זוהר לילי מעל פלטפורמת VLT 
 זוהר לילי כפי שנצפה מתחנת החלל הבינלאומית, מעל דרום אפריקה. הגובה של פס זה של יוני חמצן ונתרן הוא בערך 110–140 ק"מ.
**זוהר לילי** הוא פליטת אור קלושה על ידי אטמוספירה פלנטרית. במקרה של האטמוספירה של כדור הארץ, תופעה אופטית זו גורמת לשמי הלילה על פני כדור הארץ לעולם לא להיות חשוכים לחלוטין, גם לאחר הסרת ההשפעות של אור הכוכבים ואור השמש המפוזר מהצד הרחוק. תופעה זו מקורה בגזים של האטמוספירה המאירים בעצמם ואין לה קשר לפעילות השמש או למגנטיות של כדור הארץ.

היסטוריה
--------

 זוהר לילי מעל אוברן, צרפת
תופעת הזוהר הלילי זוהתה לראשונה בשנת 1868 על ידי הפיזיקאי השוודי אנדרס אנגסטרום. מאז הוא נחקר במעבדה, ונצפו תגובות כימיות שונות פולטות אנרגיה אלקטרומגנטית כחלק מהתהליך. מדענים זיהו כמה מאותם תהליכים שנוכחים באטמוספירה של כדור הארץ, ואסטרונומים אימתו שיש פליטות כאלה. סיימון ניוקומב היה האדם הראשון שחקר ותיאר את הזוהר הלילי באופן מדעי, בשנת 1901. 

זוהר לילי היה קיים בחברה הקדם-תעשייתית והיה ידוע ליוונים הקדמונים. אריסטו ופליניוס תיארו תופעות שניתן לזהות בחלקן כזוהר הקוטב, ובחלקן כזוהר לילי בהיר במיוחד.

תיאור
-----

 סוגים ושכבות של זוהר לילי מעל כדור הארץ
זוהר לילי נגרם על ידי תהליכים שונים באטמוספירה העליונה של כדור הארץ, כגון ריקומבינציה של אטומים אשר יוננו על ידי אור השמש במהלך היום, הארה הנגרמת על ידי קרניים קוסמיות הפוגעות באטמוספירה העליונה, וכימילומינסנציה הנגרמת בעיקר על ידי חמצן וחנקן המגיבים עם רדיקלים חופשיים של הידרוקסיל בגבהים של כמה מאות קילומטרים. כל פליטות האור הקלושות הללו לא מורגשות במהלך היום בגלל בוהק ופיזור אור השמש.

אפילו במצפי הכוכבים הקרקעיים הטובים ביותר, הזוהר הלילי מגביל את הרגישות לאור של טלסקופים אופטיים. זו אחת הסיבות לכך שטלסקופי חלל כמו האבל יכולים לצפות בעצמים חלשים הרבה יותר מאשר טלסקופים קרקעיים באותו הגודל באורכי גל הנראים לעין.

הזוהר הלילי בלילה עשוי להיות בהיר מספיק כדי שצופה על פני הקרקע יבחין בו בעין בלתי מזוינת, והוא נראה כחלחל בדרך כלל. עם זאת ניתן להבחין בו רק בתנאים אופטימליים של חשיכה (סולם בורטל 1 או 2). למרות שפליטת הזוהר הלילי אחידה למדי על פני האטמוספירה, היא נראית הבהירה ביותר בכ-10 מעלות מעל האופק של הצופה, מכיוון שככל שזווית הראיה נמוכה יותר, מסת האטמוספירה שאדם מסתכל דרכה גדולה יותר. עם זאת, בזווית נמוכה יותר מ10 מעלות, הכחדה אטמוספירית מפחיתה את הבהירות הנראית של הזוהר הלילי.

אחד ממנגנוני הזוהר הלילי הוא כאשר אטום של חנקן מתחבר עם אטום של חמצן ליצירת מולקולה של תחמוצת חנקן (NO). תוך כדי כך נפלט פוטון. לפוטון זה יכול להיות כל אחד מכמה אורכי גל שונים האופייניים למולקולות תחמוצת החנקן. האטומים החופשיים זמינים לתהליך זה, כי מולקולות של חנקן (N 2 ) וחמצן (O 2 מתפרקות על ידי אנרגיית השמש בחלקים העליונים של האטמוספירה ועשויות להיתקל אחת בשנייה וליצור NO. כימיקלים אחרים שיכולים ליצור זוהר אוויר באטמוספירה הם הידרוקסיל (OH), חמצן אטומי (O), נתרן (Na) וליתיום (Li).

קישורים חיצוניים
----------------

ויקישיתוף מדיה וקבצים בנושא **זוהר לילי** בוויקישיתוף
* science/nightglow זוהר לילי, באתר אנציקלופדיה בריטניקה (באנגלית)

הערות שוליים
------------

1. ↑  "Austrian Software Tools Developed for ESO". *www.eso.org*. European Southern Observatory. נבדק ב-6 ביוני 2014. `{{cite web}}`:  (עזרה)
2. ↑  airglow in Hebrew | Morfix Dictionary מילון ותרגום מורפיקס | airglow תרגום, באתר www.morfix.co.il
3. ↑  M. G. J. Minnaert, *De natuurkunde van 't vrije veld*, Deel 2: *Geluid, warmte, elektriciteit*. § 248: *Het ionosfeerlicht*
4. ↑  *Sciences of the Earth, An Encyclopedia of Events, People, and Phenomena*, 1998, Garland Publishing, p. 35, via Google Books, access date 25 June 2022.
5. ↑  
Meinel, A. B. (1950). "OH Emission Bands in the Spectrum of the Night Sky I". *Astrophysical Journal*. **111**: 555. Bibcode:1950ApJ...111..555M. doi:10.1086/145296.
6. ↑  
A. B. Meinel (1950). "OH Emission Bands in the Spectrum of the Night Sky II". *Astrophysical Journal*. **112**: 120. Bibcode:1950ApJ...112..120M. doi:10.1086/145321.
7. ↑  
High, F. W.; et al. (2010). "Sky Variability in the y Band at the LSST Site". *The Publications of the Astronomical Society of the Pacific*. **122** (892): 722–730. arXiv:1002.3637. Bibcode:2010PASP..122..722H. doi:10.1086/653715.
8. ↑  Donahue, T. M. (1959). "Origin of Sodium and Lithium in the Upper Atmosphere". *Nature*. **183** (4673): 1480–1481. Bibcode:1959Natur.183.1480D. doi:10.1038/1831480a0.