EL PROBLEMA DE LOS DOS CUERPOS

TELEDETECCION: PLATAFORMAS Y SENSORES

TELEDETECCION - PLATAFORMAS Y SENSORES

MASTER TD Y SIG CREAF-UAB

Eduardo de Miguel Llanes

REA DE TELEDETECCION - INTA

TELEDETECCION, en sentido amplio, es la obtencin de informacin acerca de una entidad fsica mediante un instrumento remoto.

Segn Chuvieco (Fundamentos de teledeteccin espacial), "Teledeteccin es aquella tcnica que permite adquirir imgenes de la superficie terrestre desde sensores instalados en plataformas areas o espaciales". Es en este sentido restringido en el que estudiaremos la teledeteccin en estas sesiones; aunque en rigor no deberamos limitarrnos a la formacin de imgenes, o a estudiar la superificie terrestre, la gran mayora de la actividad en teledeteccin coincide con esta particular restriccin. Para completar la acotacin del trmino, habra que resear que la formacin de imgenes se ha realizado registrando radiacin electromagntica, excluyendo otras maneras de interaccionar a distancia (por ejemplo un SONAR).

Con esa definicin en la mano, los elementos de un sistema de teledeteccin son:

un instrumento sensible a la radiacin electromagntica (opcionalmente, en unin con un instrumento generador de energa electromagntica), una plataforma donde instalar a suficiente distancia del objeto observado el instrumento, un centro de control del instrumento, un centro de recepcin y archivo de los datos registrados por el instrumento (opcionalmente, tambin destinado a procesarlos o al menos pre-procesarlos), un diseo experimental: un sistema de teledeteccin es ms un "experimento" que solamente un instrumento o tcnica, en el sentido de que la frecuencia y distribucin geogrfica de la toma de datos son parte de la definicin del sistema.Estas sesiones se centran en conocer instrumentos y plataformas. Necesariamente conceptos sobre radiacin electromagntica y sobre los dems elementos del sistema de teledeteccin estarn presentes.

1.- Plataformas

Las plataformas utilizadas en teledeteccin son aeronaves (plataformas areas) y satlites artificiales (plataformas espaciales). En los primeros podemos distinguir entre aeronaves tripuladas y no tripuladas. El uso de torres de observacin, helicpteros, globos aerostticos o tipo sonda etc, es marginal, aunque no descartable, y no se va a considerar en estos apuntes.1.1.- Aeronaves

1.1.1.- Generalidades

Una aeronave es una mquina capaz de moverse por la atmsfera merced a las reacciones del aire. En las aeronaves se distingue entre aerodinos y aerostatos. Los aerodinos vuelan siendo ms pesado que el aire, gracias a fuerzas dinmicas que aparecen por su movimiento dentro del aire. Se opone por tanto a aerostato, un vehculo que vuela "estticamente" al tener menos densidad especfica que el aire. Es habitual tambin clasificar los aerodinos en aeronaves de ala rgida (o aeroplanos) y de ala rotatoria (o helicpteros). El trmino avin, que es el utilizado habitualmente, es un sinnimo "coloquial" de aeroplano.

El fundamento del vuelo de un aeroplano se resume en las siguientes observaciones.

-el aire es un fluido con viscosidad despreciable.-todo fluido con viscosidad despreciable cumple, para flujo incomprsible (densidad "d" constante) una ecuacin llamada de Bernoulli, por la cual la presin "p" y la velocidad "V" quedan ligadas:

p + 1/2dV2 = K.-el avance de un objeto con una forma apropiada (forma aerodinmica, o "no roma") a travs del fluido genera una velocidad relativa que se traduce en un patrn de presiones alrededor del objeto.

-si la velocidad es suficientemente alta y la forma del objeto adecuada, el patrn de presiones puede ser tal que contrarreste la fuerza de la gravedad y eleve o sostenga al objeto frente a esta.

La consecuencia de esto es que un avin vuela por su velocidad frente al aire, lo que confirma un hecho intuitivo y en apariencia irrelevante pero clave para entender las limitaciones de la teledeteccin aeroportada: no es posible volar despacio ni girar arbitrariamente.Los aviones operan a cotas entre ( 300 m y 20000 m sobre el nivel del mar. A partir de 4000m los aviones deben estar presurizados. En los aviones presurizados la instalacin del sensor debe ser hermtica bien respecto al interior de la aeronave bien respecto al exterior, y en ambos casos esto requiere soluciones tcnicas diferentes a las necesarias para aviones de cota baja.

Los principales alicientes de las plataformas areas (frente a las espaciales) son:

Alta resolucin espacial: A = 2 H tan((/2) donde A es la longitud de la proyeccin del ngulo instantneo de visin (IFOV) sobre el terreno, H es la altura del instrumento respecto al suelo y ( el IFOV. Para un IFOV circular, A es el dimetro, y un lado para un IFOV cuadrado. Mayor seal disponible, ya que aunque la radiancia (energa medida en w m-2 sr-1 ) es independiente de la distancia respecto al emisor, cuando H es menor el ngulo slido que colectamos es mayor para obtener la misma A (ya que el ngulo slido se define como =S/R2 = A2/R2 para un IFOV cuadrado).

Flexibilidad de operacin: fechas, horas, repeticiones, rumbo, rea cubierta... pueden elegirse de acuerdo a los requisitos del usuario: aunque existan limitaciones (no todo es posible, desde luego) siempre son menores frente a la rigidez de operacin de un satlite.

Banco de pruebas de sistemas en desarrollo, cuando producir un instrumento para satlite es posible pero se quiere experimentar algn aspecto.

Los principales inconvenientes son:

Mala estabilidad de la plataforma al operar en medio de la zona ms turbulenta de la atmsfera. Poca cobertura espacial ya que el campo observado S depende de la altura de vuelo: S = 2 H tan(FOV/2)

Algunos aspectos prcticos:

la determinacin precisa de la trayectoria se consigue actualmente mediante sistemas complejos (girscopos, acelermetros y GPS). En vuelos antiguos (anteriores a digamos mediados de los 90) esta tecnologa no estaba tan avanzada como posteriormente, con lo que el trabajo con imgenes antiguas requiere frecuentemente el uso de mtodos no paramtricos para una correcta georreferenciacin.

la mayor parte de la interferencia de la atmsfera con las medidas de teledeteccin se produce en los primeros kilmetros de atmsfera (donde la presin es mayor y donde la masa de aerosoles y vapor de agua es mayor): por tanto, las medidas desde avin no escapan en absoluto a este problema. Una excepcin notable es la capa de ozono en la estratosfera, responsable de una fuerte absorcin alrededor de 9.5 micrmetros a la que escapan las imgenes aeroportadas. forzosamente, las pasadas deben ser rectas. Cuando un avin gira se inclina sensiblemente; esto condiciona la realizacin de vuelos siguiendo fenmenos como ros, costas etc.

la base de las nubes est frecuentemente por debajo de la altura de vuelo (excepto, claro est, de cirros y tipos similares). las campaas de avin resultan caras y complejas de coordinar frente al ms extendido y subvencionado uso del satlite.

Dos plataformas areas de teledeteccin. Izquierda, Dornier 228 del NERC (Reino Unido). Derecha, CASA 212 del INTA (Espaa). Ambas representan la categora clsica de aeronaves de teledeteccin, con tamao y autonoma "medios" y no presurizadas. Fotos: EUFAR (European Facility for Airborne Research), www.eufar.net1.1.2.- Aeronaves pilotadas remotamente

La bsqueda de un menor coste en la fabricacin y operacin est llevando al desarrollo de aeronaves no tripuladas (UAV, Unmaned Aerial Vehicles) o, para usar la terminologa recomendada, pilotadas remotamente (APR, o RPAs, Remotely Piloted Aircrafts). La simplicidad y reduccin de sistemas al no llevar tripulacin repercute en un menor peso y un menor coste. Una ventaja aadida es la reduccin de riesgos para la tripulacin en ciertas circustancias (reconocimiento en zonas peligrosas, como un incendio forestal), y una ventaja potencial la posibilidad de autonomas muy grandes (muchas horas o das).En un sistema de teledeteccin aeroportada basado en un APR los elementos bsicos son ahora tres: a la propia aeronave se suma un centro de control en tierra, donde se encuentra el pilot, y un enlace de comunicaciones.

Las APR pueden ser de cualquier tipo, y de hecho existe una amplia oferta comercial. Son populares las miniplataformas de poco peso (< 5 kg) y poca autonoma pero bajo coste y operacin sencilla. Y son "prometedoras", aunque de momento haya pocos resultados, las plataformas para vuelos altos (idealmente por encima del espacio areo regulado) y de larga duracin (HALE, High Altitude Long Endurance). Antes de disear un experimento con una APR, hay que considerar al menos:-la reglamentacin aplicable para su operaacin,-el peso de la carga til, que determina la aeronave a utilizar,

-la autonoma, que determina la cobertura geogrfica accesible.La reglamentacin para la operacin de ARP es actualmente (2014) provisional, y se public en el Real Decreto Ley 8/2014.

Algunos puntos destacados de esta reglamentacin son:

- Solo pueden operar de da y condiciones meteo visuales, fuera de zonas urbanas, a ms de 8 km de aeropuertos, y en espacio areo no controlado- Deben disponer de identificacin (modelo / n de serie / empresa operadora)

- El operador debe disponer de manuales de la aeronave, certificado de capacitacin del piloto para esa aeronave, y seguro a terceros

- Si el peso es mayor de 25 kg se necesita licencia de piloto de aeronaves y autorizacin para el vuelo de la Agencia Estatal de Seguridad Area.

