thumb|火星探査機キュリオシティがゲールクレーターで撮影した火星の青い夕焼け
ミー散乱（ミーさんらん、）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。なお、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。
により厳密解が導かれたとされているが、同時期にルードヴィヒ・ローレンツやピーター・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。
ミー散乱が関わる自然現象 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 の大きさで、太陽光の可視光線の波長に対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。
地表に降り立った探査機が撮影した火星の大気は、昼間の写真では赤色から黄色に見える一方、日の出や日没の写真では太陽周辺が青く見える。この理由は基本的にミー散乱によって説明されるが、詳細は若干複雑である。火星大気中には平均直径約 3 µm の塵が存在することが観測されており、これはわずかな風でも舞い上がる性質を持つ。塵は赤みを帯びているため、波長の短い光を吸収する一方、平均直径が可視光線に近いため、ミー散乱により、波長の短い光ほど前方散乱が強く現れる。この組み合わせにより、本来ならば常時、太陽の周りが青く見えるはずである。日の出や日没の現象として紹介されるのは、光路長が長くなり、前方散乱の効果が相対的に強まるためである光の百科事典、pp.580-593（著者: 柴田清孝）。実際、大気中の塵が少ない日は青色が薄くなることが撮影されている。
上記の火星での現象は、地球の青空がレイリー散乱によってもたらされるのとは逆の理由である。ただし、地球の砂嵐の中で稀に観測される青い太陽はミー散乱によるものであるため、理由は若干似ている。
応用 がんの検出とスクリーニング ミー散乱理論は、を用いて、細胞組織からの散乱光が、健常細胞核または癌細胞核によるかどうかを決定するために用いられてきた。
磁性粒子 磁性体粒子において、多数の異常な電磁散乱効果が生じる。比誘電率が透磁率に等しい場合、後方散乱利得はゼロである。また、散乱放射は、入射放射と同じ向きで偏光される。粒子サイズがミー散乱の起きる限界まで小さい場合では、前方散乱がゼロであり、他の方向の散乱放射の完全な偏光のために、前方散乱と後方散乱における非対称性が生じる。
メタマテリアル ミー散乱理論はメタマテリアルの設計に使用されている。この種のメタマテリアルは、通常、低誘電率構造体に周期的またはランダムに埋め込まれた金属または非金属介在物の三次元複合材料からなる。
この場合、負の誘電率、もしくは透磁率は、介在物の共鳴ミー散乱時に現れるように設計される。
負の実効誘電率は電気双極子散乱係数の共鳴時に、負の実効透磁率は磁気双極子散乱係数の共鳴時に合わせて設計され、DNG（誘電率、透磁率ともに負の）媒質はこの両方に合わせて設計される。粒子は通常、以下の組み合わせを有する。
比誘電率と透磁率の値が1よりも大きく近接している1組の磁性体誘電体粒子 等しい誘電率を有するが異なるサイズを有する2つの異なる誘電体粒子 大きさは同じであるが誘電率が異なる2つの異なる誘電体粒子
理論的には、ミー散乱理論によって分析される粒子は一般に球形であるが、実際には、粒子は通常、製作を容易にするために立方体または円柱として作製される。格子定数が動作波長よりもはるかに小さいという形で述べることができる均質化の基準を満たすためには、誘電体粒子の比誘電率は1よりはるかに大きくなければならない。負の有効誘電率、たとえば負の誘電率（もしくは透磁率）を達成するためには比誘電率（もしくは透磁率）は でなければならない。
アンテナ ミー散乱理論では、先に磁性粒子の項で挙げた通り、前方および後方散乱では非対称性が生じうるので、これを利用することで指向性アンテナを作成することができる。さらに、誘電体中における波長（光速）の変化によって、通常空間に比してアンテナは小型になりうる。結果、高い指向性と小型化を両立したアンテナを作成できる。
また、誘電体粒子の共鳴ミー散乱を相互結合の代わりに用いることで、八木アンテナを形成することも可能であり、これを用いたナノスケールのアンテナを光学素子として用いる方法も提案されている。
脚注
参考文献
関連項目 レイリー散乱 - ミー散乱と異なり、光の波長よりも小さいサイズの粒子による光の散乱。
外部リンク