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Principes physiques

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Principes physiques. Le RÉM couvre un très large spectre. Tout le spectre n’est pas disponible pour la télédétection. Les zones spectrales d’intérêt. Le visible (0,4-0,7 m) Le PIR (0,7-1,1 m) L’IROC (1,1-3 m) L’IRT (8-14 m) Les micro-ondes (3cm –30 cm). Partie optique.

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Presentation Transcript
les zones spectrales d int r t
Les zones spectrales d’intérêt
  • Le visible (0,4-0,7 m)
  • Le PIR (0,7-1,1 m)
  • L’IROC (1,1-3 m)
  • L’IRT (8-14 m)
  • Les micro-ondes (3cm –30 cm)

Partie optique

d o provient le rayonnement
D’où provient le rayonnement?

***Rayonnement de source naturelle

  • Le visible (0,4-0,7 m) indirectement soleil
  • Le PIR (0,7-1,1 m) indirectement soleil
  • L’IROC (1,1-3 m)  indirectement soleil
  • L’IRT (8-14 m)  émission propre des objets
  • Les micro-ondes  émission propre des objets
les objets et leur r m
Les objets et leur RÉM
  • Réflexion, diffusion du rayonnement solaire
  • Émission due à des processus internes (agitation thermique)
d o provient le rayonnement1
D’où provient le rayonnement?

***Rayonnement de source artificielle

  • Le visible (0,4-0,7 m) indirectement LiDAR
  • Le PIR (0,7-1,1 m) indirectement LiDAR
  • L’IROC (1,1-3 m)  indirectement LiDAR
  • Les micro-ondes  indirectement RADAR
  • Réflexion, diffusion du rayonnement artificielle

Différence avec le rayonnement solaire  utilisation d’un rayonnement monochromatique donc possibilité de faire intervenir aisément la polarisation + la phase des ondes

images num riques

Images numériques

Rayonnement solaire réfléchi

mati re
Matière
  • Bases physiques
  • Bases technologiques
bases physiques
Bases physiques
  • Le flux du rayonnement solaire
  • Le passage par l’atmosphère
  • Les interactions avec la surface terrestre
  • Le nouveau passage par l’atmosphère
  • La collecte du rayonnement
slide11
La photosphère  corps noir à environ 6000 K  Densité du flux émis (loi de Stefan-Boltzman):

M = T4= 6,1x107 W m-2

où  = la constante de Stefan-Boltzmann=5,669 x 10-8 [W m-2 K-4].

Puisque le rayon du soleil environ 7x108 m, la quantité totale du rayonnement émis par seconde (le flux énergétique) s’élève à:

Φ = 4 x π x (7x108)2 x 6,1 x 107 = 3x1026 W

Puisque la Terre se trouve à une distance moyenne du soleil de 1,5 x 1011 m le flux qui traverse une surface de 1 m2 à cette distance (ou éclairement)

E = Φ/ (4 x π x (1,5x1011)2) = 1350 W = constante solaire

Le rayonnement solaire: éclairement total aux confins de l’atmosphère

slide12
Ces 1350 W ne sont pas répartis également dans le spectre.

Selon la loi de Plank répartition spectacle de l’exitance d’un corps noir à 6000 K (corrigée pour la distance moyenne Terre-Soleil):

Le rayonnement solaire: éclairement spectral aux confins de l’atmosphère

slide13
Mais la photosphère n’est pas un corps homogène (présence de gaz, température). Alors déviations de ce qui est prédit par cette loi

Mesures:

Éclairement solaire (Wm-2)

Longueur d’onde (mm)

Le rayonnement solaire: éclairement spectral aux confins de l’atmosphère

slide14
Puisque la distance Terre-Soleil change d’un jour à l’autre pour la télédétection important d’ajuster l’éclairement spectral pour la distance réelle selon la date d’acquisition

Le rayonnement solaire: éclairement spectral aux confins de l’atmosphère

slide15
Puisque l’éclairement est donné pour une surface perpendiculaire aux rayons solaires, pour connaître l’éclairement à un lieu donné, à une date donné et à un moment précis de la journée il faut aussi l’ajuster pour la position du soleil au-dessus de l’horizon du lieu.