Habitualmente, navegan con un autopiloto pero es manual el despegue y aterrizaje.En principio, la problemtica de la carga til y las caractersticas del proceso de datos podra ser el mismo que para aeronaves pilotadas. Como anotaciones particulares:

- problema con estabilidad/vibraciones si el peso es muy pequeo. Este problema es mayor, al igual que en aeronaves tripuladas, en aeronaves de ala rotatoria (helicpteros / multicpteros)- la necesidad de minimizar el peso de la instrumentacin, lo que puede limitar las prestaciones de las imgenes obtenidas.

Izquierda: Atlante, aeronave de ala fija y peso medio, desarrollada por Cassidian (http://www.defenceandsecurity-airbusds.com/es/atlante) con colaboracin del CDTI. Derecha: quadcopter DJI Phantom (http://www.dji.com), ejemplo de sistema de poco coste potencialmente apto para pequeos trabajos de reconocimiento areo.

1.2.- Satlites

1.2.1.- Generalidades

Los satlites artificiales operan en cotas superiores a unos 300 km. Por debajo de esta cota el rozamiento atmosfrico dificulta en exceso la permanencia del satlite en rbita. Los satlites en rbitas ms altas (hasta unos 900/1000 km) se ven afectados tambin por este rozamiento, pero bastan pequeas maniobras correctoras para mantener la rbita deseada. En un mundo sin atmsfera (la Luna por ejemplo) uno puede imaginar un satlite en rbitas tan bajas como lo permita el relieve (y la energa disponible para darle la velocidad requerida).

Las ventajas e inconvenientes en relacin con los aviones se deducen del punto anterior. Pero por encima de todo, hay que resaltar la enorme utilidad de disponer de una cobertura de datos de teledeteccin sobre toda la superficie de la Tierra que es sistemtica, regular y fcilmente accesible a la comunidad investigadora.En la jerga de la industria aeroespacial, un satlite es el segmento de vuelo (flight segment) de una misin, que tiene adems un segmento tierra (ground segment). El segmento tierra se ocupa del control del satlite y de la recepcin, proceso y archivo de sus datos. El segmento vuelo consta de una "nave" (spacecraft) y de los instrumentos que forman la carga til o de pago de la misin (payload). Si pensamos en jerga cientfica, una misin de teledeteccin es un experimento, con su instrumentacin, su diseo experimental (frecuencia de toma de datos, puntos de muestreo etc), su ejecucin y, finalmente, el proceso de los datos.

1.2.2.- El entorno espacial

Para entender el diseo de satlites e instrumentos a bordo es necesario considerar las siguientes caractersticas del entorno espacial:i. vaco, y su influencia trmica;ii. radiacin electromagntica;

iii. radiacin por partculas;iv. micrometeoritos.El vaco es responsable del llamado outgassing, (desgasificacin quizs en castellano), es decir la liberacin de molculas gaseosas desde un material, que frecuentemente acaba (y ese es el problema) en su probable depsito en otro. El outgassing es un reto para el diseo de un instrumento espacial y puede ser causa de contaminacin en la ptica y por tanto de degradacin de la calidad del instrumento.

El vaco es tambin relevante por su influencia trmica. Ante la baja densidad de partculas por encima de 100 km el trmino temperatura no tiene sentido. Pero hay dos consideraciones trmicas clave:

los objetos iluminados por el sol (o en menor medida por la Tierra o la Luna) se calientan rpidamente ya que no hay refrigeracin por conveccin,

la emisin natural de un cuerpo (ley de Planck) no tiene amortiguacin alguna, y el enfriamiento de un cuerpo no iluminado por el sol (o en menor medida por la Tierra o la Luna) es por tanto casi ilimitado.

La radiacin electromagntica proveniente del sol cubre el rango desde el muy energtico UV lejano al infrarrojo medio. Ante la ausencia de atmsfera protectora, la radiacin UV agrede a los materiales del satlite y hace necesario el uso de materiales adecuados.

La radiacin por partculas es un problema serio en el espacio. El espacio est recorrido por partculas atmicas (fundamentalmente protones y electrones, pero tambin ncleos de helio y otras partculas) desplazndose a gran velocidad. La energa de tales partculas es muy alta, y su colisin con materia tiene un efecto considerable. Hay una alta concentracin de estas partculas en los llamados cinturones de radiacin de la Tierra (o cinturones de Van Allen). Han sido capturadas por el campo magntico de la Tierra y girn dentro de estos cinturones, que ocupan una franja aproximdamente entre 1000 y 20000 km de altura (con un lmite bastante neto por debajo de 1000 km, mientras que hacia el espacio exterior la densidad decae suavemente). Estos cinturones de radiacin son una regin muy agresiva para los satlites. El flujo de partculas por debajo de los cinturones es mnimo.

1.2.3.- Subsistemas de un satlite

Un sensor instalado sobre un satlite debe funcionar sin intervencin humana directa. Los diferentes servicios requeridos los proporcionan los diferentes sub-sistemas (consideramos el sistema principal al satlite en s, incluso al conjunto del satlite ms los elementos necesarios para su operacin) de a bordoESTRUCTURA

El sub-sistema ms bsico es la estructura que soporta al instrumento ( y a los dems sub-sistemas). La estructura debe estar diseada para evitar daos por vibracin durante el lanzamiento, y debe estar supeditada al control trmico para prevenir deformaciones termoelsticas y calentamientos/enfriamientos. Tambin debe proteger el detector de luz no deseada. Y, en la medida de lo posible, de la radiacin por partculas. Sin embargo, los daos por radiacin son casi inevitables: la proteccin contra radiacin por partculas solo se puede conseguir con "muros" de material, con un impacto elevado en la masa del satlite. As que lo mejor es evitar en lo posible transitar por los cinturones de radiacin.El diseo ms habitual es un cilindro hueco que resiste las tensiones axiales (es decir a lo largo de su eje mayor) del lanzamiento, al que se adosan paneles que soportan los subsistemas y las cargas tiles.Los materiales utilizados en la estructura vienen determinados por la necesidad de reducir al mximo la masa del satlite. Son habituales aleaciones muy ligeras y resinas reforzadas con fibrocarbono.CONTROL TRMICO

La parte de un satlite que es iluminada por el sol se calienta mucho, la que mira al espacio se enfra espectacularmente por radiacin. Y el calor generado por equipos electrnicos tiene que ser gestionado (disipado o conservado, segn se quiera): de todos estos problemas se ocupa el control trmico.

El control trmico puede requerir un importante esfuerzo tanto en el diseo como en la operacin del satlite, limitando las capacidades de la carga til. Un ejemplo claro es la imposibilidad en misiones sencillas de enfriar activamente los detectores en la regin del infrarojo medio y trmico (estos pueden requerir trabajar a 77 K), lo que restringe la temperatura a la que se puede bajar y por tanto la viabilidad de instrumentos trmicos en minisatlites.CONTROL DE ACTITUD

El sub-sistema de control de actitud (Attitute and Orbit Control System, AOCS) es clave para garantizar el apuntamiento y la estabilidad del satlite y estos son aspectos que afectan a la geometra de las imgenes. En los satlites "de gama alta" se esperan errores muy bajos (por ejemplo 5 aos resulta imprescindible hoy da) ms la necesidad de usar electrnicas cualificadas para espacio (tolerantes a radiacin, fundamentalmente) sitan normalmente a los procesadores y buses de satlites bastante por detrs de la vanguardia en tecnologas informticas. Lo mismo ocurre con los dispositivos de almacenamiento (por ejemplo, MetOp puede almacenar 24 GB de datos, apenas algo ms que los registrados durante una rbita. Y en el satlite Ingenio (lanzamiento 2016?) se ha previsto una memoria a bordo de 64 GB).COMUNICACIONES

El funcionamiento del satlite requiere enviar comandos (telecomando) y recibir datos (telemedida). Esto se consigue mediante un contacto con ondas tipo radio. Para comandos y control se usa la banda S (2 a 4 GHz), y para el envo de datos la banda X (normalmente a 7.5 GHz); esta es ms energtica y por tanto tiene ms capacidad de transmisin a costa de mayor complejidad y consumo. Por ejemplo, en el diseo de SEOSAT/Ingenio se ha considerado una transmisin a Tierra de datos imagen en banda X de 280 Mbps y de datos de estado del satlite en banda S de 2 Mbps. El contacto puede ser continuo o espordico, segn la disponibilidad de estaciones en el terreno. El contacto continuo permite la operacin en tiempo real. El contacto espordico obliga a una menor flexibilidad, lo que resulta siempre en menor eficiencia en el uso del tiempo. Aun con contacto continuo, la seguridad del satlite obliga a incluir una serie de procedimientos automticos que pueden resultar en apagados del satlite.

Por necesidades de mantenimiento, calibracin, disponibilidad de las estaciones de tierra etc un satlite no genera imgenes el 100% del tiempo posible. El porcentaje es menor, y puede afectar de una manera sensible al usuario. A vecs la limitacin del tiempo de observacin viene dada por la comunciacin en combinacin con el almacenamiento (por ejemplo en ASTER).Valores tpicos de transmisin de datos a tierra en misiones actuales son 100 a 500 Mbps. Por ejemplo, Sentinel-2, con lanzamiento en 2014, preve 512 Mbps. Como es lgico, los satlites de teledeteccin (al transmitir imgenes) son los ms exigentes del sector espacial en este campo.LANZADOR

El lanzamiento es una parte complicada y cara de toda misin espacial. Actualmente, solo es posible vencer la gravedad de la Tierra usando propulsantes qumicos.

Algunas consideraciones de inters:

-La mayora de los lanzadores solo consiguen llevar al satlite que lanzan hasta 250/300 km de altura. A partir de ah, es el propio satlite quien, consumiendo parte de su combustible, se impulsa hasta la rbita definitiva. Este proceso no es inmediato, ya que para optimizar el combustible requerido se disean maniobras que no son necesariamente el paso directa a la rbita definitiva.

