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Angaben zur Programmanmeldung 2016_2017_2018

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Gliederung
1. Einleitung
2. Meteorologische Satelliten
3. Eigenschaften elektromagnetischer Wellen
4. FE der festen Erde
5. FE der Ozeanoberfläche
6. Passive FE der Atmosphäre
7. Aktive FE der Atmosphäre
1
Termine
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
9.
10.
11.
12.
13.
14.
15.
Di. 18. Oktober
Di 25. Oktober
Mi 2. November
Mi 9. November
Mi 14.November
Do 24.November
Do 1. Dezember
Do 8. Dezember
Do 15.Dezember
Do 22.Dezember
Do. 12. Januar
Do. 19. Januar
Do. 26. Januar
Do. 2. Februar
Do. 9. Februar
Einführung
Einführung
ausgefallen
Mikrowellenradiometer HATPRO
Satellitenbahnen/elektromagnetische Wellen
FE der festen Erde – solar/infrarot
FE der festen Erde - Mikrowellen (passiv/aktiv)
FE der festen Erde - SAR
FE des Ozeans – Altimeter/Eisbedeckung
Vorträge zu Satellitenmissionen
FE des Atmosphäre - Strahlungstransport
FE des Atmosphäre - Temperatur- und Feuchte
FE des Atmosphäre - Wolken
FE des Atmosphäre - Radarmeteorologie
FE des Atmosphäre - (Windprofiler, GPS)
2
Lerninhalte der 1. Vorlesung
ƒ Wie funktioniert die "Fernerkundung"?
ƒ Worauf zielen Imager, Radiometer und Spektrometer?
ƒ In welchen Spektralbereichen findet die Fernerkundung der
Atmosphäre/Erde statt?
ƒ Seit wann gibt es meteorologische
Satelliten?
ƒ Welche Arten von meteorologischen
Satelliten gibt es?
ƒ Was bezeichnet
LEO, MEO und GEO?
ƒ Was beschreibt die Inklination
einer Satellitenbahn?
3
Satellitenorbits
Neben der Höhe ist die Inklination (I) ein entscheidener Parameter. Diese
bezeichnet den Winkel zwischen der Äquatorebene und der Ebene der
Satellitenbahn. Ein äquatorialer Orbit hat somit eine Inklination von 0 Grad und
ein exakter polarer Orbit eine Inklination von 90 Grad.
I = 0º
äquatorialer Orbit mit gleicher Drehrichtung wie Erde
I = 35º
Inklination von TRMM
I > 60º und I < 90º
werden als polare Orbits bezeichnet
I > 90º
retrograder Orbit
Geo und tropischer Orbit
4
Kreisförmige Satellitenbahnen
Fg = −
Gravitationskraft:
Fliehkraft:
γMm
r2
mv 2
Fc = −mω =
r
2
γ
m
M
ω
v
r
Gravitationskonstante 6.673·10-11 Nm2/kg2
Masse des Satelliten
Masse der Erde 5.97 x1024 kg
Winkelgeschwindigkeit
Bahngeschwindigkeit
Abstand der Schwerpunkte Satellit-Erde
Gleichsetzen der Kräfte liefert….
Winkelgeschwindigkeit:
ω =
2
γM
r3
Bahn- oder Tangentialgeschwindigeit:
Umlaufperiode:
2π
r3
T=
= 2π
r
γM
v=
γM
r
Sind nur von der Höhe
abhängig, nicht von der
Masse des Satelliten
5
Kreisförmige Satellitenbahnen
Spezielle kreisförmige Orbits
1. Geostationär
Satellit erscheint stationär,
wenn er dieselbe Periode hat
wie die Erddrehung in Bezug
auf die Sterne T = 86 164 s
(siderischer Tag)
→ r = 42 166 km.
Erdradius am Äquator RE = 6378 km
→ h = r - RE = 35 788 km.
