Capítulo 3 2014_pos

Princípios da Radiação
Eletromagnética

Interações da Energia Eletromagnética
Energia registrada por um sistema de sensoriamento remoto sofre
interações fundamentais que devem ser entendidas de forma que os
dados sejam interpretados corretamente. Por exemplo, se a energia que é
observada vem do Sol, a energia:
• é radiada pelas partículas atômicas na fonte (o Sol),
• viaja no vácuo espacial à velocidade da luz,
• interage com a atmosfera da Terra,
• interage com a superfície da Terra,
• interage com a atmosfera da Terra novamente, e
• finalmente chega ao sensor, onde ela interage com vários
componentes óticos, filtros, emulsões de filmes, ou detectores.

Interações da Energia
com a matéria na
atmosfera, na área de
estudo e no sensor de
sensoriamento remoto

Interações da Energia Eletromagnética
No campo do sensoriamento remoto, só se pode ir
mais longe do que o simples conhecimento dos objetos
mais óbvios, se a análise dos dados estiver baseada no
conhecimento das interações entre energia e matéria;
Para compreender melhor as interações entre a energia
eletromagnética e os objetos (matéria), temos que
começar pelo estudo da natureza desta energia.

Modelos de Radiação Eletromagnéticas
Para entender como a radiação eletromagnética é criada,
como se propaga através do espaço, e como ela interage
com outra matéria, é útil descrever estes processos
utilizando 2 modelos diferentes:
• O modelo de onda, e
• O modelo de partícula (corpuscular).

Modelo de Onda da Radiação Eletromagnética
A onda eletromagnética consiste de 2 campos flutuantes — um elétrico
e outro magnético. Os 2 vetores são ortogonais entre si, e ambos são
perpendiculares à direção de deslocamento. A velocidade de propagação
da onda eletromagnética no vácuo é a velocidade da luz, c, a qual é 3 x
108 m s-1.

• comprimento de onda é formalmente definido como a distância
média entre 2 máximos (ou mínimos) consecutivos de um padrão
periódico e é normalmente medido em micrômetros (m) ou
nanômetros (nm).
• Frequência é o número de ondas que passa por um ponto fixo
do espaço num determinado intervalo de tempo. Uma onda que
envia uma crista a cada segundo (completando um ciclo) é dita
ter a frequência de 1 ciclo por segundo ou 1 hertz, 1 Hz.

A relação entre comprimento de onda, , e frequência, f, da radiação
eletromagnética é baseada na seguinte fórmula, onde c é a velocidade
da luz:
fc  

c
f 
Note que frequência, f é inversamente proporcional ao comprimento
de onda,  Quanto maior o comprimento de onda, menor é a
frequência, e vice-versa.

Esta figura ilustra a relação inversa entre
comprimento de onda () e frequência
(n). Quanto maior o comprimento de
onda, menor a frequência; quanto menor
o comprimento de onda, maior a
frequência. A amplitude de uma onda
eletromagnética é a altura da crista da
onda acima da posição fixa. Cristas de
onda sucessivas são numeradas como 1,
2, 3, e 4. Um observador na posição do
relógio registra o número de cristas que
passam a cada segundo. Esta frequência
é medida em ciclos por segundo, ou
hertz

Em particular o comprimento de onda (; m) no sensoriamento
remoto na região do infravermelho é geralmente especificado pelo
número de onda n*, o qual é o recíproco do comprimento de onda:

1
* v
Tradicionalmente, número de onda é expresso em inverso de centímetro
(cm-1). Como  está em m (1cm=104m), então o comprimento de onda de
10 m tem um número de onda de 1000cm-1

O número de onda n*, nos fornece justamente o número de ondas
por unidade de comprimento.
Ele tem a propriedade de ser proporcional a Frequência e por
conseguinte a Energia. Na verdade, muitas vezes é utilizado como
unidade de Energia.
Podemos obter a Frequência (multiplicando por c) e a Energia
(multiplicando por hc) facilmente.
Vale lembrar que Frequência nada mais é que o número de ondas por
unidade de tempo.