-La posicin y velocidad del satlite en el momento de ser liberado de la "cofia" del lanzador no es predecible con gran exactitud. Por tanto no es posible predecir cunto combustible necesitar para alcanzar su rbita definitiva. Aqu empieza la cadena de hechos que hacen que sea difcil pronosticar la vida til de un satlite.-La rbita y el peso y tamao del satlite condicionan el lanzador a elegir. La constante lucha tecnolgica por un menor peso y tamao de los satlites es en gran parte derivada del impacto de estos factores en el coste de lanzamiento

-El coste de lanzamiento es una parte significativa del coste total de una misin. Como aproximacin se puede considerar que el coste promedio de un lanzamiento es 20 K / kg satlite para satlites en rbitas bajas.-El porcentaje de aciertos global est alrededor del 90%. Pero entre los lanzamientos "acertados" inclumos los que sufren retrasos antes del "acierto", que tambin llevan un coste altsimo asociado.1.2.4.- rbitas espaciales

La posibilidad de poner un instrumento a dar vueltas en torno a la Tierra por encima de su atmsfera queda justificada por la rama de la fsica que llamamos mecnica clsica. Las expresiones que modelizan esta situacin se conocen por tanto desde hace mucho tiempo. En su forma ms general, y simplificando el problema (asumiendo que la Tierra es esfrica y con masa homognea, que el satlite tiene una masa despreciable, que la atraccin de la luna o el sol y el efecto del rozamiento atmosfrico son despreciables), la ecuacin de una rbita proviene de igualar la aceleracin de la gravedad y la centrfuga, es decir:

GM/r2 + d2r/dt2 = 0

r es el vector posicin del satlite, G la constante de gravitacin universal y M la masa de la Tierra (G M = 3.986005 1014 m3 s-2 ).La ecuacin diferencial anterior tiene diferentes soluciones, pero todas ellas son cnicas. Para el caso de elipses (y circunferencias, como caso particular de la elipse), un cuerpo lanzado horizontalmente a una altura h desde la Tierra se convertir en un satlite artificial si su velocidad en cada punto es:

V = sqrt[ 2 GM/r - GM/a]donde a es el semieje mayor de la elipse.

Cuando la velocidad es constante a lo largo de la rbita esta es circular; en otro caso, sern elpticas, parablica o hiperblicas. Para rbitas circulares:V = sqrt [G M (RT + h)-1 ]donde RT el radio ecuatorial de la Tierra (6378 km).

Hay que destacar que aun siendo circulares, las rbitas quedan afectadas por el diferente radio de la Tierra entre el ecuador y los polos (20 km aprox.), lo que implica p.e. un 2.5% de diferencia en la distancia Tierra-superficie para h=800 km.

El periodo de una rbita circular viene dado por 2((RT + h) / V (confirmando la tercera ley de Kepler), siendo en resumen:

T = 1.659 10-4 (RT + h)3/2 (RT y h en kilmetros, T en minutos)La velocidad tpica en misiones de observacin de la Tierra en rbitas heliosncronas es 7.5 km/s, con un periodo de 100 minutos; ms abajo se ver por qu.Las rbitas quedan caracterizadas por los llamados elementos orbitales: tres ngulos para situarla en el espacio, dos dimensiones para definir el tamao de la elipse, y un tiempo. La siguiente tabla lista estos elementos junto con valores tpicos en el caso de rbitas heliosncronas polares:

Elementodefinicinvalor tpico para heliosncronas polarescomentarios

Semieje mayorsemieje mayor de la elipse descrita por la rbitadesde (RT+600 a

( RT+900 kmDetermina la velocidad y periodo del satlite.

Ojo, no equivale a altura del apogeo!

Excentricidade = c / a

(cociente entre la distancia centro-foco y el semi-eje mayor de una elipse)( 0En general se prefieren rbitas circulares, cuya velocidad es constante

Inclinacinngulo entre el plano orbital y el ecuador terrestre, medido desde el ecuador hacia el polo norte(100 a 800 kmLa inclinacin determina la latitud mxima de la traza del satlite

ngulo en el perigeongulo entre el nodo ascendente(1) y la direccin del perigeo (punto de la rbita ms cercano a la Tierra)irrelevante en "primera aproximacin" para rbitas circularesLas rbitas son casi circulares, pero an as su (pequea) excentricidad requiere considerarse en anlisis detallados.

Longitud del nodo ascendente (RAAN)longitud geogrfica en la que la rbita cruza el ecuador desde sur a nortecambia continuamente y adems se disea 0.99/dia (precesin 2)Junto con los dos ngulos anteriores, fija la orientacin de la rbita en el espacio

Momento (epoch) de paso por un punto dado --tpicamente el cruce con el ecuadorLa mayora de las misiones eligen un paso entre 9 y 11 hora solar local, pero no es la nica solucin posible

(1) Toda rbita cruza el ecuador dos veces, una de sur a norte y otra de norte a sur. Estos cruces se llaman nodos, y se habla de nodo ascendente o descendente respectivamente.(2) La precesin es el cambio de la direccin del eje alrededor del cual gira un objeto. El ejemplo tipo, el movimiento que realiza una peonza, o trompo, al girar, cuando su eje de rotacin no es vertical. La precesin (~cambio) de la longitud del nodo ascendente (LNA) de una rbita ardedor de la Tierra es:

LNA (grados/da) = -2,064741014 a-7/2 cos(i)(1-e2)-2 Donde:

e = excentricidad de la rbita (0 en rbitas circulares)

i = inclinacin de la rbitaa = semieje mayor de la rbita, en km

La clasificacin clsica de las rbitas es segn su altura respecto a la superficie de la Tierra:

1) Bajas o LEO (Low Earth Orbit), por debajo de 1000 km,2) Medias o MEO (Medium Earth Orbit), hasta 36000 km,3) Geosncronas o GEO,

4) HEO (Highly Elliptical Orbit).

Las clsicas en teledeteccin son LEO heliosncronas y geoestacionarias.

Las rbitas LEO heliosncronas aprovechan la existencia de unaprecesin del plano orbital debida al llamado 2 potencial terrestre (es decir, el coeficiente J2 del desarrollo de Legendre del campo potencial gravitatorio terrestre). Esta precesin es cercana a 1/da a 750 km de altitud. Debido a ella, el plano orbital va girando a lo largo del ao, de manera que el "canto" de la rbita siempre mira al sol: a esta propiedad se refiere el nombre de heliosncronas. Si adems la inclinacin es cercana a 90, la rbita es polar, es decir, va de polo a polo y por tanto cubre todas las latitudes terrestres. Como el valor de la precesin es nico para una inclinacin a cada altura, la altura y la inclinacin estn ligadas en las rbitas heliosncronas.La relacin unvoca altura-velocidad orbital hace que en el entorno de 750 km, como queda dicho, la velocidad sea del orden de 7.5 km/s y el periodo sea cercano a 100 minutos. Por tanto, debido a la rotacin de la Tierra bajo el satlite, la traza sobre la superficie vara de rbita a rbita. De acuerdo a los valores especficos de altura e inclinacin estas trazas cubrirn toda la superficie terrestre (proporcionando cobertura global, o casi, tanto en latitud como en longitud) o franjas discontinuas en longitud.En las rbitas geosncronas, el periodo orbital se iguala al de rotacin de la Tierra. Si adems la rbita es circular y su inclinacin es 0 (es decir el plano orbital es ecuatorial), el satlite en rbita parece fijo desde la Tierra. Entonces la rbita se llama geoestacionaria, y es la utilizada por ejemplo en Meteosat (y en gran cantidad de satlites de comunicaciones). En este caso, la traza es un punto, pero la gran distancia entre el satlite y la superficie terrestre permite que aquel observe fcilmente casi un hemisferio terrestre completo.En las rbitas MEO destacan las ocupadas por los satlites de los sistemas de navegacin por satlite (como el estadounidense GPS). Estos orbitan a alrededor de 20.000 km sobre la superfiice (en zonas donde la radiacin por partculas es considerable aunque no tan grave como en otras alturas MEO), en rbitas circulares de inclinacin alrededor de 55, distribuidas en una serie de planos (6 en el sistema GPS) para optimizar el nmero de satlites visibles desde el terreno desde casi cualquier punto de la superficie.Traza y ciclo de repeticin.

La traza es la proyeccin del satlite sobre la superficie de la Tierra a lo largo del tiempo. La traza de las rbitas LEO heliosncronas es ligeramente westward pese a que su inclinacin (100) es retrgrada (es decir contraria a la rotacin de la Tierra). La traza de un satlite geoestacionario ideal es un punto correspondiente a su "posicin" en latitud o longitud. En realidad, hay pequeas desviaciones sobre esa posicin que deben controlarse durante el mantenimiento de la rbita (station-keeping).

El ciclo de repeticin es el nmero de das que tarda la rbita en dibujar la misma traza sobre la superficie de la Tierra. El ciclo de repeticin solo depende de la altura. Es frecuente expresar este ciclo en la expresin:

Tn + D/CR

Por ejemplo, 14+32/49 para el futuro satlite espaol Ingenio. En esa expresin, Tn es T/Ts, es decir el periodo sidreo de rotacin terrestre (86164 segundos) divivido por el del satlite, y nos indica el nmero de rbitas completas en un da. D es la deriva, o nmero de trazas que "avanza" el satlite en un ciclo respecto a un da completo, y CR el ciclo de repeticin en das (hay que sealar que para obtener D y CR a partir de la altura hace falta un algoritmo especfico).

