광학 깊이(물리학)
Optical depth (astrophysics)천체물리학에서 광학적 깊이는 특정 수준의 투명성을 가리킨다. 광학적 깊이와 실제 깊이, 각각 과 은 천체물리학적 환경의 흡수성에 따라 크게 달라질 수 있다. 실제로 은(는) 이 두 수량의 관계를 보여줄 수 있으며, 항성 내부의 구조에 대한 이해를 높일 수 있다.
광학적 깊이는 별의 화장에 대한 특정 '깊이'까지의 소멸 계수 또는 흡수성을 측정하는 척도다.
여기서 가정은 소멸 계수 또는 열 번호 밀도 N이(가) 알려져 있다는 것이다. 이것들은 항성의 화학적 구성에 대해 상당한 양의 정보가 알려진 경우 일반적으로 다른 방정식에서 계산할 수 있다. 그 정의를 보면, 광학 깊이가 크다는 것도 더 높은 외설 속도에 해당한다는 것은 분명하다. 따라서 광학 깊이는 매체의 불투명성으로 생각할 수 있다.
소멸 계수 은(는) 전이 방정식을 사용하여 계산할 수 있다. 대부분의 천체물리학 문제에서, 해당 방정식을 푸는 것은 별을 떠나는 방사선과 더불어 입사 방사선을 필요로 하기 때문에 이것은 예외적으로 풀기 어렵다. 이 값들은 대개 이론적이다.
어떤 경우에는 Beer-Lambert 법칙이 을(를) 찾는데 유용할 수 있다
여기서 는 굴절률이고, 0 은 흡수되거나 산란되기 전의 입사광의 파장이다 .[2] 맥주-램버트 법칙은 특정 파장에서 흡수가 발생할 때만 적합하다는 점에 유의해야 한다 예를 들어 회색 대기의 경우 에딩턴 근사치를 사용하는 것이 가장 적절하다.
따라서 은(는) 단순히 별의 외부로부터의 물리적 거리에 따라 달라지는 상수일 뿐이다. 특정 깊이 z에서 을(를) 찾으려면 위의 방정식을 }과(와 및 = 에서 z로 하여 사용할 수 있다
에딩턴 근사치와 광권의 깊이
항성의 내부가 어디에서 끝나고 광권이 시작되는지 정의하기 어렵기 때문에 천체물리학자들은 보통 = / 의 공식 정의를 도출하기 위해 Eddington 근사치에 의존한다.
아서 에드딩턴 경이 고안한 근사치는 H- H 대기에서 "회색" 흡수를 생성한다는 사실, 즉 특정 파장과 독립적이며 전자파 스펙트럼 전체를 따라 흡수한다는 사실을 고려한다. 그 경우에는
여기서 는 해당 깊이에서의 유효 온도, 은 광학 깊이.
이는 항성의 특정 물리적 깊이에서 관측 가능한 온도와 실제 온도가 다를 뿐만 아니라 광학적 깊이가 항성 구조를 이해하는 데 결정적인 역할을 한다는 것을 보여준다. 그것은 또한 항성의 광권 깊이가 항성의 환경의 흡수성에 크게 의존한다는 것을 증명하는 역할을 한다. 광권은 이(가) 약 2/3인 지점까지 확장되는데, 이는 일반적으로 광자가 항성을 떠나기 전에 1 미만의 산란 현상을 경험하는 상태에 해당한다.
위의 방정식은 다음과 같은 방법으로 {\의 관점에서 다시 쓸 수 있다.
예를 들어 은(는) 알려져 있지 않지만 은 (는) 그럴 때 유용하다.
참조
- ^ "Optical Depth -- from Eric Weisstein's World of Physics".
- ^ "Archived copy". Archived from the original on 2014-02-24. Retrieved 2011-04-09.
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