質問: 空が青く見える原因でもある、光の波長以下の大きさの粒子による散乱現象を、イギリスの物理学者の男爵名から何という?
回答: レイリー散乱

タイトル: 空
太陽光には青よりも波長が短い紫の光も含まれているが、その量はやや少なく、青よりも強く散乱されるため地上に届くまでの減衰が大きい。また、紫の光は人間の目(錐体細胞)における感度があまり強くない。太陽が高い日中はこのような原理から、地上には主に青い光が届き、空は青色に見える。なお、可視光線のどの波長でも多かれ少なかれ散乱(散乱日射)があるため、太陽の方向以外の空も明るく見える。実際、空からの可視光のうち人間の目が知覚する成分は、白色光に青の単色光を混ぜた構成となっている。そして青色光は、空気分子の密度が低い、高度数十キロメートル(km)以上の上層の大気のレイリー散乱に由来すると考えられる。これは、空気分子の密度が高い(分子同士の距離が近い)下層の大気では散乱光どうしが干渉し打ち消しあうためで、前方散乱の成分のみが伝わる。

タイトル: レイリー散乱
さらに、散乱断面積 σs は散乱強度の式を全立体角にわたって積分することで、下式によって求められる。この式から、波長の短い青色の光が波長の長い赤色の光よりも多く散乱されることが説明される。夕焼けや朝焼けは、太陽と観測者の間に大気の存在する距離が日中と比べて長くなり、青色光が観測者に届くまでに散乱され尽くし、散乱を受けにくい赤色光のみが観測者に届くことによって起こる。一方で、日中には波長が短い青が観測者の方に散乱されることにより、空全体が青く見える。光学計測にも用いられ、特徴としては、信号強度が分子数の密度に比例し、分光法より高強度であることが挙げられる。トレーサーとしては散乱断面積の大きい物質が用いられる。

タイトル: 青
人々が自然の中で最も身近に接する晴れた空の青色は、光の波長より小さな空気分子が短い波長をより多く散乱するレイリー散乱によるものである。日中は太陽の光のうち波長の短い青色が多く散乱されてわれわれの目に届くため青く見える。この青空の色の原因については、それがあまりに日常的であったため古代にはあまり注目されてこなかった。それが説明されるべきものと考えられるようになったのはルネサンス以降である。晴れた日に海など屋外の水面を斜めから見たときそれらは青く見え、通常海は青いものと思われている。こうして目にする青さのほとんどは、青空が映っているからであり、他の状況では海はさまざまな色を呈する。ただし、水は長波長の可視光をより多く吸収するので、海中で物は青っぽく見え、また、海中の浮遊物や、ある程度の深さのあるサンゴ礁のような明るい海底に当たって反射してきた光もそれそのものが青く見える。

タイトル: ジョン・ウィリアム・ストラット (第3代レイリー男爵)
1871年、レイリーは波長より十分小さい粒子による光の散乱を表す式を導いた。これはレイリー散乱と呼ばれ、それによれば散乱光の強度は波長の4乗に反比例する。晴れた大気の場合、散乱をおこす粒子はほとんどが空気の分子のみ(このような大気をレイリー大気という)で、太陽光の可視波長よりも粒子サイズが十分小さいためこの理論で説明できる。雲の水滴(直径数μm)や大気中の塵などのエアロゾルは波長に比べて十分小さいとはいえないので、この理論は当てはまらない。1885年、レイリーは弾性体の表面に局在した弾性波(表面弾性波)の一種であるレイリー波を発見した。

タイトル: 水の青
レイリー卿は空の青色の原因を、微粒子による光の散乱によるものと考えた。これをレイリー散乱と呼ぶ。また、レイリーは海の青も空の青の反射の結果であると考えた。チャンドラセカール・ラマンは水分子自体の光の散乱によるものであると推測し、1922年に論文を発表している。しかしながら、海の青色の原因の一部は空の色の反射も寄与し、レイリー散乱の寄与も完全には否定されていないものの、青色は主に水自身の光の吸収に起因するものであることが、現在では判明している。また、水自身の色の主因がレイリー散乱によるものと仮定すれば、夕焼けのように透過光では赤色に見えるはずであるが、水の透過光は青色である。液体の水の色は、長いパイプに入れた純水に白色光源を当てることにより観察できる。このとき水はターコイズブルーを呈し、これは補色の関係にある赤色領域に弱い吸収帯が存在することに起因する。