Las rbitas de los satlites de observacin de la Tierra sufren perturbaciones por diferentes razones: presin solar, atraccin lunar, rozamiento por molculas atmosfricas, no-homogeneidad de la distribucin de la masa terrestre... Mediante maniobras correctoras, se mantienen con una precisin elevada: p.e. para ENVISAT la rbita se mantiene (1 km respecto a la traza sobre el terreno y (1 minuto de paso por el nodo ascendente. El mantenimiento de la rbita requiere la realizacin regular de maniobras, que restan tiempo de observacin, y el consumo de combustible, que es un recurso finito (y minimizado buscando la menor masa posible para el satlite) y habitualmente limita la vida til de un satlite.La siguiente tabla resume las principales perturbaciones que afectan a las rbitas utilizadas por satlites de teledeteccin.Causarbitas afectadasEfectoComentarios

No-esfericidad de la Tierra

Achatamiento polos (J2)LEOprecesin del eje (= regresin de nodos)LEO: 1/da si inclinacin 98

Permite la heliosincronicidad

Excentricidad ecuatorial terrestre (J22)GEOdesplazamiento del satlite hacia longitudes "estables"

Terceros cuerpos

Atraccin solar LEO, GEOcambio en los tres parmetros angulares: inclinacin, argumento del perigeo y longitud de nodo ascendenteEn GEO puede ser necesaria una maniobra cada pocas semanas

Atraccin lunarLEO, GEOcomo la solarSu magnitud depende de la orientacin relativa de las rbitas terrestre y lunar (ciclo orbital lunar)

No conservativas

Resistencia atmosfricaLEOreduce la energa del satlite => decrece la alturaLa resistencia atmosfrica (drag) es:

D= v2 SCd/msD es difcil de modelizar (desconocemos y en menor medida ms)

Puede ser necesaria una maniobra cada pocas semanas

Presin solar (=impacto de fotones y partculas del viento solar)GEOaumenta la excentricidad de la rbita, al empujar en una parte y frenar en la opuesta.

Finalmente, destacamos algunos aspectos prcticos relacionados con las rbitas espaciales.A alturas menores de 700 km el efecto atmosfrico (freno, calentamiento) es significativo. Por debajo de 200/400 km (como ya se dijo ms arriba) es limitante. Por otra parte, por encima de 1000 km sube rpidamente la densidad de partculas energticas (radiacin). Esto nos deja una capa disponible para las rbitas bajas de unos 400 km de altura.

Las rbitas LEO polares tienen necesariamente una fase en eclipse (es decir, la Tierra tapa al sol visto desde el satlite). En esta fase las celulas solares no producen energa y el satlite se enfra significativamente. En las rbitas GEO solo aparecen eclipses en breves periodos del ao.La velocidad de avance del satlite est determinada por la altura; por tanto, el tiempo de integracin para un instrumento de observacin tiene que adaptarse a lo que haya, o bien hay que aplicar diseos compensatorios con sus correspondientes efectos secundarios.

El contacto con Tierra se produce simplemente en aquellos puntos donde es geomtricamente posible: la antena en Tierra debe ver por encima del horizonte al satlite (a ser posible unos graditos por encima, para que la transmisin sea buena). Claro que esta geometra no es tan simple cuando consideramos la refraccin atmosfrica. La red de estaciones de tierra es extensa (nacionales, de ESA, de NASA...), pero ponerlas a trabajar para un satlite particular es costoso (hay que implementar software y quizs hardware especfico, y entrenar a personal en su uso), por lo que suele restringirse el nmero de estaciones responsables de cada misin. Esto puede ocasionar que la cobertura de la rbita no sea completa, y que se den pequeos (o medianos) tramos sin contacto. La tcnica en estos casos es el almacenaje a bordo, sea de los datos registrados (en algn dispositivo almacenador a la espera de ser enviados a Tierra con Telemedida en cuanto haya contacto) o de las rdenes (llegadas en forma de Telecomando, y que se almacenan con una etiqueta de tiempo y se ejecutan automticamente al llegar su hora). El coste principal est desde luego en la parte de los datos, ya que hay que incluir en el satlite la necesaria memoria masiva y posteriormente un canal de comunicacin con un apreciable ancho de banda (segn la jerga de las telecomunicaciones). Por supuesto los avances tecnolgicos hacen que cada misin incremente sus capacidades en ambos sentidos, pero mientras tanto los usuarios van incrementando igualmente sus requisitos de datos (mayor nmero de pixels, ms canales, ms bits por pixel...).

La vida til de un satlite est limitada habitualmente por el agotamiento de su combustible, y por tanto depende de la cantidad de maniobras que debe hacer para mantener su rbita (sea por razones rutinarias o excepcionales). Pero muchos sub-sistemas, incluyendo la propia carga til, pueden degradarse con el tiempo de manera que hagan inservible la misin, debido a la agresividad del entorno espacial (principalmente por la alta radiacin y el stress trmico). La vida til tpica de una misin de observacin de la Tierra es de unos 5 aos, y no es fcil prolongarla.

Dos satlites de observacin de la Tierra. Izquierda ENVISAT, derecha MetOp-B. Fotos: ESA multimedia gallery (www.esa.int).

2.- Sensores

2.1.- GeneralidadesUn instrumento de teledeteccin es un radimetro que, habitualmente, forma imgenes. La muy genrica y poco descriptiva palabra sensor est bastante extendida en el campo de la teledeteccin para referirse a estos instrumentos.

En la regin ptica del espectro electromagntico, los "sensores" son telescopios pticos con un sistema electrnico en el plano detector. En la regin espectral de las microondas, los sensores son antenas. Otras regiones del espectro, como rayos X o gamma, tienen un inters muy marginal en la teledeteccin de recursos naturales, y no veremos aqu las complicadas tcnicas que permiten formar imgenes con tales radiaciones.

Un sensor se puede hacer de cualquier manera, siempre que cumpla con los tres requisitos habituales en teledeteccin:

-"cosechar" la mayor cantidad de energa posible

-hacerlo en un rango definido de longitudes de onda, y a ser posible en diferentes bandas

-formar imgenes (habitualmente en combinacin con el movimiento de la plataforma)

Vamos a presentar en las siguientes secciones las soluciones ms habituales (pero no exclusivas) que se encuentran actualmente.

rango espectralfuente de radiacincoleccin de energadeteccin

0.3 - 5 m

("solar") radiacin solar reflejada

LASER

fluorescencia natural o inducida telescopios con lentes y/o espejos pelcula fotogrfica

detectores fotoelectrnicos

5 - 25 m

("trmico") emisin terrestre telescopios con espejos detectores electrnicos

centimtrico

("microondas") emisin terrestre

antena RADAR antena antena

2.2.- Telescopios

La realidad est desenfocada. Aunque no nos parezca as a nosotros, que la percibimos a travs de unos instrumentos focalizadores (llamados ojos), la radiacin electromagntica que emite o refleja una superficie se propaga tpicamente en todas las direcciones, por lo que en cualquier punto del espacio tenemos fotones (o rayos en la interpretacin de la ptica geomtrica clsica) que provienen de multitud de superficies.

Afortunadamente, cada fotn/rayo tiene una direccin de propagacin particular, unvoca en primera aproximacin. Esa direccin cambia al cambiar el medio en que se propaga la radiacin, cambio que queda determinado por la ley de Snell (y el principio de Fermat...):

n1 sen(1 = n2 sen(2Donde ni es el ndice de refraccin del medio "i" (aire y vidrio sern habitualmente los dos medios en un sensor) y (i el ngulo de la radiacin (es decir de la normal al frente de ondas) con la normal a la superficie lmite entre ambos medios. Esta relacin nos permite anticipar que eligiendo la superficie y el material apropiados podramos dirigir todos los rayos que provienen de un punto en el "mundo objeto" a otro punto en el "mundo imagen"; puede incluso conseguirse que casi todos los puntos se formen en un plano del mundo imagen, al que llamaremos plano focal. As tendramos una imagen enfocada de la realidad. Esto puede conseguirse, aunque solo para una parte de los rayos que provienen del punto (con todos es inviable), mediante espejos, lentes o una combinacin de ambos,En resumen, la parte principal de un sensor ptico es un sistema de enfoque. Pero, adems, normalmente queremos recoger la mxima cantidad de radiacin de cada punto/objeto enfocado: si no, nos veramos en la necesidad de largas exposiciones, como las requeridas en las cmaras estenopeicas. Por tanto, el sistema de enfoque es tambin un sistema de agrupacin de rayos del mayor ngulo slido posible desde el punto observado.Intercalado en el sistema de enfoque (o tras l) el telescopio puede incluir un sistema para dispersar la radiacin, de manera que diferentes longitudes de onda sean dirigidos a diferentes planos focales o diferentes posiciones en el mismo plano focal. Frecuentemente se denomina ptica secundaria a estos elementos pticos destinados a la separacin espectral de la radiacin (y a veces su posterior enfoque, si vuelve a ser necesario).

Finalmente, el telescopio requiere un dispositivo situado en el plano focal que registre la radiacin. Este dispositivo es el ojo en un telescopio tradicional, y fue una pelcula fotogrfica durante muchos aos. En la teledeteccin actual, se trata de un detector fotoelectrnico, donde los fotones incidentes causan una corriente cuantificable.

