การเรืองแสงของบรรยากาศ เหนือแท่นของเวรีลาร์จเทลิสโกป
การเรืองแสงของบรรยากาศ เมื่อมองโดยใช้กล้องซูมรูรับแสงสูงจากสถานีอวกาศนานาชาติ ขณะโคจรอยู่เหนือแอฟริกาใต้ ความสูงของแถบออกซิเจนและโซเดียมในแถบนี้อยู่ที่ประมาณ 110-140 กิโลเมตร (ใกล้แนวเส้นคาร์มัน)
**การเรืองแสงของบรรยากาศ** หรือ **แสงเรืองบนท้องฟ้า** (อังกฤษ: airglow; เรียกอีกอย่างว่า nightglow) เป็นปรากฏการณ์การเปล่งแสงจาง ๆ จากชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์เหมือนรุ้งกินน้ำขนาดยักษ์จำนวนมากซ้อนทับกัน ในกรณีของโลกโดยปกติแล้วชั้นบรรยากาศของโลกมีการเรืองแสงอยู่ตลอดเวลา แต่สังเกตเห็นได้ยากในเวลากลางวัน ปรากฏการณ์ทางแสงนี้ทำให้ท้องฟ้ายามค่ำคืนไม่เคยมืดสนิท แสงเรืองบนท้องฟ้านี้เห็นได้ชัดกว่าในเวลากลางคืนโดยเฉพาะเมื่อเกิดการรบกวนของชั้นบรรยากาศ เช่น พายุที่กำลังเคลื่อนตัวใกล้เข้ามา การกระเพื่อมของชั้นบรรยากาศโลกทำให้เกิดจากการสั่นในอากาศในลักษณะของคลื่น คล้ายกับเมื่อเราโยนหินลงในน้ำนิ่งและเกิดเป็นคลื่นกระจายออกไปโดยรอบ และทำให้เห็นแสงเรืองบนท้องฟ้าได้ชัดเจนขึ้นเป็นริ้ว ๆ

ปรากฏการณ์นี้เกิดขึ้นจากแก๊สที่มีแสงสว่างในตัวเอง และไม่มีความสัมพันธ์กับสนามแม่เหล็กของโลกและจุดมืดดวงอาทิตย์ รัศมีสีแดงที่มองเห็นเกิดขึ้นจากโมเลกุลไฮดรอกซิลในชั้นบรรยากาศ ที่อยู่สูงประมาณ 87 กิโลเมตร และถูกกระตุ้นด้วยแสงอัลตราไวโอเลตจากดวงอาทิตย์ ในขณะที่แสงสีส้มและสีเขียวนั้นเกิดจากโซเดียมและอะตอมของออกซิเจนที่อยู่สูงขึ้นไปอีกเล็กน้อย

ประวัติ
-------

การเรืองแสงของบรรยากาศ ที่แคว้นโอแวร์ญ (ฝรั่งเศส) เมื่อวันที่ 13 สิงหาคม ค.ศ. 2015
ปรากฏการณ์การเรืองแสงของบรรยากาศได้รับการระบุครั้งแรกในปี ค.ศ. 1868 โดยอันเดิช อ็องสเตริม (Anders Ångström) นักฟิสิกส์ชาวสวีเดน ตั้งแต่นั้นมามีการศึกษาในห้องปฏิบัติการและสังเกตปฏิกิริยาเคมีต่าง ๆ จากการปล่อยพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้าซึ่งสันนิษฐานว่าเป็นส่วนหนึ่งของกระบวนการ นักวิทยาศาสตร์ได้ระบุกระบวนการบางอย่างที่อาจปรากฏในชั้นบรรยากาศของโลก และนักดาราศาสตร์ได้ตรวจสอบแล้วว่ามีการปลดปล่อยดังกล่าว ไซมอน นิวคอมบ์ (Simon Newcomb) เป็นคนแรกที่สังเกตการเรืองแสงในอากาศ ในปี ค.ศ. 1901