2π
r3
T=
= 2π
r
γM
6
http://www.mmm.ucar.edu/pm/satellite/coverage.html#geostationary
Kreisförmige Satellitenbahnen
2. Polar umfaufende Satelliten
Niedrigere Höhen sind günstiger für gute Abdeckung, z.B. 600 km für ODIN
→ r = 600 + 6378 = 6978 km
γM
γM
→ v = 7558 m/s = 7.6 km/s
2
~
v=
ω = 3
r
→ T = 5801 s = 96.7 min
r
je niedriger die Orbithöhe desto:
ƒ
ƒ
ƒ
ƒ
ƒ
kürzer die Periode
geringer die Abdeckung der Oberfläche
stärker das Signal
besser die räumliche Auflösung
größer die Reibung und kürzer die Lebenszeit
7
Elliptische Orbits
ƒ Reale Orbits sind elliptisch
ƒ Das Problem ist analog zur Drehung der Erde um die Sonne
ƒ Es gelten die Keplerschen Gesetze
•
8
Drehung der Erde um die Sonne
Earth-Sun Relations
Keplersche Gesetze
ƒ Die Planeten (Satelliten) bewegen sich auf Ellipsenbahnen, in deren einem
Brennpunkt die Sonne (Erde) steht. Mit Apogäum wird der erdfernste Punkt und
mit Perigäum der erdnächste Punkt einer Umlaufbahn um die Erde bezeichnet.
ƒ Die Verbindungslinie von der Sonne (Erde) zu einem Planeten (Satelliten)
überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen.
ƒ Die dritten Potenzen der mittleren Abstände der Planeten (Satelliten) zur Sonne
(Erde) sind proportional zu den Quadraten der Umlaufbahnen. Das bedeutet, daß
sich Planeten umso langsamer bewegen, je weiter sie von der Sonne entfernt
sind. Der Merkur z.B. benötigt ca. 58 Tage für eine Umkreisung der Sonne, beim
Pluto sind es 248 Erdenjahre.
10
Koordinatensystem
Θ=Π
Θ=0
•
a (1 − e 2 )
r ( Θ) =
1 + e cos Θ
Bahnparameter
a – große Halbachse
e – Exzentrität
r – Distanz zum Erdmittelpunkt
ω- Winkel zwischen aufsteigendem
Knoten und dem Perigäum
Ω- Rektaszension (right ascension)
Winkel zwischen x-Achse
(Verbindungslinie Erde-Sonne
bei Tag und Nachtgleiche und
dem Schnittpunkt des aufsteigenden Astes der Bahn
mit der Äquatorebene
I - Inklination, der Winkel den
der Orbit mit dem Äquator hat,
bestimmt auch die höchste
erreichbare Breite
11
Probleme beim Orbit
Die meisten Orbits von Umweltsatelliten sind nahezu zirkulare Orbits.
Störungen können verursacht werden durch:
ƒ Asphärische Graviationspotentiale (Die Erde ist keine Kugel) -> sehr wichtig:
hierdurch kommt es zur Präzession.
•
ƒ Gravitation anderer Körper (Sonne, Mond, etc.)
ƒ Strahlungsdruck (Die Vikingsonde zum Mars hätte ohne Strahlungsdruckkorrektur
den Mars um 15000 km verfehlt).
ƒ Bombardierung mit galaktischen Partikeln (Sonnenwind)
ƒ Luftreibung, besonders wichtig unterhalb von 850 km
ƒ Atmosphärischer Auftrieb
ƒ Elektromagnetische Kräfte
Bis auf die erste werden hierdurch zufällige Störungen der Bahn verursacht, die durch
die Beobachtung und durch Nachführung des Orbits korrigiert werden können. 12
Sonnen-synchroner, polarer Orbit
Die Orbitstörung durch das nicht-sphärische Gravitationsfeld kann vorteilhaft
genutzt werden in dem die Inklination und die Orbithöhe so gewählt werden,
dass der Orbit so präzessiert wie sich die Erde um die Sonne dreht.
Ein sonnensynchroner Orbit ist also ein Orbit, für den die Orbitebene immer
• Äquator jeden Tag zur selben
gleich zur Sonne bleibt und der Satellit den
lokalen Zeit überfliegt.
Der Orbit ist nicht fest, sondern er muss sich mit ca 1° pro Tag bewegen, um
die Erddrehung um die Sonne auszugleichen.
