Lerninhalte der 1. Vorlesung

Transkript

1 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

2 Termine 1. Di. 18. Oktober Einführung 2. Di 25. Oktober Einführung 3. Mi 2. November ausgefallen 4. Mi 9. November Mikrowellenradiometer HATPRO 5. Mi 14.November Satellitenbahnen/elektromagnetische Wellen 6. Do 24.November FE der festen Erde solar/infrarot 7. Do 1. Dezember FE der festen Erde - Mikrowellen (passiv/aktiv) 8. Do 8. Dezember FE der festen Erde - SAR 9. Do 15.Dezember FE des Ozeans Altimeter/Eisbedeckung 10. Do 22.Dezember Vorträge zu Satellitenmissionen 11. Do. 12. Januar FE des Atmosphäre - Strahlungstransport 12. Do. 19. Januar FE des Atmosphäre - Temperatur- und Feuchte 13. Do. 26. Januar FE des Atmosphäre - Wolken 14. Do. 2. Februar FE des Atmosphäre - Radarmeteorologie 15. Do. 9. Februar FE des Atmosphäre - (Windprofiler, GPS) 2

3 Lerninhalte der 1. Vorlesung Wie funktioniert die "Fernerkundung"? Worauf zielen Imager, Radiometer und Spektrometer? In welchen Spektralbereichen findet die Fernerkundung der Atmosphäre/Erde statt? Seit wann gibt es meteorologische Satelliten? Welche Arten von meteorologischen Satelliten gibt es? Was bezeichnet LEO, MEO und GEO? Was beschreibt die Inklination einer Satellitenbahn? 3

4 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 I = 35º I > 60º und I < 90º I > 90º äquatorialer Orbit mit gleicher Drehrichtung wie Erde Inklination von TRMM werden als polare Orbits bezeichnet retrograder Orbit Geo und tropischer Orbit 4

5 Kreisförmige Satellitenbahnen Gravitationskraft: Fliehkraft: γmm F g = 2 r 2 mv F c = mω 2 = r γ Gravitationskonstante Nm 2 /kg 2 m Masse des Satelliten M Masse der Erde 5.97 x10 24 kg ω Winkelgeschwindigkeit v Bahngeschwindigkeit r Abstand der Schwerpunkte Satellit-Erde Gleichsetzen der Kräfte liefert. Winkelgeschwindigkeit: 2 ω = γm 3 r Bahn- oder Tangentialgeschwindigeit: v = γm r Sind nur von der Höhe abhängig, nicht von der Masse des Satelliten Umlaufperiode: T = 2π r = 2π 3 r γm 5

6 Kreisförmige Satellitenbahnen Spezielle kreisförmige Orbits 1. Geostationär Satellit erscheint stationär, wenn er dieselbe Periode hat wie die Erddrehung in Bezug auf die Sterne T = s (siderischer Tag) r = km. Erdradius am Äquator R E = 6378 km h = r - R E = km. T = 2π r = 2π 3 r γm 6

7 Kreisförmige Satellitenbahnen 2. Polar umfaufende Satelliten Niedrigere Höhen sind günstiger für gute Abdeckung, z.b. 600 km für ODIN r = = 6978 km v = 7558 m/s = 7.6 km/s γm ~ 2 v = γm ω = 3 T = 5801 s = 96.7 min r r je niedriger die Orbithöhe desto: kürzer die Periode geringer die Abdeckung der Oberfläche stärker das Signal besser die räumliche Auflösung größer die Reibung und kürzer die Lebenszeit 7

8 Elliptische Orbits Reale Orbits sind elliptisch Das Problem ist analog zur Drehung der Erde um die Sonne Es gelten die Keplerschen Gesetze 8

9 Drehung der Erde um die Sonne Earth-Sun Relations

10 Keplersche Gesetze 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. Die Verbindungslinie von der Sonne (Erde) zu einem Planeten (Satelliten) überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen. 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

11 Koordinatensystem Θ=Π 2 a(1 e ) r( Θ) = 1+ ecosθ Θ=0 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

12 Probleme beim Orbit Die meisten Orbits von Umweltsatelliten sind nahezu zirkulare Orbits. Störungen können verursacht werden durch: Asphärische Graviationspotentiale (Die Erde ist keine Kugel) -> sehr wichtig: hierdurch kommt es zur Präzession. Gravitation anderer Körper (Sonne, Mond, etc.) Strahlungsdruck (Die Vikingsonde zum Mars hätte ohne Strahlungsdruckkorrektur den Mars um km verfehlt). Bombardierung mit galaktischen Partikeln (Sonnenwind) Luftreibung, besonders wichtig unterhalb von 850 km Atmosphärischer Auftrieb 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

13 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 gleich zur Sonne bleibt und der Satellit den Äquator jeden Tag zur selben 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 LT für z ~ 1000 km, i ~ 98 degrees (90 degrees = North Pole) 13

