Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Prezentace se nahrává, počkejte prosím

1.  Elmg. záření  Vyzařované obrazovkou  Prochází atmosférou  Je zachyceno okem  Informace předána mozku  Který je zaznamenává  A tvoří z nich.

Podobné prezentace


Prezentace na téma: "1.  Elmg. záření  Vyzařované obrazovkou  Prochází atmosférou  Je zachyceno okem  Informace předána mozku  Který je zaznamenává  A tvoří z nich."— Transkript prezentace:

1 1

2  Elmg. záření  Vyzařované obrazovkou  Prochází atmosférou  Je zachyceno okem  Informace předána mozku  Který je zaznamenává  A tvoří z nich informaci 2

3 A,D zdroj záření B dopadající záření C měřená oblast D přijímač odraženého/ emitov.záření E přenos záznamu do přijímací stanice F předzpracování G zpracování dat DPZ 3

4  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 obrázek Andrew Bashfield, INTERGRAPH 4

5  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

6  Dialkový prieskum Zeme  Remote sensing  Télédétection  Fernerkundung  Distacionnoje zondirovanije zemli 6

7  Ms Evelyn Pruitt v polovině 50. let použila termín poprvé  Data již 19.století – fotografie  Informace o elektromagnetickém záření od 17. století 7

8  1666 – Isaac Newton pomocí optického hranolu rozložil bílé světlo na jednotlivé spektrální barvy 8 větší (vlnová délka) menší

9  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

10  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

11 Patentováno v Německu 11 kamera Převzato z tutoriálu NASA

12 12 Převzato z tutoriálu NASA

13 13 Převzato z tutoriálu NASA

14  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

15  Období před 2. světovou válkou - část území České republiky na leteckých měřických snímcích  Po 2. světové válce – letecké i družicové fotografie – až dosud 15

16 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

17  1946 – 1950 – pokusy s raketami V-2 v Novém Mexiku  1958 – první snímek zemského povrchu pořízený z družice – Explorer 1 Délka: 2.03m Tloušťka 15cm Životnost 3měsíce Převzato z tutoriálu NASA 17

18  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

19  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

20  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

21  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

22  Vysvětlují, proč je tato metoda možná, její omezení, jednotlivé vlivy jevů, které je nutné znát a pochopit, aby uživatel využíval DPZ co nejlépe 22

23  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

24  Vlna má tvar popisovaný sinusovou funkcí 24

25 Elektromagnetické záření = nositel informace v DPZ 25

26  vlnová délka = c.T,  je vzdálenost mezi 2 vrcholy sinusoid kde c je rychlost světla (cca 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

27  Foton ve formě elmg vlny má 2 složky: elektrickou s vektorem intenzity E el. pole magnetickou s vektorem intenzity H magn.pole 27

28  Energie jednoho fotonu vyjadřuje Planckova rovnice E = h.f, kde h je Planckova konstanta x J/s (Joul/sec) 28

29  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

30  Německý fyzik Max Karl Ernest Ludwig Planck se narodil 23. dubna 1858 v Kielu.  zemřel 3. října 1947 v německém Göttingenu 30

31  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: n 12 =n 2 / n 1 31

32 permeabilita (H/m)=(henry/metr) Permeabilita je fyzikální univerzální konstanta, v izotropním prostředí je to poměr velikosti magnetické indukce a intenzity magnetického pole.izotropním prostředí Permeabilita vakua = H.m -1 (henry na metr). 32

33  permitivita (F/m)= (farad/metr) Permitivita je fyzikální veličina popisující buď:fyzikální veličina  izolační vlastnosti dielektrika (v případě statického pole), nebodielektrikastatického pole  vztah mezi vektory elektrického pole a elektrické indukce (v případě střídavého pole nebo elektromagnetického vlnění).elektrického poleelektrické indukceelektromagnetického vlnění 33

