Dlkov przkum Zem 1 Co to je Obdoba

Dálkový průzkum Země 1

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 2

DPZ je, když 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

1. Definice DPZ � 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

1. Vysvětlení definice � 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

1. Pojmenování v různých jazycích � Dialkový prieskum Zeme � Remote sensing � Télédétection � Fernerkundung � Distacionnoje zondirovanije zemli 6

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

2. Elektromagnetické záření � 1666 – Isaac Newton pomocí optického hranolu rozložil bílé světlo na jednotlivé spektrální barvy větší (vlnová délka) menší 8

2. Elektromagnetické záření � 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

2. Fotografie � 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

2. Fotografie – holub= pohyblivý nosič Patentováno v Německu Převzato z tutoriálu NASA kamera 11

2. Snímek zámku pořízený holubem Převzato z tutoriálu NASA 12

2. Boston 1860 –pohyblivý nosič = balón Převzato z tutoriálu NASA 13

2. Historie fotografie � 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

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

2. Historie dalších druhů dat 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

2. Historie dalších druhů dat 1946 – 1950 – pokusy s raketami V-2 v Novém Mexiku 1958 – první snímek zemského povrchu pořízený z družice – Explorer 1 Délka: 2. 03 m Tloušťka 15 cm Životnost 3 měsíce tutoriálu NASA Převzato z 17

2. Historie dalších druhů dat � 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

2. Historie dalších druhů dat � 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

2. Historie další etapy DPZ � 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

2. Historie další etapy DPZ � 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

3. Fyzikální základy DPZ � Vysvětlují, • proč je tato metoda možná, • její omezení, • jednotlivé vlivy jevů, které je nutné znát a pochopit, aby uživatel využíval DPZ co nejlépe 22

3. 1. Elektromagnetické záření � 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

3. 1. Elektromagnetické záření � Vlna má tvar popisovaný sinusovou funkcí 24

3. 1. Elektromagnetické záření = nositel informace v DPZ 25

3. 1. Elektromagnetické záření �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

3. 1. Elektromagnetické záření � Foton ve formě elmg vlny má 2 složky: • elektrickou s vektorem intenzity E el. pole • magnetickou s vektorem intenzity H magn. pole 27

3. 1. Elektromagnetické záření � Energie jednoho fotonu vyjadřuje Planckova rovnice E = h. f , kde h je Planckova konstanta 6. 6260 x 10 -34 J/s (Joul/sec) 28

3. 1. Elektromagnetické záření � � 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

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

3. 1 Rychlost postupu světla � 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

3. 1 Rychlost postupu světla 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

3. 1 Rychlost postupu světla � 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 � 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

3. 1 Intenzita elektrického a magnetického pole 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

3. 1. Elektromagnetické záření Elektromagnetické spektrum � Rozdělení fotonů s různou energií pro různé frekvence ukazuje elmgn. spektrum 36

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. 592 mm 5. Orange: 0. 592 - 0. 620 mm 6. Red: 0. 620 - 0. 7 mm 37

38

3. 1. Vlnové délky využívané v DPZ � � � � 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

3. 1. Druhy mikrovlnného záření � � � � Pásmo Ka K Ku X C S L P Frekvence (GHz) 40 - 26, 5 - 18 18 - 12, 5 - 8 8 - 4 4 - 2 2 - 1 1 - 0, 3 Vlnový rozsah (cm) 0, 8 - 1, 1 - 1, 7 - 2, 4 - 3, 8 - 7, 5 - 15, 0 - 30, 0 - 100, 0 konec G 4. 10. 09 40

3. 1. Druhy mikrovlnného záření 41

3. 2. Zdroje záření � 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

3. 2. Zdroje záření � 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

3. 2. Zdroje záření � 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

3. 3. Radiometrické veličiny 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

3. 3. Radiometrické veličiny energie záření tok záření Intenzita vyzařování, intenzita ozařování 46

3. 4. Radiometrické veličiny �zářivost je zářivý tok vyzařovaný z bodu na ploše d. A do prostorového úhlu d 47