14 Überflugzeiten Local Time: LT UT + Ψ 15 wobei: UT= Weltzeit, universal time, GMT (Greenwich Meridian Time) Ψ = Länge (Grad) Äquatorüberflugszeit (equator crossing time): ECT = UT ΨN + 15 wobei: Ψ N = Länge des aufsteigenden oder absteigenden Überflugs Länge der Sonne: Ψ = 15 ( UT 12) mit Sonne ΔΨ = Ψ N Ψ Sonne folgt: ECT = 12 + ΔΨ 15 ΔΨ = const. für sonnensynchrone Orbits, d.h. man kannn jedem Satelliten eine ETC zuordnen (Morgen-, Mittag-, Abendsatellit) 14

15 Eine kleine Weltreise 15

16 Überflugmuster 16

17 17

18 Reale Orbits Beispiel: TOPEX/POSEIDON (USA, Frankreich, 1992) Oberflächenhöhe (Änderungen z.b. durch Tide) mit 13 cm Genauigkeit; Weil die Sonne dies antreibt macht ein sonnensynchroner Orbit keinen Sinn. Man würde immer dasselbe messen; Ziel war ein equidistantes Gitter von Überflügen zu haben; 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); Hohe Breiten sollen auch betrachtet werden; Ergebnis: Orbit in 1334km Höhe, Inklination=66, das sorgt für 45 Schneidewinkel in 30 Breite 18

19 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 Exzentrität 0.72 Perigäum Apogäum Periode km km (Höhe = 1000 km) km (Höhe = km) Minuten = Stunden 19

20 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

21 2.1 Elektromagnetisches Spektrum Radiowellen: ν < 3 GHz (~λ>10 cm) Hohe Transparenz der Atmosphäre (Radiofenster) Beobachtung der Erdoberfäche aus dem Weltraum Frequenzbänder P, L, S, C, X, K bezeichnen für Radargeräte genutzte Frequenzbereiche (kryptische Bezeichnung aus dem 2. Weltkrieg) Neben aktiven Systemen wie Radar und Altimeter werden auch passive Radiometer (z.b. zur Messung der Bodenfeuchte oder Salinität) in diesem Frequenzbereich genutzt 21

22 Elektromagnetisches Spektrum Mikrowellen: 3 > ν > 300 GHz (10 cm > λ >1 mm) Rotationsübergänge atmosphärische Gase (Wasserdampf, Sauerstoff, Ozon) Messungen der spektralen Verteilung (Spektrometer) entlang von Rotationslinien erlauben die Bestimmung von Profilen. Beispiel: Satelliteninstrument AMSU (Advanced Microwave Sounder) zur Bestimmung von Temperatur- und Feuchteprofilen in Tropo- und Stratosphäre. Wasserwolken sind im Mikrowellenbereich semitransparent und werden sowohl mit passiven Sensoren als auch mit Wolkenradargeräten beobachtet. Bestimmungen von Oberflächeneigenschaften (Eistyp, Rauhigkeit) 22

23 Elektromagnetisches Spektrum Infrarotbereich: 1 mm > λ > 0.7 μm) Submillimeterbereich (300 GHz bis 3 THz; mm) wird auch teilweise dem Mikrowellenbereich zugeordnet; Empfangstechniken aus dem Mikrowellenbereich zu hohen Frequenzen erweitert, während vom Ferninfraroten (FIR) Infrarottechniken ausgeweitet werden.. Im Infrarotbereich sind sowohl Rotations- als auch Vibrationsübergänge vieler atmosphärischer Gase zu finden (Imager, Spektrometer, Polarimeter und Laser) Viele Spurengase (Atmosphärenchemie) aber auch Wolken (Wasser und Eis) beobachtet werden. Die Kohlendioxidbande bei 15 μm für Temperaturprofil 23 Oberflächeneigenschaften nur bei wolkenfreiem Himmel

24 Infrarot CO 2 Atmosphärisches Fenster nur geringe Ozon-Absorption 24

25 Elektromagnetisches Spektrum Sichtbar ( μm) 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 ( μm) Absorption energiereicher Sonnenstrahlung hauptsächlich durch Ozon und Sauerstoff absorbiert, wobei hier auch Elektronenübergänge ins Spiel kommen. Ozonfernerkundung (siehe Total Ozone Mapping System TOMS) und auch 25 die Oberflächen anderer Planeten (ohne stark absorbierende Atmosphäre)

26 Atmosphärische Fenster 26

27 Elektromagnetisches Spektrum 27

28 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 UV-C UV-B Photographic UV band UV-A 0.03 to 0.4 μm μm μm 0.3 to 0.4 μm μm Incoming wavelengths less than 0.3 μm are completely absorbed by ozone in the upper atmosphere. Transmitted through atmosphere. Detectable with film and photodetectors, but atmospheric scattering is severe. Visible to μm Imaged with film and photodetectors. Includes reflected energy peak of earth at 0.5 μm. Infrared-A (near IR) Infrared-B (mid-ir) 0.78 to 1.4 μm 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) Thermal IR band 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. 28

