(transmission)
Odraz (reflection)
Absorpce (absorption)
Rozptyl(scattering)
79
Propustnost – záření prošlé – vlna projde tělesem(transmission)
= M /E,
Kde M je intenzita prošlého (propuštěného záření)
80
Absorpce (absorption) – záření pohlcené – vlna je v tělese absorbována a zvýší se jeho energie
= M/E
Kde M je intenzita pohlceného záření
81
Odraz (reflection) – záření odražené - vlna je na tělese odražena do stejného prostředí, kterým procházela při dopadu = M /E
Kde M je intenzita odraženého záření
82
Podle zákona zachování energie platí že intenzita ozáření = rovna součtu intenzit
prošlého, absorbovaného a odraženého zářeníM + M + M = E,
po dělení E platí rovnice:
+ + = 1
Konec 11.3. 2009 H
83
Protože veškeré pohlcené záření musí být opět vyzářeno, platí Kirchhoffův zákon
=
Po dosazení musí platitτ+ + = 1,
tedy pro =0 (žádné záření není propuštěno)
= 1 -
84
Nositelem informace o zkoumaném objektu je elmgn. záření – proto je nutné znát intenzitu odraženého nebo emitovaného záření
• Emitované záření je popsáno Planckovým zákonem• Odražené záření – je nutné určit změnu mezi dopadajícím a
odraženým zářením (tato změna závisí na vlastnostech povrchu a je vyjádřena odrazivostí) analytické určení odrazivosti vyžaduje znalost teoretického průběhu interakce,
který umožňuje stanovit intenzitu odraženého záření v závislosti na intenzitě dopadajícího záření
85
Výpočet umožňují Fresnelovy rovnice, které platí pro
1) ideálně rovný povrch rozhraní mezi 1. a 2. prostředím2) dokonale homogenní prostředí 1. a 2.
Rozdílnost obou prostředí vyjadřuje index lomu n12
86
Augustin Jean Fresnel
*10.5.1788 - †14.7.1827,
francouzský fyzik, člen Francouzské AV a Královské společnosti v Londýně. Studoval polarizaci, interferenci, dvojlom a aberaci světla. Zdůvodnil vlnovou teorii světla, zjistil, že světelné vlny jsou příčným vlněním.
87
88
Elmgn. vlna dopadá na rozhraní obou prostředí – pod úhlem 1
•Část pronikne do prostředí 2,
•část se odrazí do prostředí 1
Směr postupu záření v prostředí 2 je dán Snellovým zákonem
n1. sin = n2.sin
kde n =( r. r) je absolutní index lomu
n12 relativní index lomu: n12=n2/ n1
a je úhel lomu
89
Pro směr postupu v 1. prostředí platí, že úhel dopadu je roven úhlu odrazu,
tedy, že 1 = 2
90
Energetické změny mezi dopadajícím a odraženým zářením ve Fresnelových rovnicích jsou vyjádřeny poměrem velikosti intenzity elektrického pole E´vlny odražené a intenzity elektrického pole vlny dopadající E
Tento poměr se nazývá Fresnelův koeficient odrazu R – a uvádí se pro horizontální a vertikální složku obou vln
91
Vztah Fresnelova koeficientu odrazu R a odrazivosti :
92
21
212
.
..