Niels Bohr (1885–1962) e Max Planck formularam que
um corpo não irradia energia de forma contínua, mas
apenas em pacotes discretos por meio de “pulsos”
chamados de quanta ou fótons.
Modelo de Partícula da Radiação Eletromagnética

Segundo Niels Bohr (1885–1962) e Max Planck a energia emitida pelo
corpo deve satisfazer à expressão:
onde Q é a energia de um quantum medida em joules, h é a constante de
Planck (6.626  10-34 J s), e f é a frequência da radiação.
A magnitude do quantum depende unicamente da frequência da radiação.
Portanto, o fóton emitido oscila com uma dada frequência.
Chegamos num impasse em que a energia se comporta como onda
eletromagnética e como partícula.
fhQ 
Teoria Quântica da EMR

A fórmula da relação entre frequência e comprimento de onda, podemos
multiplicar a equação por h/h, ou 1, sem alterar seu valor:
Substituindo Q por hn, nós podemos expressar o comprimento de onda
associado com um quantum de energia como:
ou
Portanto, a energia de um quantum é inversamente proporcional ao seu
comprimento de onda, i.e., quanto maior o comprimento de onda, menor
será a energia
vh
ch

Q
ch


ch
Q 

Tipo de Radiação
Comprimento
de onda
Raios Gama (γ) < 10-11 m (10 pm)
Raios X 10-11 m (10 pm) – 10-8 m (10 nm)
Ultravioleta 10-8 m (10 nm) – 0,4 m (400 nm)
Visível 0,4 m (400 nm) – 0,7 m (700 nm)
Infravermelho 0,7 m – 1000 m (1 mm)
Microondas 1000 m (1 mm) – 1 m
Ondas de Rádio > 1 m

Tipo de Radiação
Comprimento
de onda
Subdivisões
Raios X 10-11 m (10 pm) – 10-8 m (10 nm)
Hard X (10 pm – 100 pm)
Soft X (100 pm – 10 nm)
Ultravioleta 10-8 m (10 nm) – 0,4 m (400 nm)
Extreme UV (10 nm – 100 nm)
Near UV (100 nm – 400 nm)
UV-C (0,20 – 0,29 m)
UV-B (0,29 – 0,32 m)
UV-A (0,32 – 0,40 m)

A energia de fótons
variando dos raios
gama até ondas de
rádio no espectro
eletromagnético.

 A Fig. mostra alguns dos diferentes comprimentos de onda da radiação.

Energia x Comprimento de Onda: Impacto na resolução espacial

Radiometria – Objetivo: medir a energia radiante.
Vamos ver no quadro as principais medidas
básicas em radiometria.
O conhecimento dos termos radiométricos é de
grande importância em SR.
Terminologia da Energia Radiante

Irradiância e Excitância
A quantidade de fluxo radiante incidente sobre uma superfície por unidade
de área é chamada de Irradiância (E), onde:
• A quantidade de fluxo radiante deixando uma superfície por unidade de
área é chamada de Exitância (M).
• Ambas quantidades são medidas em watts por metro quadrado (W m-2).
A
E 



A
M 




O conceito de densidade de fluxo radiante
para uma área sobre a superfície da
Terra.
• Irradiância é uma medida de fluxo
radiante incidente sobre uma
superfície por unidade de área (watts
m-2).
• Excitância é uma medida de fluxo
radiante que deixa (emergente) uma
superfície por unidade de área (watts
m-2).
Densidade de Fluxo Radiante

Radiância
Radiância (L) é o fluxo radiante por unidade de ângulo sólido deixando uma
fonte numa dada direção por unidade de área da fonte projetada naquela
direção e é medida em watts por metro quadrado por esterradiano (W m-2 sr -1
). Estamos somente interessados no fluxo radiante num certo comprimento de
onda deixando a área projetada da fonte (A) numa certa direção () confinada
no ângulo sólido ():


L  
 cos 



cosA
L 



O conceito de radiância
deixando a área projetada da
fonte sobre a superfície,
numa direção específica, e
dento de uma ângulo sólido.