Le rayonnement solaire: éclairement spectral aux confins de l’atmosphère

le passage par l atmosph re l absorption
Le passage par l’atmosphère: l’absorption
  • L’atmosphère terrestre en absorbe une partie ne laissant passer que le rayonnement solaire entre 0,38 m et 2,5 m tout en réduisant son intensité (entre 1% à presque 25%) selon la longueur d’onde
le passage par l atmosph re la diffusion
Le passage par l’atmosphère: la diffusion
  • Les particules atmosphériques changent la direction de propagation du rayonnement solaire en fonction de la longueur d’onde et de leur grosseur
  • La diffusion diminue l’intensité du rayonnement solaire direct mais de l’autre côté crée une source secondaire d’éclairement de la surface: éclairement du firmament
slide18
Le passage par l’atmosphère: l’estimation des effets d’absorption et de diffusion sur le rayonnement solaire
  • L’absorption et la diffusion gazeuse connues avec une bonne exactitude (pression+ température atmosphérique)
  • Vapeur d’eau + particules de l’aérosol très variables (difficultés)
le passage par l atmosph re le rayonnement solaire direct atteignant la surface terrestre
Le passage par l’atmosphère: le rayonnement solaire direct atteignant la surface terrestre
  • Les effets d’absorption et de diffusion sur l’éclairement solaire direct:

Pertes dues à la diffusion par les molécules + particules d’aérosol

Pertes dues à l’absorption gazeuse

le passage par l atmosph re l clairement diffus
Le passage par l’atmosphère: l’éclairement diffus
  • L’éclairement diffus difficile à évaluer car dépendant des plusieurs paramètres : composition atmosphérique + position du soleil + longueur d’onde. Cependant des simplifications sont permises vu son importance sous des conditions habituelles de prise de données en télédétection: ciel clair + élévation solaire > 150
l interaction avec la surface
L’interaction avec la surface

L’éclairement incident:

L’exitance:

La capacité de réfléchir des objets : la réflectance

le nouveau passage par l atmosph re
Le nouveau passage par l’atmosphère
  • L’atmosphère terrestre absorbe une partie du rayonnement réfléchi, en diffuse une autre tout en ajoutant un rayonnement « parasite » dû à la diffusion atmosphérique créant un « voile » atmosphérique
  • Exitance totale =

Exitance objet x Transmittance atmosphérique +

Exitance atmosphérique

la collecte du rayonnement
La collecte du rayonnement

Les capteurs sont directionnels : seulement que le tiers environ du flux réfléchi est observable par unité d’angle solide  luminance

collecte du rayonnement
Collecte du rayonnement

Cette directionnalité de l’observation fait que la luminance observée est variable non seulement à cause des variations du flux incident mais aussi en fonction de la directionnalité de la réflectance et de la réflexion atmosphérique

variations du flux en fonction de la directionnalit de la r flexion atmosph rique
Variations du flux en fonction de la directionnalité de la réflexion atmosphérique

Un capteur pour étudier ce phénomène

le rayonnement collect
Le rayonnement collecté
  • Capteur directionnel  Luminance presque le tiers du rayonnement total disponible
  • Mesure intégrée par bande spectrale selon l’efficacité quantique du détecteur
  • Transformation en valeurs numériques
bases technologiques
Bases technologiques
  • Balayeurs (images dynamiques)
  • - Balayeurs électroniques (à râteau ou à peigne)
  • Balayeurs TDI
  • Balayeurs optico-méchaniques (à fouet ou à époussette)
  • Caméras à matrice de détecteurs (images instantanées)
typologie des images du rayonnement solaire r fl chi
Typologie des images du rayonnement solaire réfléchi

Selon la couverture spectrale du ou des détecteurs employés par le capteur

  • Images panchromatiques: type 1 (0,45-0,7 m)
  • Images panchromatiques: type 2 (0,45-0,9 m)
  • Images multispectrales: VIS-PIR-IRCO une dizaine de bandes spectrales différentes
  • Images hyperspectrales: VIS-PIR-IRCO une soixantaine, voire même, deux centaines de bandes spectrales différentes
images panchromatiques
Images panchromatiques

