Ero sivun ”Optinen paksuus” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
Ei muokkausyhteenvetoa |
|||
Rivi 17:
Optista paksuutta käytetään esimerkiksi [[tähtitiede|tähtitieteessä]] mitattaessa tähtien kirkkautta. Jos tähden ja Maan välissä on tähtienvälinen ainepilvi, ei tähden kirkkautta voida määrittää suoraan havaintojen perusteella, sillä ei voida tarkasti tietää, miten paljon ainepilvi himmentää valoa, ei siis tunneta pilven optista paksuutta. Kun tiedetään, mistä aineesta pilvi koostuu ja jos sen paksuutta voidaan arvioida havainnoin, voidaan optinen paksuus laskea. Toisaalta optinen paksuus voidaan määrittää myös, jos tunnetaan jonkin pilven takana olevan tähden kirkkaus epäsuorasti, esimerkiksi jos tähti on [[kefeidi]].
== Ilmakehän optinen paksuus ja ekstinktio ==
Auringon ja tähden valo himmenee, kun se kulkee ilmakehän läpi.
Himmeneminen riippuu ilmakehän optisesta paksuudesta ja matkasta, jonka valo joutuu kulkemaan. Tähden valon himmenemistä sanotaan [[ekstinktio (tähtitiede)|ekstinktio]]ksi. Se riippuu huomatatvasti säteilyn aallonpituudesta.
Tähden valo kulkee ilmakehän läpi matkan<ref>Tähtitieteen perusteet, Neljäs laitos, sivu 144, kaava 4.22</ref>
<math>\ X = frac {1}{\cos z}</math>
jossa
*X on valon kulkema matka.
*z on kohteen [[zeniittietäisyys]] eli 90-[[korkeuskulma]].
Kohteen säteilyn voimakkuus ''E'' tietyllä aallonpituudella tai aallonpituuskaistalla heikkenee kaavan<ref>Gunnar Larsson-Leander, Johdatus tähtitieteeseen, sivu 154, 4.28</ref>
<math>\ \frac {E}{E_0}= e^{(-\tau X \cos(\frac{1}{z}) )}</math>
Näin ollen kohteen [[magnitudi]] m on pienentynyt arvosta m0 ekstinktiokertoimen kX verran<ref>Tähtitieteen perusteet, Neljäs laitos, sivu 144, kaava 4.23</ref>
<math>\ m=m_0+kX </math>
[[Luokka:Optiikka]]
| |||