Projekt:FE Auswerteverfahren 1/Wolken/Strahlungstheoretische Grundlagen

Teilprojekt Wolken

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Grundprinzip hinter jeder fernerkundlichen Arbeit bzw. Analyse ist das Verstehen der elektromagnetischen Strahlung. Die elektromagnetische Strahlung besteht aus elektromagnetischen Wellen. Diese Wellen breiten sich mit Lichtgeschwindigkeit aus und unterscheiden sich in Frequenz und Wellenlänge. Die Gesamtheit der elektromagnetischen Wellen nennt man elektromagnetisches Spektrum (siehe Abbildung). Dabei unterscheidet man zwischen solarer und terrestrischer Strahlung. Quelle der solaren Strahlung ist die Sonne. Die, der terrestrischen, ist die Erde. Leider kommt die solare Strahlung nicht ungehindert an unserer Erdoberfläche an, was Berechnungen um ein vielfaches vereinfachen würde, sondern ist zahlreichen Veränderungen und Prozessen durch die Atmosphäre ausgesetzt. Bekanntestes Beispiel hierfür ist wohl das Herausfiltern der gefährlichen UV Strahlung durch die Ozonschicht. Dieses Beispiel beschreibt gleichzeitig eines der 5 grundlegenden atmosphärischen Prozesse, die Absorption. Des Weiteren unterscheidet man zwischen Reflexion, Emission, Transmission und Streuung. Diese Prozesse finden natürlich auch an oder in Wolken statt und erklären viel, zum Beispiel warum uns manche Wolken weiß und manche dunkler erscheinen oder warum wir durch manche Wolken durchsehen können und durch manche nicht. Doch diese Prozesse sind lediglich Folgen der Wolken bzw. Atmosphärenzusammensetzung. Also Wasser oder Eisgehalte, Teilchenradien, Druck, Temperatur u.a. Es ist also für die Wolkenfernerkundung von eklatanter Bedeutung über diese Prozesse Bescheid zu wissen. Beschreiben lassen sich diese Prozesse mit Hilfe von Gesetzmäßigkeiten. Einige grundlegende Gesetzmäßigkeiten und allgemeine Grundlagen sollen im nächsten Teil erläutert werden.

Für das Verständnis der Fernerkundung ist es entscheidend 2 Schwerpunkte zu verstehen. Der Erste ist die Betrachtung physikalischer Phänomene. Der Zweite sind meteorologische Erscheinungen.

Elektromagnetische Strahlung

Das elektromagnetische Spektrum

Eine elektromagnetische Welle ist eine harmonische Schwingung (Sinusschwingung) der Ladungen in der Strahlungsquelle. Gekennzeichnet ist diese Welle durch eine durch ein elektrisches Feld induziertes magnetisches Feld mit zeitlich und örtlich sinusförmiger Verteilung . Die elektromagnetische Welle breitet sich mit Lichtgeschwindigkeit im Vakuum aus. Wichtige Parameter sind die Wellenlänge λ und die Frequenz ν. Beide Parameter stehen im folgenden Zusammenhang:

$c=\lambda \cdot \nu$

ν… Frequenz in Hz

λ…Wellenlänge in μm

c…Lichtgeschwindigkeit

Leider handelt es sich hierbei um eine Modellvorstellung. Frühere Messungen ergaben gerade bei kurzwelliger Strahlung keine kontinuierliche eintreffende Strahlung, sondern eher das Eintreffen von Energiepaketen. Aus diesen Beobachtungen entwickelte man das Teilchenmodell, welches auf der Annahme der Energieausbreitung von Photonenteilchen beruht.

$Q=h\cdot \nu$

Q…Photonenenergie in eV

h…Plancksche Wirkungsquantum [$6,625*10^{-34}J*s$]

ν…Frequenz in Hz

In der Praxis kommen beide Modellvorstellungen zum Einsatz. Bei kurzwelliger Strahlung eher das Teilchenmodell. Bei langwelliger Strahlung eher das Wellenmodell.

Jeder Körper und jedes Molekül befindet sich ständig in Wechselwirkung mit elektromagnetischer Strahlung. Dabei absorbiert und emmitiert der Körper je nach Wellenlänge, Temperatur und Objekt –bzw. Materialbeschaffenheit unterschiedlich. Diese Eigenschaft stellt das Grundprinzip der Fernerkundung dar.