für 12.00 LT
für z ~ 1000 km,
i ~ 98 degrees
(90 degrees = North Pole)
13
Überflugzeiten
Local Time:
wobei:
Ψ
LT ≡ UT +
15°
UT= Weltzeit, universal time, GMT (Greenwich Meridian Time)
Ψ = Länge (Grad)
Äquatorüberflugszeit (equator crossing time):
ECT = UT +
ΨN
15°
wobei: ΨN= Länge des aufsteigenden oder absteigenden Überflugs
Länge der Sonne: ΨSonne = −15°(UT − 12) mit
folgt:
ΔΨ = ΨN − ΨSonne
ΔΨ
ECT = 12 +
15°
ΔΨ = const. für sonnensynchrone Orbits, d.h. man kannn jedem Satelliten eine ETC
zuordnen (Morgen-, Mittag-, Abendsatellit)
14
Eine kleine Weltreise
15
Überflugmuster
16
http://meted.ucar.edu/ist/poes2/
17
Reale Orbits
Beispiel: TOPEX/POSEIDON (USA, Frankreich, 1992)
ƒ Oberflächenhöhe (Änderungen z.B. durch Tide) mit 13 cm Genauigkeit;
ƒ Weil die Sonne dies antreibt macht ein sonnensynchroner Orbit keinen Sinn. Man
würde immer dasselbe messen;
ƒ Ziel war ein equidistantes Gitter von Überflügen zu haben;
ƒ Die Überflüge sollten sich mit einem Winkel von 45° schneiden, so dass man die
Neigung der Oberfläche in Ost-West und Nord- Süd Richtung messen kann (polare
und tropische Orbits kommen nicht in Frage);
ƒ Hohe Breiten sollen auch betrachtet werden;
Ergebnis: Orbit in 1334km Höhe, Inklination=66°, das sorgt für 45°
Schneidewinkel in 30° Breite
18
Molynia Orbit
Ein langgestreckter Orbit mit einer Inklination von 63.4 Grad bei dem das
Argument des Perigäum konstatnt ist. Das Apogäum bleibt immer bei der
gleichen Breite. Dieser Orbittyp wird von Kommunikationssatelliten der
früheren sowjetunion genutzt, da sie eine bessere Abdeckung der hohen
Breiten gewährleisten. Der Satellit ist am entferntesten (Apogäum) und
langsamsten über Russland und am erdnächsten und schnellsten über der
Südhemisphäre. Typische Parameter sind:
Grosse
Halbachse
26 554 km
Exzentrität
0.72
Perigäum
7 378 km (Höhe = 1000 km)
Apogäum
45 730 km (Höhe = 39 352 km)
Periode
717.8 Minuten = 11.96 Stunden
19
2. Eigenschaften
elektromagnetischer Wellen
1.
Einleitung
2.
Eigenschaften elektromagnetischer Wellen
2.1 Elektromagnetisches Spektrum
2.2 Beschreibung elektromagnetischer Wellen
2.3 Strahlungsmaße
2.4 Erzeugung elektromagnetischer Wellen
2.5 Messung elektromagnetischer Strahlung
2.6 Wechselwirkung elektromagnetischer Wellen mit Materie
3.
Fernerkundung der festen Erde
4.
Fernerkundung der Ozeanoberfläche
5.
Passive Fernerkundung der Atmosphäre
5.
Aktive Fernerkundung der Atmosphäre
20
2.1 Elektromagnetisches Spektrum
Radiowellen: ν < 3 GHz (~λ>10 cm)
ƒ Hohe Transparenz der Atmosphäre (Radiofenster)
Beobachtung der Erdoberfäche aus dem Weltraum
ƒ Frequenzbänder P, L, S, C, X, K bezeichnen für Radargeräte genutzte
Frequenzbereiche (kryptische Bezeichnung aus dem 2. Weltkrieg)
ƒ Neben aktiven Systemen wie Radar und Altimeter werden auch passive
Radiometer (z.B. zur Messung der Bodenfeuchte oder Salinität) in diesem
Frequenzbereich genutzt
21
Elektromagnetisches Spektrum
Mikrowellen: 3 > ν > 300 GHz (10 cm > λ >1 mm)
ƒ Rotationsübergänge atmosphärische Gase (Wasserdampf, Sauerstoff, Ozon)
ƒ Messungen der spektralen Verteilung (Spektrometer) entlang von
Rotationslinien erlauben die Bestimmung von Profilen.
ƒ Beispiel: Satelliteninstrument AMSU (Advanced Microwave Sounder) zur
Bestimmung von Temperatur- und Feuchteprofilen in Tropo- und Stratosphäre.
ƒ Wasserwolken sind im Mikrowellenbereich semitransparent und werden sowohl
mit passiven Sensoren als auch mit Wolkenradargeräten beobachtet. 22
ƒ Bestimmungen von Oberflächeneigenschaften (Eistyp, Rauhigkeit)
Elektromagnetisches Spektrum
Infrarotbereich: 1 mm > λ > 0.7 μm)
ƒ Submillimeterbereich (300 GHz bis 3 THz; 1 – 0.1 mm) wird auch teilweise dem
Mikrowellenbereich zugeordnet; Empfangstechniken aus dem
Mikrowellenbereich zu hohen Frequenzen erweitert, während vom
Ferninfraroten (FIR) Infrarottechniken ausgeweitet werden..