34  Michael Faraday (22. září 1791, Newington, Anglie – 25. srpna 1867) byl významný anglický chemik a fyzik.22. září1791Anglie25. srpna1867chemikfyzik  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.1831elektromagnetickou indukcimagnetickéelektrickésiločáryelektromotorydynamaanodakatodaelektrodaion 34

35 E – vektor intenzity elektrického pole určuje polarizaci vlny směrem k zemskému povrchu H – vektor intenzity magnetického pole Elmgn vlna nese energii, jejíž velikost je dána intenzitou záření M = E. H E.  = H  35

36 Elektromagnetické spektrum  Rozdělení fotonů s různou energií pro různé frekvence ukazuje elmgn. spektrum 36

37 37 1.Violet: mm 2.Blue: mm 3.Green: mm 4.Yellow: mm 5.Orange: mm 6.Red: mm

38 38

39  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

40 PásmoFrekvence (GHz)Vlnový rozsah (cm)  Ka ,50,8 - 1,1  K26, ,1 - 1,7  Ku ,51,7 - 2,4  X12,5 - 82,4 - 3,8  C8 - 43,8 - 7,5  S4 - 27,5 - 15,0  L ,0 - 30,0  P1 - 0,330, ,0 konec G

41 41

42  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

43  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

44  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

45 Q - zářivá energie (J)  - zářivý tok (W) M - intenzita vyzařování (W/m 2 ) E - intenzita ozařování (W/m 2 ) I - zářivost (W/sr) L - zář (W /(m 2.sr)) 45

46 energie záření tok záření Intenzita vyzařování, intenzita ozařování 46

47  zá ř ivost zářivost je zářivý tok vyzařovaný z bodu na ploše dA do prostorového úhlu d  47

48  Zář – vyjadřuje závislost na prostorovém úhlu a na směru  dA 0 = dA.cos  je efektivní plocha zářiče = = kolmý průmět zářivé plochy do směru pozorování 48

49 Z p ř edchozích rovnic vyplývá:  dI = L.dA.cos   dE = L.cos .d  49

50 Stefan-Boltzmanův zákon – vztah mezi celkovou intenzitou záření produkovanou černým tělesem (veškerá kinetická energie se změní na zářivou) a jeho teplotou  M č = .T 4 kde  je přír. konstanta W.m -2..K -4 Každé těleso s teplotou vyšší než T=0 je zdrojem elmgn. záření 50

51  Ludwig Boltzmann, 1844 – 1906, rakouský fyzik  dwig_Boltzmann dwig_Boltzmann  Josef Stefan, , rakouský fyzik 51

52 Planckova rovnice – průběh závislosti intenzity vyzařování na vlnové délce jako spektrální intenzita záření c 1 = W.  m 4.m -2 c 2 =  m.K 52

53  Křivky spektrální intenzity vyzařování černého tělesa jako funkce teploty 53

54 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

55  Černé těleso – veškerá kinetická energie se změní zářivou  Skutečné látky se liší jejich míra efektivity je dána výrazem pro spektrální emisivitu M λ která je funkcí vlnové délky a teploty 55

56  látky, pro které platí  T ( ) = a = konst. jsou šedivý zá ř i č Je-li a = 1 je to č erné t ě leso Je-li a = 0, t ě leso není zdrojem zá ř ení = dokonalý odra ž e č Není-li a=konst., je to barevný zá ř i č V ě tšina látek šedivý zá ř i č v rozsahu 8 – 16  m 56

57 Jasová teplota = teplota č erného t ě lesa, které dosáhne stejné spektrální intenzity vyza ř ování m ěř eného materiálu Jasová teplota je v ž dy ni ž ší ne ž skute č ná teplota 57

58 Izotropní zá ř ení je takové zá ř ení, ž e pro n ě j platí, ž e zá ř L je ve všech sm ě rech stejná  Pro ostatní veli č iny u tohoto zá ř ení platí: co ž je Lambert ů v zákon 58