Für das Maß an Energie gibt es verschiedene Größen:

Strahldiche, Strahlungsfluss, Strahlungsflussdichte, Strahlstärke

Wichtige Gesetze und Größen

Emission:

Wie schon kurz in Abschnitt Das elektromagnetische Spektrum erwähnt, emittiert jeder Körper in Abhängigkeit von Temperatur (T>0K) elektromagnetische Strahlung. Grund hierfür ist die ungeordnete Bewegung der elektrischen Ladung in den Atomen und Molekülen. Im Teilchenmodell kann man sich diesen Vorgang folgendermaßen vorstellen: Die thermische Bewegungsenergie der Moleküle teilt sich auch den Elektronen mit und bewirkt, dass Teilchen im Energieniveauschema umso eher auch in höheren Niveaus vorkommen, je höher die Temperatur ist. Von dort „fallen“ sie dann unter Aussendung von Photonen spontan auf nicht besetzte niedrigere Niveaus herab (Kraus. K, Schneider W., 1988). Folge dieses Prozesses ist das Emittieren von elektromagnetischer Strahlung. Jedoch ist nicht nur allein die Temperatur abhängig von der Strahlungsintensität, sondern auch Material –und Oberflächenbeschaffenheit. Es können nur solche Photonenenergien abgestrahlt werden, denen Energiedifferenzen im Energieniveauschema entsprechen. Es ist also zu erwarten, dass bevorzugt genau jene Energien abgestrahlt werden, die der Körper auch bevorzugt absorbiert (Kraus. K, Schneider W., 1988). Es zeigt sich also, dass die Emission bei gleicher Temperatur unterschiedlicher Körper proportional zu ihrem Absorptionsvermögen ist. Dieser Zusammenhang zwischen Strahlungsemission und Material – und Oberflächenabhängigkeit wird definiert als (spektraler) Emissionsgrad:

$\epsilon (\lambda )=\alpha (\lambda )$

Planck'sches Strahlungsgesetz

Die maximale thermische Emission beträgt in diesem Sinne ε = α = 1. Dies ist nur möglich, wenn es sich hierbei um einen schwarzen Körper handelt. D.h., das die gesamte auftreffende Strahlung absorbiert wird. Zu beachten ist allerdings die Wellenlängenabhängigkeit. Ein Körper der im sichtbaren Bereich einen schwarzen Körper darstellt, muss längst noch nicht im Infrarot die Eigenschaften eines schwarzen Körpers besitzen. Dementsprechend emittiert ein schwarzer Körper mit der Temperatur T und bei der Frequenz ν nach dem Planck’schen Strahlungsgesetz wie folgt:

$B_{\lambda }(\lambda ,T)={\frac {\partial B(\lambda ,T)}{\partial \lambda }}={\frac {2h*c^{2}}{\lambda ^{2}}}*{\frac {1}{e^{\left({\frac {hc}{\lambda kT}}\right)}-1}}$

λ...Wellenlänge

T...Temperatur

h...Plancksche Wirkungsquantum [$6,625*10^{-34}J*s$]

c...Lichtgeschwindigkeit [$2,998*10^{8}m*s^{-1}$]

k...Boltzmann-Konstante [$1,38065*10^{-23}J*K^{-1}$]

Mit Hilfe des Planck’schen Strahlungsgesetzes lassen sich nun spektrale Strahldichten beliebiger Körper errechnen:

$L_{\lambda }(T)=\epsilon (\lambda )\cdot B_{\lambda }(\lambda ,T$)

L...spektrale Strahldichte

ε...spektrales Emissionsvermögen

B...Schwarzkörperemission

Einige spektrale Strahldichten Datei:Stahldichten.jpg

Unter Annahme einer Lambertschen Oberfläche mit einem Reflexionsgrad ρ kann der durch reflektierte Sonnenstrahlung nach oben gerichtete Anteil bestimmt werden:

$L_{E,\lambda }={\frac {1}{\pi }}\rho *E_{E,\lambda }={\frac {1}{\pi }}{\frac {d_{s}^{2}\pi }{4r_{s}^{2}}}B_{\lambda }(\lambda ,T)=\rho {\frac {d_{s}^{2}}{4r_{s}^{2}}}B_{\lambda }(\lambda ,T)$