3. 4. Radiometrické veličiny � Zář – vyjadřuje závislost na prostorovém úhlu a na směru � d. A 0 = d. A. cos je efektivní plocha zářiče = = kolmý průmět zářivé plochy do směru pozorování 48

3. 4. Radiometrické veličiny Z předchozích rovnic vyplývá: � � d. I = L. d. A. cos d. E = L. cos . d 49

3. 5. Energie záření Stefan-Boltzmanův zákon – vztah mezi celkovou intenzitou záření produkovanou černým tělesem (veškerá kinetická energie se změní na zářivou) a jeho teplotou � Mč = . T 4 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, Josef Stefan Ludwig Boltzmann, 1844 – 1906, rakouský fyzik http: //cs. wikipedia. org/wiki/Ludwig _Boltzmann Josef Stefan, 1835 - 1893, rakouský fyzik 51

3. 5. Energie záření Planckova rovnice – průběh závislosti intenzity vyzařování na vlnové délce jako spektrální intenzita záření c 1 = 3. 7143. 108 W. m 4. m-2 c 2 = 1. 4388. 104 m. K 52

3. 5. Energie záření � Křivky spektrální intenzity vyzařování černého tělesa jako funkce teploty 53

3. 5. Energie záření 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

3. 5. Energie záření � � 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

3. 5. Energie záření � 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

3. 5. Energie záření Jasová teplota = teplota černého tělesa, které dosáhne stejné spektrální intenzity vyzařování měřeného materiálu Jasová teplota je vždy nižší než skutečná teplota 57

3. 6. Izotropní záření, Lambertův zákon 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

3. 6. Lambertův zákon � 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

3. 6. Lambertův zákon I úhel dopadu k zenitu 0 úhel k azimutu RD difuzní (rozptýlené)záření RR odražené záření Rovina rozptylu = scattering plane Dopadající záření (=zdroj) = source 60

3. 6. Lambertův zákon - plošné zdroje Plošné zdroje – radiometrické veličiny je nutno určit integrací přes prostorový úhel, z něhož do zkoumaného místa záření dopadá 61

3. 7. Fotometrické veličiny 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/m 2) 4. Ev - osvětlení (lux=lm/m 2) 5. Iv - svítivost (cd=lm/sr) - cd = candela 6. Lv - jas (nit = cd/m 2) 7. Převodní vztah mezi radiometrickými a fotometrickými veličinami viz dále 62

3. 8. Fotometrické veličiny Svítivost = základní veličinou fotometrických veličin Vztah mezi zářivým tokem a světelným tokem vyjadřuje světelná efektivita 63

3. 2. Fotometrické veličiny Velikost světelné efektivity je různá pro různé vlnové délky, je to tedy spektrální veličina maximální světelná efektivita pro =0. 555 m Vztahy mezi radiometrickými a fotometrickými veličinami pro =0. 555 m 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

4. Zdroje záření a druhy DPZ Pasivní DPZ - přírodní zdroj elektromagnetického záření - Slunce, Země 65

4. Zdroje záření a druhy DPZ Aktivní DPZ - umělý zdroj elektromagnetického záření – radar – mikrovlnné záření laser – viditelné a NIR 66

4. Přírodní zdroje záření – Slunce, Země sluneční ozařování nad atmosférou přímé sluneční ozařování na hladině moře 67

68

4. Přírodní zdroje záření – Slunce 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

3. 3. Přírodní zdroje záření - Slunce 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 2 k. W . m-2. m-1 70

4. Přírodní zdroje záření - Země Tepelné záření Země – podobné záření černého tělesa o teplotě 300 K Max. spektr. intenzita je na této teplotě 10 m = 32 W. m-2. m-1 při max = 71

4. Přírodní zdroje záření 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

4. Přírodní zdroje záření 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

4. Umělé zdroje záření aktivní zdroje v DPZ – koherentní záření Radar v rozsahu cm vln (1 cm – 1 m ) = 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

4. Umělé zdroje záření 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) Wp = W/(. fp), Kde je doba trvání pulzu, fp pulzní frelvence 75

