Fabrizio Ferrucci, Barbara Hirn e Concettina Di Bartola 1 Compendio di Telerilevamento 2 Definizione Si definisce Telerilevamento l insieme di scienza, tecniche e strumenti che permette di acquisire, processare e interpretare immagini ottenute dall interazione tra l energia elettromagnetica e la materia. Fig.1 Schema di un sistema di Telerilevamento Componenti di un sistema di Telerilevamento per l Osservazione della Terra 1. una sorgente di energia elettromagnetica (E.E.) (A) Fig.1: per il Telerilevamento passivo sorgenti fondamentali di E.E. sono il Sole e la Terra; 2. Interazione con l Atmosfera (B) Fig.1: prima che l energia emessa dalla sorgente riesca a raggiungere la superficie terrestre, subisce tre possibili interazioni con l atmosfera: Assorbimento Trasmissione Scattering (diffusione) 3. Interazione con il bersaglio (C) Fig.1: l interazione della radiazione elettromagnetica con la superficie investigata dipende sia dalle caratteristiche fisico-chimiche dell elemento sia dalla frequenza della radiazione utilizzata, la radiazione elettromagnetica che giunge sulla superficie terrestre interagisce con essa mediante processi di: Riflessione Trasmissione Assorbimento terrestre 4. Misura di energia da parte del sensore (D) Fig.1: l E.E. scatterata o emessa dal bersaglio raggiunge il sensore e da esso registrata. 5. Trasmissione, Ricezione, e Processamento (E) Fig. 1: l energia registrata dal sensore viene trasmessa ad una stazione ricevente e di processamento. 6. Interpretazione e analisi (F) Fig. 1: I processi di analisi ed interpretazione dei dati e dei prodotti, basati su interpretazione visiva di un operatore esperto o su elaborazioni digitali per estrarre l informazione di interesse sull oggetto osservato.
7. Applicazione (G) Fig.1: I processi attraverso i quali le informazioni estratte dai dati telerilevati vengono usate nelle applicazioni finali, per meglio conoscere l oggetto, fornire ulteriori informazioni su esso o assistere nella soluzione di un particolare problema. 2 Fondamenti fisici del Telerilevamento Energia Elettromagnetica La radiazione elettromagnetica gioca un ruolo fondamentale nel telerilevamento, in accordo con la teoria ondulatoria, la radiazione elettromagnetica può essere descritta come un onda piana armonica che si propaga nello spazio vuoto, e consiste di due campi di forza, elettrico e magnetico, ortogonali tra loro (Fig. 2). Fig.2 Vettori Elettrico e Magnetico di un onda elettromagnetica Entrambi i campi si propagano nello spazio alla velocità della luce c = 2,99792458*10 8 m s -1 arrotondata per eccesso a 3*10 8 ms -1 Velocità, lunghezza d onda e frequenza esprimono i caratteri qualitativi di un onda elettromagnetica: la lunghezza d onda (λ), definita come la distanza tra due successive creste dell onda (Fig.2) La lunghezza d onda (λ) è misurata in metri (m), in nanometri (nm=10-9 m) o micrometri (μm=10-6 m) la frequenza ()definita come il numero di picchi d onda che passano in un dato punto in un certo intervallo di tempo (cicli al secondo) e che, di solito, è espressa in Hertz (Hz). Velocità della luce, lunghezza d onda e frequenza sono legate tra di loro dalle seguenti relazioni: c v La frequenza,, è inversamente proporzionale, alla lunghezza d onda, λ, più lunga è la lunghezza d onda più bassa la frequenza e viceversa (fig.3). v c v c Fig.3: Relazione inversa fra λ e
Spettro Elettromagnetico Lo Spettro Elettromagnetico è una distribuzione monodimensionale continua della energia elettromagnetica ordinata per lunghezze d onda, λ, crescenti. Per motivi pratici e teorici è suddiviso in diversi intervalli detti anche bande spettrali, definiti internazionalmente con termini convenzionali rappresentati in uno schema, detto schema dello spettro elettromagnetico (Fig.4) 3 Ogni regione dello Spettro Elettromagnetico gioca un ruolo fondamentale nel Telerilevamento, ma per una caratterizzazione delle proprietà delle superfici terrestri, soltanto alcune bande sono più idonee di altre, queste sono: Ultravioletto (UV): 10-380 nm Visibile (VIS): 380-750 nm Infrarosso (IR): 0.75-1000 µm Microonde (MW): 0.1-100 cm Fig.4: Schema dello spettro elettromagnetico Il Visibile (VIS): 380-750 nm viene ulteriormente suddiviso nelle seguenti sottobande: Violetto: 100-380 nm Blu: 430-475 nm Blu-verde: 475-490 nm Verde: 490-550 nm Giallo: 550-580 nm Arancio580-620 nm Rosso 620-750 nm L Infrarosso (IR): 0.75-1000 µm è suddiviso in: Infrarosso Vicino (NIR): 0.75-0.90 0.90-1.3µm Infrarosso Onde Corte (SWIR): 1.5-2.5 µm Infrarosso Onde Medie (MIR): 3.5-5.2 µm Infrarosso Termico (TIR): 7.0-20 µm.
