Principes physiques

1. Principes physiques

2. Le RÉM couvre un très large spectre

3. Tout le spectre n’est pas disponible pour la télédétection

4. 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

5. 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

6. Les objets et leur RÉM • Réflexion, diffusion du rayonnement solaire • Émission due à des processus internes (agitation thermique)

7. 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

8. Images numériques Rayonnement solaire réfléchi

9. Matière • Bases physiques • Bases technologiques

10. 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

11. 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

12. 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

13. 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

14. 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

15. 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

16. 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

17. 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

18. 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)

19. 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

20. 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

21. L’interaction avec la surface L’éclairement incident: L’exitance: La capacité de réfléchir des objets : la réflectance

22. Si l’atmosphère n’existait pas: exitance X

23. 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

24. Les nuages: une contrainte majeure

25. Les nuages (ici cirrus) : une nuisance importante

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

27. 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

28. Variations du flux selon la position du soleil

29. Variations du flux soleil+atmosphère

30. Variations du flux en fonction de la directionnalité de la réflectance

31. Variations du flux en fonction de la directionnalité de la réflexion atmosphérique Un capteur pour étudier ce phénomène

32. 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

33. 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)

34. 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

35. Images panchromatiques Type 1 : SPOT-4 Type 2: Landsat-7 ETM8

36. 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)

37. 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

38. Balayeur à râteau: barrette CCD 3 Barettes

39. Balayeur à râteau: barrette CCD Imagerie multispectrale Plusieurs systèmes optiques, un par bande spectrale Un seul système optique

40. 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

41. Balayeur à râteau: détecteurs TDI (Time Delay & Integration) Technique pour acquérir des images de haute résolution spatiale en évitant la traînée

42. Balayeur à râteau: détecteurs TDI (Time Delay & Integration) Comment ça fonctionne

43. Balayeur à râteau pour l’hyperspectral

44. 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

45. 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.

46. 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

47. Caméras à matrices de détecteurs Matrice vs. barrette

48. 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

49. Les caractéristiques radiométriques • Contrastes de réflectance • Résolution radiométrique

50. 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)