ja.dbpedia.orgミー散乱(ミーさんらん、独:Mie-Streuung)は、光の波長程度以上の大きさの球形の粒子による光の散乱現象である。粒子のサイズが非常に大きくなると、ミー散乱と幾何光学の二つの手法による計算結果が類似するようになる。波長に対して粒子(散乱体)が大きい場合は回折散乱が、光の波長の1/10以下になるとレイリー散乱が適用される。グスタフ・ミーにより厳密解が導かれたとされているが、同時期にローレンツやデバイなども厳密解を得ていた。散乱の特徴として、粒子のサイズが大きくなるにつれて前方への指向性が強くなる。その際には、側方および後方へはあまり散乱しなくなる。雲が白く見える一因である。これは雲を構成する雲粒の半径が数~数10μmの大きさで、太陽光の可視光線の波長にたいしてミー散乱の領域となり、可視域の太陽放射がどの波長域でもほぼ同程度に散乱されるためである。TablePropertyValuedbpedia-owl:abstractミー散乱(ミーさんらん、独:Mie-Streuung)は、光の波長程度以上の大きさの球形の粒子による光の散乱現象である。粒子のサイズが非常に大きくなると、ミー散乱と幾何光学の二つの手法による計算結果が類似するようになる。波長に対して粒子(散乱体)が大きい場合は回折散乱が、光の波長の1/10以下になるとレイリー散乱が適用される。グスタフ・ミーにより厳密解が導かれたとされているが、同時期にローレンツやデバイなども厳密解を得ていた。散乱の特徴として、粒子のサイズが大きくなるにつれて前方への指向性が強くなる。その際には、側方および後方へはあまり散乱しなくなる。雲が白く見える一因である。これは雲を構成する雲粒の半径が数~数10μmの大きさで、太陽光の可視光線の波長にたいしてミー散乱の領域となり、可視域の太陽放射がどの波長域でもほぼ同程度に散乱されるためである。(xsd:integer)dbpedia-owl:wikiPageWikiLinkdbpedia-ja:ファイル:Okuchichibu-Forest_01.jpgdbpedia-ja:指向性dbpedia-ja:太陽放射dbpedia-ja:ルードヴィヒ・ローレンツdbpedia-ja:回折category-ja:エポニムcategory-ja:光学category-ja:分散系category-ja:散乱category-ja:気象学dbpedia-ja:Portable_Document_Formatdbpedia-ja:光dbpedia-ja:可視光線dbpedia-ja:散乱dbpedia-ja:波長dbpedia-ja:粒子dbpedia-ja:雲dbpedia-ja:ピーター・デバイdbpedia-ja:レイリー散乱dbpedia-ja:太陽光dbpedia-ja:幾何光学prop-ja:wikiPageUsesTemplatetemplate-ja:Cite_booktemplate-ja:Cite_journaltemplate-ja:Kotobanktemplate-ja:Lang-de-shorttemplate-ja:Reflisttemplate-ja:Sfntemplate-ja:Valtemplate-ja:仮リンクtemplate-ja:全国書誌番号template-ja:脚注ヘルプtemplate-ja:Physics-stubdcterms:subjectcategory-ja:エポニムcategory-ja:光学category-ja:分散系category-ja:散乱category-ja:気象学rdfs:commentミー散乱(ミーさんらん、独:Mie-Streuung)は、光の波長程度以上の大きさの球形の粒子による光の散乱現象である。粒子のサイズが非常に大きくなると、ミー散乱と幾何光学の二つの手法による計算結果が類似するようになる。波長に対して粒子(散乱体)が大きい場合は回折散乱が、光の波長の1/10以下になるとレイリー散乱が適用される。グスタフ・ミーにより厳密解が導かれたとされているが、同時期にローレンツやデバイなども厳密解を得ていた。散乱の特徴として、粒子のサイズが大きくなるにつれて前方への指向性が強くなる。その際には、側方および後方へはあまり散乱しなくなる。雲が白く見える一因である。これは雲を構成する雲粒の半径が数~数10μmの大きさで、太陽光の可視光線の波長にたいしてミー散乱の領域となり、可視域の太陽放射がどの波長域でもほぼ同程度に散乱されるためである。