Leggi della Radiazione 4 Legge di Planck: definisce l andamento della potenza emessa dalle superfici in funzione della lunghezza d onda e della loro temperatura. Legge di Stefan Boltzmann: fornisce la quantità totale di potenza emessa dalle superfici calcolata su tutto lo spettro elettromagnetico in funzione della loro temperatura. Legge di Wien: indica il valore della lunghezza d onda in corrispondenza dell emissione elettromagnetica massima ad una determinata temperatura. Legge di Kirchhoff: fissa la relazione fra i coefficienti di riflessione, di trasmissione, assorbimento e emissione. Legge di Planck Qualsiasi superficie esterna di un corpo, che si trovi ad una temperatura T, superiore allo zero assoluto (0 K= -273,14 C) emette radiazioni elettromagnetiche proprie che dipendono dalla temperatura del corpo e dalle caratteristiche chimico-fisiche e geometriche della sua superficie, mentre riflette, assorbe o si lascia attraversare dalle radiazioni elettromagnetiche provenienti dall esterno. Un corpo, la cui superficie è in grado di assorbire tutta la radiazione elettromagnetica su di essa incidente e nello stesso tempo è in grado di emettere EM in modo continuo su tutto lo spettro, si definisce corpo nero, o radiatore integrale, in pratica la superficie di corpo nero è una superficie ideale (ε=1)la cui legge di emissione è data dalla legge di Planck: M λ (T) = c 1 λ -5 / [exp(c 2 / λt) - 1] Dove: c = velocità della luce 2,99792458*10 8 m s -1 h = constante di Planck 6,6262*10-34 J s k = constante di Boltzmann 1,38*10-23 J/K c 1 = 2 π h c 2 = 3,742*10 8 Wm 2 c 2 = h c / k = 1,4388*10 4 m K, λ= lunghezza d onda (μm) T= temperatura in K M λ (T) = potenza radiante per unità di superficie e di lunghezza d onda [W m -2 µm -1 ]. Legge di Stefan Boltzmann Integrando la legge di Planck su tutto lo spettro si ottiene la potenza radiante per unità di superficie di corpo nero: 4 M b T σ è la costante di Stefan-Boltzman che vale 5,67*10-8 W m -2 K -4. La legge di Stefan Boltzmann indica che la quantità totale di energia emessa da un corpo nero, che si trovi alla temperatura T, è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura. Legge di Wien La Legge di Wien, o dello spostamento, mette in relazione la lunghezza d onda, λ, corrispondente al massimo di energia emessa da una superficie con il suo valore di temperatura T,
max T k 2898 m K T 5 La relazione mostra come la lunghezza d onda dominante λ max si sposta verso le regioni più corte man mano che cresce la temperatura di corpo nero Nella Fig. 5 vengono presentate le curve derivate dalla legge di Plank per alcuni corpi neri, fra cui quelli che simulano il comportamento del Sole con T= 6000 K, di una lampada ad incandescenza con T=3000 K e della Terra con T= 300 K, i valori di picco di emissione per le tre sorgenti sono 0,483 μm per il Sole, 0,966 μm per la lampada ad incandescenza e 9,66 μm per la superficie della Terra, rispettivamente nel visibile, nel vicino infrarosso e nell infrarosso termico. L area sottesa da ciascuna curva è la radianza totale emessa a quella determinata temperatura (Legge di Stefan-Boltzmann). Fig.5 Curve di radianza di corpo nero Legge di Kirchhoff Secondo Kirchhoff quando la radiazione elettromagnetica incide su una superficie reale va incontro a tre fenomeni: Riflessione Assorbimento Trasmissione Per il principio di conservazione dell energia Ei = Eρ + Eα + E Dove: Ei : la radiazione incidente Eρ: la radiazione riflessa Eα: la radiazione assorbita E: la radiazione trasmessa Fig. 6 Incidenza, riflessione e rifrazione