$E_{E,\lambda }$...Bestrahlungsstärke auf der Erdoberfläche

$d_{s}$...Durchmesser Sonne

$r_{s}$...Abstand Erde - Sonne

$\rho$...Reflexio0nsgrad

$B_{\lambda }(\lambda ,T)$...Ausstrahlung unter der Annahme von T=6000K

Zu sehen ist nun eindeutig die Spektralverteilung die von der Erde nach oben gerichtete Strahlung. Für die Fernerkundung besonders interessant sind die Maxima im Bereich des sichtbaren Bereichs und die im Infrarot. Im Bereich des Infrarots emittieren die Körper aufgrund ihrer Eigenwärme elektromagnetische Strahlung und so lassen sich Rückschlüsse auf ihre Temperatur schließen. Diese Temperatur wird Strahlungs –oder Helligkeitstemperatur genannt. In der optischen Fernerkundung wählt man zwischen 2 Informationsquellen: im Wellenlängenbereich des sichtbaren, im nahen und mittleren Infrarot oder man nutzt die Informationen der im thermischen Infrarot emittierten Strahlung.

Rayleigh-Jeans Gesetz

Für Wellenlängenbereiche > 3mm (Mikrowellen) wird das Planck’sche Strahlungsgesetz durch das Gesetz von Rayleigh-Jeans angenähert. Im Bereich der Mikrowellen ist das spektrale Emissionsvermögen direkt proportional der Temperatur .

$EM_{s\lambda }=K_{3}*{\frac {T}{\lambda ^{4}}}$

$EM_{s\lambda }$...spektrales Emissionsvermögen

$K_{3}$...$2c*k=2,6005*10^{-14}[W*m*K^{-1}]$

Wien’sches Verschiebungsgesetz

Des Weiteren lassen sich aus dem Planck’schen Strahlungsgesetz noch weitere Aussagen treffen. Wie in Abbildung zu sehen verschiebt sich das Ausstrahlungsmaximum mit immer niedriger werdender Temperatur in Richtung größere Wellenlänge. Durch längeres Umformen des Planck’schen Strahlungsgesetzes mit der Überlegung $\partial B_{\lambda }/\partial \lambda =0$ lassen sich diese Extremwerte mit Hilfe des Wien’schen Verschiebungsgesetz bestimmen:

$\lambda _{max}={\frac {2898*10^{-6}}{T}}[m]$

Das Wiensche Verschiebungsgesetz definiert die Bezieung zwischen der Wellenlänge bei maximalen Emissionsvermögen und der Temperatur eines Schwarzstrahlers. Es zeigt also an, bei welcher Wellenlänge das spektrale Emissionsvermögen sein Maximum erreicht .

Stefan-Boltzmann-Gesetz

Die Gesamtstrahlung ergibt sich durch Integration der Planckfunktion über alle Frequenzen und Winkel. Beschrieben wird diese durch das Stefan-Boltzmann-Gesetz:

$B=\sigma \cdot T^{4}$

$B$...Emissionsvermögen eines Schwarzstrahlers

$\sigma$...Stafan-Boltzmann-Konstante $[5,6693*10^{-8}W*m^{-2}*K^{-4}]$

Da ein Fernerkundungssensor meist selektiv in bestimmten Wellenlängenbereichen misst, kann dieses Gesetz allerdings nicht zur Temperaturbestimmung mit Fernerkundungsmethoden verwendet werden. Es kann jedoch für die Auswertung von Fernerkundungsdaten über Oberflächentemperaturen im Hinblick auf Wärmehaushaltsanalysen, Mikroklimauntersuchungen usw. nützlich sein .

Kirchhoffsche Gesetz

Für nicht schwarze Körper, also jene welche die einfallende Strahlung für alle Wellenlängen λ nicht vollständig absorbieren, definiert man ε(λ)<1. Das Kirchhoffsche Gesetz klärt, wie dieses Absorptionsvermögen mit der Emission des Körpers zusammenhängt. Es besagt nach Kraus H. 2004: Für eine gegebene Wellenlänge und eine gegebene Temperatur steht die Emission eines Körpers in einem ganz bestimmten Verhältnis zu seinem Absorptionsvermögen, wobei dieses Verhältnis unabhängig vom Material des Körpers und gleich der Schwarzkörperemission ist.