59  Plochy vyza ř ující v souladu s Lambertovým zákonem (=kosinovým zákonem) – lambertovské neboli dokonale difúzní plochy – sádra, filtra č ní papír  T ě mito plochami jsou i zdroje ozna č ované jako bodové, tj. zdroje, jejich ž vzdálenost je alespo ň 20 x v ě tší ne ž jejich p ř í č ný rozm ě r 59

60  I úhel dopadu k zenitu  0 úhel k azimutu R D difuzní (rozptýlené)zá ř ení R R odra ž ené zá ř ení Rovina rozptylu = scattering plane Dopadající zá ř ení (=zdroj) = source 60

61 Plošné zdroje – radiometrické veli č iny je nutno ur č it integrací p ř es prostorový úhel, z n ě ho ž do zkoumaného místa zá ř ení dopadá 61

62 Pro m ěř ení viditelného zá ř ení se krom ě radiometrických veli č in pou ž ívají i fotometrické veli č iny 1. Q v sv ě telná energie (lm.s) - lm=lumen 2.  v - sv ě telný tok (lm) 3. M v - sv ě telné vyza ř ování (lm/m 2 ) 4. E v - osv ě tlení (lux=lm/m 2 ) 5. I v - svítivost (cd=lm/sr) - cd = candela 6. L v - jas (nit = cd/m 2 ) 7. P ř evodní vztah mezi radiometrickými a fotometrickými veli č inami viz dále 62

63 Svítivost = základní veli č inou fotometrických veli č in Vztah mezi zá ř ivým tokem a sv ě telným tokem vyjad ř uje sv ě telná efektivita 63

64 Velikost sv ě telné efektivity je r ů zná pro r ů zné vlnové délky, je to tedy spektrální veli č ina maximální sv ě telná efektivita pro =0.555  m Vztahy mezi radiometrickými a fotometrickými veli č inami pro =0.555  m 1 Watt = 680 lm (lumen ů ) 1 lm = W Mezi fotometrickými veli č inami platí obdobné vztahy jako mezi radiometrickými veli č inami, tedy E v = .L v 64

65 Pasivní DPZ - přírodní zdroj elektromagnetického záření - Slunce, Země 65

66 Aktivní DPZ - umělý zdroj elektromagnetického záření – radar – mikrovlnné záření laser – viditelné a NIR 66

67 67 sluneční ozařování nad atmosférou přímé sluneční ozařování na hladině moře

68 68

69 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 K pro IR část – podobné černému tělesu s teplotou 5000 K 69

70 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 W na Zemi dopadne půl miliardtiny Max. spektr. intenzita je na max =  m, kde je 2kW.m -2.  m -1 70

71 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

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 72

73 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

74 aktivní zdroje v DPZ – koherentní záření Radar v 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

75 Intenzita radarového záření: E= W.G/(4  r 2 ), Kde W – je výkon vysílače G – je zisk (zesílení) antény Pulzní režim radaru (většina radarů pracuje v pulzním režimu) W p = W/( .f p ), Kde  je doba trvání pulzu, f p pulzní frelvence 75

76 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

77  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

78  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

79  Propustnost (transmission)  Odraz (reflection)  Absorpce (absorption)  Rozptyl (scattering) 79

80 Propustnost – záření prošlé – vlna projde tělesem (transmission)   = M  /E,  Kde M  je intenzita prošlého (propuštěného záření) 80

81 Absorpce (absorption) – záření pohlcené – vlna je v tělese absorbována a zvýší se jeho energie  = M  /E  Kde M  je intenzita pohlceného záření 81

82 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

83 Podle zákona zachování energie platí že intenzita ozáření = rovna součtu intenzit prošlého, absorbovaného a odraženého záření M  + M  + M  = E, po dělení E platí rovnice:  +  +  = 1 Konec H 83

84 Protože veškeré pohlcené záření musí být opět vyzářeno, platí Kirchhoffův zákon  =  Po dosazení musí platit τ +  +  = 1, tedy pro  =0 (žádné záření není propuštěno)  = 1 -  84