Normalizzando rispetto all energia incidente E i si ottengono dei coefficienti variabili in funzione della natura chimico-fisica, della rugosità o levigatezza delle superfici e, rispettivamente il coefficiente di riflessione ρ, il coefficiente di assorbimento α, il coefficiente di trasmissione : ρ= Eρ/ Ei (0 ρ 1) α= Eα / Ei (0 α 1) = E/ Ei (0 1) 6 ρ + + α = 1 In condizioni di corpi opachi, con trascurabile la precedente relazione si riduce a due componenti: ρ + α = 1 (oppure α = 1- ρ) Siccome un buon assorbitore è anche un buon emettitore, allora α= ε, e quindi: ε = 1- ρ L emissività ε esprime l efficienza con cui un corpo irradia ed è definita come : il rapporto tra energia emessa dal corpo reale (E cr ) a To e l energia emessa dal corpo nero (E cn ) a To Grandezze radiometriche Nel Telerilevamento le più importanti grandezze utilizzate sono: l Energia radiante (Q), la quale rappresenta l energia trasportata dalle onde elettromagnetiche, l unità di misura è il Joule [J]; il Flusso radiante o Potenza radiante (Φ) è l energia radiante trasferita da un punto o da una superficie ad un altra una superficie nell unità di tempo, si misura in Watt [W]; l Exitanza è definita come flusso radiante uscente da una superficie unitaria, si esprime come W/m 2 ; l Irradianza (E) è il flusso radiante incidente su di una superficie unitaria; l Intensità radiante (I) e la radianza si riferiscono alla radiazione secondo un certo angolo di osservazione, indicando rispettivamente il flusso radiante uscente da una sorgente per unità di angolo solido e il flusso radiante per unità di superficie e per unità di angolo solido, misurato su di un piano perpendicolare alla direzione considerata. L intensità radiante si misura in W/sr, mentre la radianza si misura in W/m 2 /sr. Uno steradiante [sr] è l angolo solido al centro che su una sfera intercetta una calotta di area uguale a quella del quadrato del raggio, mentre un radiante [rad] rappresenta l angolo piano al centro che su una sfera intercetta una calotta di area uguale a quella del quadrato del raggio. Comportamento Spettrale della Vegetazione Quando l energia elettromagnetica emessa dal Sole colpisce la superficie di un corpo opaco della superficie della Terra, questa viene in parte assorbita ed in parte riflessa. La riflessione può essere diretta o diffusa.
La riflessione diretta segue le leggi dell ottica geometrica ed avviene quando la superficie dell oggetto risulta ideale, ovvero quando le asperità presenti abbiano un rilievo il cui ordine di grandezza sia circa 1/8 della lunghezza d onda dell energia incidente (uno specchio). 7 La riflessione diffusa avviene quando la superficie dell oggetto ha un grado di asperità tale da riflettere disordinatamente ed in tutte le direzioni la luce incidente. La percentuale dell energia radiante incidente che viene riflessa viene detta riflettanza e dipende dalla struttura geometrica delle superfici, dalla natura e dalla composizione dei corpi e dai pigmenti fogliari. Fig.6. Spettri di riflettanza di suolo, acqua, vegetazione e neve L andamento della firma spettrale della vegetazione è regolato alle varie lunghezze d onda da diversi fattori: Nel Visibile, la parte di energia riflessa è correlata alla presenza di pigmenti fogliari quali la clorofilla, la xantofilla, il carotene. In particolare la clorofilla è responsabile dell assorbimento nelle bande del blu, 0.45 μm, e nel rosso 0.66 μm, e del massimo di riflettività nel verde 0.50 μm. Nell infrarosso vicino, tra 0.70 e 1.35 μm, la struttura fogliare intesa come organizzazione spaziale delle cellule della foglia, e quindi, variabile da una specie ad un