ƒ Im Infrarotbereich sind sowohl Rotations- als auch Vibrationsübergänge vieler
atmosphärischer Gase zu finden (Imager, Spektrometer, Polarimeter und Laser)
ƒ Viele Spurengase (Atmosphärenchemie) aber auch Wolken (Wasser und Eis)
beobachtet werden. Die Kohlendioxidbande bei 15 μm für Temperaturprofil
23
ƒ Oberflächeneigenschaften nur bei wolkenfreiem Himmel
Infrarot
CO2
Atmosphärisches Fenster
nur geringe
Ozon-Absorption
24
Elektromagnetisches Spektrum
Sichtbar (0.7 - 0.4 μm)
ƒ zahlreiche Vibrationsübergänge (z.B. Wasserdampf). Reflektiertes Sonnenlicht
wird vom Satelliten u.a. für die Fernerkundung von Boden- und Wolkeneigenschaften genutzt. Limitierung durch Wolken und Dunkelheit.
Ultra-Violett (0.4 - 0.1 μm)
ƒ Absorption energiereicher Sonnenstrahlung hauptsächlich durch Ozon und
Sauerstoff absorbiert, wobei hier auch Elektronenübergänge ins Spiel kommen.
ƒ Ozonfernerkundung (siehe Total Ozone Mapping System TOMS) und auch
25 die
Oberflächen anderer Planeten (ohne stark absorbierende Atmosphäre)
Atmosphärische Fenster
26
Elektromagnetisches Spektrum
27
Electromagnetic Spectral Regions
Region
Wavelength
Remarks
Gamma ray
< 0.03 nm
Incoming radiation is completely absorbed by the
upper atmosphere and is not available for remote
sensing.
X-ray
0.03 to 3.0 nm
Completely absorbed by atmosphere. Not
employed in remote sensing.
Ultraviolet
0.03 to 0.4 μm
UV-C
0.1-0.28 μm
Incoming wavelengths less than 0.3 μm are
completely absorbed by ozone in the upper
atmosphere.
UV-B
0.28-0.315 μm
Photographic UV band
0.3 to 0.4 μm
UV-A
0.315-4.0 μm
Visible
0.36-0.4 to 0.76-0.8μm
Imaged with film and photodetectors. Includes
reflected energy peak of earth at 0.5 μm.
Infrared-A (near IR)
0.78 to 1.4 μm
Infrared-B (mid-IR)
1.4-3.0
Interaction with matter varies with wavelength.
Atmospheric transmission windows are separated
by absorption bands.
Reflected IR band
0.7 to 3.0 μm
Reflected solar radiation that contains no
information about thermal properties of
materials. The band from 0.7 to 0.9 μm is
detectable with film and is called the
photographic IR band.
Infrared-C (far IR)
3μm to 1mm,
Principal atmospheric windows in the thermal
region. Images at these wavelengths are acquired
by optical-mechanical scanners and special
vidicon system but not by film.
Microwave
0.1 to 30 cm
Longer wavelengths can penetrate clouds, fog, and
rain. Images may be acquired in the active or
passive mode.
Radar
0.1 to 30 cm
Active form of microwave remote sensing. Radar
images are acquired at various wavelength bands.
Radio
>30 cm
Longest wavelength portion of electromagnetic
spectrum. Some classified radars with very long
wavelength operate in this region.
Thermal IR band
Transmitted through atmosphere. Detectable with
film and photodetectors, but atmospheric
scattering is severe.
28
2.2 Beschreibung elektromagnetischer Wellen
Aus den Maxwellgleichungen folgt die Wellengleichung für den
elektrischen (und den magnetischen) Feldvektor
2
∂
E
∇ 2 E − μ 0ε 0 μ r ε r 2 = 0
∂t
E
μo
εo
μr
εr
elektrischer Feldvektor
4⋅10-7 Vs / (A m) Permeabilität des Vakuums
8.854⋅10-12 F / m Permittivität des Vakuums
relative Permeabilität (ca. 1)
relative Permittivität zwischen 1 und 80
(=Dielektrizitätskonstante)
Die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum c ergibt sich mit: μo εo = 1/c2
Für die Lichtgeschwindigkeit im Medium cr ergibt sich mit: μo εo μr εr = 1/cr2
29
2.2 Beschreibung elektromagnetischer Wellen
Lösung der Wellengleichung
∂2E
∇ E − μ 0ε 0 μ r ε r 2 = 0
∂t
2
Ebene Welle für den elektrischen
Feldvektor als Funktion von
Raum r und Zeit t:
E(r,t) = A exp(i (kr -ωt + Φ))
A
Amplitude
k
= 2 π sqrt(εr) / λ
Wellenvektor
λ
= 2 π c /ω Wellenlänge
ω
Winkelgeschwindigkeit
ν
= ω / 2 π Frequenz der
Φ
Phasenverschiebung
Pointing'sche Vektor S = E X H
(magnetischen Feldvektor H).