${\frac {E_{\lambda }(\lambda ,T)}{\epsilon (\lambda )}}=B_{\lambda }(\lambda ,T)$

$E_{\lambda }(\lambda ,T)$...Emission

$\epsilon (\lambda )$...spektraler Emissionsgrad

$B_{\lambda }(\lambda ,T)$...Schwarzkörperemission

Es lassen sich somit auch die Emission von beliebigen Körpern berechnen. Betrachtet man diesen Zusammenhang für den Halbraum und vernachlässigt die Abhängigkeit des Einfallswinkels von $\epsilon (\lambda )$, so gilt:

$\pi E_{\lambda }(\lambda ,T)=\epsilon (\lambda )\cdot \pi B_{\lambda }(\lambda ,T)$

Die Emission eines beliebigen schwarzen Körpers ist gleich der eines schwarzen Körpers (als Funktion von λ und T) multipliziert mit dem Emissionsvermögen (=Absorptionsvermögen), das von λ und auch vom Material abhängt. Nicht $\epsilon (\lambda )$, sondern das Verhältnis $E_{\lambda }(\lambda ,T)/\epsilon (\lambda )$ ist vom Material des Körpers unabhängig.

Lambert-Beer’sche Gesetz

Durch den zurückzulegenden Weg durch die Atmosphäre wird die Strahlung geschwächt bzw. modifiziert. Die Strahlung wird also reflektiert, emittiert, transmittiert, gebrochen und gestreut. Für Streuprozesse unterscheidet man zwischen Rayleigh und Mie Streuung. Beide Streuarten sind von der Teilchengröße und der Wellenlänge abhängig. Rayleighstreuung findet hauptsächlich bei Wellenlängen statt, die um ein vielfaches kleiner sind als der Teilchenradius. Mie Streuung findet man hingegen bei Wellenlängen die gleich des Teilchenradius sind. Diese Schwächung der Strahlung durch die Atmosphäre wird durch das Lambert-Beer’sche Gesetz beschrieben.

${\frac {dL}{ds}}=-\beta _{ext}L$

Durch Integration über den Weg s

$L(z)=L(0)e^{-\int \limits _{0}^{z}\beta _{ext}dz}=L(0)e^{-\tau }$

drückt die Abschwächung der Strahldichte L(z) entlang des Weges aus (Zinner T. 2000).

In der Fernerkundung findet man eine leicht modifizierte Art des Lambert-Beer’schen Gesetzes.

Wolkeneigenschaften

Zur Bestimmung und Klassifikation von Wolken aus Satellitendaten ist es notwendig Wolken in ihren Eigenschaften zu differenzieren. Auf einem Satellitenbild ist oft nur eine mehr oder wenig helle Oberfläche zu erkennen. In welcher Höhe sich diese Wolke befindet, Zustandsform der Wolke oder um welche Wolkengattung es sich handelt bleibt unklar. Oftmals sind Wolken auch schwer von Eis bzw. Schneeflächen zu unterscheiden, weil beide eine hohe Reflektivität besitzen. Aus diesem Grund ist es wichtig Wolkeneigenschaften direkt oder indirekt aus Satellitendaten abzuleiten. Es ist auch zu bedenken, dass sich Wolkeneigenschaften nicht mit einer einzigen Messtechnik bestimmen lassen. Es sind meist mehere Messverfahren- und Datenquellen die zur Quantifizierung der Wolkeneigenschaften herangezogen werden.

Wolkeneigenschaften:

• geometrisch:
  • Wolkenhöhe
  • Wolkendicke / Wolkenbasis

• optisch:
  • optische Dicke einer Wolke (direktes Verfahren / inverses Verfahren)
  • effektiver Teilchenradius

• mikrophysikalisch:
  • Wolkenphase (Wasser/Eis an der Wolkenoberseite)
  • Flüssig- und Eiswassergehalt (LWC (Liquid Water Content), Summe (LWP - Liquid Water Path))

Hier werden die verschiedenen Absorptionsspektren unterschiedlicher Gase gezeigt. Für die Fernerkundung sind besonders die Wasserdampf Absorptionslinien oder -banden von Bedeutung.

optische Wolkeneigenschaften

Die optischen Wolkeneigenschaften von Gasen, Aerosole und Wolken werden durch ihre Absorptions- und Streukoeffizienten und durch ihre Streufunktionen definiert (Zinner, T. 2005). Durch die Absorption werden die Energiezustände bzw. Energieniveaus der Moleküle verändert. Es kommt hierbei zu Rotations- und Schwingungsprozessen der Moleküle. Je nach Molekül entstehen dadurch spezielle schmale Absorptionslinien- oder Banden. Die wichtigsten Absorber in unserer Atmosphäre sind H2O, O3, Stickstoff und Sauerstoff (Abbildung einfügen). Sie tragen zu wichtigen atmosphärischen Prozessen bei und sind Teil der Strahlungstransfers in der Atmosphäre.