Type 1 : SPOT-4 Type 2: Landsat-7 ETM8

imagerie multispectrale
Imagerie multispectrale

VERT (0,53-0,61 μm)

ROUGE (0.63-0,69 μm)

BLEU (0,45-0,52 μm)

PIR (0,75-0,90 μm)

IROC1 (1,55-1,75 μm)

IROC2 (2,08-2,35 μm)

images hyperspectrales

Appareil

Longueurs d’onde

Nombre de bandes

Largeur de bande

1

0,41-0,70 μm

31

9,4 nm

2

0,68-1,27 μm

63

9,4 nm

3

1,25-1,86 μm

63

9,7 nm

4

1,84-2,45 μm

63

9,7 nm

Images Hyperspectrales
balayeur r teau barrette ccd1
Balayeur à râteau: barrette CCD

Imagerie multispectrale

Plusieurs systèmes optiques, un par bande spectrale

Un seul système optique

balayeur r teau barrette ccd2
Balayeur à râteau: barrette CCD

Comment contourner le problème du nombre limité des détecteurs alignés: création des plusieurs images en parallèle et par traitement mosaïquage

balayeur r teau d tecteurs tdi time delay integration
Balayeur à râteau: détecteurs TDI (Time Delay & Integration)

Technique pour acquérir des images de haute résolution spatiale en évitant la traînée

balayeur r teau d tecteurs tdi time delay integration1
Balayeur à râteau: détecteurs TDI (Time Delay & Integration)

Comment ça fonctionne

balayeurs optico m caniques
Balayeurs optico-mécaniques
  • Ancienne technologie: en usage aujourd’hui ceux du type à fouet ou à époussette
  • Dans le cas simple: un miroir rotatif + une série de détecteurs individuels pour chacune des bandes spectrales + éléments de dispersion
balayeurs poussette comment fonctionnent ils
Balayeurs à époussette: comment fonctionnent-ils?
  • L’image d’une ligne de balayage est construite pixel par pixel;
  • Le miroir rotatif change l’angle de visée instantané du système optique et ainsi la portion de la ligne de balayage visible par le capteur
  • Le RÉM incident est séparé selon sa longueur et focalisé au détecteur approprié grâce à des éléments de dispersion
  • Le miroir fait un pas, les détecteurs sont « effacés » et le RÉM d’un nouvel élément au sol est reçu
  • L’ensemble de l’opération pour une ligne de balayage ne dire que quelques millionièmes de seconde de sorte que nous pouvons supposer que la plate-forme est restée pratiquement immobile.
les balayeurs poussette plusieurs lignes de balayage par station d chantillonnage
Les balayeurs à époussette à plusieurs lignes de balayage par station d’échantillonnage
  • Pour produire des images avec une bonne résolution spatiale le temps de résidence par élément de au sol doit être suffisant;
  • Compte tenu de la grande vitesse de déplacement des satellites à orbite basse, nous sommes ainsi forcés de balayer plusieurs lignes par station d’échantillonnage.
  • Nous multiplions alors les détecteurs individuels par bande spectrale, chacun de détecteur étant « chargé » d’une ligne de balayage donné

Le cas du capteur ETM+ de Landsat-7: La même surface au sol est séparée en:

32 lignes de balayage pour la bande panchromatique;

16 lignes de balayage pour les 6 bandes spectrales

8 lignes de balayage pour le thermique

cam ras num riques le cas le plus simple
Caméras numériques: le cas le plus simple

Le système Bayer: utilisation d’une seule matrice, chaque détecteur a un filtre différent afin de permettre la création d’une image couleur; la valeur des pixels manquants par bande est créée par interpolation

les caract ristiques radiom triques
Les caractéristiques radiométriques
  • Contrastes de réflectance
  • Résolution radiométrique
r solution radiom trique
Résolution radiométrique

La plus petite variation du flux du RÉM détectable par le capteur

ou

La différence minimale du flux du RÉM qui se traduit par deux comptes numériques consécutifs (Différence de réflectance équivalente au bruit)

la r solution radiom trique
La résolution radiométrique

2 bits

4 bits

8 bits

16 bits

un exemple avec des images satellites ayant presque la m me taille d u
Un exemple avec des images satellites ayant presque la même taille d’UÉ

