تحقیق در مورد حرارت و انرژی الکترومغناطیسی

اختصاصی از نیک فایل تحقیق در مورد حرارت و انرژی الکترومغناطیسی دانلود با لینک مستقیم و پر سرعت .

لینک پرداخت و دانلود *پایین مطلب*

فرمت فایل:Word (قابل ویرایش و آماده پرینت)

تعداد صفحه:63

 فهرست مطالب

حرارت و انرژی الکترومغناطیسی

سنجش از دور حرارتی

عوامل مؤثر بر دما

توان تشعشی طیفی[1] 

ویژگی های سنجش از دور حرارتی

ثبت داده های حرارتی

طول موج

دریافت داده های روزانه و شبانه

قدرت تفکیک زمینی و تصحیحات هندسی

کاربردها

کانی ها

« طبقه بندی اطلاعات ماهواره ای»

1- مقدمه

2- طبقه بندی تصاویر

2-1- طبقه بندی چشمی

  2-2- طبقه بندی رقومی

2-2-1- طبقه بندی نظارت نشده1

2-2-2- طبقه بندی نظارت شده3

 2-2-2-1- پردازش های اولیه

2-2-2-2- عملیات میدانی و انتخاب مناطق آموزشی نمونه

2-2-2-3-1- راهنمای جمع آوری داده های میدانی

2-2-2-3-2- مشکلات کلی کارهای میدانی و جمع آوری داده ها

2-2-2-3-3- تغییرات درونی قطعه

2-2-2-3-4- مکان یابی دقیق محل

2-2-2-3-5- توصیف دقیق

2-2-2-4- معیارهای طراحی نمونه برداری

2-2-2-5- طراحی نمونه برداری

2-2-2-6- عملیات آموزشی

2-2-2-7- بررسی تفکیک پذیری کلاس ها

2-2-2-8- انتخاب باندهای طیفی

2-2-2-9- روشهای طبقه بندی

2-2-2-9-1- حداقل فاصله تا میانگین1

2-2-2-2-9-2- روش جعبه ای1

2-2-2-9-3- روش حداکثر احتمال1

3- اهمیت پارامترهای طبقه بندی کننده

4- مرحلۀ پس از طبقه بندی1  

4-1- دسته بندی(ادغام کلاس ها)

2- اجرای فیلتر

5- دخالت اطلاعات غیر طیفی پس از طبقه بندی

6- ارزیابی طبقه بندی

7- روش های تشخیص تغییرات

8- روش های خطی تعمیم داده شده1(GLMS)

9- ارزیابی نتایج تشخیص تغییرات

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.