Streuung

Grundlegend lassen sich zwei Streuarten unterscheiden. Zum einen ist dies die Rayleigh Streuung und zum anderen die Mie Streuung. Rayleigh Streuung tritt an den kleinsten Bestandteilen unserer Atmosphäre, den Molekülen, auf. Sie tritt auf, wenn die Radien der Moleküle sehr viel kleiner als die Wellenlänge sind. Diese Streufunktion lässt sich einfach analytisch bestimmen:

$P_{\tau }(\vartheta )={\frac {3}{4}}(1+\cos ^{2}\vartheta )$

$\vartheta$...Streuwinkel

Im Gegensatz dazu steht die Mie Streuung. Hier wird an kugelförmigen, homogenen Teilchen, welche gleich der Wellenlänge sind, also Aerosole, Wassertröpfchen (Radius <50μm), die Strahlung gestreut. Neben der Abhängigkeit des Teilchenradius zwischen Rayleigh- und Mie Streuung gibt es ein weiteres signifikantes Merkmal. Der Anteil an Vorwärts- und Rückwärtsstreuung ist bei der Rayleighstreuung ausgeglichen. Bei der Mie Streuung hingegen steigt mit zunehmender Teilchengröße der Anteil der Vörwärtsstreuung (Streuwinkel $\vartheta$ >90°). Beschrieben werden kann dies mit Hilfe des Asymmetrieparameters g:

$g={\frac {\int \limits _{0}^{\pi }\cos \vartheta P(\vartheta )\sin \vartheta d\vartheta }{\int \limits _{0}^{\pi }P(\vartheta )\sin \vartheta d\vartheta }}$

$\vartheta$...Streuwinkel

Für die Rayleigh Streuung beträgt g=0, da Rückwärts- und Vorwärtsstreuung gleich groß sind. Überwiegt die Vorwärtsstreuung, also im Falle der Mie Streuung, so ist 0<g≤1. Im umgekehrten Fall (Rückwärtsstruung) ist 0>g≥-1.

Um die Abhängigkeit von Mie Streuung und Wellenlänge näherungsweise darzustellen, kann man folgenden Zusammenhang nutzen:

$\beta _{str}\approx {\frac {1}{\lambda ^{\alpha }}}$

α ist in diesem Falle der so genannte Ångströmparameter. Er beschreibt die Größe der Partikel. So nimmt man für Moleküle einen Wert von α = 4 und für Wassertröpfen α = 0 an. Das heißt für kurzwellige Strahlung eine höhere Streuung als für größere Teilchen. Die Streuung wird somit wellenlängenunabhäniger.

effektiver Radius

Durch die Nutzung zweier verschiedener solarer Spektralkanäle ist es möglich mikrophysikalische Eigenschaften abzuleiten. Besonders geeignet dafür erscheinen die Wellenlängenbereiche von 0.6 bzw. 0.8 μm und 1.6 bzw. 3.7 μm. Diese Kombinationen werden hauptsächlich zur Ermittlung des effektiven Radius und des effektiven Eiskristalldurchmesser genutzt. Durch Kanalkombinationen im langwelligen Spektrum können verschiedene Phasen wie Wasser oder Eis ausgemacht werden.(Berger 2000)

Nach Hansen und Travis (1974) reichen zur Beschreibung der optischen Eigenschaften eines Wolkenvolumens der effektive Radius $r_{eff}$ einer Tröpfchengrößenverteilung n(r) und der Flüssigwassergehalt $\omega$ aus. Der effektive Radius definiert sich wie folgt:

$r_{eff}={\frac {\int \limits _{0}^{\propto }n(r)r^{3}dr}{\int \limits _{0}^{\propto }n(r)r^{2}dr}}$

n(r)...Tröpfchengrößenverteilung

$r_{eff}$...effektiver Radius

Der effektive Radius hat enormen Einfluss auf die Streufunktion von Wolkentröpfchen und ist damit für den Strahlungstransfer in Wolken sehr wichtig.

