仰望无月的旷野夜空，天顶方向似乎黑得纯粹。但如果将视线移向远离城市光源的地平线附近，或者借助一台高感光度相机进行数十秒的曝光，一种微弱的、往往带有绿意或暗红色的背景光便会浮现出来。它不是极光，不依附于地磁极区，也不随太阳风的瞬时扰动而剧烈明灭。它几乎均匀地包裹着整个地球夜半球，是夜天光中除星光、黄道光与银河之外不可忽略的基底辐射。这种现象被称为气辉（airglow）。理解气辉，意味着重新认识一个基本事实：地球的夜空从未真正黑暗过。
一、当激发态粒子在夜间缓慢“退场”
气辉的物理本质并不复杂，但它的时间尺度常被误解。白昼太阳的紫外辐射将高层大气中的氧分子、氮分子等组分解离或激发，这些处于激发态的原子与分子并不会立刻发光。在距地面约八十至一百千米以上的稀薄环境中，粒子间的碰撞频率足够低，激发态得以存续数分钟乃至数小时。当夜半球转入地球阴影，这些“储存”了太阳能量的粒子通过碰撞与重组返回基态，多余的能量以光子形式释放，便形成了气辉。
这一机制在化学上更接近“磷光”而非“荧光”。极光的发光几乎与太阳风扰动同步，带电粒子沿磁力线注入极区大气，碰撞激发即刻产生光芒；气辉则带有明显的延迟与累积特征，强度变化平缓，呈现出季节性与周期性节律。正因如此，即便在完全没有极光活动的赤道地区，气辉依然每夜存在，只是其亮度远低于人眼在暗适应后的探测阈值。
二、颜色分层：一百千米处的绿与更高处的红
在可见光波段，气辉最明亮的发射线来自高层大气氧原子的557.7纳米绿线。这条谱线的辐射峰值集中在约一百千米高度，恰与卡门线大致重合。之所以在此高度最为显著，是因为更低处大气密度较高，激发态氧原子在发光前便通过碰撞释放了能量；更高处密度虽更低，但发光粒子的柱密度随之下降，亮度反而减弱。钠原子在约九十千米附近贡献的589.0/589.6纳米黄绿色双线，则是另一条可被相机捕捉的谱线。
红色气辉则来自氧原子的630.0纳米发射，其辐射层位于更高的电离层区域，约一百五十至三百千米。这一能级的激发态寿命更长，需要更低密度的环境才能避免碰撞猝灭，因此红色气辉往往更为弥散、微弱，通常需要更长曝光时间或太阳活动高年的配合才容易记录。从国际空间站以侧向视角拍摄地球边缘时，这种分层结构尤为清晰：下方紧贴地表的一层偏黄绿，上方则展开一层更淡的暗红，如同一层极薄的大气“壳层”。
三、极光与气辉之间，隔着一整个地磁场
将气辉称为“低配版极光”是一种流传甚广的误解。两者的差异远不止亮度量级。极光受地磁场约束，高能带电粒子只能沿磁力线注入南北磁纬较高的环带区域，形态瞬息万变，一次亚暴可以在数分钟内让一片天空骤然点亮又归于沉寂。气辉则不受地磁纬度的限制，从赤道到极区，整个夜半球都在均匀地发出这种微弱辐射。
更根本的区别在于能量来源的路径。极光的能量直接来自太阳风粒子与磁层的相互作用，与太阳风参数的瞬时变化紧密耦合。气辉的能量则主要来自白昼太阳紫外辐射的“预存”，经由光化学反应在夜侧缓慢释放。这意味着气辉的强度更多取决于季节、纬度以及太阳紫外辐射的累积通量，而非某一次太阳风扰动事件。也正因如此，气辉成为研究中间层与热层大气动力学的一扇独特窗口：它不依赖突如其来的空间天气事件，而是持续不断地提供背景信息。
四、从光污染到信息源：气辉在天文观测中的双重角色
对于地面光学天文台而言，气辉首先是需要应对的背景噪声。在近红外波段，羟基（OH）气辉的迈内尔带发射构成了天光背景的主要贡献之一，其强度甚至使近红外天空明显亮于光学波段。欧洲南方天文台位于智利帕瑞纳山的望远镜在拍摄暗弱天体时，气辉结构的缓慢移动会在多次曝光之间留下背景梯度，影响测光精度。南极冰穹A的红外天光背景测量也显示，即便在极夜期间，近红外天空仍受OH气辉的显著影响，且与太阳黑子数呈现一定的相关趋势。