R
.. EH
.. 22 HEM
E
M
Fresnelovy rovnice pro případ, kdy 2. prostředí je dielektrikum (elektrická vodivost = 0)
Koeficient odrazu pro horizontální složku Koeficient odrazu pro vertikální složku
93
h
h
hE
ER
´
v
v
v E
ER
´
Oba koeficienty mají význam pro úhly
(0, /2)
Pro krajní hodnoty jsou koeficienty stejné:
Rh= Rv = (1-n12)/(1+ n12) pro = 0
= 1 pro = /2, tj. při dopadu // s povrchem nedochází k odrazu
94
Brewsterův úhel (polarizační) – je-li úhel dopadu = Brewsterově úhlu je záření horizontálně polarizované, protož neobsahuje vertikální složku
95
Pokud lze obě prostředí z hlediska magnetického pole aproximovat jako vakuum, bude relativní index lomu
Pokud je jedno prostředí vzduch, je 1= 0 a odražené záření závisí na relativní permitivitě prostředí
96
1
212
n
212 rn
Relativní permitivita je materiálová konstanta, která je různá pro různé vlnové délky:
Pro vodu • u MW záření je 81 a • u viditelného je 1.77,
proto je voda • u mikrovlnného záření dobrý odražeč, • u viditelného většinu elmgn. záření absorbuje
97
Nerovnosti nahrazeny malými tangenciálními ploškami opisujícími povrch, jejichž vzdálenost od nahrazované plochy mnohem menší než
Odraz na dílčích ploškách = zrcadlový odraz, výsledné odražené záření = součet příspěvků od všech ploch
Intenzita ve směru ´ závisí na statistickém rozdělení směrů normál k jednotlivým ploškám
Směr normál = def. sklonem a azimutem
98
Čím menší bude výška nerovností h, tím větší bude záření ve směru zrcadlového odrazu Ms, a to na úkor intenzity záření do ostatních směrů = difúzního záření Md
Bude-li zář odraženého záření ve všech směrech stejná - rozhraní = lambertovský povrch
Celková intenzita odraženého zářeníM = Ms + Md
99
Je-li vlnová délka „dostatečně velká“ pro daný typ povrchu, je možné interakci popsat zrcadlovým odrazem, který je popsán Fresnelovými rovnicemi
„dostatečně velká“ je podle Rayleighovy rovnice
8h.cos,
kde h je max. výškový rozdíl nerovností na ploše rozhraní a
je úhel dopadu elmgn. Záření
Pro MW délky platí Fraunhoferovo kriterium:
(8h.cos)/4
100
Lord Rayleigh – John William Strutt, třetí baron Rayleigh
12. listopadu 1842 – 30. června 1919
byl anglický fyzik. Narodil se v Langford Grove, Maldon, Essex
Zjistil anomálii hustoty dusíku izolovaného z atmosféry, kterou publikoval na svých přednáškách.
Tato anomálie zaujala Williama Ramsaye a spolu s Rayleighem objevil argon (Nobelova cena za fyziku 1904) a další vzácné plyny. Zabýval se také akustikou, optickým a elektromagnetickým rozptylem světla, je objevitelem jednoho z vyzařovacích zákonů.
101
Joseph von Fraunhofer*6.3.1787 - †7.6.1826,
německý fyzik. Ve svých výzkumech se zabýval fyzickou optikou.
Nalezl a vysvětlil původ tmavých čar ve spektru Slunce (1814).
Dokázal, že světlo se nešíří pouze přímočaře, ale může nastat i jeho
ohyb.
102
V případě příměsí (nehomogenní prostředí) – existuje nové rozhraní, kde dochází k odrazu a lomu
• Tento vliv, tedy vliv podpovrchové reakce, lze zanedbat u většiny vlnových délek
• Tento vliv nelze zanedbat u MW a radiového záření
103
Intenzita prostupujícího záření klesá exponenciálně se vzdáleností
kdeE intenzita elektrického pole procházející vlny,
z je vzdálenost od povrchu
útlumový koeficient prostředí = materiálová konstanta; jeho velikost nepřímo úměrná vln. délce
Θτ úhel lomu
104
cos).0()(
z
eEzE
Tloušťka povrchové vrstvy je z = d , def.
Je to tloušťka, ze které se příspěvek od povrchových vrstev považuje za významný
Velikost útlumového koeficientu γ je nepřímo úměrná vlnové délce – čím je větší , tím je silnější povrchová vrstva
105
cosd
Výpočet o povrchů, které nejsou zrcadlové - je nutno znát:
vlnovou délku záření úhel dopadu nezávislé na prostředí polarizace záření strukturu povrchu vlastnosti prostředí elektrické vlastnosti povrchu
106
Vlastnosti prostředí lze určovat v reálném prostředí obtížně
Proto se odrazivost zjišťuje experimentálně
Měření celkové odrazivosti znamená změřit intenzitu:
• veškerého dopadajícího záření
• veškerého odraženého záření z téže plochy
107
V DPZ se měří intenzita pouze části odraženého záření, která dopadá do přístroje z prostoru a do směru vymezeného zorným polem přístroje – je měřena zář povrchu
Stejně lze zjistit i zář dopadajícího záření
Pak lze odvodit odrazivost = M /E
108
ddd ..sin
109
Elementární velikost prostorového úhlu
Prostorový úhel objektu pozorovaného z určitého bodu, je přímo roven podílu plochy a druhé mocniny poloměru koule, kterou zabírá obraz tohoto objektu v bodové projekci (se středem v daném bodě) na tuto kouli, která má střed v daném bodě.Plný prostorový úhel má hodnotu 4π, přímý úhel pak poloviční.Země je viditelná ze Slunce v prostorovém úhlu
6.10-5 ster.
