回折限界

ウィキペディア

回折限界

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2024/12/31 00:15 UTC 版)

顕微鏡の回折限界の $d={\frac {\lambda }{2n\sin {\theta }}}$

様々な天文機器と比較した様々な光の波長の回折限界の開口直径と角度分解能両対数グラフ。例えば、青の星は、ハッブル宇宙望遠鏡は0.1秒角では可視光領域でほぼ回折限界になることを表し、赤い丸は人間の目は理論上20秒角の分解能を持つことを示している。しかし普通は60秒角しか持たない。

回折限界（かいせつげんかい、英: diffraction-limit）とは、顕微鏡や望遠鏡などの光学系における、光の回折に起因する、分解能の理論的な限界である。回折限界は、対象を識別するために必要な緻密さと比較して、光の波長が十分に長いことによって生じるため、回折限界を超える分解能を得るためには、より短い波長の波（例えば、電子線）を観測に用いる等の手段が考えられる。

概要

一般に、顕微鏡、望遠鏡やカメラ用レンズなどの光学結像系の分解能は、レンズの欠陥や不整合といった要素によって左右される。しかし、もし仮に、完全な精密さをもつ光学系が作成できたとしても、現実に無限の分解能が得られることはなく、光の回折に起因する分解能の限界がある。この限界を、回折限界（かいせつげんかい）と言う。

望遠鏡の回折限界の角度分解能は、観察する光の波長に比例し、対物レンズの入射口径に反比例する。口径が円である望遠鏡の場合、回折限界である像の最小の大きさはエアリーディスクの大きさである。望遠レンズの口径を小さくすると、それに比例して回折が増加する。最近のf/22のような小さな口径のレンズでは回折のみに制限され、構造内の収差やその他の不完全性によっては制限されない。

顕微鏡の場合、回折限界の空間分解能は光の波長と、対物レンズか物体照明源のうち小さい方の開口数に比例する。

天文学において、地表に所在する光学望遠鏡は、到来する光が大気の影響を受けるため、回折限界よりもずっと低い分解能になる。最近の進んだ展望台の中には、補償光学の技術を用いることにより、解像度を上げられるものも存在するが、たとえ補償光学を用いたとしても、回折限界に到達するのは困難である。

電波望遠鏡は、使用する波長が非常に長く（ミリメートルからメートル）大気ゆがみが無視できるため、回折限界が高いことがよくある。宇宙望遠鏡（ハッブルや非光学望遠鏡など）は、設計に光学収差がない場合常に回折限界で機能する。

理想に近い光線の伝播特性を持つレーザーからの光線は回折限界であると表現されるかもしれない。回折限界レーザー光線は回折限界光学を通るが、回折限界のままであり、レーザーの波長における光学的な分解能と本質的に等しい空間的・角度的な大きさを持つ。

顕微鏡におけるアッベ回折限界

顕微鏡のサブ波長構造の観察はアッベ回折限界により難しい。1873年にエルンスト・アッベは通る媒質の屈折率がn、像へ半角 $\theta$