4. Umělé zdroje záření 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

3. 4. Interakce záření s prostředím � 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

3. 4. Interakce záření s prostředím � 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

3. 4. Interakce záření s prostředím Propustnost (transmission) � � Odraz (reflection) Absorpce (absorption) � Rozptyl (scattering) � 79

3. 4. Interakce záření s prostředím Propustnost – záření prošlé – vlna projde tělesem (transmission) = M /E, Kde M je intenzita prošlého (propuštěného záření) 80

3. 4. Interakce záření s prostředím Absorpce (absorption) – záření pohlcené – vlna je v tělese absorbována a zvýší se jeho energie = M /E Kde M je intenzita pohlceného záření 81

3. 4. Interakce záření s prostředím 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

3. 4. Interakce záření s prostředím Podle zákona zachování energie platí že intenzita ozáření = rovna součtu intenzit prošlého, absorbovaného a odraženého záření M + M = E, po dělení E platí rovnice: + + = 1 Konec 11. 3. 2009 H 83

3. 4. Interakce záření s prostředím 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

3. 5. Odraz na hladkém povrchu � 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

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

3. 5. Odraz na hladkém povrchu 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

3. 5. Odraz na hladkém povrchu Elmgn. vlna dopadá na rozhraní obou prostředí – pod úhlem 1 • Část pronikne do prostředí 2, • část se odrazí do prostředí 1 88

3. 5. Odraz na hladkém povrchu 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

3. 5. Odraz na hladkém povrchu Pro směr postupu v 1. prostředí platí, že úhel dopadu je roven úhlu odrazu, tedy, že 1 = 2 90

3. 5. Odraz na hladkém povrchu 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

3. 5. Odraz na hladkém povrchu � Vztah Fresnelova koeficientu odrazu R a odrazivosti : 92

3. 5. Odraz na hladkém povrchu �Fresnelovy rovnice pro případ, kdy 2. prostředí je dielektrikum (elektrická vodivost = 0) Koeficient odrazu pro horizontální složku � Koeficient odrazu pro vertikální složku � 93

3. 5. Odraz na hladkém povrchu Oba koeficienty mají význam pro úhly (0, /2) Pro krajní hodnoty jsou koeficienty stejné: Rh= Rv = (1 -n 12)/(1+ n 12) pro = 0 = 1 pro = /2, tj. při dopadu // s povrchem nedochází k odrazu 94

3. 5. Odraz na hladkém povrchu Brewsterův úhel (polarizační) – je-li úhel dopadu = Brewsterově úhlu je záření horizontálně polarizované, protož neobsahuje vertikální složku 95

3. 5. Odraz na hladkém povrchu � 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

3. 5. Odraz na hladkém povrchu 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

3. 6. Odraz na nerovných plochách � 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

3. 6. Odraz na nerovných plochách � 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 záření M = Ms + Md 99

3. 6. Odraz na nerovných plochách 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 8 h. cos , kde h je max. výškový rozdíl nerovností na ploše rozhraní a je úhel dopadu elmgn. Záření Pro MW délky platí Fraunhoferovo kriterium: (8 h. cos )/4 10 0

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. 10 1

3. 6. Odraz na nerovných plochách 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 . 10 2

3. 7. Odraz na nehomogenních plochách � 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 10 3

3. 8. Prostupující záření 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 Θτ úhel lomu 10 4

3. 8. Prostupující záření 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 10 5

3. 9. Určování odrazivosti Výpočet o povrchů, které nejsou zrcadlové - je nutno znát: � � � vlnovou délku záření úhel dopadu polarizace záření strukturu povrchu elektrické vlastnosti povrchu nezávislé na prostředí vlastnosti prostředí 10 6

3. 9. Určování odrazivosti 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 10 7

3. 9. Určování odrazivosti 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 10 8

3. 9. Určování odrazivosti Elementární velikost prostorového úhlu Země je viditelná ze Slunce v prostorovém úhlu 6. 10 -5 ster. 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. 10 9