- zenitní úhel dopadajícího záření - azimut směru dopadajícího záření - prostorový úhel dopadajícího
záření ´ - zenitní úhel odraženého záření ´ - azimut směru odraženého záření
A – měřená plocha d = sin.d.d - elementární velikost
prostorového úhlu
Konec G 25. 3. 2009
110
Rozdělovací funkce odrazivosti = nejdůkladnější popis odrazivých vlastností
/´ - zenitní úhel dopadajícího/odraženého záření / ´ - azimut směru dopadajícího/odraženého záření E intenzita ozáření plochy A L´je zář plochy A
111
),(
´)´,´(´)´,,,(
dE
dLf
dE(,)=L.cos .d = L.cos . sin d.d (viz str. 109)
pak rozdělovací funkce odrazivosti
Měření záře přímo na povrchu složité a ne vždy proveditelné
112
ddL
dLf
..sin.cos),(
)´,´(´)´,,,(
Dvousměrová odrazivost – nejblíže k odrazivosti – má diferenciální obdobu
Jsou porovnávány velikosti intenzit odraženého a okamžitého dopadajícího záření
dL
ddLd
.cos).,(
´´.cos´).´,´(´)´,,,(
113
Porovnání odrazivosti s rozdělovací funkcí
d (,,´,´)= f (,,´,´).cos ´d´
Pokud se intenzita záření uvnitř prostorového úhlu nemění je
(,,´,´)= f (,,´,´).cos ´.´
Nevýhoda dvousm. odrazivosti je závislost na ´, tedy na přístrojové technice
114
ddL
dLf
..sin.cos),(
)´,´(´)´,,,(
dL
ddLd
.cos).,(
´´.cos´).´,´(´)´,,,(
Praktické zjišťování odrazivých vlastností= nejčastěji stanovení koeficientu záře
Koeficient záře R je definován poměrem záře zkoumaného objektu L´ k záři srovnávacího standardu L´s
1. při stejné intenzitě
2. při stejných geometrických podmínkách
115
´)´,(´
´)´,´(),,,( ´´
SL
LR
Srovnávací standard – platí pro něj:
1. Ms = .Ls
2. látka je dokonalý odražeč
3. Ms = E.
Rozdělovací funkce odrazivosti standardu
fs = 1/ - síran barnatý, oxid magneziový
116
Souvislost mezi koeficientem záře R a rozdělovací funkcí odrazivosti f:
Protože platí z předchozí strany fs = 1/
117
ff
f
Ef
EfR
ss
..
.
Vztah mezi koeficientem záře a dvousměrnou odrazivostí, kde
koeficient záře je R = .f (viz str. 117)dvousměrná odrazivost (viz str. 114)
d (,,´,´)= f (,,´,´).cos ´d,
je pomocí rozdělovací funkce odrazivosti
d(,,´,´) = 1/ R (,,´,´) cos ´.d´
118
Směrová odrazivost – je integrální veličinou dvousměrové odrazivosti přes všechny příspěvky odraženého záření
d(,,´,´) = 1/ R (,,´,´) cos ´.d´
119
2
0
2
0
2
0
2
0
´´.´.sin´.cos.1
´´.. ddRddd
neboli
veličina (,,2) je směrová odrazivost
poloprostorová odrazivost = součet směrových odrazivostí od každého směru dopadajícího záření
poloprostorová odrazivost = odrazivost def.