29 2.2 Beschreibung elektromagnetischer Wellen Aus den Maxwellgleichungen folgt die Wellengleichung für den elektrischen (und den magnetischen) Feldvektor 2 E μ 0 ε 0 μ r ε r 2 E 2 t = 0 E μ o elektrischer Feldvektor Vs / (A m) Permeabilität des Vakuums ε o F / m Permittivität des Vakuums μ r relative Permeabilität (ca. 1) ε r relative Permittivität zwischen 1 und 80 (=Dielektrizitätskonstante) Die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum c ergibt sich mit: μ o ε o = 1/c 2 Für die Lichtgeschwindigkeit im Medium c r ergibt sich mit: μ o ε o μ r ε r = 1/c r 2 29

30 2.2 Beschreibung elektromagnetischer Wellen Lösung der Wellengleichung 2 E μ ε 0 0 μ r ε r 2 E 2 t = 0 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). Die drei Vektoren stehen senkrecht aufeinander (Rechtssystem). Ausbreitungsrichtung der Welle entspricht der Richtung des Pointing-Vektor. S ist die Energieflussdichte der elektromagnetischen Welle. Die Intensität der elektromagntischen 30 Welle ist proportional zu E 2.

31 Polarisation Eine einzelne elektromagnetische Welle ist linear polarisiert. Sind bei Überlagerung vieler Wellen deren Schwingungsrichtungen wahllos im Raum verteilt, ist die Strahlung unpolarisiert. Bei Überlagerung von zwei Wellen addieren sich die Feldvektoren. Sind Wellen unterschiedlich polarisiert und überlagern sich ohne Phasenunterschied entsteht wieder eine linear polarisierte Welle mit der Summe der Anfangsamplituden und neuer Polarisationsrichtung. 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. 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). Horizontale Polarisation wird stärker reflektiert als Vertikale. Auch Streuung 31 (z.b. an Eisteilchen) und inhomogene Quellstrahlung können zur Polarisation führen.

32 Polarisation linear polarisiert zirkular polarisiert Phasenverschiebung von Δφ = λ/4 32

33 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. absolut Koordinatensysteme lokal z S vertikal polarisiert (v) E E S s gestreute Welle horizontal polarisiert (h) S parallele Komponente l senkrechte Komponente r 33

34 Kohärenz Kohärenz bezeichnet eine feste Phasenbeziehung zwischen sich überlagernden Wellen. Eine Ursache von Inkohärenz ist die zufällige Überlagerung endlicher (monochromatischer) Wellenzüge (Schwarzkörperstrahlung). Ein weiterer Grund ist die Unbestimmtheit der Frequenz sich überlagernder Wellenzüge. Die Kohärenzzeit Δt=tc ergibt sich aus der Unbestimmtheit der Frequenz mit 1/Δν 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. Bei inkohärenten Wellen addieren sich die Intensitäten der einzelnen Wellenzüge. Kohärente Wellen erhalten durch Korrelation eine Zusatzterm. 34

35 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 Watt Strahlungsflussdichte radiant flux density F=dΦ/dA Watt m -2 Strahldichte radiance I=d 2 Φ/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

36 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)=180 o beim Kreis) Zusammenhang zwischen Strahlungsflussdichte und Strahldichte durch Integration über den Halbraum EF θ I dω F = 2π I ( Ω) cosθ dω 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

37 2.4 Erzeugung elektromagnetischer Wellen Aktive Fernerkundungsverfahren (künstliche Strahlungsquelle) Radiowellen: Anregung über periodische Ladungsbewegungen in Drähten oder Antennenoberflächen abgestrahlt. Mikrowellenbereich: Hohlraumresonatoren und Elektronenröhren, neuerdings vermehrt Halbleitertechniken Infraroten, Sichtbaren und Ultraviolett: Laser und vor allem zum Zwecke der Kalibration Glühlampen eingesetzt. Passive Fernerkundung (natürliche Strahlungsquellen) γ-strahlung aus radioaktivem Zerfall oder thermische Strahlung aufgrund der ungeordneten Molekül- und Atombewegung 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. Stefan-Boltzmann Gesetz und Wien'sche Verschiebungsgesetz können aus der Planck'schen Schwarzkörperstrahlung abgeleitet werden. Kirchhof'sche Gesetz definiert Emissivität eines Körpers als Abweichung 37 vom Verhalten eines Schwarzkörpers.

38 Aktive Sensoren Mikrowellensensoren 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 Scatterometer: Aussenden unter mehren Winkeln Analyse der winkelabhängigen Rückstreuung Windfeld über offenem Wasser, Wellenhöhen, Rauhigkeit des Meereises Abbildendes Radar: Nutzung sehr breit abstahlender Antennen. Abtastung der Erdoberfläche mittels Pulsbreite (X-Richtung) und Flugrichtung (Winkel durch synthetic Aperture) Niederschlagsradar: Pulsradar mit schmalem Strahl und vertikaler Blickrichtung; vertikal aufgelöste Rückstreuung an Niederschlagpartikeln z.b. PR auf TRMM Wetterradar am Boden Lidargeräte im UV, VIS,IR meist am Boden aber zunehmend in All 38