Redigerer Optikk (avsnitt)

==== Diffraksjon og optisk oppløsning ====
{{Hoved|Diffraksjon}}

[[Fil:Diffraction through Pinhole.svg|thumb|Bølger som går mot en hindring der bare et lite hull slipper disse gjennom. Hvis hullets diameter er vesentlig mindre enn bølgelengden, oppstår det sfæriske bølger bak hindringen.]]

[[Fil:Diffraction through Slit.svg|thumb|Bølger som går mot en hindring der bare en liten spalte slipper disse gjennom. Hvis spaltebredden er vesentlig mindre enn bølgelengden, oppstår sylindriske bølger bak hindringen.]]

[[Fil:Double slit diffraction.svg|thumb|Diffraksjon mellom to spalter atskilt med en avstand <math>d</math> sett ovenfra. Det lyse mønstret oppstår langs linjene der de svarte linjene krysser med svarte linjer og de hvite linjene krysser hverandre med hvite linjer. Disse mønstrene er atskilt med vinkelen <math>\theta</math> og er nummerert som for <math>m</math>.]]

Diffraksjon er et fenomen der interferens med lys kan observeres. Effekten ble først beskrevet i 1665 av [[Francesco Maria Grimaldi]], som også innførte begrepet fra det latinske ''diffringere'', «å bryte i stykker».<ref>{{Cite book|title=Memoires pour l'histoire des sciences et des beaux arts|author=J. L. Aubert|publisher=Impr. de S. A. S.; Chez E. Ganeau|place=Paris|year=1760|page=149|url=}}</ref><ref>{{Cite book|title=A Treatise on Optics|author=D. Brewster|year=1831|publisher=Longman, Rees, Orme, Brown & Green and John Taylor|place=London|page = [https://archive.org/details/atreatiseonopti00brewgoog/page/n113 95]|url =https://archive.org/details/atreatiseonopti00brewgoog}}</ref> Senere i samme århundre beskrev Robert Hooke og Isaac Newton også andre fenomener som nå omtales for å være diffraksjon, nemlig [[Newtons ringer]],<ref>{{Cite book|author=R. Hooke|title=Micrographia: or, Some physiological descriptions of minute bodies made by magnifying glasses|url=https://archive.org/details/b30326370|place=London|publisher=J. Martyn and J. Allestry|year=1665|isbn=0-486-49564-7}}</ref> mens [[James Gregory (matematiker)|James Gregory]] dokumenterte sine observasjoner av diffraksjonsmønstre på fuglefjær.<ref>{{Cite journal|author=H. W. Turnbull|title=Early Scottish Relations with the Royal Society: I. James Gregory, F.R.S. (1638–1675)|journal = Notes and Records of the Royal Society of London|volume=3|page=22|doi=10.1098/rsnr.1940.0003|jstor = 531136|date=1940–1941}}</ref>

Diffraksjon er bøyning av lys rundt hjørnene av en hindring eller åpning, og skjer i området med «geometrisk skygge» bak hinderet. De to figurene til høyre viser hvordan bølger brer seg ut ved passering av et hull (øverst) og en spalte (nederst). Fenomenet opptrer for lys og andre bølger, som for eksempel bølger i vann. Det oppstår i neste omgang interferens mellom bølgene som gir seg utslag i forskjellige mønstre som kan observeres, for eksempel fargespill i fuglefjær. For enkle kontrollerte forsøk kan fenomenet observeres i et basseng der bølger sendes mot hindringer med for eksempel en eller flere spalter.

Den første fysiske optiske modell av diffraksjon som støttet seg på [[Huygens-Fresnels prinsipp]], ble utviklet i 1803 av [[Thomas Young (forsker)|Thomas Young]] i hans  [[dobbeltspalteeksperiment]] der  interferensmønstre mellom to spalter med tett avstand ble demonstrert. Young viste at hans resultater bare kan forklares hvis de to spaltene fungert som to unike kilder til bølger heller enn en enkeltkilde.<ref>{{Cite book|author=T. Rothman|authorlink =Tony Rothman|title=Everything's Relative and Other Fables in Science and Technology|url=https://archive.org/details/everythingsrelat0000roth|publisher=Wiley|place=New Jersey|year=2003|isbn=0-471-20257-6}}</ref> I 1815 og 1818 etablert Fresnel en god matematisk redegjørelse for hvordan bølgeforstyrrelser kan forklare diffraksjon.<ref name="Hecht" />

