大气校正各个参数的物理几何意义是什么?
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发布时间：2023-01-04 18:47
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时间：2023-07-21 10:02
（1）几何参数
6S两种输入方法⑴ 太阳和卫星的天顶角和方位角以及观测时间(月,日)。⑵ 卫星的接收时间(月,日,年)、像素点数、升交点时间，由程序计算太阳和卫星的天顶角和方位角。特别注意的是这里的时间采用世界时且要精确到1/6秒。
（2）大气模式
6S给出几种可供选择的大气模式，热带、中纬度夏季、中纬度冬季、近极地夏季、近极地冬季、美国62标准大气也可自定义大气模式。
（3）气溶胶模式
三种选择：⑴ 无气溶胶。⑵ 自定义气溶胶模式。如，四种基本气溶胶的体积的加权平均；气溶胶的谱分布加光度计测量结果（光学厚度）和复折射指数；直接给出消光系数。⑶ 提供的三种气溶胶模式*型，海洋型和乡村型。
（4）气溶胶浓度
两种选择：⑴ 在550nm处的光学厚度 ⑵ 气象能见度（km）。故它也提供了两者的相互关系。
（5）地面高度
以千米为单位的地面海拔高度（设为负值）。
（6）探测器高度
-1000代表卫星测量，0为地基观测，飞机航测输入以千米为单位的负值。
（7）探测器的光谱条件
给出了常见卫星Meteosat，Goes，NOAA/AVHRR和HRV，Landsat TM 和MSS，Modis Polder的每个通道的光谱响应函数，也可选择自定义。
（8）地表特性
可以选择地表均一或不均一，也可选择地表为郎伯体或双向反射。6S给出了九种比较成熟的BRDF模式供用户选择，也可自定义BRDF函数（输入个角度的反射率及入射强度）
（9）表观反射率
输入反射率或辐射亮度，同时也决定模式是正向还是反向工作。当RAPP<-1时是正向。RAPP>0（辐射亮度）或-1<RAPP<0（反射率）均决定是反向过程，即要进行大气订正过程。
热心网友
时间：2023-07-21 10:02
但实际上，上述光线的概念与光的波动性质相违背，因为无论从能量的观点，还是从光的衍射现象来看，这种几何光线都是不可能存在的。所以，几何光学只是波动光学的近似，是当光波的波长很小时的极限情况。作此近似后，几何光学就可以不涉及光的物理本性，而能以其简便的方法解决光学仪器中的光学技术问题。
光线的传播遵循三条基本定律：光线的直线传播定律，既光在均匀媒质中沿直线方向传播；光的独立传播定律，既两束光在传播途中相遇时互不干扰，仍按各自的途径继续传播，而当两束光会聚于同一点时，在该点上的光能量是简单的相加；反射定律和折射定律，既光在传播途中遇到两种不同媒质的光滑分界面时，一部分反射另一部分折射，反射光线和折射光线的传播方向分别由反射定律和折射定律决定。
基于上述光线传播的基本定律，可以计出光线在光学系统中的传播路径。这种计算过程称为光线追迹，是设计光学系统时必须进行的工作。
几何光学中研究和讨论光学系统理想成像性质的分支称为高斯光学，或称近轴光学。它通常只讨论对某一轴线(即光轴)具有旋转对称性的光学系统。如果从物点发出的所有光线经光学系统以后都交于同一点，则称此点是物点的完善像。
如果物点在垂轴平面上移动时，其完善像点也在垂轴平面上作线性移动，则此光学系统成像是理想的。可以证明，非常靠近光轴的细小物体，其每个物点都以很细的、很靠近光轴的单色光束被光学系统成像时，像是完善的。这表明，任何实际的光学系统(包括单个球面、单个透镜)的近轴区都具有理想成像的性质。
为便于一般地了解光学系统的成像性质和规律，在研究近轴区成像规律的基础上建立起被称为理想光学系统的光学模型。这个模型完全撇开具体的光学系统结构，仅以几对基本点的位置以及一对基本量的大小来表征。
根据基本点的性质能方便地导出成像公式，从而可以了解任意位置的物体被此模型成像时，像的位置、大小、正倒和虚实等各种成像特性和规律。反过来也可以根据成像要求求得相应的光学模型。任何具体的光学系统都能与一个等效模型相对应，对于不同的系统，模型的差别仅在于基本点位置和焦距大小有所不同而已。
高斯光学的理论是进行光学系统的整体分析和计算有关光学参量的必要基础。