タイトル: PS1-10afx
この光度曲線を説明する物理モデルは知られておらず、新種の天文現象の可能性も示唆された。

タイトル: ラルフ・サムプソン
ラルフ・アレン・サムプソン(Ralph Allen Sampson、1866年6月25日 – 1939年11月7日)は、イギリスの天文学者である。1888年にケンブリッジ大学のセント・ジョンズ・カレッジを卒業した。1895年にダラム大学の数学の教授になった。ジョン・クーチ・アダムズの弟子で、アダムズの没後の1900年に出版されたアダムズの論文集の第1部を編集した。1903年王立協会フェロー選出。1910年にスコットランド王室天文官になり、エディンバラ大学の天文学の教授になった。恒星の色温度研究のパイオニアワークを行った。1910年に木星の4大衛星表Tables of the Four Great Satellites of Jupiter を発表し、1920年に4大衛星の運動論の研究成果を発表した。その功績により1928年王立天文学会ゴールドメダルを受賞した。

タイトル: コンプトン波長
コンプトン波長(コンプトンはちょう、英: Compton wavelength)とは、粒子の質量を長さとして表した物理定数である。名称はアメリカの実験物理学者アーサー・コンプトンに由来する。質量 m の粒子のコンプトン波長 λ は、プランク定数 h と光速度 c を用いてと表される。コンプトン波長は量子論を特徴づけるプランク定数と、特殊相対性理論を特徴づける光速度によって、質量を長さに換算した量であるといえる。コンプトン波長は、元々は1922年にコンプトンが発見したコンプトン効果に登場する量である。X線を物質に照射したとき、散乱X線の波長が入射X線より長くなる。この波長の変化が元の波長や物質の種類には依存せず、散乱角にのみ依存する。散乱角が90度の時の波長の変化が元々のコンプトン波長である。波長の変化が最大となるのは散乱角が180度のときである。

タイトル: フォエ (単位)
フォエ(foe)は、天文学で使われるエネルギーの単位である。1 フォエは 10 J または 10 エルグに相当する。これはおよそ超新星爆発1回分のエネルギーに相当する。名前の由来は、1フォエをエルグで表した時の指数51とエルグの頭文字を組み合わせたもの(fifty-one ergs)である。超新星爆発は、非常に莫大なエネルギーを短い時間(概ね10秒)で放出する。このため、他のエネルギー現象を表すのにはあまり役に立たない。例えば、太陽が一生(約122億年)をかけて放出するエネルギーは、およそ1.4フォエ(1.4×10 J)程度である。

タイトル: インジウム
名前は発光スペクトルが濃い藍色 (indigo) であったことが由来。

タイトル: スニヤエフ・ゼルドビッチ・アレイ
ちょうど生態学者が、動物の個体数の時間的な変化から、食糧供給について知ることができるのと同じように、物理学者たちは、宇宙の住民(この場合は銀河団)の個体数の統計を研究することにより、ダークエネルギーについて知ることができる。他の全ての個体数調査と同様、適切な対象のグループを見つけ、(その要素の)選択方法が招く可能性のある、選択に起因するバイアスの量を適切に評価しなければならない。SZAという名前は、それが銀河団を検出する方法(スニヤエフ・ゼルドビッチ効果 (SZE) として知られる、CMB光子が、銀河団の中央部にあるイオン化された高温ガスの中を通過する際に受ける散乱現象)にちなんでいる。簡単に言えば、CMBをバックライトとして、銀河団がそれに対して投げかける影から、その姿を見ることができるのである。

タイトル: 積乱雲
積乱雲は濃密な水滴や氷晶からなる雲粒で構成されている。たいてい雲の輪郭がはっきりとしていて、太陽に照らされた部分は白く輝き眩しいが影の部分は暗く、上部は濃密な巻雲のように輪郭がぼやけた部分をもち、下部は暗く黒っぽい。積乱雲が空のほとんどを覆うと、日中でもかなり暗くなることがある。多くの場合、もこもこと膨らんでいた雲頂は一定の高さで天井にぶつかったように水平に広がるかなとこ雲となる。雲頂付近にベールのような頭巾雲やベール雲がくっついていることもある。雲底は水平だがでこぼことしており、雲底下にはときどき崩れた形のちぎれ雲やロール状のアーチ雲がみられる。積乱雲の雲底はおおむね(緯度に関わらず)地表から高度2,000 mの範囲内にあり、多くは(中緯度で)600 - 1500 m程度。雲頂はしばしば(中緯度で)10 キロメートル(km)を超える。

タイトル: 巻積雲
上空高く高度 5 - 13 km 程度(日本を含む中緯度地域の場合)に浮かび、雲を構成する粒は氷の結晶からできている。基本雲形(十種雲形)の一つで、上層雲に分類される。ラテン語学術名は巻雲(cirrus)と積雲(cumulus)を合成した cirrocumulus(シーロキュムラス)で、略号は Cc。絹積雲 とも書く(参考:巻雲#名称)。