3. 9. Určování odrazivosti - 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 11 0

3. 9. Určování odrazivosti 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 11 1

3. 9. Určování odrazivosti d. E( , )=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 11 2

3. 9. Určování odrazivosti Dvousměrová odrazivost – nejblíže k odrazivosti – má diferenciální obdobu Jsou porovnávány velikosti intenzit odraženého a okamžitého dopadajícího záření 11 3

3. 9. Určování odrazivosti 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 11 4

3. 9. Koeficient záře 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 11 5

3. 9. Koeficient záře Srovnávací standard – platí pro něj: 1. 2. Ms = . Ls látka je dokonalý odražeč 3. Ms = E. Rozdělovací funkce odrazivosti standardu fs = 1/ - síran barnatý, oxid magneziový 11 6

3. 9. Koeficient záře Souvislost mezi koeficientem záře R a rozdělovací funkcí odrazivosti f: � Protože platí z předchozí strany fs = 1/ 11 7

3. 9. Koeficient záře 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 ´ 11 8

3. 9. Směrová odrazivost – je integrální veličinou dvousměrové odrazivosti přes všechny příspěvky odraženého záření d ( , , ´, ´) = 1/ R ( , , ´, ´) cos ´. d ´ 11 9

3. 9. Směrová odrazivost neboli veličina ( , , 2 ) je směrová odrazivost � poloprostorová odrazivost = součet směrových odrazivostí od každého směru dopadajícího záření � poloprostorová odrazivost = odrazivost def. 12 0

3. 9. Albedo 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 atmosféra Albedo tedy obsahuje i záření rozptýlené atmosférou 12 1

3. 9. Odrazivost - shrnutí � 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 12 2

3. 10. Diagram odrazivosti 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 ( ) 12 3

3. 10. Diagram odrazivosti 12 4

3. 10. Diagram odrazivosti � 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 12 5

3. 10. Diagram odrazivosti 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 – 6 x �U zrcadlového odrazu vody je nárůst až 10 x – odrazivost vody je nízká , ale při zrcadlovém odrazu je vysoká 12 6

3. 11. 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 26. 3. 09 12 7

3. 11. Atmosféra 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 12 8

3. 11. Atmosféra Vyhodnocení rozdílu mezi naměřenou radiometrickou hodnotou na zemi a na nosiči - popisuje rovnice přenosu Rovnice přenosu popisuje šíření zářivé energie ve směru zenitního úhlu 12 9

3. 11. Složení atmosféry 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 13 0

3. 11. Složení atmosféry Částice atmosféry: 1. suchý vzduch bez znečišťujících příměsí 2. voda ve všech skupenstvích 3. znečišťující příměsi 13 1

3. 11. Složení atmosféry 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) 13 2

3. 11. Složení atmosféry 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 13 3

3. 11. Složení atmosféry 3. Znečišťující příměsi = aerosoly – přírodního i umělého původu rozhodující vliv – velikost částic koncentrace morfologie aerosolu Velikost částic a koncentrace spolu souvisejí 13 4

3. 11. Složení atmosféry Velikosti aerosolů – 10 -3 m – 104 m nejvíce částic o velikosti 10 -1 m malé částice – prach větší částice – tvoří mraky a oblaka šedavé zbarvení oblohy = kouřmo zdroj kapky = zákal zdroj pevné částice 13 5

3. 11. Složení atmosféry 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 13 6

3. 11. Složení atmosféry 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 13 7

3. 11. Interakce záření s atmosférou 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) 13 8

3. 11. Interakce záření s atmosférou 13 9

3. 11. Interakce záření s atmosférou 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 14 0

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl Rozptyl 3 možnosti podle rozměrového parametru a = 2 r/ , r poloměr částice vlnová délka dopadajícího záření 14 1

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl 1. 1. Rozptyl na molekulách a malých aerosolech 1. 1. R = 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 14 2

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl 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 14 3

Gustav Adolf Feodor Wilhelm Ludwig Mie 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) 14 4

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl 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) 14 5