altra, è responsabile di una elevata riflessione (30-70%) dell energia incidente, la porzione residua viene trasmessa e soltanto una piccolissima parte assorbita. All inizio del NIR la riflettenza varia bruscamente da un valore in percentuale basso fino a raggiungere un 50% attorno a 0.8 μm. Nello SWIR (Infrarosso ad onde corte) tra 1.35 e 2.70 μm le caratteristiche spettrali della vegetazione dipendono dal contenuto di acqua nella foglia, si notano, quindi a 1.4 μm, 1.9 μm e 2.6 μm elevati fenomeni di assorbimento da parte dell acqua, e massimi relativi di riflettenza a 1.65 μm e 2.2 μm. Piattaforme ed Orbite per il Telerilevamento I satelliti per l osservazione terrestre sono piattaforme artificiali, dotate di appositi sensori per il rilevamento a distanza di fenomeni elettromagnetici superficiali e sub superficiali del nostro pianeta, che percorrono nello spazio orbite costanti e specifiche. Possono quindi essere classificati secondo le loro caratteristiche orbitali: a. Piattaforme ad orbita polare b. Piattaforme ad orbita eliosincrona c. Piattaforme ad orbita geosincrona d. Piattaforme ad orbita generica Un satellite che orbita attorno alla terra è soggetto alla forza di attrazione di gravità e alla forza centrifuga. Per le leggi del moto circolare uniforme, la forza centrifuga è : : Per la legge di gravitazione universale, la forza di attrazione gravitazionale tra due masse m 1 e m 2 è
Per creare una situazione di equilibrio la forza centrifuga deve eguagliare la forza di gravitazione, dunque deve essere F C = F G 8 Per cui: ove: m = massa del satellite M = massa del corpo attorno al quale il satellite ruota r = raggio dell'orbita del satellite G= costante di gravitazione universale, che vale 6.67 * 10 11Nm 2 / Kg Dato che la massa del satellite m è trascurabile in confronto alla massa della Terra la relazione si può così semplificare: e quindi la velocità del satellite sarà Il movimento dei satelliti obbedisce alle leggi della Gravitazione Universale. Le caratteristiche delle orbite sono descritte dalle tre leggi di Keplero: 1. La traiettoria di un satellite della Terra descrive un ellisse piana di cui la Terra occupa uno dei fuochi; il punto più vicino alla Terra si chiama Perigeo ed il punto più lontano Apogeo. 2. Il raggio vettore che congiunge il satellite al centro della Terra descrive delle aree uguali in tempi uguali. 3. I cubi dei semiassi maggiori delle orbite r sono proporzionali ai quadrati dei periodi T La legge di Newton definisce il valore della costante gravitazionale K = 398601 km 3 /s 2. In base all'energia, l'orbita può essere: Gli elementi orbitali o parametri orbitali kepleriani sono necessari per determinare in maniera univoca un'orbita. Essi sono: Semiasse maggiore dell ellisse a eccentricità dell ellisse e Inclinazione i del piano orbitale sul piano equatoriale; Argomento del perigeo ω; Ascensione retta del nodo ascendente Ω µ che definisce la posizione iniziale del satellite. Ω Satelliti APOGEO Satelliti geosincroni Un satellite si definisce geosincrono quando il suo periodo è uguale alla durata del giorno sidereo, 23 h 56 m e 4 s, ossia al tempo impiegato dalla Terra ad effettuare una rotazione completa attorno al proprio asse. Un satellite geosincrono deve avere una quota di circa 35.730 Km Satelliti geostazionari Un satellite geosincrono si definisce geostazionario se la sua orbita: è circolare si trova nello stesso piano dell'equatore terrestre, i = 0 è diretta, ossia è descritta in senso antiorario (da ovest ad est). I principali settori di applicazione sono le Telecomunicazioni e la Meteorologia.