タイトル: 箱の中の気体
またエネルギー分布 P E {\displaystyle P_{E}} において、 E {\displaystyle E} から E + d E {\displaystyle E+dE} のエネルギーを持つ粒子の割合は、箱の中の粒子(と自由粒子)において、エネルギー E {\displaystyle E} と運動量 p {\displaystyle p} との関係は、質量がある粒子とない粒子では異なっている。 質量のある粒子では、質量のない粒子では、ここで m {\displaystyle m} は粒子の質量、 c {\displaystyle c} は光速である。これらの関係を用いると、ここでΛは気体の熱的波長である。これは重要な量である。

タイトル: スピキュール
スピキュール(Spicule)は、太陽物理学において、太陽に現れる直径500kmほどのジェット状現象である。太陽表面の彩層に広く遍在し、光球から約20km/sの速さで上昇する。光球とコロナを繋ぐ基本構造とされる。1877年にアンジェロ・セッキによって発見された。"spicule"は「小突起物」を意味する。

タイトル: 運動 (物理学)
光は真空中を 299792458 m/s の速度で伝わる(国際単位系における定義値)。真空中の光速は場を通じて相互作用が伝わる最大の速度であり、また質量を持たない粒子の速度でもある。相互作用の伝播速度が有限であるために、2つの事象が因果的であるには両者が互いの光円錐の内側になければならない。

タイトル: アッベ数
アッベ数(Abbe's number)または逆分散率は、透明体の色分散(屈折率の波長による変化)を評価する指標である。ドイツの物理研究者エルンスト・アッベ(Ernst Abbe, 1840年 - 1905年)の名前からきている。

タイトル: 衝効果
衝効果 (しょうこうか、英語: opposition surge) とは、粗い表面や多数の粒子に覆われた天体が観測者の真後ろから照らされた時に明るさが増す現象のことである。英語では、opposition effect、opposition spike とも呼ばれる。また、この分野における研究の先駆者であったフーゴ・フォン・ゼーリガーから、ゼーリガー効果 (Seeliger effect) と呼ばれることもある。この用語は主に天文学の分野で広く使われており、一般に惑星や衛星、彗星などの天体を観測する位相角がゼロに近付いた際に、明るさが急激かつ顕著に上昇する現象を指す。月や火星などが衝の位置にある時の反射光が、単純にランバート反射を仮定した場合に予測される明るさよりも著しく明るく見えることからこの名前で呼ばれている。満月がとりわけ明るく見えるのも、衝効果による増光が部分的に寄与している。

タイトル: ジョン・ドロンド
ジョン・ドロンド(John Dollond、1706年6月10日 - 1761年11月30日)はイギリスの光学者である。ユグノー教徒の亡命者でロンドンのスピタルフィールドで絹織物業者の息子に生まれた。父の商売を継ぐが、仕事のかたわら古典や数学、物理、天文学を学んだ。1752年に織物業をやめ、息子リーター・ドロンドが2年前に始めた光学機器の製造業に加わった。評判は急速に高まり、1761年には王室御用達の眼鏡師に指定された。ドロンドの功績は2種類の波長と屈折率の関係が異なるガラスでつくられたレンズを組み合わせることによって色収差を減らしたレンズを製作したことである。1747年にレオンハルト・オイラーが、ガラスと水のレンズの組み合わせによって色収差をへらす可能性を示唆し、クリンゲンシェルナ(Samuel Klingenstjerna)が色消しレンズの理論をつくっていた。

タイトル: 色域
 狭い帯域の周波数だけを反射する物体はCIEダイアグラムの境界線に近い色となるが、それは同時に非常に反射光が弱い(暗い)ということになる。 明るいとCIEダイアグラムのうちでアクセス可能な領域はどんどん狭くなり、最終的に白の1点に収束し、その点ではあらゆる波長が100%反射されており、白色点の座標はもちろん光源の色で決まっている。

タイトル: GJ 3470 b
3μmの波長による観測では、他の波長による観測と比べ、GJ 3470 b の直径が約6%小さくなる事が判明した。この差は、GJ 3470 b が透明な大気を持つことによる影響と考えられている。GJ 3470 b が通過している際の GJ 3470 からの光は、GJ 3470 b の大気を通過したものが含まれていると考えられる。大気中に含まれる分子によって、GJ 3470 b の大気を通過する GJ 3470 の光は散乱や吸収によって減光するが、その度合いは波長によって変わってくる。ただし、大気中に厚い雲が含まれていると散乱の度合いがどの波長においても同程度になる。1.3μmという特定の波長のみが他の波長と比べて半径に差が生ずるということは、少なくとも GJ 3470 b の大気は透明であり、雲が含まれていないことが分かる。このことから、GJ 3470 b は「晴れの惑星」などと呼ばれる。

