خورشید مهمترین منبع انتشار امواج الکترومغناطیسی مورد نیاز در سنجش از راه دور است. تمامی موارد در درجه حرارت بالاتر از صفر مطلق (273- درجه سانتی گراد) امواج الکترومغناطیسی ساطع می کنند. میزان انرژی ساطع شده از هر ماده تابعی از دمای سطحی ماده است. این خاصیت توسط قانون استفن – بولتزمن[1] بیان شده است که عبارت است از :
W= δT4
W = کل تابش ساطع شده از سطح ماده بر حسب وات بر متر مربع (Wm-2)
δ = ثابت استفن – بولتزمن که برابر با 10-8Wm-2K-4 × 6697/5 است.
T= دمای مطلق (K°) مادهی ساطع کننده بر حسب درجه ی کلوین .
کل انرژی ساطع شده از یک ماده با توان چهارم دمای ماده نسبت مستقیم دارد یعنی با افزایش دما، سرعت تابش ساطع شده از ماده افزایش می یابد. نکته ی مهم آن است که معادله ی بالا برای شرایطی صادق است که ماده به عنوان جسم سیاه[2] رفتار کند. جسم سیاه، جسمی فرضی است که تمام انرژی تابیده شده به آن را جذب و کل آن را ساطع می نماید. همانگونه که کل انرژی ساطع شده از یک جسم با دما تفییر می کند، توزیع انرژی ساطع شده نیز تغییر می یباد. تصویر 1-10 منحنی توزیع طیفی انرژی جسم سیاه با دمای بین 300 تا 6000 درجه ی کلوین و محور Y میزان توان انرژی ساطع شده از جسم سیاه را به فواصل یک میکرومتری طول موج نشان می دهد. مساحت زیر هر منحنی برابر کل تابش ساطع شده است. هر چه دمای جسم تشعشع کننده بیشتر باشد میزان کل تشعشعات ساطع شده از آن بیشتر خواهد بود. همانگونه که منحنی ها نشان می دهند، با افزایش درجه ی حرارت یک جابه جایی به سمت طول موج های کوتاه تر در هر نقطه ی اوج منحنی تشعشات جسم سیاه، دیده می شود. طول موجی که در آن تشعشات جسم سیاه به حداکثر می رسد، مرتبط با درجه ی حرارت آن جسم است که توسط قانون جابه جایی وین[3] محاسبه می شود:
m=λ
Mλ= طول موج حداکثر انرژی ساطع شده ( μm )
A= ثابت وین ( μmK2898)
T= دمای K°
بنابراین برای جسم سیاه ، طول موجی که در آن حداکثر انرژی ساطع می شودف با دمای جسم سیاه نسبت عکس دارد.
معمولاً لامپ هایی از خود نور ساطع می کنند که روی منحنی انرژی ساطع شده از جسم سیاه در حرارت 3000 درجه ی کلوین قرار دارند. بنابراین این گونه لامپ ها نور آبی رنگ کمی از خود خارج می کند و ترتیب طیفی آن ها شبیه خورشید نیست.
حرارت سطح زمین حدود 300 درجه ی کلوین (27 درجه ی سانتی گراد) است. اصولاً حداکثر انرژی ساطع شده از سطح زمین در طول موج حدود 7/9 میکرومتر روی می دهد و چون این تابش ناشی از گرمای زمین است، بنابراین به آن انرژی « مادون قرمز حرارتی » می گویند. این انرژی قابل عکس برداری نیست، اما سنجنده های حرارتی مانند رادیومتر ها و اسکنر ها نسبت به آن حساسند. خورشید حداکثر انرژی را در طول موج 5/0 میکرومتر منتشر می کند و چشمان ما نسبت به این مقدار انرژی و طول موج حساس است، از این رو با وجود نور خورشیدی قارد به رؤیت سطح زمین می باشیم.
سنجش از دور حرارتی
امروزه معلوم شده است داده های حرارتی می توانند مکمل یکدیگر داده های سنجش از دور (داده های انعکاسی) باشند. (Alavi panah، 2001).
در سنجش از دور حرارتی برای تخمین دما از انرژی ساطع شده توسط اشیاء و پدیده ها استفاده می شود. نمودار 2-10 عواملی را که روی دمایی تابشی مؤثرند، نشان می دهد.
عوامل مؤثر بر دما
عوامل مؤثر بر دمای جنبشی به دو گروه عمده بیلان انرژی حرارتی و ویژگی های حرارتی مواد تقسیم میشود:
بیلان انرژی حرارتی شامل عواملی مانند حرارت خورشیدی، تابش رو به بالا در طول موج های بلند، تابش رو به پایین، تبادل حرارت بین زمین و جو و منابع حرارتی مانند آتش، آتشفشان و غیره است؛ ویژگی های حرارتی مواد شامل هدایت حرارتی، گرمای ویژه، چگالی، ظرفیت حرارتی، انتشار حرارتی و اینرسی حرارت است.
توان تشعشی طیفی[4]
هر جسمی در دمای بالاتر از صفر مطلق(صفر درجه کلوین یا 15/273- درجه سانتی گراد)، از خود انرژی ساطع می کند. اینکه چقدر انرژی و در چه طول موجی ساطع میشود، بستگی به توان تشعشعی سطح و دمای جنبشی آن دارد. توان تشعشعی، توانایی تشعشع یک جسم واقعی در مقایسه با جسم سیاه در دمای یکسان است و یک خاصیت طیفی است که با ترکیب مواد و آرایش هندسی سطح بستگی دارد. جسم سیاه، جسمی فرضی است که همه انرژی وارده در تمام طول موج ها را جذب و سپس ساطع می کند. این بدان معنی است که توان تشعشعی یک چنین جسمی برابر یک است. بدیهی است جسم سیاه در طبیعت وجود ندارد و یک ایدآل است.
توان تشعشی با اپسیلون(ε) نشان داده میشود و بین صفر و یک نوسان می کند.
ε برای مواد در محدودۀ 70/0 تا 95/0 است. دمای جنبشی، معیاری از میزان انرژی جسم حرارتی است. دمای جنبشی با واحدهای مختلف مانند درجه کلوین•k))، درجه سانتی گراد(•C) و درجه فارنهایت(•F) نشان میشود.
[3] . Wien's displacement law
[4] . Spectral emissivity