optische Dicke

Die optische Dicke einer Wolke beschreibt die Schwächung der kurzwelligen Strahlung (meist bei 0,6 μm) beim Durchlauf durch die Wolke. Zur Bestimmung der optischen Dicke von Wolken können zwei Verfahren eingesetzt werden, zum einen das inverse und zum anderen das direkte Verfahren. Das direkte Verfahren ist ein relativ einfaches aber auch ungenaues Verfahren bei dem die Schwächung als Reflexion an der Wolkenoberseite angesehen wird. Somit ist die optische Dicke hier direkt aus der gemessenen Strahldichte ableitbar. Das inverse Verfahren ist weitaus aufwendiger und komplexer aber auch genauer als das direkte Verfahren

$\tau =\int \limits _{0}^{z}\beta _{ext}dz$

$\tau$...optische Dicke

$\beta {ext}$...Extinktionskoeffizient

oder

$\tau =\ln L(0)-\ln L(z)$

L...Strahldichte

mikrophysikalische Wolkeneigenschaften

LWC und LWP

Der Flüssigwassergehalt ist ein Zusammenhang zwischen effektiven Radius, Extinktionskoeffizient und Flüssigwassergehalt LWC und bezeichnet die Menge von Wasser die als Tropfen vorkommt. Dementsprechend ist der IWC, der sogenannte Ice Water Content, die Menge an Wasser, welche als Eis vorkommt. Mittels LIDAR und Fernerkundungsmehoden im μm Bereich des elektromagnetischen Spektrums kann der Eiswassergehalt bestimmt werden.

$\omega ={\frac {4}{3}}\rho _{w}\pi \int \limits _{0}^{\propto }n(r)r^{3}dr\approx {\frac {2}{3}}\rho _{w}r_{eff}\beta _{ext}$

$\omega$...Flüssigwassergehalt

$\rho _{w}$...Dichte von Wasser

$\beta {ext}$...Extinktionskoeffizient

n(r)...Tröpfchengrößenverteilung

Der Gesamtwasserpfad in einer Säule einer Wolke ist der Flüssigwasserpfad LWP. Er ist der vertikal integrierte Flüssigwassergehalt und wird mittels SSM/I (Spatial Sensor Microwave Imager) bestimmt. Dabei gibt es sogenannte SSM/I Algorithmen, welche auf Basis einer vereinfachten Strahlungsübertragungsgleichung und Differenz der vertikal und horizontal polarisierten Helligkeitstemperatur den LWP bestimmen. SSM/I zur Bestimmung des LWP ist nur über eisfreien Ozean möglich.

$\Omega =\int \limits _{0}^{z}\omega dz$

$\Omega$...Flüssigwasserpfad

Bestimmung der Wolkenphase

Die Bestimmung der Wolkenphase wird im bereich des nahen Infrarots, speziell im Bereich von 1,6 μm vorgenommen. Bei dieser Wellenlänge absorbiert die Eisphase mehr Strahlung als die Wasserphase, und damit ist eine Erkennung der Wolkenphase möglich.

geometrische Wolkeneigenschaften

Wolkenhöhe

Für die Bestimmung der Wolkenhöhe gibt es eine Vielzahl von Möglichkeiten. Diese reichen von der Beobach-tung durch Wetterbeobachter und deren Wolkenhöhenableitung über die Wolkenart(ziemlich ungenau) über bo-dengestützte Systeme wie Ceilometer oder CCD Kamerasysteme zur Bestimmung der Wolkenbasis, bis hin zu Satellitengestützten Beobachtungen und der daraus abgeleiteten Höhe der Wolkenoberseite.

Bestimmung der Wolkenhöhe mit Hilfe von Ceilometern

Ein Ceilometer ist ein bodengestütztes aktives Fernerkundungssystem, welches mit Hilfe von Laserstrahlen die Höhe der Wolkenbasis bestimmt. Dabei werden Laserpulse ausgesandt, welche die freie Atmosphäre ungehin-dert passieren, während sie an Wolken reflektiert bzw. gestreut werden. Ein Empfänger misst nun das zurückge-streute Signal. Aus dem Zeitunterschied zwischen Absendung und Empang lässt sich der zurückgelegte Weg des laserstrahls und damit die Höhe der Wolkenbasis bestimmen.