Lo anterior sirve para explicar cmo generar una imagen esttica con un telescopio. Pero en la "observacin de la Tierra" debemos recorrer la superficie. La manera de hacerlo condiciona totalmente el diseo del telescopio. Los diseos ms habituales en observacin de la Tierra son los sensores de barrido (linescanners o whiskbroom) y los sensores de empuje (pushbroom).LinescannersPushbrooms

un solo detector por banda

manejable extensin al TIR

poco tiempo de integracin disponible calibracin manejable

fcil obtener un FOV extenso

caros, complejos un detector por pixel

VNIR ++, SWIR +, TIR --

ms tiempo de integracin disponible calibracin problemtica

difcil alcanzar un FOV extenso por la ptica y por el conjunto detector.

menos caros, ms sencillos

elementoopciones tpicascomentarios

enfoque y coleccin de energalentes aberracin cromtica,

mala transmisin cuando ( > 2 m

espejos

muy difcil hacer un sistema con FOV grande (>5)

sistemas pticos ms flexibles que con lentes

dispersin de la radiacin en diferentes longitudes de ondafiltros no permiten la adquisicin simultnea, sino secuencial

prismas amplio rango espectral

resolucin variable segn la (

redes de difraccin alta resolucin espectral

peor eficiencia, rango espectral pequeo

detectorespelcula fotogrfica maximiza la resolucion espacial

la informacin no se puede manejar electrnicamente

fotodiodos y otros detectores cunticos la respuesta del detector es alguna interaccin fotn-electrn

pueden necesitar refrigeracin

CCDs (Charge Couple Devices)

bolmetros y otros detectores trmicos la respuesta del detector es una subida de su temperatura

no es necesario refrigeracin

respuesta lenta para los requisitos de observacin de la Tierra

formacin de imagenpelcula fotogrfica o matriz de detectores (CCD) bidimensional excelente geometra

la ptica debe cubrir todo el plano focal y todo el FOV multiespectralidad requiere un alto nmero de planos focales

costoso encontrar CCDs de gran formato

a mayor nmero de detectores ms difcil es la calibracin

movimiento de la plataforma y fila de detectores alineados transversalmente al avance sin elementos mecnicos

tiempo de integracin disponible mayor

electrnica ms compleja

la ptica debe cubrir todo el FOV en la dimensin transversal

costoso encontrar CCDs de gran formato

cuanto mayor es el nmero de detectores ms difcil es la calibracin

movimiento de la plataforma y detector nico con barrido en la direccin transversal al avance barrido mecnico es un reto para el diseo

la ptica solo cubre el IFOV

menor tiempo de integracin disponible

distorsiones dentro de una lnea

detector nico con barrido en 2 dimensiones solo se aplica en plataformas estticas

El diseo final de un telescopio refleja un buen nmero de soluciones de compromiso que lgicamente nos alejan del sensor ideal, el imposible milagro de alta resolucin espacial + alta cobertura + alta resolucin radiomtrica + multiespectralidad + amplio rango espectral +...2.2.1.- El reto de la ptica.

El problema principal en el diseo del telescopio es compaginar luminosidad y resolucin angular. La "luminosidad", es decir la cantidad de energa que se colecta, es funcin del dimetro de la apertura y la distancia focal f:

Energa ( D/f

A cambio, disminuir f hace mayor la mnima superficie observable:

GIFOV = h Det_size / fPara complicar las cosas, si se aumenta D pero se mantiene f el ngulo slido con que se recoge la radiacin de cada punto aumenta y esto requiere un diseo ptico ms complejo para conseguir enfocar adecuadamente (es decir, alejarnos de la ptica paraxial repercute en una peor PSF, ver seccin 3.1).Una segunda solucin de compromiso se debe al problema de las aberraciones pticas: estas son desviaciones respecto al comportamiento geomtrico ideal de un sistema ptico por limitaciones de las superficies pticas utilizadas (lentes y espejos). Un buen nmero de superficies puede compensar (y por tanto disminuir) las aberraciones, pero a costa de complejidad, coste y peor transmisividad.Por otra parte, la difraccin impone un lmite a la menor resolucin espacial que se puede obtener con un telescopio. La difraccin se entiende con la visin ondulatoria de la radiacin electromagntica, y es una interrupcin de la propagacin "normal" de la radiacin al encontrar un obstculo el frente de onda. Efecto de la difraccin es que la imagen de un punto es una mancha; de manera que dos puntos prximos van a superponer su imagen en el plano focal aunque en teora su distancia permitiera separarlos. Para una abertura circular (habitual en sistemas pticos), el menor dimetro posible de la apertura a la longitud de onda ( es:D = 1.22 ( / ((, (criterio de Rayleigh)

donde (( es la distancia angular deseada entre los objetos a separar (convertible a longitud sin ms que multiplicar por la distancia al objeto).

Podemos probar cul sera la resolucin angular (y lineal) lmite de AVHRR dada su apertura real, 20.3 cm, para una longitud de onda de 0.6 m:

(( = 1.22 ( / D = 3.6 10-3 mrad => 3 m

Claramente los sistemas habituales de teledeteccin no estn limitados por difraccin. En realidad, el lmite en estos sistemas suele ser el tiempo de integracin, de manera que los detectores deben integrar ms superficie de terreno para conseguir una buena relacin seal/ruido.

2.2.2.- Detectores

En cuanto a los detectores, la eficiencia, la resolucin espacial y las fuentes de ruido son las principales caractersticas a manejar durante el diseo. Ms adelante volveremos sobre este tema.

Otro aspecto relevante en los detectores, ajeno a su "calidad", es su acceso por parte de la electrnica que va a gestionar a los datos. Cada detector necesita en principio su circuito para lectura y control. Esto limitara (a unos pocos) el n de detectores manejables en un plano focal; la alternativa es el CCD (Charge Coupled Device). Los CCDs solventan ese problema mediante un sistema de transferencia de carga de detector a detector funcionando a frecuencias muy altas, y finalmente a un registro serie. Por supuesto el sistema tiene sus limitaciones (el llamado smearing, por ejemplo) pero se ha convertido en la solucin por defecto para misiones de observacin de la Tierra.Un CCD es por tanto un conjunto de (muchos) detectores contiguos controlados por una electrnica comn. Los detectores pueden disponerse en una fila (CCD lineal) o en una matriz bidimensional. El primer caso es el utilizado por ejemplo en los instrumento pancromticos de misiones tipo SPOT. El segundo caso suele utilizarse en combinacin con un elemento dispersor de la radiacin electromagntica (prisma o rejilla, a veces un sistema de filtros) para obtener imgenes multi o hiperespectrales, de manera que una de las dimensiones del CCD se corresponde con la direccin transversal al avance de la plataforma para formar una lnea de imagen, mientras la otra dimensin se corresponde con las diferentes longitudes de onda generadas por el elemento dispersor para generar diferentes bandas espectrales del mismo rea de terreno.La siguiente tabla compara algunos CCDs tpicos.

Cmara digital domstica> 2000 x 2000 elementos

Todos los detectores cubren el FOV simultneamente

El color se genera mediante un sistema de filtros alternando los tres colores bsicos

Detector pancromtico Pleiades6000 x 1 elementos

13 micras/elemento

Detector multiespectral Pleiades6000 x 4 elementos

52 micras/elemento

4 filtros, uno sobre cada una de las lneas del CCD, proporciona las diferentes bandas espectrales

MERIS780 x 576 + "storage area"

Pixel size: 22.5 micras

CASI 15001548 x 288

Tamao de cada elemento: 20 micras

Dimensin espacial: 1500 detectores para cubrir el FOV

30 + 18 para referencia (seal oscura, luz parsita...)

Dimensin espectral: 288 elementos para cubrir el rango espectral del instrumento (700 nm, es decir 2.4 nm por detector)

Una variante para disponer de muchos detectores es la arquitectura CMOS, donde adems existe un cierto control sobre cada detector.

2.3.- LIDAR

Cuando el telescopio utiliza como fuente de luz un LASER sincronizado en su emisin con aquel, el instrumento resultante es un LIDAR (LIght Detection And Ranging). Un LASER es un amplificador de luz (Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation). La emisin estimulada de luz es un proceso marginal en el campo de la radiacin electromagntica, y muy ineficiente, pero muy peculiar y til. Se necesita un proceso "bomba" (que a su vez requiere una fuente de energa), un medio emisor de luz (sobre el que acta la bomba), y una caja de resonancia, sistema capaz de amplificar la radiacin generada y proyectar una parte controlada de ella como un haz muy colimado (=rayos paralelos). Cmo solucionar cada uno de estos sub-sistemas determina las caractersticas del LASER. Por ejemplo los LASER de CO2 son los que llevan este gas como medio amplificador de luz, y debido a ello necesariamente emiten radiacin a 10.6 micras.

Normalmente, la luz del LASER se propaga hasta que encuentra elementos (partculas atmosfricas, una superficie...) donde es reflejada. Si se ha acoplado un telescopio al mismo instrumento que lo emiti podemos detectar una parte de la reflexin, midiendo su intensidad, polaridad o incluso su posible comportamiento espectral. La coherencia de la luz LASER, el exacto conocimiento de su posicin espectral y la precisa sincronizacin de su emisin (habitualmente pulsada a frecuencias temporales elevadas, 50-100 Hz) permite analizar con alta resolucin la posicin donde se produjo esta reflexin; y tambin podemos recibir informacin sobre caractersticas fsicas o qumicas del objeto que caus la reflexin.

Los LIDAR se diferencian por varios aspectos:

i. las caractersticas del pulso LASER que emiten (longitud de onda, frecuencia de los pulsos, polarizacin o amplitud). ii. el tipo de anlisis que se realiza de la seal registrada, que puede ser nico (es decir solo se analiza la parte principal del retorno) o completo, en los llamados "full waveform".

iii. el sistema de apuntamiento, ya que puede existir algn mecanismo de barrido para formar imgenes, o limitarse a una emisin-recepcin monodireccional.

Aplicaciones actuales o en desarrollo de los LIDAR son:

Medida de distancias: LIDAR altimtrico y batimtrico

Medida de distancia + estado fsico-qumico: LIDAR atmosfrico para estudio de aerosoles, contenido en vapor de agua, densidad (y por tanto temperatura)...

LIDAR doppler, utilizado para estudiar el campo de vientos en la atmsfera

Induccin de fluorescencia en vegetacin

estructura de la vegetacin mediante full-waveform LiDAR.

Pero no es claro todava qu se puede obtener en la prctica en algunas de estas aplicaciones.

Los LIDAR son tiles por tanto por su gran potencial para alta resolucin radiomtrica, espectral, temporal y espacial, y porque podemos tener un control cuidadoso de la iluminacin de la escena. Sus desventajas son la relativamente poca potencia que podemos emitir (por limitaciones tcnicas y por razones de seguridad), y la dificultad tcnica de instalar LASER en plataformas espaciales (alto peso, alto consumo elctrico, dispersin del haz con la gran distancia...). Debido a este problema, existen pocas misiones LIDAR operativas en plataformas espaciales (las misiones NASA CALIPSO y ICEsat con su instrumento GLAS son dos casos), aunque son habituales en plataformas areas.