 
2
0
2
0
ddsencos),(LE
D.F.R.M.
Fλ=Eλ
Irradiância [Wm-2/m]

 Para melhor compreender o conceito de
radiação, aqui estão alguns conceitos e fatos
importantes para lembrar:
1) Todas os objetos (cuja temperatura esteja acima do zero
absoluto), não importa quão grande ou pequeno ele seja, emite
radiação. O ar, seu corpo, as flores, as árvores, a Terra, as
estrelas, estão todos emitindo um amplo espectro de ondas
eletromagnéticas. A energia tem origem na rápida vibração dos
elétrons, bilhões dos quais existem em cada objeto.
2) Objetos quentes emitem mais radiação do que objetos frios.
3) Qual é a quantidade de radiação emitida por um objeto e em
que comprimento de onda esta emissão se dá? Precisamos
definir o conceito de Corpo Negro

Um Corpo Negro é uma superfície ou cavidade idealizada que tem a
propriedade de absorver perfeitamente (completamente) toda radiação
eletromagnética incidente e depois re-irradiar;
O termo Corpo Negro e utilizado para uma configuração de material onde
a absorção é completa.
A Radiação emitida por um corpo negro é isotrópica
Corpo Negro

Lei de Planck e Curvas de Radiação de Corpos Negros
Lei de Planck: descreve a radiação emitida por um Corpo Negro. Esta radiação depende da
temperatura e do comprimento de onda.
Curvas de radiação de corpos negros para diferentes temperaturas.

Lei de Stefan-Boltzmann: integrando a Lei de Planck em todos os
comprimentos de onda e em todas as direções, obtemos a expressão para a
taxa total de emissão de energia radiante de um corpo negro:
Representa a área da curva da densidade de fluxo espectral (irradiância ou
excitância espectral) ou da função de Planck multiplicada por .
Stefan-Boltzmann diz que a emissão total realmente depende fortemente
da temperatura do corpo! É proporcional a quarta potência da temperatura
do corpo
Lei de Stefan Boltzmann

Representa a área da curva da densidade de fluxo espectral (irradiância ou
excitância espectral) ou da função de Planck multiplicada por .
Lei de Stefan Boltzmann

Leis de Radiação
Calcule utilizando a lei de Stefan-Boltzmann a taxa total de
emissão de energia radiante do Sol e da Terra:
Sol: T = 5800 K
Terra: T = 288K
Se dobrarmos a temperatura de um objeto, quanto mais de
radiação ele irá emitir?

Lei de deslocamento de Wien
Lei de Wien: a) a maioria dos objetos emitem em diferentes comprimentos
de onda; 2) há um comprimento de onda onde um objeto emite o máximo
valor de emissão. A Lei de deslocamento de Wien fornece o comprimento
de onda associado a máxima emissão de um corpo negro. Derivada da
função de Planck igualada a zero e resolvida para o comprimento de onda:

Leis de Radiação
Utilizando a lei de deslocamento de Win calcule:
Comprimento de onda associado a máxima emissão do Sol
(5800 K)?
Comprimento de onda associado a máxima emissão da Terra
(288 K)?

Leis de Radiação
• Temperatura do Sol é de 6000 K:
– O pico de emissão:~ 0,5 m na região
visível do espectro;
– Radiação solar significante ocorre entre 0,3 e
5 m;
– Radiação solar: ondas curtas;
• Temperatura média da Terra é de 288 K:
– O pico de emissão:~ 10 m na região do
infravermelho;
– Radiação terrestre significante ocorre entre 3
e ≈ 1000 m (início da região de
microondas);
– Radiação terrestre: ondas longas.

Leis de Radiação
Espectro eletromagnético emitido pelo Sol
•44% da radiação do Sol se concentra na região visível;
•Comprimento de ondas menores que violeta 0.4m são ultravioleta. O Sol emite somente
cerca de 7% da sua radiação total nesta faixa do espectro.
•Comprimentos de onda maiores que 0.7m são conhecidos como infravermelho próximo.
•Aproximadamente 37% da energia solar é radiada entre 0.7 e 1.5m, com somente 12% na
região acima de 1.5m.
•Violeta: 0.4 - 0.446 mm
•Azul: 0.446 - 0.500 mm
•Verde: 0.500 - 0.578 mm
•Amarelo: 0.578 - 0.592 mm
•Laranja: 0.592 - 0.620 mm
•Vermelho: 0.620 - 0.7 mm