ƒ Die drei Vektoren stehen senkrecht
aufeinander (Rechtssystem).
ƒ Ausbreitungsrichtung der Welle entspricht
der Richtung des Pointing-Vektor.
ƒ S ist die Energieflussdichte der elektromagnetischen Welle.
ƒ Die Intensität der elektromagntischen
30
Welle ist proportional zu |E|2.
Polarisation
ƒ Eine einzelne elektromagnetische Welle ist
linear polarisiert.
ƒ Sind bei Überlagerung vieler Wellen deren
Schwingungsrichtungen wahllos im Raum
verteilt, ist die Strahlung unpolarisiert.
ƒ Bei Überlagerung von zwei Wellen addieren
sich die Feldvektoren.
ƒ Sind Wellen unterschiedlich polarisiert und überlagern sich ohne
Phasenunterschied entsteht wieder eine linear polarisierte Welle mit der Summe
der Anfangsamplituden und neuer Polarisationsrichtung.
ƒ Gibt es bei der Überlagerung zweier elektromagnetischer Wellen eine
Phasenverschiebung, so ist die resultierende Welle elliptisch polarisiert. Sind die
Amplituden beider Wellen identisch und der Phasenunterschied gleich 90 Grad
ergibt sich eine kreisförmig polarisierte Welle.
ƒ Natürliche Strahlung, wie sie von inhomogenen Medien emittiert ist, ist
unpolarisiert (z.B. Sonnenstrahlung). Wechselwirkungen mit inhomogenen Medium
führen zur Polarisation (z.B. Reflexion von Sonnenstrahlung an Wasserflächen).
31 (z.B.
Horizontale Polarisation wird stärker reflektiert als Vertikale. Auch Streuung
an Eisteilchen) und inhomogene Quellstrahlung können zur Polarisation führen.
Polarisation
linear polarisiert
zirkular polarisiert
Phasenverschiebung von Δφ = λ/4
http://www.physik.fu-berlin.de/~Ebrewer/ph3_polar.html
32
Koordinaten bei Streuung
Findet an einem Punkt Streuung statt, wird von einfallender und gestreuter Welle
die Streuebene aufgespannt, die den Streuwinkel einschließst. Die parallele
Komponente der Welle ist parallel zur Streuebene und senkrecht zur
Ausbreitungsrichtung. Die senkrechte Komponente steht senkrecht auf Streuebene
und senkrechter Komponente.
Neben diesem lokalen Streusystem sind im absoluten System die horizontale und
vertikale Komponente durch die Einfallsebene und die Auftreffebene (z.B.
Erdoberfläche) definiert.
Koordinatensysteme
absolut
z
lokal
vertikal polarisiert (v)
S
E
E
horizontal polarisiert (h)
S
Ss
gestreute
Welle
parallele
Komponente l
senkrechte Komponente r
33
Kohärenz
ƒ Kohärenz bezeichnet eine feste Phasenbeziehung zwischen sich
überlagernden Wellen.
ƒ Eine Ursache von Inkohärenz ist die zufällige Überlagerung endlicher
(monochromatischer) Wellenzüge (Schwarzkörperstrahlung). Ein
weiterer Grund ist die Unbestimmtheit der Frequenz sich überlagernder
Wellenzüge.
ƒ Die Kohärenzzeit Δt=tc ergibt sich aus der Unbestimmtheit der
Frequenz mit 1/Δν
ƒ Die Kohärenzlänge Δl ergibt sich über den Zusammenhang mit der
Lichtgeschwindigkeit aus c/Εν. Ab einer Länge größer als Δl oder einer
Zeit größer Δt sind Wellenzüge inkohärent.