120
2
0
2
0
2
0
2
0
´´.´.sin´.cos.1
´´.. ddRddd
)2,,()2,,( R
E
M
albedo = odrazivost přírodních objektů
Albedo se může měřit v různé výšce nad zemským povrchem – ve výšce h je dáno poměrem :
toku záření odcházejícího z atmosféry směrem vzhůru k toku záření do atmosféry přicházející na této výšce k Zemi
Albedo tedy obsahuje i záření rozptýlené atmosférou
121
atmosféra
Všechny veličiny popisující odrazivost jsou spektrální = závislé na vlnové délce elmgn. záření
Odrazivost (=albedo) je prostorově integrální veličina, neukazuje závislost intenzity odraženého záření na geometrii měření
V praxi při měření je různá poloha zdroje a směr pozorování (měření) různé• je nutno znát prostorovou závislost odrazivosti• nebo je možné využít reciproční vlastnosti koeficientu záře
122
),,´,´,´,(´)´,´,,,,( RR
diagram odrazivosti – vyjadřuje směrovou závislost spektrálního koeficientu záře,
v něm je pro danou polohu zdroje a pro daný azimut odrazové roviny vynášena v polárních souřadnicích závislost spektrálního koeficientu záře
R = R ()
123
124
Difúzní povrchy - stejnoměrný odraz do všech směrů – písek, čerstvý sníh pro viditelné (V) záření
Zrcadlové povrchy – maximum koeficientu záře ve směru ´= - klidná vodní hladina, led pro V záření
Kombinované povrchy – maximum koeficientu záře ve směru dopadajícího i odraženého záření (ve směru zrcadlového odrazu) – zemědělské plodiny – obilí, rýže
Rýhované povrchy – odrazivost maximální ve směru dopadajícího záření – různé vegetační kryty
125
Vliv na velikost naměřených hodnot koeficientu záře nebo intenzity odraženého záření má:
terénní nerovnost
azimutální úhel směru měření – hraje významnou roli u zrcadlových a rýhovaných povrchů:
V intervalu 0´/2 se může měnit koeficient záře 2 – 3 x u přírodních povrchů, v případě velkých terénních nerovností to může být až 5 – 6x
U zrcadlového odrazu vody je nárůst až 10x – odrazivost vody je nízká , ale při zrcadlovém odrazu je vysoká
126
Atmosféra – prostředí, kterým prochází dopadající i odražené záření
Atmosféra je látkové prostředí - záření je :odráženo/rozptylovánopohlcovánoemitováno
Spektrální intenzita záření objektů měřená na nosiči je jiná než měřená na Zemi v blízkosti těchto objektů
Konec H 26. 3. 09
127
Velikost vlivu atmosféry na procházející elmgn. záření závisí: na délce průchodu atmosférou na množství nehomogenit v atmosféře
Tento vliv je nutno brát v úvahu pro sledování zemského povrchu
Předmětem sledování ale může být sama atmosféra, pak je nutno opravit data o vliv odrazivosti Země
128
Vyhodnocení rozdílu mezi naměřenou radiometrickou hodnotou na zemi a na nosiči - popisuje rovnice přenosu
Rovnice přenosu popisuje šíření zářivé energie ve směru zenitního úhlu
129
Hustota atmosféry klesá exponenciálně s výškou – 50% ve vrstvě do 5 km 75% do výšky 10 – 11 km (v troposféře )
Vliv atmosféry – u leteckých i družicových nosičů
130
Částice atmosféry:
1. suchý vzduch bez znečišťujících příměsí
2. voda ve všech skupenstvích
3. znečišťující příměsi
131
1. Čistý suchý vzduch:
směs molekul plynů – 99 % - kyslík 21 % a
dusík 78 %argon, CO2 – jeho množství v atm. se liší ve dne a v noci (více), nad souší (víc) a mořemneon, hélium, metanozón – jeho množství se mění s výškou – (max. ve 22 km)
132
2. Voda – časově i prostorově proměnlivá složka atmosféry –
koncentrace 0 – 2%je ve spodních 10 km výšky
vodní kapky nebo krystalky o velikosti 0.001 – 0.01 mm – tvoří oblaky – v nich se některé zvětšují na velikost 0.1 mm = srážkové částice
133
3. Znečišťující příměsi
= aerosoly – přírodního i umělého původurozhodující vliv – velikost částic
koncentracemorfologie aerosolu
Velikost částic a koncentrace spolu souvisejí
134
Velikosti aerosolů
– 10-3 m – 104 m
nejvíce částic o velikosti 10-1 m malé částice – prachvětší částice – tvoří mraky a oblaka
šedavé zbarvení oblohy = kouřmo zdroj kapky= zákal zdroj pevné částice
135
Koncentrace vodních aerosolů:
velikost částic m koncentrace v m-3
molekuly vzduchu 10-4 1025
částice kouřma 10-3 - 10-2 106 - 109
kapky mlhy 10-2 – 1 106 - 108 kapky v oblaku 1 – 10 106 – 3 .108
kapky deště 10-2 - 104 10 - 104
136
největší koncentrace aerosolů pár km nad zemským povrchem, s výškou rychle klesá
60% ve vrstvě do 1 km
80% do 5 km
výskyt částic – několik dní v atmosféře
výskyt je určován počasím – deštěm a větrem - ty je z atmosféry vymývají nebo rozptylují
137
Interakce = rozptyl a absorpce:
1. Rozptyl (scattering) na malé částice a molekuly plynů dopadá záření, interakce s ním a emitované záření v jiném směru, velikost rozptylu závisí na , počtu částic v atmosféře a délce cesty při průchodu atmosférou – ráno a večer delší než v poledne – viz následující obr.
