Optical depth in astrophysics refers to a specific level of transparency. Optical depth and actual depth, and respectively, can vary widely depending on the absorptivity of the astrophysical environment. Indeed, is able to show the relationship between these two quantities and can lead to a greater understanding of the structure inside a star. Optical depth is a measure of the extinction coefficient or absorptivity up to a specific 'depth' of a star's makeup. In some cases the Beer–Lambert law can be useful in finding .
| Attributes | Values |
|---|
| rdfs:label
| - عمق ضوئي (فيزياء فلكية) (ar)
- Optical depth (astrophysics) (en)
|
| rdfs:comment
| - يشير العمق الضوئي في الفيزياء الفلكية إلى مستوى محدد من الشفافية. يمكن أن يختلف العمق الضوئي عن العمق الفعلي و على التوالي، اختلافاً كبيراً اعتماداً على امتصاصية البيئة الفيزيائية الفلكية. في الواقع، إن العمق الضوئي قادر على إظهار العلاقة بين هذين المقدارين ويمكن أن يؤدي إلى فهم أكبر لبنية النجم الداخلية. العمق الضوئي هو مقياس لعامل الخمود أو الامتصاصية حتّى «عمق» محدد لمكونات النجوم. في بعض الحالات، قد يكون قانون بير لامبيرت مفيداً لحساب معامل الخمود . (ar)
- Optical depth in astrophysics refers to a specific level of transparency. Optical depth and actual depth, and respectively, can vary widely depending on the absorptivity of the astrophysical environment. Indeed, is able to show the relationship between these two quantities and can lead to a greater understanding of the structure inside a star. Optical depth is a measure of the extinction coefficient or absorptivity up to a specific 'depth' of a star's makeup. In some cases the Beer–Lambert law can be useful in finding . (en)
|
| dcterms:subject
| |
| Wikipage page ID
| |
| Wikipage revision ID
| |
| Link from a Wikipage to another Wikipage
| |
| sameAs
| |
| dbp:wikiPageUsesTemplate
| |
| has abstract
| - يشير العمق الضوئي في الفيزياء الفلكية إلى مستوى محدد من الشفافية. يمكن أن يختلف العمق الضوئي عن العمق الفعلي و على التوالي، اختلافاً كبيراً اعتماداً على امتصاصية البيئة الفيزيائية الفلكية. في الواقع، إن العمق الضوئي قادر على إظهار العلاقة بين هذين المقدارين ويمكن أن يؤدي إلى فهم أكبر لبنية النجم الداخلية. العمق الضوئي هو مقياس لعامل الخمود أو الامتصاصية حتّى «عمق» محدد لمكونات النجوم. الافتراض هنا هو أن معامل الخمود أو رقم عمود الكثافة معروفين؛ كما يمكن حسابهما عموماً من معادلات أخرى إذا كان هناك قدر لا بأس به من المعلومات المعروفة حول التركيب الكيميائي للنجم. من التعريف، من الواضح أيضاً أن الأعماق الضوئية الكبيرة تتوافق مع نسبة أعلى من التعمية (التعتيم). وبالتالي يمكن اعتبار العمق الضوئي متوسط العتامة. يمكن حساب معامل الخمود باستخدام معادلة النقل. في معظم مسائل الفيزياء الفلكية، يصعب حل المسألة بشكل استثنائي لأن حل المعادلات المناظرة يتطلب معرفة الإشعاع الحادث وكذلك الإشعاع الذي ينتج عن النجم. هذه القيم عادةً تكون معطاة نظرياً. في بعض الحالات، قد يكون قانون بير لامبيرت مفيداً لحساب معامل الخمود . حيث هو معامل الانكسار، و هو طول الموجة الواردة قبل الامتصاص أو التشتت. من المهم ملاحظة أن قانون بير لامبيرت يصح فقط عندما يحصل الامتصاص بطول موجة محدد ، إلا أنه من أجل الغلاف الجوي الرمادي، يكون من الأنسب استعمال تقريب إدينغتون. لذلك، هو مجرد ثابت يعتمد على المسافة المادية من الخارج للنجم. للحصول على على عمق معين z، يمكن استعمال المعادلة أعلاه مع استخدام مع المكاملة من إلى . (ar)
- Optical depth in astrophysics refers to a specific level of transparency. Optical depth and actual depth, and respectively, can vary widely depending on the absorptivity of the astrophysical environment. Indeed, is able to show the relationship between these two quantities and can lead to a greater understanding of the structure inside a star. Optical depth is a measure of the extinction coefficient or absorptivity up to a specific 'depth' of a star's makeup. The assumption here is that either the extinction coefficient or the column number density is known. These can generally be calculated from other equations if a fair amount of information is known about the chemical makeup of the star. From the definition, it is also clear that large optical depths correspond to higher rate of obscuration. Optical depth can therefore be thought of as the opacity of a medium. The extinction coefficient can be calculated using the transfer equation. In most astrophysical problems, this is exceptionally difficult to solve since solving the corresponding equations requires the incident radiation as well as the radiation leaving the star. These values are usually theoretical. In some cases the Beer–Lambert law can be useful in finding . where is the refractive index, and is the wavelength of the incident light before being absorbed or scattered. It is important to note that the Beer–Lambert law is only appropriate when the absorption occurs at a specific wavelength, . For a gray atmosphere, for instance, it is most appropriate to use the Eddington Approximation. Therefore, is simply a constant that depends on the physical distance from the outside of a star. To find at a particular depth , the above equation may be used with and integration from to . (en)
|
| prov:wasDerivedFrom
| |
| page length (characters) of wiki page
| |
| foaf:isPrimaryTopicOf
| |
| is Link from a Wikipage to another Wikipage
of | |
| is foaf:primaryTopic
of | |
![[RDF Data]](/fct/images/sw-rdf-blue.png)
![[cxml]](/fct/images/cxml_doc.png)
![[csv]](/fct/images/csv_doc.png)
![[text]](/fct/images/ntriples_doc.png)
![[turtle]](/fct/images/n3turtle_doc.png)
![[ld+json]](/fct/images/jsonld_doc.png)
![[rdf+json]](/fct/images/json_doc.png)
![[rdf+xml]](/fct/images/xml_doc.png)
![[atom+xml]](/fct/images/atom_doc.png)
![[html]](/fct/images/html_doc.png)