ƒ Bei inkohärenten Wellen addieren sich die Intensitäten der einzelnen
Wellenzüge. Kohärente Wellen erhalten durch Korrelation eine
Zusatzterm.
http://vento.pi.tu-berlin.de/applets/gruppe.html
34
2.3 Strahlungsintensitätsmaße
Poynting-Vector S variiert extrem schnell
Strahlungsmessgeräte messen meist die Energie der Strahlung über ein
bestimmtes Zeitintervall gemittelt (Leistung), die eingeschränkt auf einen
Winkelbereich Ω auf eine beschränkte Fläche A fällt. Entsprechend gibt
es folgende Maße:
Strahlungsfluss
radiant flux
Φ
Strahlungsflussdichte radiant flux density F=dΦ/dA
Watt
Watt m-2
Strahldichte
radiance
I=d2Φ/dΩ dA cosΘ Watt m-2 sr-1
Strahlungsintensität
radiant intensity
L=dΦ/dΩ
Watt sr-1
Ist die Strahlung richtungsunabhängig (isotrop) gilt I = F/π.
Oft werden diese Strahlungsgrössen spektral, d.h. für eine Wellenlänge λ oder
eine Frequenz ν angegeben.
35
Zusammenhang Irradiance F/Radiance I
Strahlungsflussdichte F, [F] = W/m²
gesamter Strahlungsenergiefluss durch eine Einheitsfläche
Strahldichte I, [I] = W/(m²sr), sr = Steradian, Raumwinkeleinheit
(gesamter Winkelbereich=4π, anlog zu 2π (Radian)=180o beim Kreis)
Zusammenhang zwischen Strahlungsflussdichte und Strahldichte durch
Integration über den Halbraum
I
EF
F=
∫π I (Ω) cos θ dΩ
2
dΩ
θ
I ist der Energiefluss durch eine
Einheitsfläche (EF) aus einer
Raumwinkeleinheit, wobei aber
die Einheitsfläche senkrecht auf
dem Blickstrahl steht (daher
cosθ in Integration für F.
36
2.4 Erzeugung elektromagnetischer Wellen
Aktive Fernerkundungsverfahren (künstliche Strahlungsquelle)
ƒ Radiowellen: Anregung über periodische Ladungsbewegungen in Drähten
oder Antennenoberflächen abgestrahlt.
ƒ Mikrowellenbereich: Hohlraumresonatoren und Elektronenröhren,
neuerdings vermehrt Halbleitertechniken
ƒ Infraroten, Sichtbaren und Ultraviolett: Laser und vor allem zum Zwecke
der Kalibration Glühlampen eingesetzt.
Passive Fernerkundung (natürliche Strahlungsquellen)
ƒ γ-Strahlung aus radioaktivem Zerfall oder thermische Strahlung aufgrund der
ungeordneten Molekül- und Atombewegung
ƒ Planck'sche Strahlungsgesetz beschreibt thermische Strahlung. Höhere
Temperaturen regen höherer Energiezustände bei Elektronenorbitalen,
Molekülvibrationen und -rotationen durch Kollision an. Rückfall in niedrigere
Niveaus unter Abgabe von elektromagnetischer Strahlung.
ƒ Stefan-Boltzmann Gesetz und Wien'sche Verschiebungsgesetz können
aus der Planck'schen Schwarzkörperstrahlung abgeleitet werden.
ƒ Kirchhof'sche Gesetz definiert Emissivität eines Körpers als Abweichung 37
vom Verhalten eines Schwarzkörpers.
Aktive Sensoren
Mikrowellensensoren
ƒ Altimeter: Abstand zwischen Sensor und Oberfläche aus Laufzeit eines
Pulses → Topographie der Eis-bzw. Meeresoberfläche
Form gibt Information über Rauhigkeit (Windstärke und Wellenhöhe)
ERS 1-2, SEASAT, TOPEX/Poseidon, JASON
ƒ Scatterometer: Aussenden unter mehren Winkeln
Analyse der winkelabhängigen Rückstreuung
Windfeld über offenem Wasser, Wellenhöhen, Rauhigkeit des Meereises
ƒ Abbildendes Radar: Nutzung sehr breit abstahlender Antennen. Abtastung
der Erdoberfläche mittels Pulsbreite (X-Richtung) und Flugrichtung (Winkel
durch synthetic Aperture)
ƒ Niederschlagsradar: Pulsradar mit schmalem Strahl und vertikaler
Blickrichtung; vertikal aufgelöste Rückstreuung an Niederschlagpartikeln
z.B. PR auf TRMM
ƒ Wetterradar am Boden
Lidargeräte im UV, VIS,IR meist am Boden aber zunehmend in All
38
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