光深度

在核子物理，原子云的光深度可以从原子的量子力学特性来计算。它的形式是：

${\displaystyle \tau ={\frac {d^{2}\nu N}{2c\hbar \epsilon _{0}A\gamma }},}$

此处${\displaystyle d}$表示跃迁偶极矩，${\displaystyle \gamma }$：转换的自然线宽，${\displaystyle \nu }$：频率，${\displaystyle N}$：原子的数量，和${\displaystyle A}$：射束的截面

在大气科学，经常提到的光深度路径是垂直于地球表面并直至外太空；在其他的场合则是由观测者的高度直至外太空。因为${\displaystyle \tau }$是参考垂直的路径，对歪斜路径的光深度即为 ${\displaystyle \tau '=m\tau }$，此处的${\displaystyle m}$称为气体质量因子，对一个相对于大气层的平行平面是：${\displaystyle m=1/\cos \theta }$，此处${\displaystyle \theta }$是天顶距，对应于给予的路径。因此：

${\displaystyle I/I_{0}=e^{-m\tau }.\,}$

大气的光深度可以分解成几个部分：瑞利散射、悬浮微粒和气体的吸收。大气的光深度可以用日照计（）测量（参考比尔－朗伯定律（））。

另一个例子是天文学上对光球厚度的定义，是从表面至光深度表面2/3处。这意味着光球散发出的光子在到达观测者之前平均被散射的次数少于一次，在光深度为2/3之处的温度，恒星辐射出的能量（原始的推导是源自太阳）相当于观测到的总辐射能量。

要注意的是对一个被测量的介质，不同颜色（波长）的光会有不同的光深度。

对行星环，当它阻挡在光源和观测者之间时，它的光深度是环所阻挡掉的光的比率，通常是来自掩星观测所获得的数据。