IRS mesures en 7 bits

SPOT mesures en 8 bits

la r solution spectrale
La résolution spectrale
  • La finesse de l’intervalle de longueur d’onde par bande spectrale
  • Le nombre de bandes spectrales dans une zone spectrale quelconque

Résolution grossièreRésolution fine

Panchromatiques Multispectrales Hypespectrales

caract ristiques spatiales
Caractéristiques spatiales
  • Couverture au sol + résolution spatiale
  • Distorsions géométriques
la couverture au sol
La couverture au sol

Généralement: plus la couverture grande plus la résolution spatiale est grossière

r solution spatiale
Résolution spatiale

La taille du plus petit objet détectable sur les images

La distance minimale qui doit séparer deux objets de la même brillance pour qu’ils soient perçus comme deux entités indépendantes

Ces définitions ne reflètent pas bien les choses:

Contraste de réflectance + unité d’échantillonnage au sol + échantillonnage électronique  résolution spatiale

slide60

10 cm

25 cm

50 cm

1 m

r solution spatiale intimement li l unit d chantillonnage au sol
Résolution spatiale: Intimement lié à l’unité d’échantillonnage au sol

IRS panchro, 5 m

SPOT panchro, 10 m

IRS multi, 20 m

Landsat, 30 m

slide62

Les critères géométriques de définition de la résolution n’exprime pas toujours bien la notion de la résolution spatiale: la notion du contraste absente

la notion du contraste un paysage de faible contraste
La notion du contraste : un paysage de faible contraste

IRS—UÉ de 6,25 m

Photo scannée – pixel 1 m au sol

les cibles p riodiques transfert du contraste
Les cibles périodiques: transfert du contraste

Contraste original

Contraste sur l’image

slide66
MTF

Fréquence de coupure

slide68

Capteur ETM+ de Landsat-7

(balayeur à fouet)

Capteur IKONOS (balayeur à râteau)

Calculs

Calculs

Distance focale = 2,44 m

Largeur et hauteur du détecteur (bandes spectrales du visible) = 103 m

Altitude de vol = 705 km

Distance focale = 10 m

Taille d’un détecteur (Bande panchromatique) = 12 m

Altitude de vol = 681 km

Nombre de détecteurs: 12 000

CVI

(12 m /10 m) x 10-6 m/m = 1,2 x 10-6 rad

CVIS (axe vertical)

(1,2 x10-6 rad) x 681000 m = 0,82 m

Fauchée

12 000 x 0,82 m 12 km

CVI

(103 m /2,44 m) x 10-6 m/m = 42,5 x 10-6 rad

(nadir, θ=0o)

CVISL=CVISH=

(42,5x10-6 rad) x 705 km x 103 m/km = 30 m

Souvent dans le cas des capteurs nous considérons comme résolution au sol les dimensions du détecteur projetées au sol

CVI (rad) = d/f

CVIS (m) = CVI x H

slide69

Cas des matrices CCD

Détection limitée par la taille du détecteur

Détection limitée par la diffraction

nomenclature
Nomenclature
  • Images à résolution spatiale grossière : UÉ 250 m et plus grand
  • Images à résolution spatiale faible : UÉ de 50m à 250
  •  Images à résolution spatiale moyenne : UÉ de 10 à 50 m
  • Image à haute résolution spatiale : UÉ de 5 à 10 m
  • Image à très haute résolution spatiale : UÉ de 1 à 5 m
  • Image à super-résolution : UÉ <1 m
distorsions g om triques
Distorsions géométriques

Exemple d’un balayeur opticomécanique

les autres caract ristiques
Les autres caractéristiques
  • Caractéristiques angulaires
  • Caractéristiques de polarisation
la multi angularit pour les tudes du couvert v g tal
La multi-angularité pour les études du couvert végétal

On commence à l’étudier, surtout pour l’atmosphère

la sensibilit la polarisation
La sensibilité à la polarisation
  • le RSR n’est pas un rayonnement hautement cohérent…nous ne tenons pas compte (sauf quelques exceptions: étude de l’atmosphère)