2. Absorpce (absorption)
138
139
Elektrické pole dopadající vlny vyvolá elektrickou polarizaci molekuly/částice,• tím vytváří dipólový moment, který se při oscilaci podél určitého
směru chová jako miniaturní anténa
Částice se stávají oscilátory, které jsou zdrojem elmgn. vlny = sekundární elmgn. vlny
140
Rozptyl
3 možnosti podle rozměrového parametru a = 2r/,
r poloměr částice vlnová délka dopadajícího záření
141
1.1. R1.1. Rozptyl na molekulách a malých aerosolech
= rozptyl rayleighový (Rayleighův)
1 částice = 1 oscilátor = a<= 0.2 – kapka vody (1000 m) pro MW záření
Největší vliv – malé částice – rozptyl krátkých vlnových délek – obloha modrá
Při východu a západu Slunce prochází záření delší vzdáleností skrz atmosféru a rozptyl krátkých vlnových délek je ucelenější a obsahuje i záření delších vlnových délek – červánky, rudý západ Slunce
142
1.2. Rozptyl na částečkách o velikosti vlny
mieový = Mieův (Mie) ve spodních vrstvách atmosféry
= výsledná vlna je interferencí mezi parciálními vlnami oscilátorů pro
a>0.2 – kapka vody (1000 m) pro IR záření
143
29. 9. 1869 Rostock, ┼ 13. 2. 1957 Freiburg im Breisgau
německý fyzik
Od 1886 studoval matematiku a fyziku na univerzitě v Rostocku. Pak na universitě v Heidelbergu a získal doktorát z matematiky ve věku 22 let.v 1897 se habilitoval na universitě v Göttingenu v teoretické fyzice v 1917 profesorem experimentální fyziky na univerzitě v Halle.V 1924 profesorem na univerzitě ve Freiburgu.
Zabýval se výpočtem rozptylu elektromagnetických vln Zavedl svůj Mieův systém jednotek v roce 1910 se základními jednotkami:volt, ampér, coulomb, sekunda (VACS – systém)
144
1.3. Neselektivní rozptyl
na částečkách podstatně větších, než je - rovnoměrně rozptýleno modré, zelené a červené záření vytvářející bílou – mraky, mlha
záření R, G a B jsou rozptylována přibližně ve stejném množství (B+G+R=white)
145
1.4 T1.4 Těleso je mnohem větší
než dopadajícího záření
- pak problém řeší geometrická optika
146
Průřez úhlového rozptylu – vyjadřuje účinnost rozptylujícího prvku (m2.sr-1)definován podílem zářivosti rozptýleného záření ve směru daného úhlu k intenzitě dopadajícího záření
-Vyjadřuje plochu, kterou prochází stejný tok dopadajícího záření, jako
je tok rozptýleného záření do jednotkového prostorového úhlu ve směru
-Určuje intenzitu rozptýleného slunečního záření = difúzní záření =
záření denní oblohy
147
E
I
Průřez celkového rozptylu
je dán poměrem celkového rozptýleného toku záření k intenzitě dopadajícího záření a vyjadřuje ho vztah
148
d
4
0
Mieův koeficient (účinný průřez) je poměr průřezu rozptylu ke geometrickému průřezu částice
Záření rozptýlené = součet záření rozptýleného molekulami plynů (m) a aerosoly (a), neboť jejich počet na sobě vzájemně nezávisí
149
2rK
amr
Rozptyl na molekulách projeví se díky jejich malým rozměrům v případě V záření, kde platí závislost
Během dne – největší rozptyl na malých částečkách – malé vlnové délky – obloha je modrá
Při východu a západu Slunce prochází záření delší vzdáleností skrz atmosféru a rozptyl krátkých vlnových délek je ucelenější a obsahuje i záření delších vlnových délek – červánky, rudý západ Slunce
150
4 f
151
4 f
Rozptyl na aerosolech
Intenzita rozptýleného záření klesá s rostoucí vlnovou délkou
A, B parametry aerosoluN koncentrace aerosolů
Složitý úkol stanovit tento rozptyl – největší vliv ve V a blízkém IR – nemá vliv na MW
152
Ba N
A
.