ลักษณะ
------

ดาวหางเลิฟจอย เคลื่อนผ่านหลังแสงเรืองในบรรยากาศของโลกเมื่อวันที่ 22 ธันวาคม ค.ศ. 2011 ถ่ายจากสถานีอวกาศนานาชาติ (ISS)
การเรืองแสงของบรรยากาศเกิดจากกระบวนการต่าง ๆ ในชั้นบรรยากาศชั้นบนของโลก เช่น การรวมตัวกันของอะตอมจากโฟโตไอออไนเซชันโดยแสงจากดวงอาทิตย์ในตอนกลางวัน, การเรืองแสงที่เกิดจากรังสีคอสมิกที่กระทบกับบรรยากาศชั้นบน และเคมีเรืองแสงซึ่งส่วนใหญ่เกิดจากออกซิเจนและไนโตรเจนทำปฏิกิริยากับอนุมูลอิสระของไฮดรอกซิลที่ความสูงกว่าร้อยกิโลเมตร ซึ่งในช่วงกลางวันจะมองไม่เห็นการเรืองแสงเนื่องจากแสงจ้าและการกระจัดกระจายของแสงอาทิตย์

การเรืองแสงของบรรยากาศมีผลต่อการจำกัดความไวแสงของกล้องโทรทรรศน์ออปติคัลของหอสังเกตการณ์ภาคพื้นดิน แม้ว่าจะมีขนาดและคุณภาพที่ดีที่สุดก็ตาม ด้วยเหตุนี้เป็นส่วนหนึ่งที่ทำให้การสังเกตวัตถุที่มีความสว่างน้อยกว่า (ในช่วงความยาวคลื่นที่ตามองเห็น) จำเป็นต้องอาศัยกล้องโทรทรรศน์อวกาศอย่างฮับเบิล

การเรืองแสงในตอนกลางคืนอาจสว่างเพียงพอที่ผู้สังเกตการณ์ภาคพื้นดินจะสังเกตเห็น โดยทั่วไปแล้วจะปรากฏเป็นสีน้ำเงิน แม้ว่าการแผ่รังสีของการเรืองแสงของบรรยากาศจะค่อนข้างสม่ำเสมอทั่วทั้งบรรยากาศ แต่บริเวณที่สว่างที่สุดมักอยู่ในตำแหน่งเหนือขอบฟ้าของผู้สังเกตประมาณ 10° เนื่องจากมุมมองที่ยิ่งต่ำลง จะมองผ่านมวลของบรรยากาศที่ยิ่งหนามากขึ้น แต่กระนั้นการมองมุมที่ต่ำมากเกินไปจะลดความสว่างของการเรืองแสงของบรรยากาศลง จากการสูญหายในบรรยากาศที่ระดับต่ำ

กลไกหนึ่งของการก่อตัวของการเรืองแสงในบรรยากาศ คือ เมื่ออะตอมของไนโตรเจนรวมกับอะตอมของออกซิเจนเพื่อสร้างโมเลกุลของไนตริกออกไซด์ (NO) ในกระบวนการนี้จะมีการปล่อยโฟตอน โฟตอนนี้อาจมีลักษณะความยาวคลื่นที่แตกต่างกันหลายแบบของโมเลกุลไนตริกออกไซด์ อะตอมอิสระของไนโตรเจน (N) และออกซิเจน (O) เหล่านี้ในกระบวนการสร้างโมเลกุลของไนตริกออกไซด์นี้ เกิดจากโมเลกุลของไนโตรเจน (N2) และออกซิเจน (O2) ที่แตกตัวโดยพลังงานแสงอาทิตย์ที่บริเวณชั้นนอกสุดของบรรยากาศ และจับรวมกันในรูปไนตริกออกไซด์ (NO) สารเคมีอื่น ๆ ที่สามารถทำให้อากาศเรืองแสงได้ในบรรยากาศ ได้แก่ ไฮดรอกซิล (OH), อะตอมของออกซิเจน (O), โซเดียม (Na) และลิเทียม (Li)

โดยทั่วไป ความสว่างของท้องฟ้าจะวัดเป็นหน่วยของความส่องสว่างปรากฏต่อตารางพิลิปดาของท้องฟ้า