Satelliti eliosincroni Hanno il percorso orbitale progettato in modo tale che il satellite di osservazione possa sorvolare l area di ripresa sempre alla stessa ora, mantenendo costante la relazione angolare tra il piano orbitale ed il sole. Sono contrassegnati da una risoluzione spaziale variabile da bassa (1km*1km) ad altissima (0.6m*0.6m) e da una risoluzione temporale da bassa alta (da 12 ore a 26 giorni). L altezza dell orbita dei satelliti eliosincroni, viene mantenuta tra i ~700 e ~1700 Km di quota per attenuare gli effetti di attrazione gravitazionale da parte della Terra, ma anche della Luna e dei pianeti più vicini. 9 Risoluzione Risoluzione spaziale: viene definita come la distanza minima necessaria per mantenere distinti due oggetti contigui. La risoluzione spaziale, cioè l apertura angolare corrispondente ad un pixel al Nadir, è indicata come Campo di Vista Istantaneo (IFOV), l angolo totale di copertura è indicato come Campo di Vista (FOV). Risoluzione spettrale: si intende l intervallo di lunghezze d onda a cui è sensibile lo strumento ed il numero di bande spettrali in cui è suddiviso l intervallo di sensibilità spettrale del sistema. Risoluzione radiometrica: è la minima energia che il sistema riesce a rilevare. La risoluzione radiometrica viene espressa dal livello di quantizzazione. Risoluzione temporale: Si intende ip periodo di tempo che intercorre tra du riprese successive di una stessa area. Modalità di processamento delle immagini telerilevate L'elaborazione delle immagini da satellite consiste in una serie di tecniche che hanno lo scopo di migliorare la qualità delle stesse e di mettere in risalto le risposte spettrali delle caratteristiche della superficie terrestre che sono oggetto dello studio. Nell'elaborazione si possono distinguere due gruppi di operazioni: quelle di pre-processamento e quelle di processamento vero e proprio. Le prime in genere vengono effettuate dall'agenzia che fornisce le immagini a meno che l'utente non sia interessato per un qualche motivo particolare a comprare le immagini grezze. Quando la radiazione raggiunge il sensore, il segnale viene immagazzinato come dato digitale ( Digital Number- DN), valore numerico proporzionale all intensità del segnale ricevuto. La prima forma di calibrazione consiste nella trasformazione di una grandezza adimensionale (DN) in una grandezza fisica, quale la radianza. Esiste una relazione lineare che permette di convertire i DN in radianza: Rad λ = f * (DN) = A 0 * DN λ + A 1 ove: Rad λ è la radianza spettrale registrata dal satellite ed è espressa in [Wm -2 sr -1 μm -1 ] A 0 e A 1 sono parametri di calibrazione e vengono comunemente chiamati, rispettivamente guadagno e offset (parametri di calibrazione, guadagno e soglia, possono essere acquisiti direttamente dai dati ancillari delle immagini o dai siti Internet delle stazioni di ricevimento al suolo). DN λ è il Digital Number nelle bande spettrali per un determinato pixel. Conversione Radianza in Riflettanza La radianza registrata dal sensore al Top dell Atmosfera (TOA: Top of the Atmosphere) dipende dall irradianza solare. Scene acquisite in periodi diversi presentano una variabilità dovuta all irradianza solare che dipende dall elevazione del sole. Al fine, dunque, di eliminare tale variabilità, la radianza viene convertita in riflettanza. La riflettanza spettrale ρ λ è caratteristica peculiare di ciascun materiale, il suo valore varia tra 0 e 1. L equazione che permette di determinare la riflettanza è la seguente: ρ λ = π R(λ,T) / [d 2 E(λ) cos θ], dove: ρλ è la riflettanza al Top dell atmosfera;
R(λ,T) è la radianza spettrale misurata dal sensore; d è il raggio vettore, rapporto tra la distanza media Terra-Sole e quella attuale ed è calcolato mediante la relazione: d= 1/{1-0.016729 * cos[0.9856 (DOY-4)]}, ove: DOY il giorno dell anno di acquisizione della scena e varia da 1 a 365-366; θ è l angolo zenitale del Sole; E(λ) è l irradianza esoatmosferica solare media. 10 Trattamento dell Immagine in Temperatura Ciascun valore di radianza rappresenta un valore di Temperatura, vista la relazione che sussiste tra energia radiante ad una determinata lunghezza d onda e temperatura, quindi nota la radianza si può ricavare la Temperatura attraverso la legge di distribuzione di Planck, secondo cui la radianza spettrale L(λ,T) di una superficie è funzione della sua temperatura termodinamica T: L(λ,T) = ε c 1 λ -5 / π[exp(c 2 / λt)-1] ove: L è la radianza spettrale espressa in Wm -2 sr -1 μm -1 c 1 = 2 π h c 2 = 3,742*10 8 (Wm 2 ) h è la costante di Planck; c velocità della luce c 2 = hc/k = 1,4388*10 4 (mk); k è la costante di Boltzmann il cui valore è: 5,67*10-8 Wm -2 K -4 ; ε è l emissività spettrale della superficie radiante; T è la temperatura espressa in K. La radianza spettrale che il satellite misura, R λ, alla lunghezza d onda λ, è la somma di tre termini: R λ = τ λ L(λ,T)+ τ λ ρ λ R λ,d + R λ,u R λ,d R λ,u L(λ,T) τ λ ρ λ è la radianza riflessa dalla superficie (denominata anche radianza di Upwelling ) è la radianza scatterata lungo il percorso atmosferico; è la radianza termica emessa dalla superficie; è la trasmittanza atmosferica ad un determinata lunghezza d onda; è l emissività spettrale della superficie ad una certa lunghezza d onda.