2.4.- Radimetros de microondas

La deteccin de microondas se realiza con una antena conectada a una electrnica adecuada.

La antena debe barrer de alguna manera el rea de inters para poder formar imgenes.

Tanto los radimetros de microondas pasivos como los activos (RADAR) se tratan en otras sesiones de este curso.

2.5.- RADAR

Cuando el radimetro de microondas utiliza como fuente de radiacin una antena sincronizada en su emisin con aquel, el instrumento resultante es un RADAR (RAdio Detection And Ranging).

2.6.- Otros sensores

Existen otras soluciones para instrumentos de teledeteccin "exticos". Por ejemplo:

polarmetros

interfermetros

espectrmetros por transformada de Fourier.

Y dems conceptos de uso marginal.

3.- Caracterizacin De Un Instrumento/Misin De Teledeteccin

En la primera toma de contacto de un usuario con un instrumento/misin de teledeteccin, probablemente se encontrar con un resumen de caractersticas que se corresponden de nua manera directa o indirecta con los conceptos presentados en las secciones anteriores (ver anejo 2).

Podemos caracterizar completamente un sistema de teledeteccin, desde el punto de vista del usuario de sus datos, atendiendo a la siguiente tabla. En ella hemos definido las "categoras" a caracterizar y, en cada categora (cada celda de la tabla), los parmetros ms habituales, aunque no son los nicos.espacialespectralradiomtricatemporal

resolucin precisin

resolution (precision)IFOV

GSD

PSF, MTFFWHM

((((

NEdL / NEdTSNR

cobertura rango

rangeFOVrango espectral

muestreo espectralrango dinmicorevisita

continuidad

exactitud

accuracyapuntamiento

co-registro

calibracin

calibracin

straylight--

Esta tabla parte de las siguientes definiciones (Bevington y Robinson, 1992). La cobertura es el rango de valores de la magnitud bajo estudio que el instrumento puede registrar. Llamamos exactitud a la diferencia entre el valor real de un magnitud observada en un experimento y el valor obtenido por un instrumento. Precisin es la medida de la resolucin del instrumento, es decir su capacidad para discriminar diferencias pequeas en la magnitud medida.Bajo estas definiciones, es claro que una medida solo puede ser muy exacta si es muy precisa, pero puede ser muy precisa e inexacta.

La exactitud requiere una calibracin adecuada del instrumento; la precisin es inherente a su diseo.

Es importante conocer en profundidad los rasgos principales de cada celda de la tabla para poder analizar con el mximo rigor y eficacia los datos de teledeteccin. Y muy conveniente conocer la letra pequea que se encuentra tambin en cada celda. Hay que destacar que las especificaciones habituales de un instrumento/misin de teledeteccin no suelen ser completas, y tampoco homogneas: aunque casi todas coinciden en bastantes parmetros, siempre hay alguno que no se detalla o que se detalla de manera no "estndar".Nos centraremos en instrumentos pticos, aunque mucho de lo que se expone puede ser aplicable tambin en microondas.3.1.- Caracterizacin espacial

RESOLUCION ESPACIAL

La resolucin espacial es en primera aproximacin el llamado "tamao de pixel", o rea de terreno correspondiente a un pixel en la imagen, es decir, la proyeccin del IFOV (Instantaneous Field Of View) sobre el terreno. Ya en esta primera aproximacin a veces se utiliza la distancia entre dos centros de pixels en la imagen (Ground Sampling Distance), pero esto no es ya lo mismo. De una u otra manera se cita en las especificaciones de la mayor parte de instrumento de teledeteccin. Pero detrs de la resolucin espacial hay aun ms consideraciones.

El IFOV determina el rea de terreno cuya energa recoge en un instante dado el sensor. A este rea podramos llamarle "elemento de resolucin". Funcionalmente, el IFOV queda determinado por el diafrgama ptico (field stop) en sistemas whiskbroom y por el tamao del detector en sistemas pushbroom o frame.

Para convertir un IFOV angular en rea de terreno, la geometra es aproximadamente:

Lx = 2 H tan(IFOV/2) sec2 (() ( H IFOV sec2 (()

Ly = 2 H tan(IFOV/2) sec (() ( H IFOV sec (()

donde

Lx es la longitud en la direccin transversal al avance de la plataforma (across-track)

Ly es la longitud en la direccin de avance de la plataforma (along-track)

H es la altura de vuelo

( es el ngulo respecto del nadir, medido positivo

Por ejemplo, en TM el IFOV es 0.043 mrad y la altura de vuelo 705 km, y por tanto:

Lx = 705000 * (0.043 10-3) = 30.3 m

En un extremo de la imagen, aproximadamente ( = (15.4)/2 y entonces:

Lx = 1.02 Lnadir Ly = 1.01 Lnadir

Vemos pues que en el caso de instrumentos de pequeo FOV (TM(15.4 , SPOT( 4.13), el ngulo ( es suficientemente pequeo como para despreciar su efecto sobre el tamao de pixel al alejarnos del nadir. No as en los de gran FOV como AVHRR (IFOV 0.0745, FOV (55.37):

Ahora bien, el valor calculado a partir del IFOV no es exactamente el espaciamiento sobre el terreno entre el centro de dos pixels consecutivos. Existen diversas razones, dependiendo del diseo detallado de cada instrumento y del margen de seguridad que se quiere obtener al adquirir sucesivas lneas. En general, se produce un pequeo solape entre el rea de terreno que ven dos pixels consecutivos. El efecto neto es que la imagen tiene una resolucin espacial real algo menor que la correspondiente al espaciamiento entre pixels, o visto de otra manera que la imagen tiene una ligera borrosidad (cada pxel contiene terreno previamente observado).Para una primera especificacin de las caractersticas de un sistema ptico, la visin de la proyeccin del IFOV (es decir la visin de la ptica geomtrica) es adecuada. Pero esta informacin no nos basta para garantizar que podamos distinguir todos los objetos con un tamao superior al indicado por la resolucin espacial del instrumento. El xito depende del contraste de dicho objeto respecto al fondo. La Funcin de Transferencia de Modulacin (MTF) nos da esta informacin.

Toda escena a ser observada puede ser representada completamente por un conjunto infinito de ondas en el llamado "espacio de frecuencias". Cada onda con diferentes amplitudes, fases y frecuencias (espaciales, es decir medidas en m-1 y ledas como "ciclos por metro") entre 0 y 1. La propagacin de cada una de estas ondas a travs de la ptica no es perfecta, de manera que las amplitudes se atenan (las fases se modifican en cualquier sentido) y el contraste sobre la imagen es siempre menor que en la escena real. Las frecuencias de cada onda se mantienen, por su parte, intactas. Podemos medir el contraste mediante el concepto llamado modulacin:

modulacin = Amplitud/media = (max-min) / (max+min)

Una medida de la reduccin del contraste causada por un sistema ptico es el cociente entre la modulacin en la escena real y la registrada en la imagen. Si calculamos este cociente para cada frecuencia espacial presente en la imagen tenemos la MTF del sistema ptico. La transformada de Fourier de la MTF es la llamada Point Spread Function (PSF), una medida de cunto se "esparrama" un punto al ser observado por el sistema ptico.El valor que nos interesa es el de la frecuencia de Nyquist. Esta es el doble de la frecuencia de muestreo = un pixel; por tanto, el doble es 1 ciclo cada 2 pixels (f = 0.5), el tpico "uno s / uno no". En esta frecuencia un sistema real produce una MTF del orden de 0.2 a 0.3.

Es importante saber que hasta un sistema ptico perfecto est limitado en su capacidad de leer frecuencias espaciales por los efectos de difraccin en los bordes de la apertura. Los sistemas reales aaden prdidas de contraste por aberraciones pticas (corregibles con un buen diseo), por las vibraciones del instrumento (jitter), por atmsfera, por el carcter discreto y finito del detector/detectores...

Por ltimo, recordar que la resolucin espacial (y por supuesto la cobertura y la exactitud) pueden aplicarse a 3 dimensiones en sistemas que miden alcance (altimtricos o batimtricos).

EXACTITUD ESPACIAL

Nos informa de la diferencia entre la posicin cartogrfica de un dato, en X,Y y eventualmente Z, y su posicin real (o al menos de referencia).

La exactitud espacial, al igual que algunos otros parmetros, es variable dependiendo de los procesos que haya sufrido la imagen. En realidad, siempre debe haber un cierto nivel de proceso: no hay una posicin original en un dato de teledeteccin ms que su ordenacin en el conjunto de datos que forman la imagen.

Una primera asociacin de posicin puede hacerse conociendo la posicin de la plataforma en el momento de la adquisicin de datos y proyectando sobre la superficie terrestre la geometra de visin del instrumento. Para una buena geolocalizacin sin puntos de control es por tanto necesaria alta resolucin y exactitud en el conocimiento del apuntamiento del instrumento. Muchos sistemas de teledeteccin ofrecen al usuario datos ya georeferenciados, de manera que la correccin geomtrica es cada vez menos una tarea del intrprete de datos y ms una caracterstica de la misin o sistema.

Un punto que puede ser relevante para la georreferenciacin es la exactitud en la traza de la rbita. Es casi imposible repetir dos trazas (o pases) nominalmente idnticas, lo que limita el rea efectivamente revisitada. A otra escala, la del pxel, la variabilidad de la traza determina que la superposicin de imgenes va a tener necesariamente un lmite del orden de una fraccin de pxel.COBERTURA ESPACIAL

Se trata de definir el rea de terreno que incluye una imagen. Para instrumentos que forman la imagen aprovechando el avance de la plataforma, solo est definida la dimensin transversal a la direccin de avance (across-track), que despreciando el efecto de la curvatura de la Tierra es:

A = 2 H tan(FOV/2)

donde:

A es el ancho de la escena

H es la altura de vuelo (respecto al terreno)

La otra dimensin no est en principio limitada, salvo por requisitos operativos (por ejemplo de consumo del instrumento o de capacidad de almacenamiento de datos).

