การเรืองแสงของบรรยากาศ

การเรืองแสงของบรรยากาศ^[2] หรือ แสงเรืองบนท้องฟ้า (อังกฤษ: airglow; เรียกอีกอย่างว่า nightglow) เป็นปรากฏการณ์การเปล่งแสงจาง ๆ จากชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์เหมือนรุ้งกินน้ำขนาดยักษ์จำนวนมากซ้อนทับกัน ในกรณีของโลกโดยปกติแล้วชั้นบรรยากาศของโลกมีการเรืองแสงอยู่ตลอดเวลา แต่สังเกตเห็นได้ยากในเวลากลางวัน ปรากฏการณ์ทางแสงนี้ทำให้ท้องฟ้ายามค่ำคืนไม่เคยมืดสนิท แสงเรืองบนท้องฟ้านี้เห็นได้ชัดกว่าในเวลากลางคืนโดยเฉพาะเมื่อเกิดการรบกวนของชั้นบรรยากาศ เช่น พายุที่กำลังเคลื่อนตัวใกล้เข้ามา การกระเพื่อมของชั้นบรรยากาศโลกทำให้เกิดจากการสั่นในอากาศในลักษณะของคลื่น คล้ายกับเมื่อเราโยนหินลงในน้ำนิ่งและเกิดเป็นคลื่นกระจายออกไปโดยรอบ และทำให้เห็นแสงเรืองบนท้องฟ้าได้ชัดเจนขึ้นเป็นริ้ว ๆ^[3]

ปรากฏการณ์นี้เกิดขึ้นจากแก๊สที่มีแสงสว่างในตัวเอง และไม่มีความสัมพันธ์กับสนามแม่เหล็กของโลกและจุดมืดดวงอาทิตย์ รัศมีสีแดงที่มองเห็นเกิดขึ้นจากโมเลกุลไฮดรอกซิลในชั้นบรรยากาศ ที่อยู่สูงประมาณ 87 กิโลเมตร และถูกกระตุ้นด้วยแสงอัลตราไวโอเลตจากดวงอาทิตย์ ในขณะที่แสงสีส้มและสีเขียวนั้นเกิดจากโซเดียมและอะตอมของออกซิเจนที่อยู่สูงขึ้นไปอีกเล็กน้อย^[3]

ประวัติ[แก้]

ปรากฏการณ์การเรืองแสงของบรรยากาศได้รับการระบุครั้งแรกในปี ค.ศ. 1868 โดยอันเดิช อ็องสเตริม (Anders Ångström) นักฟิสิกส์ชาวสวีเดน ตั้งแต่นั้นมามีการศึกษาในห้องปฏิบัติการและสังเกตปฏิกิริยาเคมีต่าง ๆ จากการปล่อยพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้าซึ่งสันนิษฐานว่าเป็นส่วนหนึ่งของกระบวนการ นักวิทยาศาสตร์ได้ระบุกระบวนการบางอย่างที่อาจปรากฏในชั้นบรรยากาศของโลก และนักดาราศาสตร์ได้ตรวจสอบแล้วว่ามีการปลดปล่อยดังกล่าว ไซมอน นิวคอมบ์ (Simon Newcomb) เป็นคนแรกที่สังเกตการเรืองแสงในอากาศ ในปี ค.ศ. 1901^[4]

ลักษณะ[แก้]

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)^[5]^[6]^[7], อะตอมของออกซิเจน (O), โซเดียม (Na) และลิเทียม (Li)^[8]

โดยทั่วไป ความสว่างของท้องฟ้าจะวัดเป็นหน่วยของความส่องสว่างปรากฏต่อตารางพิลิปดาของท้องฟ้า

การคำนวณ[แก้]

แสงเรืองบนท้องฟ้า

ในการคำนวณความเข้มสัมพัทธ์ของการเรืองแสงของบรรยากาศ จำเป็นต้องแปลงความส่องสว่างปรากฏเป็นฟลักซ์ของโฟตอน ทั้งนี้ต้องขึ้นอยู่กับสเปกตรัมของแหล่งที่มาของแสง แต่ในการคำนวณจะละเว้นแหล่งที่มาของแสงในเบื้องต้น

ที่ช่วงความยาวคลื่นที่มนุษย์มองเห็นได้ เราต้องใช้พารามิเตอร์ S₀(V) คือ กำลังต่อตารางเซนติเมตรของรูรับแสง และต่อไมโครเมตรของความยาวคลื่นที่เกิดจากดาวฤกษ์ขนาดศูนย์ เพื่อแปลงขนาดปรากฏเป็นฟลักซ์ – S₀(V) = 4.0×10⁻¹² W cm⁻² µm⁻¹.^[9] โดยหากเรายกตัวอย่างดาวที่มีค่า V = 28 ที่สังเกตได้ผ่านฟิลเตอร์ V band ปกติ (B = 0.2 µm bandpass, ความถี่ ν ≈ 6×10¹⁴ Hz) จำนวนโฟตอนที่ได้รับต่อตารางเซนติเมตรของรูรับแสงของกล้องโทรทรรศน์ต่อวินาทีจากแหล่งที่มา คือ Ns ดังนี้