利用光学系统的近轴区可以获得完善成像，但没有什么实用价值。因为近轴区只有很小的孔径(即成像光束的孔径角)和很小的视场(即成像范围)，而光学系统的功能，包括对物体细节的分辨能力、对光能量的传递能力以及传递光学信息的多少等，正好是被这两个因素所决定的。要使光学系统有良好的功能，其孔径和视场要远比近轴区所限定的为大。
当光学系统的孔径和视场超出近轴区时，成像质量会逐渐下降。这是因为自然点发出的光束中，远离近轴区的那些光线在系统中的传播光路偏离理想途径，而不再相交于高斯像点(即理想像点)之故。这时，一点的像不再是一个点，而是一个模糊的弥散斑；物平面的像不再是一个平面，而是一个曲面，而且像相对于物还失去了相似性。所有这些成像缺陷，称为像差。
用单色光成像时，有五种不同性质的像差，即球差彗差、像散、场曲和畸变。前三种像差破坏了点点对应。其中，球差使物点的像成为圆形弥散斑，彗差造成彗星状弥散斑，而像散则导致椭圆形弥散斑。场曲使物平面的像面弯曲，畸变使物体的像变形。
此外，当用较宽波段的复色光成像时，由于光学媒质的折射率随波长而异，各色光经透镜系统逐面折射时，必会因色散而有不同的传播途径，产生被称为色差的成像缺陷。色差分两种：位置色差和倍率色差。前者导致不同的色光有不同的成像位置，后者导致不同的色光有不同的成像倍率。两者都使像带色而严重影响成像质量，即使在近轴区也不能幸免。
各种像差的实际值需通过若干条光线的追迹而得知。但是，在稍大于近轴区的范围(称赛德耳区)内，成像缺陷可以用初级像差(也称赛德耳像差)来描述。初级像差值只需通过对二条近轴光线的追迹就能全部计算出来。像差，特别是初级像差已有相当完整的理论，是光学系统设计的理论基础。
为使光学系统在具有大的孔径和视场时能良好成像，必须对像差作精细校正和平衡，这不是用简单的系统所能实现的。所以，高性能的实际光学系统需要有较复杂的结构形式。
一个光学系统须满足一系列要求，包括：放大率、物像共轭距、转像和光轴转折等高斯光学要求；孔径和视场等性能要求，以及校正像差和成像质量等方面的要求。这些要求都需要在设计时予以考虑和满足。因此，光学系统设计工作应包括：对光学系统进行整体安排，并计算和确定系统或系统的各个组成部分的有关高斯光学参量和性能参量；选取或确定系统或系统各组成部分的结构形式并计算其初始结构参量；校正和平衡像差；评价像质。
像差与光学系统结构参量(如透镜厚度、透镜表面曲率半径等)之间的关系极其复杂，不可能以具体的函数式表达出来，因而无法采用解方程之类的办法直接由像差要求计算出系统的精确结构参量。现在能做到的是求得满足初级像差要求的解。
初级像差是实际像差的近似表示，仅在孔径和视场较小时能反映实际的像差情况，因此，按初级像差要求求得的解只是初始的结构参量，需对其进行修改才能达到像差的进一步校正和平衡，在这一过程中，传统的做法是根据追迹光线得到的像差数据及其在系统各面上的分布情况，进行分析、判断，找出对像差影响大的参量，加以修改，然后再追迹光线求出新的像差数据加以讦价。如此反复修改，直到把应该考虑的各种像差都校正和平衡到符合要求为止。这是一个极其繁复和费时很多的过程。
电子计算机的问世和应用，给光学设计工作以很大的促进。光学自动设计能根据系统各个结构参量对像差的影响，同时修改对像差有校正作用的所有参量，使各种像差同时减小，因此能充分发挥各个结构参量对像差的校正作用，不仅加快了设计速度，也提高了设计质量。
在光学自动设计中，需构造一个既便于计算机作判断又能反映所设计系统像质优劣的评价函数，以引导计算机对结构参量的修改。通常，用加权像差的二次方之和构成评价函数，它是系统结构参量的函数。每修改一次结构参数(称为一次迭代)都会引起评价函数值的变化，如果有所降低，就表示像差有所减小，像质有所提高。
结构参量的改变要有一定的约束，以保证有关边界条件得到满足。所以，所谓光学自动设计，就是在满足边界条件的前提下，经过若干次迭代，由计算机自动找出一组结构参量，使其评价函数为极小值。现在用于光学自动设计的数学方法很多，较为有效、已为大家所采用的有阻尼最小二乘法，标准正交化法和适应法等。
其它光学分支学科
光学、几何光学、波动光学、大气光学、海洋光学、 量子光学、光谱学、生理光学、电子光学、集成光学、空间光学