Diagram rozptylu = směrová závislost zářivosti rozptýleného záření – diagram je symetrický pro izotropní částici
153
rozptyl je výrazně spektrální jev,
hodnoty průřezů rovněž spektrální veličiny (tj. liší se podle vlnové délky)
Podíl difúzní složky (=rozptýleného záření) ve slunečním ozáření zemského povrchu je přímo úměrný koncentraci částic v atmosféře, kde ve skutečnosti dochází k vícenásobnému rozptylu (rozptýlené záření od jedné částice způsobí rozptyl jiné v atmosféře – v husté mlze = záření izotropní
154
Některé aerosoly = hydroskopické = kondenzační jádra k vytváření vodních kapek, krystalků ledu
Proto rozptylové vlastnosti atmosféry závisejí na její relativní vlhkosti –
významné pro hodnoty vlhkosti nad 40%
155
2. Absorpce atmosféry –
jako rozptyl způsobuje zmenšení intenzity dopadajícího záření
Dochází ke změně vnitřní energie molekul záření – ta je tvořena:
1. energií elektronů v atomech a 2. vibrační a 3. rotační energií molekul
Vnitřní energie přispívá ke kinetické energii neuspořádaného pohybu molekul a tato energie určuje teplotu částice, a tím i její vyzařovací charakteristiku
156
Elmgn. záření pohlcováno především plynnými složkami
Absorpce aerosolů zanedbatelná
Nejsilnější absorpce v IR a V– neboť zde leží vlnové délky odpovídající frekvencím vibračního a rotačního pohybu molekul – výrazně pohlcováno dopadající záření, spektrální pohltivost blízká hodnotě 1 pro určitý interval vlnových délek= absorpční pás
157
Míra absorpce závisí na:
druhu molekuly a její objemové koncentraci
Někdy je absorpce vyjadřována pomocí propustnosti
158
Absorpční pásy
159
Absorpční pásy –
Voda – velký počet pásů – IR a V pásma _ čisté rotační spektrum při základním vibračním stavu molekuly vody je asi 50 m (ale je od 10 m do 1 cm)
CO2 – silný pás nad 15 m
O3 – největší koncentrace ve výšce 25 km (stratosféra) – výrazná absorpce UV a pak pás 9.6 m a MW kolem 1 mm
Další – dusík, kyslík, metan
160
DPZ využívá pásma mezi absorpčními pásmy = atmosférická okna
– tabulka platí pro objemovou koncentraci vody 10-4 %
Konec 1.4. 2009 G
161
Celková propustnost atmosféry – je dána absorpcí a rozptylem v daném okamžiku a pro danou vlnovou délku
Útlumový koeficient (x) vyjadřuje celkový útlum = extinkci v atmosféře, závisející na délce dráhy, kterým
záření prošlo a je součtem průřezů rozptylu (x) ( )
a absorpce (x)
x je označována i jako délka paprsku
E
I
162
xxxx am
Propustnost i koeficient útlumu jsou spektrální veličiny, tedy (x)
Bouguerův zákon (Beer-Bouguer-Lambertův zákon) – udává vztah mezi propustností a koeficientem útlumu (x) ,
kde T(x) je optická tloušťka atmosféry.
163
xTex
dxxxTx
0
Johann Heinrich Lambert
26. 8. 1728 – 25. 9. 1777
Německý matematik, fyzik a astronom He narozen v Mülhausen (nyní Mulhouse,
Alsasko, Francie).
164
August Beer
31. 8. 1825 – 18. 11. 1863 byl německý fyzik.
Narozen v Trieru, kde studoval matematiku a přírodní vědy
165
Pierre Bouguer February 16, 1698 – August 15,
1758French mathematician and
astronomer.
Je znám jako „otec námořní architektury".
článkyOn the best method of observing the altitude
of stars at sea, On the best method of observing the
variation of the compass at sea.
