Capítulo 3 2014_pos

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Princípios da Radiação

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Capítulo 3 2014_pos

  1. 1. Princípios da Radiação Eletromagnética
  2. 2. 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.
  3. 3. Interações da Energia com a matéria na atmosfera, na área de estudo e no sensor de sensoriamento remoto
  4. 4. 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.
  5. 5. 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).
  6. 6. 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.
  7. 7. • 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. Modelo de Onda da Radiação Eletromagnética
  8. 8. 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. Modelo de Onda da Radiação Eletromagnética
  9. 9. 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 Modelo de Onda da Radiação Eletromagnética
  10. 10. 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 Modelo de Onda da Radiação Eletromagnética
  11. 11. 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. Modelo de Onda da Radiação Eletromagnética
  12. 12. 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
  13. 13. 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 Modelo de Partícula da Radiação Eletromagnética
  14. 14. 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  Modelo de Partícula da Radiação Eletromagnética
  15. 15. 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
  16. 16. 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)
  17. 17. A energia de fótons variando dos raios gama até ondas de rádio no espectro eletromagnético.
  18. 18.  A Fig. mostra alguns dos diferentes comprimentos de onda da radiação.
  19. 19.  A Fig. mostra alguns dos diferentes comprimentos de onda da radiação.
  20. 20. Energia x Comprimento de Onda: Impacto na resolução espacial
  21. 21. Energia x Comprimento de Onda: Impacto na resolução espacial
  22. 22. Energia x Comprimento de Onda: Impacto na resolução espacial
  23. 23. Energia x Comprimento de Onda: Impacto na resolução espacial
  24. 24. Energia x Comprimento de Onda: Impacto na resolução espacial
  25. 25. 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
  26. 26. 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    
  27. 27. 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
  28. 28. 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   
  29. 29. O conceito de radiância deixando a área projetada da fonte sobre a superfície, numa direção específica, e dento de uma ângulo sólido.
  30. 30.       2 0 2 0 ddsencos),(LE D.F.R.M. Fλ=Eλ Irradiância [Wm-2/m]
  31. 31.  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
  32. 32. 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
  33. 33. 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.
  34. 34. 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
  35. 35. 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
  36. 36. 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?
  37. 37. 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:
  38. 38. Lei de deslocamento de Wien
  39. 39. 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)?
  40. 40. 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.
  41. 41. 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
  42. 42. Leis de Radiação
  43. 43. Leis de Radiação only VIS VIS + IR only IR Sun radiation Earth radiation Watt/ m2 and micron
  44. 44. 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;
  45. 45. Quando a REM incide a matéria, a REM pode ser: •Transmitida; •Refletida/Espalhada; •Absorvida; Interações Energia-Matéria
  46. 46. Interações Energia-Matéria
  47. 47. •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 Interações Energia-Matéria
  48. 48. 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 
  49. 49. 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 
  50. 50. 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.
  51. 51. •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. Interações Energia-Matéria
  52. 52. 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). Interações Energia-Matéria
  53. 53. A equação de balanço diz que a quantidade total da densidade de fluxo radiante num determinado comprimento de onda () incidente no terreno é igual Interações Energia-Matéria  dtransmitteabsorbedreflectedi FFFF 
  54. 54. 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. Interações Energia-Matéria
  55. 55. 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 
  56. 56. Reflectância, Absortância e Transmitância Hemisférica 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
  57. 57. Reflectância, Absortância e Transmitância Hemisférica 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
  58. 58. Reflectância, Absortância e Transmitância Hemisférica 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
  59. 59. Reflectância, Absortância e Transmitância Hemisférica 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
  60. 60. A reflectância hemisférica multiplicada por 100 fornece uma quantidade bastante utilizada chamada de porcentagem de reflectância ( ): 100%    r i reflected F F %r Reflectância, Absortância e Transmitância Hemisférica
  61. 61. Curvas típicas de reflectância para diferentes tipos de superfícies na região de 0.4 – 0.9 m. Jensen 2007
  62. 62. Há vários tipos de superfícies refletoras: • Reflexão Lambertiana. • Reflexão especular. • Reflexão anisotrópica. Reflectância
  63. 63.  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
  64. 64. Reflectância
  65. 65.  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)
  66. 66. 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)
  67. 67. 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.
  68. 68. • 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
  69. 69. 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
  70. 70. 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)
  71. 71. 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 
  72. 72. 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
  73. 73. A quantidade de radiação espalhada é inversamente proporcional a quarta potência do comprimento de onda da radiação incidente (-4). Espalhamento Rayleigh
  74. 74. 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
  75. 75. 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.
  76. 76. 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!
  77. 77. • 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
  78. 78. • 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
  79. 79. 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
  80. 80. 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.
  81. 81. 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
  82. 82. 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
  83. 83. Microondas (1000m (1mm) – 1 x 106m (1m)) emitido pela superfície terrestre Fontes de Energia Eletromagnéticas Naturais Sensoriamento Remoto Passivo
  84. 84. Fontes de Energia Eletromagnéticas Naturais Microondas (1000m (1mm) – 1 x 106m (1m)) emitido pela superfície terrestre
  85. 85. 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).
  86. 86. 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
  87. 87. ETR [5] [6] Surface [1] Atmosphere [2] Sun Sensor  ,L [4] [3] [1] [2] [3] [6] [4] [5]
  88. 88. [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
  89. 89. ETR – completa região intermediária (3-5 m) 654321 L
  90. 90. 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
  91. 91. 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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