Leis de Radiação
only
VIS
VIS +
IR
only
IR
Sun radiation Earth radiation
Watt/
m2
and
micron

Leis de Radiação
• Em geral as bandas dos espectro eletromagnético utilizadas
em SR passivo podem ser divididas em 3 regiões:
• Bandas entre 0,3 e 3 m (região de reflexão da radiação solar) –
radiação medida corresponde a radiação solar refletida pela
superfície/nuvem/atmosfera;
• Bandas entre 3 e 5 m (região intermediária) – radiação medida é
composta tanto pela radiação solar refletida como pela radiação emitida
pela superfície/nuvem/atmosfera;
• Bandas entre 5 e ≈ 1000 m/incluindo o início da região de microondas
(região de emissão terrestre) – radiação medida é composta pela
radiação emitida pela superfície/nuvem/atmosfera;

Quando a REM incide a matéria, a REM pode ser:
•Transmitida;
•Refletida/Espalhada;
•Absorvida;
Interações Energia-Matéria

•Transmissão – A REM atravessa a matéria. A
transmissão é relacionada de forma inversa com
extinção. A extinção é dada tanto pela absorção quanto
pela reflexão/espalhamento;
•Quando a radiação passa por um meio com diferentes
densidades ocorre a refração

Índice de Refração
O índice de refração (n) é uma medida da densidade ótica de uma
substância. Este índice é a razão da velocidade da luz no vácuo, c, e a
velocidade da luz numa substância como atmosfera ou água, cn (Mulligan,
1980):
A velocidade da luz numa substância nunca pode chegar a velocidade da
luz no vácuo. Portanto, o índice de refração é sempre maior que 1. Por
exemplo, o índice de refração para atmosfera é 1,0002926 e 1,33 para
água. A Luz viaja mais vagarosamente através da água porque a água é
mais densa
nc
c
n 

Lei de Snell
Refração pode ser descrita pela Lei de Snell que fornece uma expressão do
o desvio angular sofrido por um feixe de luz ao passar de um meio para
outro com índices de refração diferentes. Onde teta é ângulo entre o raio
incidente e a linha normal à interface:
Na próxima figura, podemos observar que uma atmosfera não turbulenta
pode ser pensada como uma série de camadas de gases, cada uma com uma
densidade ótica diferente. Sempre que houver mudança na direção devido a
diferença de densidade entre dois meios, então ocorre o fenômeno da
refração.
2211 sinsin  nn 

Refração
Atmosférica
Refração em três camadas
atmosféricas. A Lei de Snell
pode ser utilizada para prever
o quanto a radiação mudará de
direção, com base no
conhecimento do ângulo de
incidência () e do índice de
refração de cada camada
atmosférica, n1, n2, n3.

•Reflexão – Em SR acaba-se utilizando o termo reflexão como
sinônimo de espalhamento.
• Entretanto, a reflexão é considerada, em diversas áreas de
estudo, unicamente como reflexão especular, onde a REM
emerge da matéria numa única e previsível direção
• O ângulo de reflexão é sempre igual ao ângulo de incidência e a
radiação refletida possui sentido oposto à incidente.

Espalhamento – Também chamado de reflexão difusa
Espalhamento difere da reflexão já que a direção associada ao
espalhamento é imprevisível, enquanto que a direção da reflexão é
previsível.
A radiação/luz vai em todas as direções (luz espalhada também
chamada de radiação difusa).

A equação de balanço diz que a quantidade total da
densidade de fluxo radiante num determinado comprimento
de onda () incidente no terreno é igual
 dtransmitteabsorbedreflectedi FFFF 

As características da radiação e o que acontece com
ela quando esta interage com a Terra é de extrema
importância em sensoriamento remoto.
Pelo monitoramento da natureza da radiação incidente
em comprimentos de onda específicos e como ela
interage com a Terra, é possível obter informações
importantes acerca da Terra.