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl 1. 4 Těleso je mnohem větší 1. 4 T než dopadajícího záření - pak problém řeší geometrická optika 14 6

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl 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 14 7

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl Průřez celkového rozptylu je dán poměrem celkového rozptýleného toku záření k intenzitě dopadajícího záření a vyjadřuje ho vztah 14 8

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl � 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 14 9

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl 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 15 0

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl 15 1

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl 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 15 2

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl Diagram rozptylu = směrová závislost zářivosti rozptýleného záření – diagram je symetrický pro izotropní částici 15 3

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl � 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 15 4

3. 11. Interakce záření s atmosférou - rozptyl 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 % 15 5

3. 11. Interakce záření s atmosférou - absorpce 2. Absorpce atmosféry – jako rozptyl způsobuje zmenšení intenzity dopadajícího záření Dochází ke změně vnitřní energie molekul záření – ta je tvořena: 1. 2. 3. energií elektronů v atomech a vibrační a rotační energií molekul Vnitřní energie přispívá ke kinetické energii neuspořádaného pohybu molekul a tato energie určuje teplotu částice, a tím i její vyzařovací charakteristiku 15 6

3. 11. Interakce záření s atmosférou - absorpce � 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 15 7

3. 11. Interakce záření s atmosférou - absorpce Míra absorpce závisí na: � � druhu molekuly a její objemové koncentraci Někdy je absorpce vyjadřována pomocí propustnosti 15 8

3. 11. Interakce záření s atmosférou - absorpce Absorpční pásy 15 9

3. 11. Interakce záření s atmosférou - absorpce 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 16 0

3. 11. Interakce záření s atmosférou - absorpce DPZ využívá pásma mezi absorpčními pásmy = atmosférická okna – tabulka platí pro objemovou koncentraci vody 10 -4 % Konec 1. 4. 2009 G 16 1

3. 11. Interakce záření s atmosférou - propustnost Celková propustnost atmosféry – je dána absorpcí a rozptylem v daném okamžiku a pro danou vlnovou délku (x) Útlumový koeficient vyjadřuje celkový útlum = extinkci v atmosféře, závisející na délce dráhy, kterým záření prošlo a je součtem průřezů rozptylu a absorpce x (x) ( ) je označována i jako délka paprsku 16 2

3. 11. Interakce záření s atmosférou - propustnost 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. 16 3

� Johann Heinrich Lambert 26. 8. 1728 – 25. 9. 1777 Německý matematik, fyzik a astronom He narozen v Mülhausen (nyní Mulhouse, Alsasko, Francie). 16 4

August Beer � 31. 8. 1825 – 18. 11. 1863 byl německý fyzik. � Narozen v Trieru, kde studoval matematiku a přírodní vědy 16 5

Pierre Bouguer February 16, 1698 – August 15, 1758 French mathematician and astronomer. Je znám jako „otec námořní architektury". články 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 http: //en. wikipedia. org/wiki/Pierre_Bouguer 16 6

3. 11. Interakce záření s atmosférou - propustnost Bouguerův zákon – vyjadřuje intenzitu propuštěného záření, které přichází přímo od zdroje = přímá propustnost Ø neuvažuje příspěvek rozptýleného záření do směru postupujícího záření = difúzní propustnost. Tento příspěvek zvyšuje intenzitu měřeného záření v místě měření Ø -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 16 7

3. 11. Interakce záření s atmosférou - propustnost 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 16 8

3. 11. Interakce záření s atmosférou - útlum Útlum záření D 1 = desetinásobek dekadického log propustnosti D 1 = 10 log (d. B= decibelů) Optická hustota prostředí D 2 = logaritmus převrácené hodnoty propustnosti D 2= log 1/ =-0. 1 D 1 16 9

3. 11. Přenosová funkce atmosféry 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 17 0

3. 11. Přenosová funkce atmosféry 17 1

3. 11. Přenosová funkce atmosféry Obě části odrazivosti (od povrchu i atmosféry) se vztahují k danému místu a okamžiku – Ø v obou se vyskytuje vliv atmosféry Ø Je nutné odstranit vliv atmosféry a zjistit zářivé vlastnosti objektů na povrchu Země Ø Pokud je objektem zájmu atmosféra, je nutné odstranit vliv povrchu 17 2