85  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

86 Výpočet umožňují Fresnelovy rovnice, které platí pro 1) ideálně rovný povrch rozhraní mezi 1. a 2. prostředím 2) dokonale homogenní prostředí 1. a 2. Rozdílnost obou prostředí vyjadřuje index lomu n 12 86

87 Augustin Jean Fresnel * † ,  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 88 Elmgn. vlna dopadá na rozhraní obou prostředí – pod úhlem  1 Část pronikne do prostředí 2, část se odrazí do prostředí 1

89 Směr postupu záření v prostředí 2 je dán Snellovým zákonem n 1. sin  = n 2.sin   kde n =  (  r.  r ) je absolutní index lomu n 12 relativní index lomu: n 12 =n 2 / n 1  a   je úhel lomu 89

90 Pro směr postupu v 1. prostředí platí, že úhel dopadu je roven úhlu odrazu, tedy, že  1 =  2 90

91 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

92  Vztah Fresnelova koeficientu odrazu R a odrazivosti : 92

93  Fresnelovy rovnice pro p ř ípad, kdy 2. prost ř edí je dielektrikum (elektrická vodivost = 0)  Koeficient odrazu pro horizontální slo ž ku  Koeficient odrazu pro vertikální slo ž ku 93

94 Oba koeficienty mají význam pro úhly  (0,  /2) Pro krajní hodnoty jsou koeficienty stejné: R h = R v = (1-n 12 )/(1+ n 12 ) pro  = 0 = 1 pro  =  /2, tj. p ř i dopadu // s povrchem nedochází k odrazu 94

95 Brewster ů v úhel (polariza č ní) – je-li úhel dopadu = Brewsterov ě úhlu je zá ř ení horizontáln ě polarizované, proto ž neobsahuje vertikální slo ž ku 95

96  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

97 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

98  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

99  Čím menší bude výška nerovností h, tím větší bude záření ve směru zrcadlového odrazu M s, a to na úkor intenzity záření do ostatních směrů = difúzního záření M d  Bude-li zář odraženého záření ve všech směrech stejná - rozhraní = lambertovský povrch  Celková intenzita odraženého záření M  = M s + M d 99

100 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

101 Lord Rayleigh – John William Strutt, t ř etí baron Rayleigh 12. listopadu12. listopadu 1842 – 30. června června1919 byl anglický fyzik. Narodil se v Langford Grove, Maldon, Essex Zjistil anomálii hustoty dusíku izolovaného z atmosféry, kterou publikoval na svých přednáškách.dusíkuatmosféry 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.Williama RamsayeargonNobelova cena za fyziku 1904vzácné plyny akustikou 101

102 Joseph von Fraunhofer * † , 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

103  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

104 Intenzita prostupujícího záření klesá exponenciálně se vzdáleností kde E  intenzita elektrického pole procházející vlny, z je vzdálenost od povrchu  útlumový koeficient prostředí = materiálová konstanta; jeho velikost nepřímo úměrná vln. délce Θ τ úhel lomu 104

105 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

106 Výpočet o povrchů, které nejsou zrcadlové - je nutno znát:  vlnovou délku záření  úhel dopadunezávislé na prostředí  polarizace záření  strukturu povrchuvlastnosti prostředí  elektrické vlastnosti povrchu 106

107 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

108 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

109 109 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 4 π, přímý úhel pak poloviční. Země je viditelná ze Slunce v prostorovém úhlu ster.

110   - 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

111 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

112 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

113 Dvousměrová odrazivost – nejblíže k odrazivosti – má diferenciální obdobu Jsou porovnávány velikosti intenzit odraženého a okamžitého dopadajícího záření 113

114 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

115 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

116 Srovnávací standard – platí pro něj: 1.M s = .L s 2.látka je dokonalý odražeč 3.M s = E. Rozdělovací funkce odrazivosti standardu f s = 1/  - síran barnatý, oxid magneziový 116

117 Souvislost mezi koeficientem záře R a rozdělovací funkcí odrazivosti f :  Protože platí z předchozí strany f s = 1/  117