Reflectância, Absortância e Transmitância Hemisférica
A Reflectância Hemisférica (r) é definida como a razão adimensional entre a densidade
fluxo radiante refletido pela superfície e o fluxo radiante incidente nela:
A Transmitância Hemisférica () é definida como a razão adimensional entre a
densidade fluxo radiante transmitido através da superfície e o fluxo radiante incidente nela
:
A Absortância Hemisférica (a) é definida como a razão adimensional entre a densidade
fluxo radiante absorvido pela superfície e o fluxo radiante incidente nela :




r
E
M
F
F
i
reflected




i
dtransmitte
F
F



a
i
absorbed
F
F


Equação de Balanço com base na Reflectância Hemisférica (r), Absortância Hemisférica
(αλ) e Transmitância Hemisférica ():


ar




1
i
dtransmitte
i
absorbed
i
reflected
i
i
F
F
F
F
F
F
F
F

Equação de Balanço com base na Reflectância Hemisférica (r), Absortância Hemisférica
(αλ) e Transmitância Hemisférica ():
1) PARA UM CORPO OPACO:
2) PARA UM CORPO NEGRO


ar



1
0



a

r



1
0
0

Lei de Kirchhoff: Para um corpo em equilíbrio termodinâmico, para um dado
comprimento de onda, a absorção e emissão são iguais de forma que a absortância e a
emissividade são iguais:
Para um corpo negro, a absorção e a emissão são máximas:
 a 
 a 1

Para um corpo real a emissividade é menor que 1 e descreve a eficiência de emissão
de um corpo quando comparado com um emissor perfeito (corpo negro):
PARA UM CORPO OPACO EM EQUILÍBRIO TERMODINÂMICO PODEMOS
RELACIONAR REFLECTÂNCIA COM EMISSIVIDADE:
)(
)(sup
TatemperaturaperfeitoemissorF
TatemperaturarealerfícieF


 




r
r
a
ar




1
1
1

A reflectância hemisférica multiplicada por 100 fornece uma quantidade bastante utilizada
chamada de porcentagem de reflectância ( ):
100%



r
i
reflected
F
F
%r

Curvas típicas de
reflectância para
diferentes tipos de
superfícies na região
de 0.4 – 0.9 m.
Jensen 2007

Há vários tipos de superfícies refletoras:
• Reflexão Lambertiana.
• Reflexão especular.
• Reflexão anisotrópica.
Reflectância

 Casos Limites:
• Lambertiana: reflectância = cte (mesma reflectância em todas
as direções independente do ângulo de iluminação).
• Especular: reflectância = 0 em todas as direções, excepto em
uma, a direção especular (a superfície é um espelho perfeito).
Superfícies
Naturais
em algum
lugar entre
as duas

 Superfície Lambertiana é isotrópica por definição
 Maioria das superfícies possuem algum grau de anisotropia
30º-75º -45º nadir +45º +75º
(http://www.geo.unizh.ch/rsl/research/SpectroLab/goniometry/brdf_intro.shtml)

Floresta no Canada. Esquerda:
Retroespalhamento (Sol atrás do observador).
Direita: Pró-espalhamento (Sol na direção
oposta do observador). (Fonte:
http://geography.bu.edu/brdf/brdfexpl.html)

Interação com a Atmosfera
Uma vez que a radiação eletromagnética é gerada, ela propaga
através da atmosfera da terra com velocidade aproximadamente
igual a velocidade da luz no vácuo.
• Ao contrário do vácuo onde nada acontece, a atmosfera pode
afetar não somente a velocidade da radiação mas também seu
comprimento de onda, sua intensidade, distribuição espectral e ou
direção.

• Espalhamento é um processo físico no qual uma partícula no
caminho da onda eletromagnética deflete a energia da radiação
incidente em todas as direções.
• A partícula pode ser pensada como uma fonte pontual da energia
espalhada.
• Deflecção da radiação devido ao contato com partículas.
• Luz espalhada também chamada de radiação difusa.
Espalhamento

Essencialmente as partículas responsáveis pelo
espalhamento possuem tamanhos que vão de:
• Moléculas gasosas (~ 10-4m) até
• Aerossóis (~ 1 m)
• Gotas de Nuvem (~ 10 m)
• Cristais de Gelo (~ 100 m)
• Grandes Gotas de Chuva (~ 1 cm)
Espalhamento

Espalhamento Atmosférico
Tipos de espalhamento é uma função do:
• comprimento de onda da radiação incidente, e
• tamanho da matéria com a qual a radiação interage
(molécula de gás, partícula de areia, gotas de água)