การคำนวณ
--------

การเรืองแสงของบรรยากาศ เหนือเส้นขอบฟ้า ถ่ายจากสถานีอวกาศนานาชาติ (ISS)
แสงเรืองบนท้องฟ้า
ภาพท้องฟ้าสองภาพเหนือโรงงาน HAARP ที่กาโคนา รัฐอะแลสกา โดยใช้เครื่องสร้างภาพจากอุปกรณ์ถ่ายเทประจุ (CCD) ที่ระบายความร้อนด้วย NRL ที่ 557.7 นาโนเมตร ระยะการมองเห็นประมาณ 38° ภาพทางซ้ายมือแสดงช่องดาวพื้นหลังโดยปิดเครื่องส่งสัญญาณ HF ภาพทางขวามือถ่าย 63 วินาทีต่อมาโดยเปิดเครื่องส่ง HF โครงสร้างมีความชัดเจนในบริเวณที่ปล่อยมลพิษ
ดูเพิ่ม: ความส่องสว่างปรากฏในการคำนวณความเข้มสัมพัทธ์ของการเรืองแสงของบรรยากาศ จำเป็นต้องแปลงความส่องสว่างปรากฏเป็นฟลักซ์ของโฟตอน ทั้งนี้ต้องขึ้นอยู่กับสเปกตรัมของแหล่งที่มาของแสง แต่ในการคำนวณจะละเว้นแหล่งที่มาของแสงในเบื้องต้น

ที่ช่วงความยาวคลื่นที่มนุษย์มองเห็นได้ เราต้องใช้พารามิเตอร์ S0(V) คือ กำลังต่อตารางเซนติเมตรของรูรับแสง และต่อไมโครเมตรของความยาวคลื่นที่เกิดจากดาวฤกษ์ขนาดศูนย์ เพื่อแปลงขนาดปรากฏเป็นฟลักซ์ – S0(V) = 4.0×10−12 W cm−2 µm−1. โดยหากเรายกตัวอย่างดาวที่มีค่า *V* = 28 ที่สังเกตได้ผ่านฟิลเตอร์ V band ปกติ (*B* = 0.2 µm bandpass, ความถี่ ν ≈ 6×1014 Hz) จำนวนโฟตอนที่ได้รับต่อตารางเซนติเมตรของรูรับแสงของกล้องโทรทรรศน์ต่อวินาทีจากแหล่งที่มา คือ Ns ดังนี้

{\displaystyle N\_{s}=10^{-28/2.5}\times {\frac {S\_{0}(V)\times B}{h\nu }}}
(โดยที่ *h* คือค่าคงตัวของพลังค์; *hν* คือ พลังงานของโฟตอนเดี่ยว ที่ ความถี่ *ν*)

ที่ ความถี่ V การเปล่งแสงเรืองของบรรยากาศ คือ V = 22 ต่อตารางพิลิปดา ณ หอสังเกตการณ์ภาคพื้นดินที่อยู่สูงมากเหนือระดับน้ำทะเลและในคืนที่ไร้แสงจันทร์ ในสภาพการมองเห็นที่ดีเยี่ยมนี้ ภาพของดาวฤกษ์จะมีขนาดประมาณ 0.7 พิลิปดา ในพื้นที่ 0.4 ตารางพิลิปดา ดังนั้นการแผ่รังสีจากแสงเหนือพื้นที่ของภาพจะเท่ากับประมาณ *V* = 23 ซึ่งจะสามารถคำนวณจำนวนโฟตอนจากการเรืองแสงของบรรยากาศ คือ Na ดังนี้

{\displaystyle N\_{a}=10^{-23/2.5}\times {\frac {S\_{0}(V)\times B}{h\nu }}}
ค่าอัตราส่วนระหว่างสัญญาณกับสัญญาณรบกวน (S/N) สำหรับการสังเกตการณ์ภาคพื้นดินในอุดมคติด้วยกล้องโทรทรรศน์พื้นที่ A (โดยละเว้นการสูญเสียและสัญญาณรบกวนของเครื่องตรวจจับ) ที่เกิดจากสถิติปัวส์ซง คือ

{\displaystyle S/N={\sqrt {A}}\times {\frac {N\_{s}}{\sqrt {N\_{s}+N\_{a}}}}}
หากเราใช้กล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินในอุดมคติที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 10 เมตร เพื่อสังเกตดาวฤกษ์ที่ยังไม่ได้รับการระบุชื่อ ในพื้นที่ขนาดเท่ากับภาพขยายของดาวฤกษ์นั้น ในทุก ๆ วินาที จะพบว่ามีโฟตอน 35 ตัวมาจากดาวฤกษ์ และ 3500 ตัวมาจากการเรืองแสงในบรรยากาศ ดังนั้นในช่วงหนึ่งชั่วโมง ประมาณ 1.3×107 มาจากการเรืองแสงของบรรยากาศ และประมาณ 1.3×105 มาจากแหล่งกำเนิด (ดาวฤกษ์ที่สังเกต) ดังนั้นอัตราส่วน S/N จึงมีค่าประมาณ:

{\displaystyle {\frac {1.3\times 10^{5}}{\sqrt {1.3\times 10^{7}}}}\approx 36.}
เราสามารถเปรียบเทียบการคำนวณนี้กับสิ่งที่เกิดขึ้นจริง จากเครื่องคำนวณเวลาเปิดรับแสง โดยสำหรับเวรีลาร์จเทลิสโกป ที่ขนาด 8 เมตร ตามเครื่องคำนวณเวลาเปิดรับแสงของ FORS ต้องใช้เวลาในการสังเกต 40 ชั่วโมงจึงจะถึงค่า V = 28 ในขณะที่ฮับเบิลที่มีเพียงขนาด 2.4 เมตร ใช้เวลาเพียง 4 ชั่วโมงตามเครื่องคำนวณเวลาเปิดรับแสง ACS และโดยสมมุติฐานหากกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลมีขนาด 8 เมตรจะใช้เวลาประมาณ 30 นาที 

ควรเข้าใจให้ชัดเจนในการคำนวณนี้ว่า การลดขนาดช่องมองภาพของกล้องโทรทรรศน์สามารถทำให้วัตถุที่จางลงสามารถได้รับตรวจจับได้ง่ายขึ้นจากการหลีกเลี่ยงการเรืองแสงของบรรยากาศได้ดีกว่า แต่น่าเสียดายที่เทคนิคอะแดปทีฟออปติกส์ ที่ช่วยลดขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางของช่องมองภาพของกล้องโทรทรรศน์บนพื้นโลกยังใช้งานได้เฉพาะในย่านความถี่อินฟราเรดในขณะที่ท้องฟ้าสว่างกว่ามาก กล้องโทรทรรศน์อวกาศไม่ได้ถูกจำกัดโดยขนาดช่องมอง เนื่องจากไม่ได้รับผลกระทบจากแสงจ้า

การเรืองแสงของบรรยากาศจากการเหนี่ยวนำ
-------------------------------------

ภาพถ่ายเรืองแสงของโลกแรกของ SwissCube-1 (เปลี่ยนจากความถี่ใกล้อินฟราเรดเป็นสีเขียว) เมื่อวันที่ 3 มีนาคม ค.ศ. 2011
มีการทดลองทางวิทยาศาสตร์เพื่อเหนี่ยวนำให้เกิดการเรืองแสงของบรรยากาศ โดยการปล่อยคลื่นวิทยุกำลังสูงที่บรรยากาศชั้นไอโอโนสเฟียร์ของโลก โดยที่ความยาวคลื่นเฉพาะเจาะจงและภายใต้เงื่อนไขบางประการ คลื่นวิทยุเหล่านี้มีปฏิสัมพันธ์กับไอโอโนสเฟียร์เพื่อเหนี่ยวนำแสงที่มองเห็นได้แต่จาง ๆ นอกจากนี้ยังสามารถสังเกตผลกระทบได้ในย่านความถี่วิทยุโดยใช้ไอโอโนซอน

การสังเกตการเรืองแสงของบรรยากาศบนดาวเคราะห์ดวงอื่น
--------------------------------------------------

ยานอวกาศวีนัสเอ็กซ์เพรส (Venus Express) มีเซ็นเซอร์อินฟราเรดซึ่งตรวจจับการปล่อยรังสีย่านอินฟราเรดจากชั้นบรรยากาศของดาวศุกร์ การปล่อยรังสีนี้ (การเรืองแสง) มาจากไนตริกออกไซด์ (NO) และจากโมเลกุลออกซิเจน ก่อนหน้านี้นักวิทยาศาสตร์ได้เคยพบจากการทดสอบในห้องปฏิบัติการว่าในระหว่างการผลิต NO จะเกิดการปล่อยรังสีอัลตราไวโอเลตและรังสีอินฟราเรดใกล้ มีการตรวจพบรังสีอัลตราไวโอเลตจริงในชั้นบรรยากาศ แต่จนถึงภารกิจการสำรวจดาวศุกร์นี้การปล่อยรังสีย่านอินฟราเรดใที่ผลิตโดยบรรยากาศนั้นยังคงเป็นเพียงทฤษฎีเท่านั้น