Para instrumentos con adquisicin simultnea de toda la imagen (fotografa area, "frame sensors"), las dos dimensiones estn definidas a travs de la frmula anterior, sin ms que considerar la posibilidad de un distinto FOV en las dos direcciones.

3.2.- Caracterizacin espectral

RESOLUCION ESPECTRAL

Se refiere al tamao de las regiones espectrales que se pueden medir separadamente. Este tamao se detalla muchas veces como "lmites de banda" (band edges). Pero hay que considerar que los lmites citados para las bandas de un instrumento no son lmites netos. De hecho, el valor indicado puede corresponder al intervalo que contiene el 95% de la potencia recibida, o quizs el 99%, o las longitudes de onda donde encontramos una respuesta igual a la mitad de la respuesta mxima (FWHM, "Full Width Half Maximum"). Esta ltima es la especificacin ms habitual. Asumiendo que la responsividad espectral es gaussiana (hiptesis razonable en bandas estrechas, no tan fiable en bandas anchas), los parmetros anteriores sirven para reconstruir totalmente la respuesta espectral.El rango de resoluciones encontrado vara desde 1.5 nm (espectrmetros), pasando por 10 nm (banda estrecha) y 100 nm (banda ancha) hasta varias micras en sensores trmicos. A mayor ancho de banda para una longitud de onda dada, mayor sensibilidad del instrumento (ya que recibe ms seal por canal), a costa de menor capacidad de discriminacin de informacin.

Una magnitud til para visualizar la resolucin espectral es ((((, es decir el cociente entre la longitud de onda central de un canal y el ancho del canal. Esto es debido a que la energa de la radiacin no es constante con la longitud de onda, sino que aumenta con la frecuencia de la radiaicin: la energa de un fotn es:

E = h (

donde h es la constante de Planck (6.62 10-34 j s) y ( la frecuencia del fotn (s-1). Al ser mayor la energa a longitudes de onda menores, un canal estrecho en el azul recibe ms energa y por tanto tiene una sensibilidad mayor que un canal del mismo ancho en el trmico.

EXACTITUD ESPECTRAL

La posicin exacta de cada banda depende de la calidad de la calibracin y de la estabilidad espectral durante la operacin del instrumento. Habitualmente se considera que la posicin especificada es la real, de manera que frecuentemente la exactitud espectral se asume correcta y no se informa al usuario. Solo con la llegada de misiones hiperespectrales, cercanas al concepto de espectrmetro, se est prestando atencin a la exactitud espectral. Por ejemplo MERIS y MODIS, que llevan incorporado en su diseo de calibracin a bordo un sistema para evaluar la exactitud espectral de las bandas registradas. En estos sensores de alta resolucin espectral es tambin posible utilizar rasgos espectrales del terreno o de la atmsfera (notablemente la absorcinpor oxgeno a 760 nm) para refinar la posicin espectral de las bandas frente a los valores tericos.COBERTURA ESPECTRAL

La cobertura espectral se refiere al conjunto de longitudes de onda a los que el instrumento es sensible.

No es fcil hacer un instrumento que cubra todos los rangos espectrales posibles. Sin embargo, es una cualidad muy deseable.

Los sistemas whiskbroom (TM, MODIS, AVHRR, METEOSAT, AHS...) pueden cubrir fcilmente desde el visible al trmico. Esto es as por que incluyen:

-ptica pequea (la ptica solo cubre el IFOV, el FOV se sintetiza con el movimiento de la ptica), que es ms fcil de disear mediante un sistema de espejos (no hay lentes eficientes en longitudes de onda > 2 m),-detector nico en cada longitud de onda (usualmente en planos focales independientes), que es relativamente fcil de enfriar.Los sistemas de empuje (HRV-SPOT, MERIS, CASI...), de ptica y planos focales mayores, no se han utilizado normalmente para cubrir ms alla de 1.1 micras (que es el lmite de utilidad de los detectores CCD de silicio) y excepcionalmente 2 micras. Como ya se ha dicho, los detectores trmicos son ms difciles de ensamblar y operar en un diseo matricial. Dado que no hay limitaciones tecnolgicas insalvables, tales sistemas seran de esperar en el futuro... pero de momento no se encuentran.Un ejemplo de sistema mixto pushbroom/whiskbroom es el instrumento ASTER; en realidad, se trata de dos insrumentos unidos en una misma plataforma (tres con el SWIR).

En el rea de las microondas, la cobertura espectral nos remite al manejo de diversas bandas, lo cual se utiliza en radimetro pasivos (p.e. AMSR en las misiones EOS) y en algunos SAR aeroportados.3.3.- Caracterizacin radiomtrica

RESOLUCION Y EXACTITUD RADIOMETRICA

En teledeteccin, el objetivo de precisin radiomtrica nos va a determinar unos requisitos de digitalizacin, sensibilidad y, en ltima instancia ruido (el ruido no debe ser mayor que la resolucin obtenida). Y el de exactitud, una calibracin de los datos.

Un uso riguroso de los datos de teledeteccin puede requerir una resolucin =0.005 a 0.01 (0.5% a 1%) en la reflectancia del objeto observado, y una exactitud mejor que el 5% de esta (esto por su puesto, dependiendo de la aplicacin).

Al expresarse las reflectancias en porcentaje, hay que tener cuidado con las especificaciones absoluta y relativa

resolucin absoluta de 1% siginifica distinguir Ref1 = 20.0% de Ref2 = 21.0%

resolucin relativa de 1% siginifica distinguir Ref1 = 20.0% de Ref2 = 20.2% (mucho ms exigente)

La resolucin radiomtrica de un instrumento es el mnimo incremento en radiancia recibida por el sensor ((Ls) que registra. Esta cantidad viene dada por el valor ms limitante entre el (Ls correspondiente a una unidad digital en la imagen de salida, y el ruido instrumental (variabilidad de la seal que no corresponde a informacin del objeto estudiado).Las fuentes de ruido instrumental aparecen en el detector y en la cadena electrnica hasta que la informacin se fija de algn modo. Las ms tpicas son:

-Ruido de corriente oscura: la corriente oscura es la salida del detector que se debe a electrones generados trmicamente, y debido al caracter cuntico del proceso presenta una variabilidad igual a la raz cuadrada de su valor medio: esta variablidad es la que consideramos ruido, ya que el valor esperado de corriente oscura se conoce. Este valor esperado tiene un ritmo de generacin constante (para cada modelo de detector) que depende de la temperatura, por tanto el valor final depende del tiempo de integracin (es decir, cuantos ms fotones acumulamos en el detector tambin generamos ms corriente oscura, y por tanto ms ruido por su variabilidad) y de la temperatura de operacin del detector.

-Ruido de lectura, que se produce por variaciones en el valor ledo por el registro de lectura para cada dato; este valor suele ser especificado por el fabricante del detector.-Ruido en la cadena de amplificacin y proceso (normalmente en la etapa analgica), que depende del diseo de la electrnica y no del detector en s (y por tanto instrumentos con el mismo detector pueden tener niveles de ruido diferente).

-Ruido de digitalizacin, debido a la incertidumbre en la cuantizacin de la seal analgica.

Cada una de estas fuentes de ruido se caracteriza por la desviacin tpica que producen en la medida del instrumento, de manera que si asumimos que son normales e independientes (hiptesis muy realista) las combinamos con una media cuadrtica para obtener el ruido total.

Estas fuentes de ruido se consideran normalmente aditivas, es decir responden a un modelo:

medicin = seal + ruido

y por tanto son independientes del nivel de la seal. Por contra, a veces es necesario considerar en los anlisis el ruido fotnico propio de la seal, y este s depende de la intensidad de la seal (es multiplicativo).

El ruido fotonico es la variablidad natural en la propagacin de fotones: aunque la reflectancia de una superficie sea constante, la medida del nmero de fotones que provienen de ella sigue una distribucin de Poission. Por tanto dos mediciones diferentes de la misma seal pueden dan un resultado distinto, y esto es asimilable a un ruido.

El ruido instrumental est tpicamente expresado en unidades de radiancia (o similares) y por tanto podemos interpretarlo como el cambio en la radiancia recibida por el instrumento que equivale a su ruido: este es el concepto de NEdL (Noise Equivalent (delta) radiance). Cuando realizamos un supuesto de observacin (es decir, considerando la iluminacin, la topografa de la superficie observada y las condiciones de observacin) podemos traducir ese valor a reflectancia, e interpretar la magnitud correspondiente como el cambio en la reflectancia del objeto que origina una seal equivalente a su ruido: NEd(. En radimetros trmicos es frecuente convertir el ruido en una variacin en temperatura, y especificar as su resolucin radiomtrica como NEdT.Ahora bien, el valor de NEdL solo nos indica cundo el ruido es tpicamente (1 desviacin tpica, es decir el 68% de las veces si es un ruido aleatorio) igual a la mnima seal que queremos distinguir. Si queremos estar seguros de que podemos detectar esa seal, puede que necesitemos que sea superior a NEdL. Por ejemplo podemos querer que sea superior el 99% de las veces, y entonces nuestro ruido debe ser 3 veces menor que la seal a detectar => este es el concepto de relacin seal/ruido (SNR, cociente entre el valor de una seal y el ruido de la medida). Frecuentemente, esta relacin no se usa solo para determinar la mnima seal detectable, sino que se especifica para otros valores de la radiancia recibida, como una seal tpica o una seal mxima, como figura de mrito del sistema. Se suele considerar que un ssitema debe trabajar con una SNR del orden de 100 para la radiancia de referencia (es decir, la que el usuario seala como prioritaria).Por supuesto, estas es la especificacin de resolucin para una muestra (pixel). Si disponemos, por repeticin temporal o espacial, de ms muestras de la superficie bajo estudio (imaginemos un lago del que queremos cuantificar la eutrofizacin a partir de su reflectancia), podemos mejorar la relacin SNR (de hecho la mejoramos tanto como sqrt(n) si sumamos n muestras).

