광학적 깊이 문서 원본 보기

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'''광학적 깊이'''(광학두께, Optical depth)는 투명도의 측정이다. 경로 상에서 [[산란]]되거나 [[흡수]]된 [[빛]]의 일부분에 대하여 음수 로그로 정의된다. 

== 광학적 깊이의 정의 ==
광학적 깊이는 물질을 지나는 동안에 산란 또는 흡수에 의해 제거되는 빛의 양을 나타낸다. 만약 <math>I_0</math> 가 원천에서 복사의 세기이고 <math>I</math>가 경로를 지난 후에 관측된 세기라면 광학적 깊이는 주어진 식으로 정의된다.

:<math>I / I_0 = e^{-\tau}\,</math>

== 광학적 깊이의 예시 ==
상상할 수 있는 광학적 깊이의 한 방법은 [[안개]]이다. 당신과 [[물체]] 사이의 안개는 바로 당신 앞에서 광학적 깊이 0을 가지게 된다. 물체가 움직임에 따라 광학적 깊이는 물체가 더 이상 보이지 않는 큰 값에 도달할 때까지 증가한다.

== 대기의 광학적 깊이 ==
[[대기과학]]에서 흔히 지구 표면에서 우주공간까지 수직한 경로로 대응함으로써 대기의 광학적 깊이로 언급된다; 평소에 광학적 깊이는 관측자의 고도에서 우주공간까지이다. <math>\tau</math>가 수직한 경로로 언급된 이래로 비스듬한 경로는 <math>\tau' = m \tau </math>이다. <math>m</math>은 [[대기량]](airmass)으로 평행한 평면 대기에 대해 <math>m = 1 / \cos \theta </math>로 정의되며 <math>\theta</math>는 주어진 경로에 대응하는 천정각(zenith angle)이다. 그러므로

:<math>I / I_0 = e^{-m \tau}.\, </math>

대기의 광학적 깊이는 [[레일리 산란]], 에어로졸, 기체의 흡수 같은 몇 몇 요소로 분리될 수 있다. 대기의 광학적 깊이는 태양 측광기로 측정될 수 있다.
또 다른 예는 천문학에서 별의 표면에서 광학적 깊이가 2/3로 정의된 별의 광구이다. 이것은 광구에서 방출된 각 광자는 당신에게 도달하기 전에 평균적으로 보다 적은 산란을 경험한다는 것을 의미한다. 광학적 깊이 2/3의 온도에서 별(원래의 유도는 태양에 대한 것이다)에 의해 방출된 에너지는 관측한 방출된 총 에너지와 같다.
주어진 물질의 광학적 깊이는 빛의 다양한 색 ([[파장]])에 대하여 다를 것이다.
행성의 고리에 대한 광학적 깊이는 고리가 원천과 관측자 사이에 위치할 때 고리에 가려진 빛의 부분이다.
이것은 대개 항성의 [[엄폐]] 관측에 의해 얻어진다.



== 기본원리에서 계산 ==
원자 물리학에서 원자구름의 광학적 깊이는 원자의 양자 역학적 특성으로부터 계산될 수 있다. 이것은 

:<math>\tau = \frac{d^2 \nu N} {2 c \hbar \epsilon_0 A \gamma} </math>

로 주어진다. <math>d</math>는 천이 쌍극자 모멘트, <math>\gamma</math>은 천이의 선폭, <math>\nu</math>는 진동수, <math>N</math>은 원자의 수, <math>A</math>는 빛의 단면적을 나타낸다.
== 같이 보기 ==
* [[대기량]]
* [[연무질]]
* [[비어-람베르트 법칙]]
* [[복사전달]]
* [[투명]]

{{전거 통제}}

[[분류:기상학]]
[[분류:광학]]
[[분류:항성물리학]]