118 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

119 Směrová odrazivost – je integrální veličinou dvousměrové odrazivosti přes všechny příspěvky odraženého záření d  ( , ,  ´,  ´) = 1/  R ( , ,  ´,  ´) cos  ´.d  ´ 119

120 neboli veličina  ( , ,2  ) je směrová odrazivost  poloprostorová odrazivost = součet směrových odrazivostí od každého směru dopadajícího záření  poloprostorová odrazivost = odrazivost def. 120

121 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

122  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

123 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

124 124

125  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

126 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

127 Atmosféra – prostředí, kterým prochází dopadající i odražené záření Atmosféra je látkové prostředí - záření je : odráženo/rozptylováno pohlcováno emitováno Spektrální intenzita záření objektů měřená na nosiči je jiná než měřená na Zemi v blízkosti těchto objektů Konec H

128 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

129 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

130 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

131 Částice atmosféry: 1.suchý vzduch bez znečišťujících příměsí 2.voda ve všech skupenstvích 3.znečišťující příměsi 131

132 1. Čistý suchý vzduch: směs molekul plynů – 99 % - kyslík 21 % a dusík 78 % argon, CO 2 – jeho množství v atm. se liší ve dne a v noci (více), nad souší (víc) a mořem neon, hélium, metan ozón – jeho množství se mění s výškou – (max. ve 22 km) 132

133 2. Voda – časově i prostorově proměnlivá složka atmosféry – koncentrace 0 – 2% je ve spodních 10 km výšky vodní kapky nebo krystalky o velikosti – 0.01 mm – tvoří oblaky – v nich se některé zvětšují na velikost 0.1 mm = srážkové částice 133

134 3. Znečišťující příměsi = aerosoly – přírodního i umělého původu rozhodující vliv – velikost částic koncentrace morfologie aerosolu Velikost částic a koncentrace spolu souvisejí 134

135 Velikosti aerosolů –  m – 10 4  m nejvíce částic o velikosti  m malé částice – prach větší částice – tvoří mraky a oblaka šedavé zbarvení oblohy = kouřmo zdroj kapky = zákal zdroj pevné částice 135

136 Koncentrace vodních aerosolů: velikost částic  m koncentrace v m -3 molekuly vzduchu částice kouřma kapky mlhy – kapky v oblaku 1 – – kapky deště

137 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

138 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

139 139

140 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

141 Rozptyl 3 možnosti podle rozměrového parametru a = 2  r/, r poloměr částice vlnová délka dopadajícího záření 141

142 1.1. R 1.1. 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

143 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

144 Rostock, ┼ 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

145 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

146 1.4 T 1.4 Těleso je mnohem větší než dopadajícího záření - pak problém řeší geometrická optika 146

147 Průřez úhlového rozptylu – vyjadřuje účinnost rozptylujícího prvku (m 2.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

148 Průřez celkového rozptylu je dán poměrem celkového rozptýleného toku záření k intenzitě dopadajícího záření a vyjadřuje ho vztah 148

149  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

150 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

151 151

152 Rozptyl na aerosolech Intenzita rozptýleného záření klesá s rostoucí vlnovou délkou A, B parametry aerosolu N koncentrace aerosolů Složitý úkol stanovit tento rozptyl – největší vliv ve V a blízkém IR – nemá vliv na MW 152

153 Diagram rozptylu = směrová závislost zářivosti rozptýleného záření – diagram je symetrický pro izotropní částici 153

154  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

155 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

156 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

157  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

158 Míra absorpce závisí na:  druhu molekuly a její  objemové koncentraci Někdy je absorpce  vyjadřována pomocí propustnosti  158

159 Absorp č ní pásy 159

160 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) CO 2 – silný pás nad 15  m O 3 – 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

161 DPZ využívá pásma mezi absorpčními pásmy = atmosférická okna – tabulka platí pro objemovou koncentraci vody % Konec G 161

162 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 162

163 Propustnost i koeficient útlumu jsou spektrální veličiny, tedy  (x) Bouguerův zákon ( Beer-Bouguer-Lambert ů v zákon) – udává vztah mezi propustností  a koeficientem útlumu  (x), kde T(x) je optická tloušťka atmosféry. 163