O efeito do tamanho da partícula sobre o espalhamento é determinado por um
termo físico chamado parâmetro de tamanho (size parameter).
Para uma partícula esférica, ele definido como a razão entre a circunferência
da partícula e o comprimento de onda da radiação incidente:
Espalhamento

r
x
2


Espalhamento Rayleigh ocorre quando o diâmetro da matéria é
muito menor que o comprimento de onda da radiação
eletromagnética incidente.
X << 1.
Um exemplo deste tipo de espalhamento é o espalhamento da luz
visível (0,4 - 0,7 m) por moléculas atmosféricas levando a
explicação da cor do céu azul.
A quantidade de radiação espalhada é inversamente proporcional
a quarta potência do comprimento de onda da radiação incidente.
Espalhamento Rayleigh

A quantidade de radiação
espalhada é inversamente
proporcional a quarta
potência do comprimento
de onda da radiação
incidente (-4).
Espalhamento
Rayleigh

Espalhamento Rayleigh
• Espalhamento Rayleigh pode diminuir severamente a
informação vinda da radiação no visível para
pequenos comprimentos de onda (Ex. azul) a ponto da
imagem de sensoriamento remoto perder
completamente o contraste sendo difícil distinguir os
diferentes objetos

Espalhamento Lorenz-Mie
• Espalhamento Lorenz-Mie ocorre quando há essencialmente partículas
esféricas presentes na atmosfera com tamanhos iguais ou maiores que o
comprimento de onda da radiação incidente.
X ≥ 1 (Exemplo: luz visível e partículas de aerossóis e nuvem)
A intensidade do espalhamento depende menos do comprimento de onda
e é mais dependente do tamanho da partícula.
Como resultado as nuvens na atmosfera geralmente aparecem brancas.

Espalhamento Microondas
•Espalhamento Lorenz-Mie – Detecção de gotas de chuva (1cm) por
microondas (1mm – 1m);
Na região de microondas a absorção pelas nuvens é muito baixa. A
transmitância de uma nuvem não precipitante é cerca de 90% e o
espalhamento é muito baixo (gotas de nuvem = 10 m e microondas a partir de
1000 m, tal que o parâmetro X<<1 resultando no espalhamento Rayleigh que
inversamente proporcional a quarta potência do comprimento de onda,
portanto em microondas é muito fraco)
Entretanto gotas de chuva (1 cm) interagem fortemente com a radiação em
microondas. Portanto nuvens são aproximadamente transparentes na região de
microondas, mas nuvens precipitantes não são!

• Absorção é o processo pelo qual a radiação eletromagnética é
absorvida e convertida em outras formas de energia.
• Uma banda de absorção é um intervalo de comprimento de
onda no espectro eletromagnética onde a radiação é absorvida
por substâncias como água (H2O), dióxido de carbono (CO2),
oxigênio (O2), ozônio (O3), e óxido nitroso (N2O).
• O efeito acumulado da absorção por vários constituintes pode
causar com que a atmosfera se feche completamente em certas
regiões do espectro. Isto é ruim para o sensoriamento remoto da
superfície porque não há energia disponível para ser sensoriada.
Absorção

• Em certas partes do espectro, como a região visível (0.4 - 0.7 m), a
atmosfera não absorve toda radiação incidente, mas transmite esta de
forma efetiva. Regiões do espectro que transmitem efetivamente a
radiação são chamadas de “janelas atmosféricas”.
• Quando lidamos com um meio como o ar, absorção e espalhamento são
frequentemente combinados num coeficiente de extinção.
• Transmissão é inversamente relacionado com a absorção/extinção.
Certos comprimentos de onda são afetados mais pela absorção do que
pelo espalhamento. Este fato é particularmente verdade para
comprimentos de onda na região do infravermelho e para comprimentos
de onda menores que a região do visível.
Absorção

Absorção de diferentes gases para a região de 0.1 até 30 m
http://apollo.lsc.vsc.edu/classes/met130/notes/chapter2/42_Selective_Absorption/42.html
window

Figura abaixo) O efeito
combinado da absorção e
espalhamento atmosférico reduz a
quantidade de irradiância solar
chegando à superfície da Terra ao
nível médio do mar.

