Quang học
Quang hình học > Quang học vật lý > Nhiễu xạ

Bài chi tiết: Nhiễu xạ và Độ phân giải quang học
Nhiễu xạ là quá trình ánh sáng giao thoa khi nó gặp phải vật cản hoặc đi qua hai khe. Francesco Maria Grimaldi là người đầu tiên đã quan sát thấy hiệu ứng này vào năm 1665, và ông gọi nó bằng tiếng Latin là diffringere, 'bị phân thành từng mảnh'. Cuối thế kỷ này, Robert Hooke và Isaac Newton cũng miêu tả hiện tượng mà ngày nay được biết đến là vành Newton khi quan sát nó qua một thấu kính lồi đặt trên mặt phẳng, trong khi đó nhà thiên văn James Gregory cũng quan sát thấy các vân giao thoa từ lông vũ.
Mô hình quang học vật lý đầu tiên về nhiễu xạ dựa trên nguyên lý Huygens–Fresnel được Thomas Young phát triển vào năm 1803 bằng thí nghiệm giao thoa của ông khi cho ánh sáng đi qua hai khe hẹp nằm gần nhau. Young nhận thấy kết quả ông thu được chỉ có thể giải thích khi hai khe được coi như là hai nguồn sóng chứ không đơn thuần là những khe hở. Năm 1815 và 1818, Augustin-Jean Fresnel thiết lập lên cơ sở toán học của hiện tượng nhiễu xạ đối với các vân giao thoa qua hai khe.
Mô hình đơn giản nhất miêu tả nhiễu xạ sử dụng các phương trình cho độ phân giải góc của các vân sáng và vân tối đối với bước sóng λ. Nói chung, phương trình có dạng
với  d là khoảng cách giữa hai nguồn đầu sóng (trong trường hợp thí nghiệm Young, nó là khoảng cách giữa hai khe),  \theta  là độ phân giải góc (hoặc khoảng cách góc) giữa vân trung tâm và vân thứ  m, với vân trung tâm khi  m=0.
Phương trình này chỉ bị sửa đổi một chút khi xét trường hợp nhiễu xạ qua một khe, hoặc qua nhiều khe, hay đối với cách tử nhiễu xạ chứa rất nhiều khe nằm cách đều nhau. Những mô hình phức tạp hơn về hiệu ứng nhiễu xạ đòi hỏi các mô hình toán học như nhiễu xạ Fresnel hoặc nhiễu xạ Fraunhofer.
Nhiễu xạ tia X dựa trên nguyên lý rằng có thể dùng các nguyên tử với khoảng cách rất đều nhau trong dàn tinh thể cỡ vài angstrom để làm cách tử. Để nhìn thấy các phần nhiễu xạ, tia X với bước sóng gần bằng khoảng cách giữa hai nguyên tử gần nhau được chiếu vào tinh thể. Vì tinh thể là cách tử nhiễu xạ có cấu trúc ba chiều, các vân nhiễu xạ biến đổi phụ thuộc vào hai hướng theo như định luật Bragg, và những vân này có đặc trưng duy nhất đối với từng tinh thể và khoảng cách  d giữa hai nguyên tử.
Hiệu ứng nhiễu xạ giới hạn khả năng phát hiện sự tách biệt của nguồn sáng đối với máy dò quang học. Nói chung, ánh sáng đi qua lỗ của máy dò sẽ chịu ảnh hưởng của hiệu ứng nhiễu xạ và ảnh tốt nhất thu được (giới hạn nhiễu xạ quang học) nằm tại điểm trung tâm xung quanh vành sáng, tách biệt với các mảng tối; những hình này còn được biết tới là vân Airy, cùng với điểm sáng trung tâm của nó gọi là đĩa Airy. Độ lớn của đĩa được cho bởi
với θ là độ phân giải góc, λ là bước sóng của ánh sáng, và D là đường kính của lỗ hổng (độ mở) thấu kính. Nếu độ phân giải góc giữa hai điểm nhỏ hơn nhiều bán kính góc của đĩa Airy, thì không thể phân biệt được hai điểm trong bức ảnh, nhưng nếu ngược lại thì sẽ thấy ảnh rõ ràng của hai điểm. Rayleigh định nghĩa "tiêu chuẩn giới hạn Rayleigh" rằng hai điểm có khoảng cách góc bằng bán kính của đĩa Airy (đo tới vân tối đầu tiên) có thể coi như là được phân giải. Các thấu kính có đường kính lớn hơn hoặc độ mở lớn hơn sẽ cho độ phân giải cao hơn. Các giao thoa kế thiên văn với khả năng tạo ra độ mở rất lớn, cho phép thu được độ phân giải góc lớn nhất có thể.
Đối với kỹ thuật chụp ảnh thiên văn, khí quyển ngăn cản độ phân giải tối ưu đạt được trong phổ khả kiến do khí quyển làm tán xạ và phân tán ánh sáng từ các ngôi sao khiến khi quan sát chúng thấy hình ảnh của sao như đang nhấp nháy. Các nhà thiên văn học coi hiệu ứng này để đánh giá chất lượng điều kiện quan sát thiên văn. Các kỹ thuật mới như quang học thích nghi đã được phát minh nhằm loại bỏ ảnh hưởng của tầng khí quyển đến chụp ảnh thiên văn và đã đạt tới giới hạn nhiễu xạ.