La calibracin del instrumento solo puede garantizar la exactitud en la medida de Ls, la radiancia en el sensor (tambin llamada TOA, Top Of Atmosphere, en satlites). Para una exactitud a nivel del terreno (bien radiancia reflejada por el terreno o BOA, Bottom Of Atmosphere, bien reflectancia) es necesario considerar la interferencia atmosfrica, lo cual ya depende de medidas auxiliares, normalmente externas al instrumento; no entramos en este aspecto.

A veces la calibracin no es suficiente para garantizar la exactitud radiomtrica. Un caso es la presencia de straylight, o luz dispersa o parsita. Se trata de fotones que llegan al detector provenientes de una fuente que espacial o espectralmente no corresponde al detector al que se asigna. El origen de esos fotones son reflexiones indeseadas dentro del instrumento, y hacen que se asigne a un rea de terreno una cantidad de energa incorrecta; esta cantidad de energa puede ser significativa en instrumento con un objetivo de resolucin radiomtrica muy elevado, como MERIS o MODIS. La calibracin en laboratorio puede no modelizar correctamente esta contaminacin ptica, ya que depende de la escena observada. La eliminacin de la straylight se puede asimilar a la deconvolucin de la PSF instrumental, solo que en este caso tendramos una PSF por straylight, y esa funcin no es sencilla de definir.COBERTURA RADIOMETRICA

El rango de energa que se encuentra un instrumento de teledeteccin es muy variable, desde la bajsima seal que puede provenir de una masa de agua con un ngulo de elevacin solar bajo a la muy elevada de una nube observada en verano. El rango dinmico del instrumento informa de cules son los valores mnimos y mximos que puede interpretar correctamente. Tpicamente, por debajo del mnimo el instrumento no responde o el ruido domina sobre la seal, y por encima se satura o deja de responder linealmente.

Existe por supuesto un trade-off entre cobertura y resolucin: a mayor cobertura radiomtrica es ms difcil mantener una resolucin fina. Algunos instrumentos incorporan ganancias variables para solucionar el problema, mientras otros optan por incrementar el nmero de bits disponibles para la digitalizacin del dato (lo que a su vez pasa el problema al ruido).3.4.- Caracterizacin temporalEXACTITUD Y PRECISION TEMPORAL

La exactitud en el registro del tiempo est garantizada, al nivel requerido por el usuario de un dato de teledeteccin, por los requisitos de exactitud y precisin impuestos por la operacin de satlites y aviones. Se puede conocer con precisin y exactitud de microsegundos el momento de adquisicin de una imagen, y el usuario probablemente se conforma con algo as como hectosegundos. La precisin temporal puede ser importante sin embargo para la restitucin de la imagen usando modelos orbitales. En un segundo, un satlite en rbita heliosncrona avanza 7.5 km en la direccin de vuelo, y la Tierra se ha desplazado 400 m hacia el este. Y un avin con sensor aeroportado realiza en un segundo movimientos que pueden implicar desplazamientos del ngulo de observacin del orden de un pixel.

Un aspecto relacionado es el del plazo de entrega. Este depende del diseo del segmento terreno (tanto del procedimiento de envo y recepcin de datos como de su proceso y distribucin).

COBERTURA TEMPORAL

Bajo este concepto nos interesan dos aspectos:

- la continuidad de los datos, importante para el seguimiento a medio plazo de fenmenos con evolucin en periodos de aos (cambios de uso del suelo, por ejemplo). En este sentido son de gran valor las series Landsat-TM, NOAA-AVHRR y SPOT, con cerca de 20 aos de datos. Por el contrario, misiones como ASTER, "puntuales", son menos valiosas.

- la repetitividad, o muestreo temporal.Notad que el muestreo no haba sido importante hasta aqu porque tanto espacial como radiomtricamente es continuo (o casi): solo espectralmente tenemos la misma dualidad cobertura en rango / cobertura en muestreo.

El muestreo temporal de una misin puede considerarse en un sentido geomtrico-orbital, o desde el punto de vista de la superficie observada:

i. Orbitalmente, se suele citar el periodo que la rbita necesita para repetir exactamente la misma traza sobre el suelo (ground-track). Este valor oscila (dependiendo de la altura de la rbita) alrededor de unos 20 das en misiones de observacin de la Tierra en rbitas bajas.ii. Debido a la cobertura espacial de la imagen un punto de la superficie terrestre aparece en varias imgenes, aunque no hayan sido adquiridas desde la misma traza. En este sentido el FOV del sensor y la posibilidad de desplazar su ngulo de visin (lateralmente) son determinantes. Por otra parte, y debido al creciente permetro de la Tierra desde los polos hacia el ecuador, las latitudes altas son observadas con mayor continuidad que las bajas en rbitas heliosncronas.En rbitas geosncronas no es relevante este aspecto (aunque existe una traza no-puntual sobre la superficie de la Tierra, que dibuja algo parecido a un ocho inclinado, normalmente es despreciable), sino solo el tiempo transcurrido entre dos imgenes que ya sabemos van a corresponder siempre al mismo rea de la Tierra.4.- Principales Instrumentos De Teledeteccin Disponibles

Las tablas del anejo 1 resumen, con intencin ms bien pedaggica que servir de prontuario o referencia, los principales instrumentos/misiones de teledeteccin que un usuario puede encontrar cuando desea abordar un estudio con datos de teledeteccin.

Para ms informacin , lo mejor es acudir a las pginas web de cada caso.

BIBLIOGRAFIA

Unos pocos libros clsicos y venerables, interesantes para Plataformas y Sensores:

Space Mission Analysis and Design (3rd edition). W.J. Larson, J.R. Wertz (editors). Space Technology Library, 1999.

Introduction to radiometry. William L. Wolfe. 1998. SPIE Press (vol TT29).

Observation of the Earth and its environment. H.J. Kramer. 1996. 3rd edition. Springer

Data reduction and error analysis for the physical sciences. Philip R. Bevington, D. K. Robinson. 2nd edition. MacGraw-Hill. 1992.

Algunas pginas web que incluyen documentacin notable: CEOS (Committe on Earth Observation Satellites) Handbook:http://www.eohandbook.com

ENVISAT handbooks (incuyen la descripcin de cada instrumento):

http://envisat.esa.int/handbooks/ NASA Remote Sensing Tutorial, Sensor Technology:

http://rst.gsfc.nasa.gov/Intro/Part2_5a.html TERRA (EOS AM-1) web page:

http://terra.nasa.govY unos pocos artculos revisando alguno de los aspectos tratados en estos apuntes:

Joseph, G., How well do we understand Earth observation electro-optical sensor parameters? ISPRS Journal of Photogrammetry and Remote Sensing 55 (2000), 9-12.

Xiong X, Wenny B, Barnes W, Salomonson V. "Overview Of MODIS Calibration And Characterization And Lessons Learned". In: 2009 IEEE International Geoscience and Remote Sensing Symposium; JUL 12-17, 2009; Cape Town, SOUTH AFRICA. 2009. p. 2397-2400.Adam C. Watts, Vincent G. Ambrosia and Everett A. Hinkley. "Unmanned Aircraft Systems in Remote Sensing and Scientific Research: Classification and Considerations of Use". Remote Sensing, 2012, 4, 1671-1692; doi:10.3390/rs4061671ANEJO 1: SELECCIN DE INSTRUMENTOS DE TELEDETECCIN

INSTRUMENTOS ESPACIALES: PRESENTES O RELEVANTES PARA MISIONES PRESENTES.instrumentoplataformaresolucion espaccobertura espacexactitud espacresolucion radcobertura radexactitud radresolucion / cobertura espectralcobertura temp

TMLANDSAT 4-530 m120 m185 x 185 km--8 bits

0.7-1.0 LTM3:0-225

TM5:0-307 bandas VIS-IR ((((9.1 @ (=0.5%

TIR:NEdT>0.12 K @ 300K2 ganancias

TIR: 180-335 K--0.58-0.68, 0.72-1.0, 1.58-1.64,

3.55-3.93,

10.-11.3, 11.5-12.5--

MERISENVISAT250 m (68)575 km2000 m0.1-0.3 w m-2 sr-1 m-1(NEd( ( 0.003)0-240 L

@ 0.66 m2%15 bandas ( 10 nm, entre 0.4 y 1 m

exactitud espectral < 1 nmRIP 2012

MODISEOS TERRA EOS AQUAB1-B2: 250 m

B3-B7: 500 m

B8-B36: 1000 m2330 km--12 bits----B1: 0.62-0.67, B2: 0.84-0.88

+ 34 bandas ((((>20 entre 0.40 y 14 m1 da

ASTEREOS TERRAB1-B3: 15 m

B4-B9: 30 m

B10-B14: 90 m60 km--NEd(VNIR ( 0.0035SWIR ( 0.007TIR: NEdT 0.3K @ 300K200 -> 370 KVNIR: < 4%B1: 0.52-0.60, B2: 0.63-0.69, B3: 0.76-0.86+6 bandas SWIR (invlidas desde mid-2008)+5 bandas TIR 16 das (c.o.)programable"duty cycle" 8% (16% TIR)SWIR

SeaWiFSSeaStar1.1 km nadir1500 km--10 bitsdigitalizacin bilinear8 bandas entre 0.40 y 0.85 micras1 da

VegetationSPOT 4-51000 m2250 km