Essai d'optique sur la gradation de la lumière http://en.wikipedia.org/wiki/Pierre_Bouguer
166
Bouguerův zákon –
vyjadřuje intenzitu propuštěného záření, které přichází přímo od zdroje = přímá propustnost
neuvažuje příspěvek rozptýleného záření do směru postupujícího záření = difúzní propustnost. Tento příspěvek zvyšuje intenzitu měřeného záření v místě měření
-tento příspěvek se k detektoru dostává z různých míst prostoru, která se nacházejí v zorném poli přístroje a je tím větší, čím jsou větší částice – viz diagramy rozptylu a to zvláště ve směru dopadajícího záření
167
Pro homogenní atmosféru a konstantní útlumový koeficient je optická tloušťka atmosféry
T = . x = .z/cos, z je tloušťka atmosféry
x je označována i jako délka paprsku
- úhel paprsku a místní vertikály
Celková propustnost je (bezrozměrné číslo viz definice)
=m. a. m propustnost na molekulácha. propustnost na aerosolech absorpční propustnost
168
Útlum záření D1 = desetinásobek dekadického log propustnosti
D1 = 10 log (dB= decibelů)
Optická hustota prostředí D2 = logaritmus převrácené hodnoty propustnosti
D2= log 1/ =-0.1 D1
169
Velikost naměřených radiometrických veličin v DPZ – je tvořena součtem 2 částí :
1.odrazivostí/emisivitou zemského povrchu modifikovanou rozptylovými a absorpčními vlastnostmi atmosféry
2. rozptylem a emisivitou atmosféry
170
171
Obě části odrazivosti (od povrchu i atmosféry) se vztahují k danému místu a okamžiku –
v obou se vyskytuje vliv atmosféry
Je nutné odstranit vliv atmosféry a zjistit zářivé vlastnosti objektů na povrchu Země
Pokud je objektem zájmu atmosféra, je nutné odstranit vliv povrchu
172
Neuvažujeme-li vícenásobný odraz, platí pro spektrální zář, což je zdánlivá spektrální zář
kde LZ(x) je zdánlivá zář pozemních objektů ve vzdálenosti x LA(x) je zdánlivá zář atmosféry ve vzdálenosti x
173
xLxLxL AZ )(
Zdánlivá zář ve vzdálenosti x souvisí se září objektu na povrchu Země podle Bouguerova zákona:
Po dosazení do rovnice na str. 172 xLxLxL AZ )(
174
0.)( ZZ LxxL
xLLxxL AZ 0.
Přenosová funkce = přenosová charakteristika atmosféry, která
ukazuje změnu mezi zdánlivou září ve vzdálenosti x a skutečnou září téhož objektu na zemi
Pro V a IR je zdrojem záře odražené sluneční záření
175
0ZL
xLxP
Většina přírodních povrchů se pro malé zenitní úhly chová jako lambertovský povrch (difúzní), a platí tedy pro ně (bez uvedení závislosti na ):
a taky obecná rovnice odrazivosti
176
0. ZLM
difúzníprime EEEM .
Eprime je intenzita ozáření přímým slunečním zářením
Z definice propustnosti pro intenzitu ozáření vyplývá, že
kde ES je sluneční konstanta
a S je zenitní úhel Slunce
177
SSprime EE .
Použijeme-li pro vyjádření záře rovnice
je
po dosazení do r.
tato rovnice platí po úpravě ve spektrálním tvaru
178
0. ZLM
difúzníSSZ EEL
..0
xLLxxL AZ 0.
xLeEeExL AT
difúzníT
S ...
SSprime EE .
difúzníprime EEEM .
Intenzita Ed a zář atmosféry LA(x) jsou funkcemi:
• optické tloušťky T(x) • průřezu úhlového rozptylu ()
179
Popisuje transformaci záře pozemních objektů při průchodu atmosférou,
měříme-li na pohyblivém nosiči ve vzdálenosti x, tj ve výšce
z=x.cos ,
kde je zenitní úhel aparatury
180
Porovnáváme-li měření pozemní a na družicích – POZOR !!!!!