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

N_{a}=10^{-23/2.5}\times {\frac {S_{0}(V)\times B}{h\nu }}

ค่าอัตราส่วนระหว่างสัญญาณกับสัญญาณรบกวน (S/N) สำหรับการสังเกตการณ์ภาคพื้นดินในอุดมคติด้วยกล้องโทรทรรศน์พื้นที่ A (โดยละเว้นการสูญเสียและสัญญาณรบกวนของเครื่องตรวจจับ) ที่เกิดจากสถิติปัวส์ซง คือ

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:

{\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[แก้]

มีการทดลองทางวิทยาศาสตร์เพื่อเหนี่ยวนำให้เกิดการเรืองแสงของบรรยากาศ โดยการปล่อยคลื่นวิทยุกำลังสูงที่บรรยากาศชั้นไอโอโนสเฟียร์ของโลก^[10] โดยที่ความยาวคลื่นเฉพาะเจาะจงและภายใต้เงื่อนไขบางประการ^[11] คลื่นวิทยุเหล่านี้มีปฏิสัมพันธ์กับไอโอโนสเฟียร์เพื่อเหนี่ยวนำแสงที่มองเห็นได้แต่จาง ๆ นอกจากนี้ยังสามารถสังเกตผลกระทบได้ในย่านความถี่วิทยุโดยใช้ไอโอโนซอน

การสังเกตการเรืองแสงของบรรยากาศบนดาวเคราะห์ดวงอื่น[แก้]

ยานอวกาศวีนัสเอ็กซ์เพรส (Venus Express) มีเซ็นเซอร์อินฟราเรดซึ่งตรวจจับการปล่อยรังสีย่านอินฟราเรดจากชั้นบรรยากาศของดาวศุกร์ การปล่อยรังสีนี้ (การเรืองแสง) มาจากไนตริกออกไซด์ (NO) และจากโมเลกุลออกซิเจน^[12]^[13] ก่อนหน้านี้นักวิทยาศาสตร์ได้เคยพบจากการทดสอบในห้องปฏิบัติการว่าในระหว่างการผลิต NO จะเกิดการปล่อยรังสีอัลตราไวโอเลตและรังสีอินฟราเรดใกล้ มีการตรวจพบรังสีอัลตราไวโอเลตจริงในชั้นบรรยากาศ แต่จนถึงภารกิจการสำรวจดาวศุกร์นี้การปล่อยรังสีย่านอินฟราเรดใที่ผลิตโดยบรรยากาศนั้นยังคงเป็นเพียงทฤษฎีเท่านั้น^[14]

ระเบียงภาพ[แก้]

เฉดสีแดงและสีเขียวที่ส่องสว่างบนท้องฟ้าเกิดจากการเรืองแสงของบรรยากาศ^[15]
การเรืองแสงของบรรยากาศเหนือหอสังเกตการณ์ดาราศาสตร์ปารานัล (Paranal Observatory)^[16]
การเรืองแสงของบรรยากาศที่แคว้นโอแวร์ญ (ฝรั่งเศส) เมื่อวันที่ 13 สิงหาคม ค.ศ. 2015

ดูเพิ่ม[แก้]

อ้างอิง[แก้]

↑ "Austrian Software Tools Developed for ESO". www.eso.org. European Southern Observatory. สืบค้นเมื่อ 6 June 2014.
↑ "การเรืองแสงของบรรยากาศโลก". Dark Sky | เขตอนุรักษ์ท้องฟ้ามืด. 2019-08-13.
↑ ^3.0 ^3.1 "APOD: 2022 March 13 - Colorful Airglow Bands Surround Milky Way". apod.nasa.gov.
↑ M. G. J. Minnaert, De natuurkunde van 't vrije veld, Deel 2: Geluid, warmte, elektriciteit. § 248: Het ionosfeerlicht
↑ 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.
↑ 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.
↑ 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.
↑ 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.
↑ High Energy Astrophysics: Particles, Photons and Their Detection Vol 1, Malcolm S. Longair, ISBN 0-521-38773-6
↑ 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
↑ NRL HAARP Overview เก็บถาวร 5 มีนาคม 2009 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน. Naval Research Laboratory.
↑ 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.
↑ 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.
↑ 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.
↑ "La Silla's Great Dane". www.eso.org. สืบค้นเมื่อ 26 March 2018.
↑ "Anything But Black". www.eso.org. สืบค้นเมื่อ 20 September 2016.

ลิ้งค์ภายนอก[แก้]

[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.

[:0-3] 3.0 ^3.1 "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

[meinel50a-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.

[meinel50b-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.

[high10-7] 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

[agu2005-10] 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

[nrlHAARP-11] NRL HAARP Overview เก็บถาวร 5 มีนาคม 2009 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน. Naval Research Laboratory.

[Garcia_MunozMills2009-12] 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.

[Wilson2009-14] 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.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]