Rayleigh' hajumine

Rayleigh' hajumine on elektromagnetkiirguse, eelkõige valguse, elastne hajumine osakestelt, mille mõõtmed on palju väiksemad vastava kiirguse lainepikkusest. Rayleigh’ hajumine on saanud nime briti füüsiku Lord Rayleigh' järgi, kes kirjeldas selle esimesena 1871. aastal.
Nähtava valguse korral toimub hajumine harilikult gaasiliste ainete aatomitelt või molekulidelt, kuid võib toimuda ka läbipaistvates tahkistes ja vedelikes. Igapäevaelus kõige tuntumad näited Rayleigh' hajumise kohta on taeva sinine ja Päikese kollane värvus, mis on tingitud päikesevalguse hajumisest õhumolekulidelt.
Rayleigh' hajumist põhjustab hajutavate osakeste elektriline polariseeritavus. Elektromagnetlaine ostsilleeruv elektriväli sunnib laenguga osakesi sama sagedusega võnkuma, muutes osakesed dipoolideks, mille kiirgusest saabki hajunud valgus.
Valguse hajumist osakestelt, mille mõõtmed on kiirguse lainepikkusega sarnased või suuremad, nimetatakse Mie hajumiseks. Rayleigh' hajumine esineb ainult hajumisel osakestelt, mis on väikesed võrreldes hajuva valguse lainepikkusega ning on optiliselt "pehmed" ehk mille murdumisnäitaja on ligikaudu 1.

Hajumine optilistes kiududes

Rayleigh' hajumisega on oluline arvestada signaaliedastusel optilistes kiududes, kuna kiu materjali tihedus varieerub makroskoopilistel distantsidel. Tiheduse variatsioonidelt tekib ka hajumine, mis tekitab pikkade vahemaade läbimisel energiakadu.

Hajumine poorsetes materjalides

Lainepikkuse neljanda astmega pöördvõrdelise sõltuvuse Rayleigh’ hajumist esineb ka poorsetes materjalides, näiteks toimub väga tugev optiline hajumine nanopoorsetes materjalides. Tugev kontrast pooride ja tahkete piirkondade murdumisnäitajas paistab välja paagutatud alumiiniumoksiidil – selles toimub nii tugev hajumine, et laine võib täielikult suunda muuta ligi 5 mikromeetrise vahemaa jooksul. Hajumine tekib nanopoorsete struktuuride tõttu, mis tekivad ühtlase dispersiooniga alumiiniumoksiidi pulbri paagutamisel.

Taeva värvus

Päikesevalguse Rayleigh' hajumine atmosfääriosakestelt põhjustab taeva näivat sinist värvust. Makroskoopilisel tasemel saab sama nähtust kirjeldada mikroskoopiliste õhutiheduse fluktuatsioonide abil, mis on tingitud õhumolekulide suvalisest paigutusest atmosfääris. Suurema ja väiksema tihedusega aladel on ümbritseva keskkonna suhtes erinev murdumisnäitaja, mistõttu need toimivad lühiajaliselt hajutavate osakestena.
Arvestades, et hajumine on pöördvõrdeline lainepikkuse neljanda astmega, hajuvad lühemad lainepikkused – sinine ja violetne – rohkem, võrreldes kollastele ja punastele toonidele vastavate lainepikkustega. Tuleb ka arvestada, et Päikesel nagu igal tähel on kindel spekter ja atmosfääri jõudva kiirguse intensiivsus pole igal lainepikkusel sama. Päikese kiirgusmaksimum asub rohelise valguse juures ja violetset valgust kiirgub vähem. Lisaks neelab atmosfäär ka suhteliselt palju valgust just ultravioletses alas. Atmosfääri värv ongi seega peamiselt põhjustatud hajunud sinisest valgusest. Päike ise paistab taevas aga kollane, sest otse Päikese poole vaadates on näha just neid lainepikkuseid, mis nii efektiivselt atmosfääris ei haju – kollaseid ja punaseid toone. Väljastpoolt Maa atmosfääri paistab Päike valge ja taevas must.
Kui Päike on tõustes või loojudes horisondi lähedal, näib taevas tihti punane. Sellises olukorras on atmosfäärikiht, mille Päikeselt lähtuv valgus läbima peab, märgatavalt paksem, mistõttu hajuvad ära ka kollased toonid ja otse vaatlejani jõuab kõige rohkem punasele värvusele vastava lainepikkusega valgust.