Rozdíl mezi nimi není konstantní, mění se stavem atmosféry a v závislosti na geometrii měření
Zdánlivá zář objektu a její změny v závislosti na výšce – závisejí na záři okolních objektů a interakci s atmosférou – absorpce/rozptyl
181
Převládá rozptyl – výsledek závisí na poměru záře objektu a jeho okolí:
nižší zář objektu než okolí – zdánlivá zář vyšší s rostoucí výškou – rozptýlené záření okolních objektů více přispívá, než kolik je absorbováno ze záření vlastního objektu
vyšší zář objektu než okolí – zdánlivá zář s výškou klesá
shodná zář objektu s okolím – zdánlivá zář se s výškou nemění
182
Převládá absorpce – zdánlivá zář se s výškou snižuje – je pohlcováno atmosférou
Zář na vlnové délce > 3m – ovlivněno tepelným vyzařováním atmosféry
Zdánlivá zář bude větší nebo menší podle toho, zda teplota atmosféry podél dráhy paprsku bude větší nebo menší, než je teplota objektu
183
V průběhu měření – různý pozorovací úhel – různá délka paprsku a orientace ke Slunci
Pro delší délku paprsku – menší propustnost a větší vyzařování atmosféry
Pro různý pozorovací úhel – vliv různých druhů povrchů – nejsou všechny difúzní, a proto odrazivost může záviset na úhlu dopadajícího a odraženého
záření
184
Příčiny uvedené na předchozí straně mají – různý vliv na velikost záře pro různé vlnové délky
To způsobí změny ve spektrálním kontrastu různých objektů
185
Spektrální kontrastdůležité pro odlišení 2 objektů
kde L1, L2 jsou záře objektu pro různé vlnové délky
Spektrální kontrast různých objektů ve vzdálenosti x, kde P je přenosová charakteristika atmosféry
H konec 2.4. 2009
01
11 L
xLxP
02
22 L
xLxP
186
2
212,1 L
LLC
xP
xPxPCxC
2
212,12,1 .0
0ZL
xLxP
Převládá rozptyl - mění se spektrální kontrast – např. u objektu s nízkou hodnotou spektrální záře (voda ve V) – pokles zdánlivého spektrálního kontrastu s výškou
Přenosová rovnice se určuje přímo z měření, teoreticky je to obtížné, ale ani měření neurčí přesně popis vlivu atmosféry
187
Sestavení přenosové rovnice pomocí měření:
-2 homogenní objekty na zemi blízko sebe se známou skutečnou září L1Z(0) a L2Z(0)
-pro ně naměřeny zdánlivé záře:
188
xLLxxL AZ 1111 0.
xLLxxL AZ 2222 0.
Pro podmínku těsné blízkosti lze položit:
1(x)= 2(x)= (x) a
Pak
189
xLxLxL AAA 21
00 21
21
ZZ LL
xLxLx
0.0. 222111 ZZA LxxLLxxLxL
Z předchozích rovnic vyplývá:
• změříme na zemi L1Z(0) a L2Z(0) • změříme na družici L1(x) a L2(x)
• určíme přenosovou funkci atmosféry (str.175)
• což platí pro daný okamžik a dané místo
190
01
1
ZL
xLxP
Pro určování skutečných září L1Z(0) a L2Z(0) je třeba zachovat
stejné geometrické podmínky měření jako při určování zdánlivých září- tj. shodnost úhlů definujících směr měření
– to se používá při synchronních měřeních na zemi a v kosmu
191
Je nutné posoudit i homogenitu měřeného povrchu
• při družicovém měření je naměřená hodnota integrální hodnotou záře včetně nesourodostí v dané ploše
Pokud tyto hodnoty nehomogenit nejsou naměřeny i při pozemním měření, mohou odchylky být větší než v důsledku vlivu atmosféry
192
Určení propustnosti z naměřených dat:
je nutné znát velikost skutečné záře dostatečně zářivého objektu, který se použije jako etalon = objekt se zrcadlovým povrchem, který tvoří jen malou část povrchu zabíraného zorným polem
193
1. Zář okolí etalonu Lp
2. Zdánlivá zář celé plochy s etalonem
3. Zář etalonu Le
4. Zdánlivá zář téhož okolí ale bez etalonu
194
xLLLxxL Apee 00.
xLLxxL App 0.
Předpokládáme, že měřené plochy jsou v těsné blízkosti, proto pro ně platí, že přídavek atmosféry je pro obě plochy stejný
Le zář plochy s etalonem
Lp zář plochy bez etalonu
195
xLLLxxL Apee 00. )0.( xLLxxL App
0e
pe
L
xLxLx