但气辉并非纯粹的“敌人”。同一份OH气辉辐射光谱，可以被反过来用于反演天文观测视线上的大气水汽含量。研究人员利用OH(8-3)带各谱线对水汽吸收的差异，从欧洲南方天文台VLT望远镜跨越十六年的存档光谱中提取水汽信息，并与标准星吸收法所得结果相互印证。中国科学院兴隆站的双通道全天空气辉成像仪则持续记录着87千米高度OH气辉的强度分布，从中提取大气重力波等动力学参数。当摄影师在西藏喜马拉雅山脉上方记录到涟漪状的气辉结构时，那些波纹往往正是低层强对流天气激发的大气重力波向上传播、在气辉层留下的“指纹”。气辉由此完成了身份转换：从需要剔除的噪声，变为携带高层大气状态信息的信号。
五、为什么你很难用肉眼看见它
气辉的视觉门槛是一个值得单独说明的问题。人眼在充分暗适应后虽然对微弱光敏感，但气辉的辐亮度通常低于裸眼在彩色视觉下的探测阈值。即使在地球上最黑暗的台址，气辉也更多表现为天顶方向一种难以名状的“非纯黑”感，而非清晰可辨的绿色光幕。相机传感器则可以通过长时间曝光与高感光度设置累积足够的光子，将气辉的色彩与结构记录下来。欧洲南方天文台的官方图像中，拉西拉天文台上空那片浓郁的绿色辉光，正是相机在数秒至数十秒曝光中“看见”而人眼错过的景象。
这也解释了为什么气辉的公众认知度远低于极光。极光以戏剧性的形态和亮度直接冲击视觉，气辉则以一种近乎谦逊的方式构成夜空的底色。但恰恰是这种不起眼的背景辐射，在每一个没有月光的夜晚，安静地提醒着我们：大气层从未停止过它的化学呼吸。
问答
问：气辉和极光最核心的区别是什么？
答：极光由太阳风高能粒子沿地磁力线注入极区大气、碰撞激发发光，局限于高磁纬环带，变化剧烈且与太阳风扰动近乎同步。气辉由白昼太阳紫外辐射“预存”的激发态粒子在夜间缓慢释放能量而发光，全球均匀分布，强度变化平缓，不受地磁纬度限制。
问：为什么气辉在约一百千米高度最亮？
答：更低处大气密度较高，激发态原子在发光前就会被碰撞猝灭；更高处密度更低，但参与发光的粒子柱密度下降。一百千米附近是两者折中的结果，恰好也是传统太空定义中的卡门线高度。
问：肉眼能看到气辉吗？
答：通常不能直接看到清晰的彩色光幕。气辉辐亮度低于裸眼彩色视觉阈值，在极暗台址也只能感知为天顶方向并非纯黑。相机通过长曝光可以记录其颜色与结构。
问：气辉只有绿色吗？
答：不是。最明亮的是氧原子557.7纳米绿线，其次有钠原子589纳米黄绿线，更高处氧原子630.0纳米红线也构成气辉，但更弥散微弱。不同颜色对应不同高度与不同发光组分。
问：气辉对天文观测只有负面影响吗？
答：不完全是。在近红外波段OH气辉确实是天光背景的主要来源，增加噪声；但同一份气辉光谱也可用于反演观测视线上的水汽含量，辅助天文数据校正，变“污染”为可用信息。
问：气辉强度会随太阳活动变化吗？
答：会。气辉的驱动力来自太阳紫外辐射的累积激发，太阳活动周期的变化会影响其强度。南极冰穹A的红外天光测量显示，H波段夜间背景与太阳黑子数存在一定相关趋势。
问：为什么气辉照片里会出现涟漪状结构？
答：那些涟漪往往与大气重力波有关。低层强对流天气激发的重力波向上传播至气辉层，扰动该高度的密度与化学过程，从而在气辉的强度分布中留下波纹状图案。
问：国际空间站上看到的气辉是什么样子？
答：从轨道侧向观察地球边缘时，气辉表现为一层紧贴地平线上方的薄发光壳层，绿色层较窄且靠近一百千米高度，红色层更弥散、位于更高处。这种视角比从天顶方向垂直向下看更容易分辨其分层结构。
问：气辉在其他行星上存在吗？
答：存在。火星大气中已探测到由氧原子产生的绿色气辉，其机制与地球气辉相似：太阳辐射驱动大气化学过程，激发态氧原子在返回基态时发光。这为比较行星大气研究提供了新的观测对象。