タイトル: 太陽放射
太陽放射(たいようほうしゃ)とは、太陽が出す放射エネルギーのこと。日射とも呼ばれる。特に電磁波の放射を指すことが多い。太陽放射のスペクトルから、太陽の黒体放射温度は約5800 Kと見積もられる。太陽放射の約半分は電磁スペクトルという可視光線であり、残り半分は赤外線や紫外線が占める。光とも呼ばれるこれら3つの電磁波が太陽放射の大部分を占めるため、太陽放射により放出される電磁波のことを太陽光とも言う。太陽放射は主に、日射計や日照計で観測・測定される。

タイトル: アイラ・ボーエン
アイラ・ボーエン(Ira Sprague Bowen、1898年12月21日 - 1973年2月6日)は、アメリカ合衆国の天文学者である。星雲の分光学の分野でウィリアム・ハギンズによって発見され、ジョン・ウィリアム・ニコルソン(英語版)によって未知の元素「ネブリウム」であるとも考えられていた星雲からのスペクトル線がイオン化した酸素の吸収線であることを示した。土地の乾燥度を表す指標としても用いられるボーエン比(顕熱輸送量の潜熱輸送量に対する比)は彼の名に因んでいる。オベリン大学で学んだ後、シカゴ大学でロバート・ミリカンに学んだ。ミリカムとともにカリフォルニア工科大学に移り、1921年から1945までカリフォルニア工科大学で研究した。1927年星雲からのスペクトル線は未知の元素ネブリウムによるものでないことを示した。

タイトル: ブリルアン散乱
ブリルアン散乱は光ファイバの歪・温度を検知するのにも用いることができる。

タイトル: カー効果
カー効果(―こうか、英: Kerr effect)は、1875年、スコットランドの物理学者であるジョン・カーが発見した2次の電気光学効果のことである。ジョン・カーは、2次の電気光学効果だけでなく、磁気光学効果も発見したため、特に2次の電気光学効果の方を電気光学カー効果(でんきこうがくかあこうか、英: Electro-optical Kerr effect)と呼ぶ。電気光学カー効果と、磁気光学カー効果を総称してカー効果と呼ぶことがある。この項目では狭義のカー効果である電気光学カー効果について説明する。磁気光学カー効果についてはリンク先を参照すること。

タイトル: メタルブラック
ネメシスの出現と共に宇宙空間に多く観測されるようになった。正しい読み方は「不慣れな孤独」を意味する「ニューアローン」だが、「ニューロン」という愛称で呼ばれる事も多い。通常では自然界にあるはずの無い陽子の鏡像物質と見られており、質量は陽子と同じだが電磁及び磁気モーメントが陽子と異なる。また、クォークモデルからバリオンの一種であるとされている。特徴的な点として、「NEWALONE」には通常のクォークを繋いでいる磁力の場が存在せず、他の「NEWALONE」を探し求めるように密集と拡散を繰り返すという性質があり、「不慣れな孤独」の名の由来となっている。エネルギー源として使用した場合、極めて莫大なエネルギーを発生させる事が可能であり、500 gの「NEWALONE」を対消滅させた際に得られるエネルギーはおよそ原子爆弾1000個分に相当する。

タイトル: 大気散逸
高エネルギー光子が分子と衝突して電離を起こす光電離が起きるとイオンが生成される。このイオンは惑星の磁気圏に捕獲され得るが、後述の極風によって散逸する場合がある。また光電離によって分子イオンが生成された場合、分子イオンと電子が再結合してから解離し、複数の中性粒子が生成される場合がある。この過程は解離性再結合(英語版)と呼ばれ、電離エネルギーと解離エネルギーの差が粒子の運動エネルギーとなり、中性粒子が速度を得て散逸を起こす。太陽風や磁気圏内の高エネルギーイオンは、高層大気の分子と電荷交換を起こす場合がある。高速で動くイオンは大気中の低速の中性粒子から電子を捕獲することで、高速の中性粒子と低速のイオンに変化する。低速のイオンは惑星の磁場に捕獲されるが、高速な中性粒子は散逸し得る。太陽風からもたらされる過剰な運動エネルギーは、大気中の粒子と衝突して散逸させるのに十分なエネルギーを与える場合がある。