ระเบียงภาพ
----------

* เฉดสีแดงและสีเขียวที่ส่องสว่างบนท้องฟ้าเกิดจากการเรืองแสงของบรรยากาศเฉดสีแดงและสีเขียวที่ส่องสว่างบนท้องฟ้าเกิดจากการเรืองแสงของบรรยากาศ
* การเรืองแสงของบรรยากาศเหนือหอสังเกตการณ์ดาราศาสตร์ปารานัล (Paranal Observatory)การเรืองแสงของบรรยากาศเหนือหอสังเกตการณ์ดาราศาสตร์ปารานัล (Paranal Observatory)
* การเรืองแสงของบรรยากาศที่แคว้นโอแวร์ญ (ฝรั่งเศส) เมื่อวันที่ 13 สิงหาคม ค.ศ. 2015การเรืองแสงของบรรยากาศที่แคว้นโอแวร์ญ (ฝรั่งเศส) เมื่อวันที่ 13 สิงหาคม ค.ศ. 2015

ดูเพิ่ม
-------

* แสงโลก
* การปล่อยสารเรืองแสง
* ปรากฏการณ์ทางแสง
* ออโรรา
* แสงจักรราศี

อ้างอิง
-------

1. ↑  "Austrian Software Tools Developed for ESO". *www.eso.org*. European Southern Observatory. สืบค้นเมื่อ 6 June 2014.
2. ↑  "การเรืองแสงของบรรยากาศโลก". *Dark Sky | เขตอนุรักษ์ท้องฟ้ามืด*. 2019-08-13.
3. 1 2  "APOD: 2022 March 13 - Colorful Airglow Bands Surround Milky Way". *apod.nasa.gov*.
4. ↑  M. G. J. Minnaert, *De natuurkunde van 't vrije veld*, Deel 2: *Geluid, warmte, elektriciteit*. § 248: *Het ionosfeerlicht*
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.; และคณะ (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. S2CID 53638322.
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. S2CID 4276462.
9. ↑  *High Energy Astrophysics: Particles, Photons and Their Detection* Vol 1, Malcolm S. Longair, ISBN 0-521-38773-6
10. ↑  HF-induced airglow at magnetic zenith: Thermal and parametric instabilities near electron gyroharmonics. E.V. Mishin et al. Geophysical Research Letters Vol. 32, L23106, doi:10.1029/2005GL023864, 2005
11. ↑  NRL HAARP Overview เก็บถาวร 5 มีนาคม 2009 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน. Naval Research Laboratory.
12. ↑  Garcia Munoz, A.; Mills, F. P.; Piccioni, G.; Drossart, P. (2009). "The near-infrared nitric oxide nightglow in the upper atmosphere of Venus". *Proceedings of the National Academy of Sciences*. **106** (4): 985–988. Bibcode:2009PNAS..106..985G. doi:10.1073/pnas.0808091106. ISSN 0027-8424. PMC 2633570. PMID 19164595.
13. ↑  Piccioni, G.; Zasova, L.; Migliorini, A.; Drossart, P.; Shakun, A.; García Muñoz, A.; Mills, F. P.; Cardesin-Moinelo, A. (1 May 2009). "Near-IR oxygen nightglow observed by VIRTIS in the Venus upper atmosphere". *Journal of Geophysical Research: Planets*. **114** (E5): E00B38. Bibcode:2009JGRE..114.0B38P. doi:10.1029/2008je003133. ISSN 2156-2202.
14. ↑  Wilson, Elizabeth (2009). "PLANETARY SCIENCE Spectral band in Venus' 'nightglow' allows study of NO, O". *Chemical & Engineering News*. **87** (4): 11. doi:10.1021/cen-v087n004.p011a. ISSN 0009-2347.
15. ↑  "La Silla's Great Dane". *www.eso.org*. สืบค้นเมื่อ 26 March 2018.
16. ↑  "Anything But Black". *www.eso.org*. สืบค้นเมื่อ 20 September 2016.

ลิ้งค์ภายนอก
------------


คอมมอนส์ มีภาพและสื่อเกี่ยวกับ:  
**การเรืองแสงของบรรยากาศ**

* ภาพและคำอธิบายอื่น ๆ
* คำสัมภาษณ์เกี่ยวการค้นพบการเรืองแสงของบรรยากาศของดาวอังคาร
* *Stereoscopic Observations of HAARP Glows from HIPAS, Poker Flat, and Nenana, Alaska* by R.F. Wuerker *et al.*
* *An improved signal-to-noise ratio of a cool imaging photon detector for Fabry - Perot interferometer measurements of low-intensity air glow* by T P Davies and P L Dyson
* Space Telescope Imaging Spectrograph Instrument Handbook for Cycle 13
* SwissCube| The first Swiss Satellite