3. 11. Přenosová funkce atmosféry Neuvažujeme-li vícenásobný odraz, platí pro spektrální zář, což je zdánlivá spektrální zář L Z(x) je zdánlivá zář pozemních objektů ve vzdálenosti x L A(x) je zdánlivá zář atmosféry ve vzdálenosti x kde 17 3

3. 11. Přenosová funkce atmosféry Zdánlivá zář ve vzdálenosti x souvisí se září objektu na povrchu Země podle Bouguerova zákona: Po dosazení do rovnice na str. 172 17 4

3. 11. Přenosová funkce atmosféry 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 17 5

3. 11. Přenosová funkce atmosféry 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 17 6

3. 11. Přenosová funkce atmosféry Eprime je intenzita ozáření přímým slunečním zářením Z definice propustnosti pro intenzitu ozáření vyplývá, že ES je sluneční konstanta a S je zenitní úhel Slunce kde 17 7

3. 11. Přenosová funkce atmosféry Použijeme-li pro vyjádření záře rovnice je po dosazení do r. tato rovnice platí po úpravě ve spektrálním tvaru 17 8

3. 11. Přenosová funkce atmosféry Intenzita Ed a zář atmosféry LA(x) jsou funkcemi: • optické tloušťky T(x) • průřezu úhlového rozptylu ( ) 17 9

3. 11. Přenosová funkce atmosféry 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 18 0

3. 11. Přenosová funkce atmosféry Porovnáváme-li měření pozemní a na družicích – POZOR !!!!! Ø Rozdíl mezi nimi není konstantní, mění se stavem atmosféry a v závislosti na geometrii měření Ø Zdánlivá zář objektu a její změny v závislosti na výšce – závisejí na záři okolních objektů a interakci s atmosférou – absorpce/rozptyl 18 1

3. 11. Přenosová funkce atmosféry Převládá rozptyl – výsledek závisí na poměru záře objektu a jeho okolí: Ø 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 Ø vyšší zář objektu než okolí – zdánlivá zář s výškou klesá Ø shodná zář objektu s okolím – zdánlivá zář se s výškou nemění 18 2

3. 11. Přenosová funkce atmosféry 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 18 3

3. 11. Přenosová funkce atmosféry 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 18 4

3. 11. Přenosová funkce atmosféry Ø Příčiny uvedené na předchozí straně mají – různý vliv na velikost záře pro různé vlnové délky Ø To způsobí změny ve spektrálním kontrastu různých objektů 18 5

3. 11. Přenosová funkce atmosféry 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 2. 4. 2009 18 6

3. 11. Přenosová funkce atmosféry 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 18 7

3. 11. Přenosová funkce atmosféry Sestavení přenosové rovnice pomocí měření: -2 homogenní objekty na zemi blízko sebe se známou skutečnou září L 1 Z(0) a L 2 Z(0) -pro ně naměřeny zdánlivé záře: 18 8

3. 11. Přenosová funkce atmosféry Pro podmínku těsné blízkosti lze položit: 1(x)= 2(x)= (x) a Pak 18 9

3. 11. Přenosová funkce atmosféry � Z předchozích rovnic vyplývá: • změříme na zemi L 1 Z(0) a L 2 Z(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 19 0

3. 11. Přenosová funkce atmosféry Pro určování skutečných září L 1 Z(0) a L 2 Z(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 19 1

3. 11. Přenosová funkce atmosféry � 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 19 2

3. 11. Přenosová funkce atmosféry 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 19 3

3. 11. Přenosová funkce atmosféry 1. Zář okolí etalonu Lp 2. Zdánlivá zář celé plochy s etalonem 3. Zář etalonu Le 4. Zdánlivá zář téhož okolí ale bez etalonu 19 4

3. 11. Přenosová funkce atmosféry 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 19 5