De enkleste fysiske modeller for diffraksjon bruker ligningene som beskriver [[Vinkelavstand|vinkelseparering]] av lyse og mørke mønstre på grunn av lys av en bestemt bølgelengde (''λ''). Generelt tar ligningen formen:

:<math>m \lambda = d \sin \theta</math>

hvor <math>d</math> er avstanden mellom to kilder til bølgefronter (i tilfelle med Youngs eksperimenter var det to spalter som var kilden), <math>\theta</math> er vinkelforskjellen mellom det sentrale mønsteret og <math>m</math> er det m'te ordens mønster hvor det sentrale maksimum er <math>m=0</math>. Se illustrasjonen nedenfor til høyre.<ref name="Young38">{{Cite book|title=University Physics 8e|author=H. D. Young|publisher=Addison-Wesley|year=1992|isbn=0-201-52981-5}}Chapter 38</ref> Denne ligningen er modifisert noe for å ta hensyn til en rekke situasjoner for diffraksjon gjennom en enkelt spalte, diffraksjon gjennom flere spalter, eller diffraksjon gjennom et gitter som inneholder et stort antall spalter med lik innbyrdes avstand.<ref name="Young38" /> Mer kompliserte modeller av diffraksjon krever anvendelse av matematikk som gjelder for Fresnel- eller [[Fraunhofer-diffraksjon]].<ref name="phyoptics">{{Cite book|author=R. S. Longhurst|title=Geometrical and Physical Optics, 2nd Edition|year=1968|publisher=Longmans|location=London}}</ref>

[[Røntgendiffraksjon]] forklares med det faktum at atomene i et [[krystall]] har lik avstand mellom hverandre og er i størrelsesorden av én [[angstrom]]. For å se diffraksjonsmønstre blir det send røntgenstråler med denne bølgelengden gjennom en krystall. Fordi krystallene er tredimensjonale objekter, i motsetning til et to-dimensjonale gitter, varierer de tilhørende diffraksjonsmønstere i to retninger i henhold til Bragg-refleksjon, med tilhørende lyse flekker som forekommer i unike mønstre og <math>d</math> er to ganger avstanden mellom atomene.<ref name="Young38" />

Diffraksjonseffekter begrenser muligheten for en optisk detektor til å kunne oppløse lys fra separate lyskilder. Generelt vil lys som passerer gjennom en [[apertur]] (blenderåpning) gjennomgå diffraksjon, og de beste bildene som kan opprettes fremstår som et sentralt sted med rundt lyse ringer, adskilt av mørke nullverdier: Dette mønsteret er kjent som et såkalt ''Airy-mønster'' og den sentrale lyse området som en ''Airy-disk'', begge oppkalt etter den engelske astronom [[George Biddell Airy]].<ref name="Hecht" /> Størrelsen på en slik skive er gitt ved:

:<math> \sin \theta = 1.22 \frac{\lambda}{D}</math>

hvor ''q'' er [[vinkeloppløsning]]en, ''λ'' er bølgelengde av lyset, og ''D'' er diameter til blenderåpningen. Hvis vinkelseparasjonen av de to punktene er betydelig mindre enn den luftig skivens vinkelradius, kan ikke de to punktene løses opp i bildet. Hvis derimot deres vinkelseparasjon er mye større enn dette, dannes tydelige bilder av de to punktene og de kan derfor løses opp. [[John William Strutt]] definert noe vilkårlige ''Rayleigh-kriteriet'' om at to punkter med vinkelseparasjon som er lik den luftig skivens radius (målt til første null, det vil si til det første stedet hvor intet lys kan sees) kan anses å være oppløst. Det kan observeres at jo større diameteren av linsen eller dens åpning er, jo finere oppløsning oppstår.<ref name="Young38" /> Et astronomisk interferometer med sin evne til å etterligne meget store utgangsåpninger, tillater størst mulig vinkeloppløsning.<ref name="interferometry" />

For bildebehandling innenfor astronomien er det et problem at atmosfæren hindrer at optimal oppløsning blir oppnådd i det synlige spekteret på grunn av atmosfæriske [[spredning]]. Dette forårsaker at stjerner [[Scintillasjon|tindrer]]. Astronomer refererer til denne effekten som ''[[seeing]]''. Teknikker kjent som [[adaptiv optikk]] blir brukt for å eliminere den atmosfæriske forstyrrelser av bilder og for å oppnå resultater som nærmer seg diffraksjonsgrensen.<ref>[http://www.mrao.cam.ac.uk/projects/OAS/publications/fulltext/rnt_thesis.pdf Lucky Exposures: Diffraction limited astronomical imaging through the atmosphere]'' by Robert Nigel Tubbs</ref>