Bestimmung der Wolkenbasis mit Hilfe von CCD Kamerasystemen

Um die Wolkenhöhe mit Digitalkameras bestimmen zu können werden mindestens zwei Kameras benötigt, de-ren innere ( Kamerakonstante, Hauptpunkt, Objektivverzeichnung) und äußere (Standort, Winkel) Orientierung genau bekannt sind. Die genaue Kamerakalibrierung ist in Seitz und Baltsavias 2000a beschrieben. Bei der Kamerawahl sind folgende Kriterien zu beachten: die Stabilität der inneren Orientierung (Chip, Kamerakonstante), die Steuerbarkeit via Laptop (Auslösung, Ein-stellung Parameter wie Belichtungszeit, Blende, etc., Datentransfer, Programmier-Interface), die maximale Be-lichtungszeit (idealerweise sollten > 120s möglich sein), die Geschwindigkeit der Datenspeicherung bzw. des Datentransfers, das Datenformat, der Stromverbrauch und der Preis. Mit bekannter innerer und äußerer Orientierung lassen sich nun für jeden Wolkenpunkt der in beiden Bildern des Stereopaares detektierbar ist die genauen 3D Koordinaten bestimmen. (Seiz, Gruen, 2001)

Bestimmung der Wolkenhöhe mit Hilfe von Satelliten

Vermehrt werden auch Satelliten für die Bestimmung der Wolkenhöhe genutzt. Auch hier werden Stereobildpaare für die Auswertung und Wolkenhöhenbestimmung genutzt. (Seiz, Gruen, 2001)

Strahlungstemperatur

Die Strahlungstemperatur ist zwar keine direkte Wolkeneigenschaft. Sie ist aber für die Bestimmung und Ableitung von anderen Wolkeneigenschaften eminent wichtig. Aus diesem Grund wird sie hier kurz erläutert:

Jeder Körper, der eine Temperatur von >0K aufweist, emittiert Strahlung. Die Stärke der emittierten Strahlung hängt dabei von der Temperatur des Körpers ab. Je höher die Temperatur, desto höher die kinetische Energie der Teilchen und damit auch der Strahlungsoutput. Durch die Messung des spektralen Emissionsvermögens B kann im Fall eines Schwarzkörpers die physikalische Temperatur T bestimmt werden. Die gemessene Strahlung kann somit linear einer Temperatur, die als Helligkeitstemperatur $T_{B}$ bezeichnet wird, zugewiesen werden.

$T_{B}={\frac {c^{2}}{2\nu ^{2}*k}}*B(\nu ,T)$

$T_{B}$...Helligkeitstemperatur

c...Lichtgeschwindigkeit

$\nu$...Frequenz

Die Helligkeitstemperatur wird auch als Strahlungstemperatur bezeichnet. Beim schwarzen Körper entspricht die Helligkeitstemperatur der physikalischen Temperatur. Für reale Körper gilt dies nicht, sie emittieren weniger Strahlung als ein Schwarzkörper gleicher Temperatur. Der Proportionalitätsfaktor zwischen gemessener Helligkeitstemperatur und pysikalischer Temperatur des Körpers wird als Emissivität ε bezeichnet.

$\epsilon ={\frac {T_{B}}{T}}$

$\epsilon$...Emissivität

Quellen

Albertz J.: Einführung in die fernerkundung; Wissenschaftliche Buchgesellschaft; Darmstadt; 2001

Kappas M.: Fernerkundung nah gebracht; Fred Dümmlers Verlag; Bonn; 1994

Kaleschke L.: Fernerkundung des Meereises mit passiven und aktiven Mikrowellensensoren; Dissertation im Fachbereich für Physik und Elektrotechnik der Universität Bremen; 2003

Kraus H.: Die Atmosphäre der Erde; Springer Verlag; Berlin; 2004

Kraus K.: Schneider W.: Fernerkundung Band 1; Fred Dümmler Verlag; Bonn; 1988

Schlüter N.: Satellitenfernerkundung von Wolken mit Infrarot- und passiven Mikrowellensensoren in der Antarktis, Dissertation im Fachbereich Physik der Universität Bremen., Februar 2000

Zinner T.: Fernerkundung inhomogener Bewölkung und deren Einfuß auf die solare Strahlungsbilanz; Dissertation im Fachbereich Physik der Ludwig-Maximilians-Universität München; 2004

Seiz G. Grün A.: Digitale Photogrammetrie in der 3D Wolkenmessung; Paper für Dach Konferenz Wien 2001