164  Johann Heinrich Lambert – N ě mecký matematik, fyzik a astronom He narozen v Mülhausen (nyní Mulhouse, Alsasko, Francie). 164

165 August Beer  – byl n ě mecký fyzik.  Narozen v Trieru, kde studoval matematiku a p ř írodní v ě dy 165

166 Pierre Bouguer February 16, 1698 – August 15, 1758 French mathematician and astronomer. Je znám jako „otec námo ř ní architektury". č lánky On 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 166

167 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

168 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 molekulách  a. propustnost na aerosolech   absorpční propustnost 168

169 Útlum záření D 1 = desetinásobek dekadického log propustnosti D 1 = 10 log  (dB= decibel ů ) Optická hustota prostředí D 2 = logaritmus převrácené hodnoty propustnosti D 2 = log 1/  =-0.1 D 1 169

170 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

171 171

172 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

173 Neuvažujeme-li vícenásobný odraz, platí pro spektrální zář, což je zdánlivá spektrální zář kde L Z (x) je zdánlivá zář pozemních objektů ve vzdálenosti x L A (x) je zdánlivá zář atmosféry ve vzdálenosti x 173

174 Zdánlivá zář ve vzdálenosti x souvisí se září objektu na povrchu Země podle Bouguerova zákona: Po dosazení do rovnice na str

175 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

176 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

177 E prime je intenzita ozáření přímým slunečním zářením Z definice propustnosti pro intenzitu ozáření vyplývá, že kde E S je sluneční konstanta a  S je zenitní úhel Slunce 177

178 Použijeme-li pro vyjádření záře rovnice je po dosazení do r. tato rovnice platí po úprav ě ve spektrálním tvaru 178

179 Intenzita E d a zář atmosféry L A (x) jsou funkcemi: optické tloušťky T(x) průřezu úhlového rozptylu  (  ) 179

180 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

181 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

182 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

183 Převládá absorpce – zdánlivá zář se s výškou snižuje – je pohlcováno atmosférou Zář na vlnové délce > 3  m – 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

184 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

185  Příčiny uvedené na předchozí straně mají – různý vliv na velikost záře pro různé vlnové délky  To způsobí změny ve spektrálním kontrastu různých objektů 185

186 Spektrální kontrast důležité pro odlišení 2 objektů kde L 1, L 2 jsou záře objektu pro různé vlnové délky  Spektrální kontrast různých objektů ve vzdálenosti x, kde P je přenosová charakteristika atmosféry  H konec

187 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

188 Sestavení přenosové rovnice pomocí měření: -2 homogenní objekty na zemi blízko sebe se známou skutečnou září L 1Z (0) a L 2Z (0) - pro ně naměřeny zdánlivé záře : 188

189 Pro podmínku těsné blízkosti lze položit:  1 (x)=  2 (x)=  (x) a Pak 189

190  Z předchozích rovnic vyplývá: změříme na zemi L 1Z (0) a L 2Z (0) změříme na družici L 1 (x) a L 2 (x) určíme přenosovou funkci atmosféry (str.175) což platí pro daný okamžik a dané místo 190

191 Pro určování skutečných září L 1Z (0) a L 2Z (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

192  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

193 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

194 1. Zář okolí etalonu L p 2. Zdánlivá zář celé plochy s etalonem 3. Zář etalonu L e 4. Zdánlivá zář téhož okolí ale bez etalonu 194

195 Předpokládáme, že měřené plochy jsou v těsné blízkosti, proto pro ně platí, že přídavek atmosféry je pro obě plochy stejný L e zář plochy s etalonem L p zář plochy bez etalonu 195


Stáhnout ppt "1.  Elmg. záření  Vyzařované obrazovkou  Prochází atmosférou  Je zachyceno okem  Informace předána mozku  Který je zaznamenává  A tvoří z nich."

Podobné prezentace


Reklamy Google