Absorção Microondas
•0.15cm (200 GHz) e 1.5cm (20 GHz): Sondagens Vapor d’água
•0.5cm (60 GHz): sondagens O2
•0.2, 0.3, 0.8 cm e >2.0 cm : Janela atmosférica

Fontes de Energia Eletromagnéticas Naturais
Sensoriamento Remoto Passivo
A temperatura de 5770 – 6000 kelvin (K) produz uma grande quantidade de energia de comprimento
de onda relativamente curto que viaja à velocidade da luz. Parte desta energia é interceptada pela
Terra, onde ela interage com a atmosfera e a superfície terrestre. A Terra reflete parte desta energia
diretamente de volta para o espaço exterior ou pode absorver a energia de comprimentos de onda
menores e posteriormente reemiti-la em comprimentos de onda maiores
Radiação Visível, Infravermelha e
Microondas

Microondas (1000m (1mm) – 1 x 106m (1m)) emitido pela superfície terrestre
Sensoriamento Remoto Passivo

Microondas (1000m (1mm) – 1 x 106m (1m)) emitido pela superfície terrestre

Fontes de Energia Eletromagnéticas
Sensoriamento Remoto
•As características de transmissão atmosférica fazem com que raramente se
utilizem sensores que operem em faixas de comprimento de onda inferiores a
0.4 m.
•A maior parte dos sensores operam nas seguintes regiões do espectro: visível,
infravermelho e microondas
•Geralmente a energia utilizada no SR dos recursos terrestres é a seguinte:
•Radiação solar refletida;
•Radiação no infravermelho térmico emitida pelo sistema Terra-atmosfera;
•Radiação em microondas emitida pelo sistema Terra-atmosfera;
•Radiação em microondas refletida pelo sistema Terra-atmosfera produzida por
meio de fontes artificiais (emitida pelo próprio sistema sensor).

A atmosfera desempenha um papel importante, tanto ao longo do
caminho Sol-alvo como do caminho alvo-sensor
1) A atmosfera pode reduzir a radiância do feixe pela absorção, bem
como pelo espalhamento.
2) A atmosfera pode aumentar a radiância do feixe pela emissão e pelo
espalhamento múltiplo de todas as outras direções na direção da sua
propagação (Liou, 1980).
Portanto, sob condições de céu claro, espalhamento, absorção e emissão
de radiação pelos constituintes atmosféricos (gases e aerossóis) devem
ser levados em conta
ETR

ETR
[5]
[6]
Surface
[1]
Atmosphere
[2]
Sun
Sensor
 ,L
[4]
[3]
[1]
[2]
[3]
[6]
[4]
[5]

[1] Irradiância solar direta que atinge a superfície e é então refletida por ela
na direção do sensor;
[2] Espalhamento da radiação solar para cima em direção ao sensor;
[3] Como a superfície da Terra não é um corpo negro, a radiação solar
espalhada (difusa) pela atmosfera para baixo pode ser refletida pela superfície
até o sensor;
[4] - Emissão térmica da superfície;
[5] Radiância emitida pela atmosfera para cima em direção ao sensor;
[6] Como a superfície da Terra não é um corpo negro, a radiação emitida pela
atmosfera para baixo pode ser refletida pela superfície e propagada até o
sensor juntamente.
ETR

ETR – completa
região intermediária (3-5 m)
654321 L

ETR – simplificação VIS
região de radiação solar refletida (0.4 – 3.0 m)
643 L
[1] Irradiância solar direta que atinge a superfície e é então refletida
por ela na direção do sensor;
[2] Espalhamento da radiação solar para cima em direção ao sensor;
[3] Como a superfície da Terra não é um corpo negro, a radiação solar
espalhada (difusa) pela atmosfera para baixo pode ser refletida pela
superfície até o sensor.
1 2 3

521 L
[4] - Emissão térmica da superfície;
[5] Radiância emitida pela atmosfera para cima em direção ao sensor;
[6] Como a superfície da Terra não é um corpo negro, a radiação
emitida pela atmosfera para baixo pode ser refletida pela superfície e
propagada até o sensor juntamente.
ETR – simplificação IR
região de emissão terrestre (5 – 1000 m)
4 5 6

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