前方散乱

前方散乱は、波が小さな角度で偏向し、散乱前とほぼ同じ方向に動き続ける現象です。これは、光、紫外線、 X線、電子、中性子、水波などの物質波など、あらゆる種類の波で発生する可能性があります。これは、回折、屈折、低角度反射によって発生します。これは、使用される放射線の波長が、散乱の原因となる特徴に比べて短い場合にほぼ必ず発生します。前方散乱は、基本的に後方散乱の逆です。

さまざまな例があり、特に電子回折や電子顕微鏡、X 線回折、中性子回折では前方散乱が支配的な非常に大きな分野があります。これらの場合、関連する波はサンプルを透過します。反射ジオメトリで前方散乱が発生する 1 つのケースは、反射高エネルギー電子回折です。

一般的な説明

波が何らかの障害物に遭遇すると、回折によって波の方向（波動ベクトル）が変化し、 ^[1]^[2]非弾性散乱によってエネルギーが変化することもあります。これらのプロセスはすべての種類の波で発生しますが、その動作は波の種類と障害物の種類によって異なります。図に示すように、波動ベクトルqの変化がかなり小さい場合、散乱波は入力とほぼ同じ方向に移動します。つまり、散乱されたということです。ほとんどの場合、波動ベクトルの変化は障害物のサイズに反比例するため、障害物が放射の波長に比べて大きい場合は前方散乱がより一般的です。

多くの場合、関心のある波は比較的短い波長を持ち、例えば高エネルギー電子^[1]やX線^[3]などが挙げられます。しかし、このプロセスは非常に一般的であり、ブルーラグーンの図に示すように、水が狭い水路を流れるときにも見ることができます。

彗星

前方散乱により、逆光で照らされた彗星がかなり明るく見えることがあります。これは、塵や氷の結晶が光を反射し、観測者に向かって散乱させることで彗星の見かけの明るさを増すためです。 ^{[4]可視熱測光で前方散乱を研究した彗星には、}C/1927 X1 (シェレルプ・マリスタニー)、C/1975 V1 (ウェスト)、C/1980 Y1 (ブラッドフィールド) などがあります。^[5]SOHO非熱 C3コロナグラフ測光で前方散乱を研究した彗星には、96P/マックホルツや C/2004 F4 (ブラッドフィールド) などがあります。^[5]近日点近くの大彗星 C/2006 P1 (マクノート) とシェレルプ・マリスタニー彗星の明るさは、前方散乱によって増しました。^[6]

参照

後方散乱 – 波、粒子、信号の方向を反転させる反射
弾性散乱 – 運動エネルギーを保存する粒子衝突
非弾性散乱 – 運動エネルギーが保存されない粒子の散乱
散乱 – 物理プロセスの範囲

参考文献

^ ab Cowley, JM (1995). 回折物理学. North-Holland個人図書館（第3版）. アムステルダム; ニューヨーク: Elsevier Science BV ISBN 978-0-444-82218-5。
^ ボルン、マックス、ウルフ、エミール（2017）。光学原理：光の伝播、干渉、回折の電磁理論。アヴァド・B・バティア（第7版（拡張版）、第13刷）。ケンブリッジ：ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-64222-4。
^ Warren, BE (1990). X線回折. ニューヨーク: Dover Publications. ISBN 978-0-486-66317-3。
^ 「STEREO-B が見たエレニン彗星、そして次に何が起こると私たちは考えているのか...」Sungrazing Comets。2011 年 9 月 26 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2011年 8 月 5 日閲覧。
^ ab Marcus , Joseph C. (2007). 「前方散乱による彗星の明るさの増大。I. 背景とモデル」。国際彗星季刊誌。29 (2): 39–66。Bibcode : 2007ICQ ....29...39M。
^ Marcus, Joseph N. (2007年10月). 「前方散乱による彗星の明るさの増強。II. C/2006 P1の光度曲線」(PDF)。国際彗星季刊誌。29 : 119–130。書誌コード:2007ICQ....29..119M。2011年7月8日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。

外部リンク

カッシーニが撮影した土星の環
光散乱のデモンストレーション

[:0-1] Cowley, JM (1995). 回折物理学. North-Holland個人図書館（第3版）. アムステルダム; ニューヨーク: Elsevier Science BV ISBN 978-0-444-82218-5。

[2] ボルン、マックス、ウルフ、エミール（2017）。光学原理：光の伝播、干渉、回折の電磁理論。アヴァド・B・バティア（第7版（拡張版）、第13刷）。ケンブリッジ：ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-64222-4。

[3] Warren, BE (1990). X線回折. ニューヨーク: Dover Publications. ISBN 978-0-486-66317-3。

[scattering-4] 「STEREO-B が見たエレニン彗星、そして次に何が起こると私たちは考えているのか...」Sungrazing Comets。2011 年 9 月 26 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2011年 8 月 5 日閲覧。

[Marcus2007-5] Marcus , Joseph C. (2007). 「前方散乱による彗星の明るさの増大。I. 背景とモデル」。国際彗星季刊誌。29 (2): 39–66。Bibcode : 2007ICQ ....29...39M。

[fscat-6] Marcus, Joseph N. (2007年10月). 「前方散乱による彗星の明るさの増強。II. C/2006 P1の光度曲線」(PDF)。国際彗星季刊誌。29 : 119–130。書誌コード:2007ICQ....29..119M。2011年7月8日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。