เดือนสิงหาคม 2552
August 2009
....
August 27th,
2009
ภาพถ่ายกลุ่มเมฆก๊าซกลางอวกาศที่อุดมไปด้วยดาวฤกษ์อายุน้อยเสนอหลักฐานที่น่าสนใจเกี่ยวกับกระบวนการก่อกำเนิดดาวฤกษ์
นักวิทยาศาสตร์พึ่งรวมภาพถ่ายจากหอสังเกตการณ์รังสีเอกซ์จันทรา(Chandra
X-ray Observatory) กับกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์(Spitzer Space
Telescope) เพื่อศึกษาเมฆก๊าซ Cepheus B ที่อยู่ห่างจากโลกถึง 2,400
ปีแสง ภายในกาแลกซีทางช้างเผือกของเราเอง
เมฆก๊าซประกอบด้วยก๊าซไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ และฝุ่นอวกาศ
ภาพถ่ายเชิงประกอบซึ่งเกิดจากการรวมข้อมูลรังสีเอกซ์โดย กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทรา
กับข้อมูลรังสีอินฟราเรดจากกล้องโทรทรรศน์สปิตเซอร์ แสดงเมฆโมเลกุล Cepheus B
Credit: X-ray (NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.); IR (NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang et al.)
ภายในมีดาวฤกษ์อายุน้อยสุกสว่างซึ่งเกิดจากการกระตุ้นของดาวฤกษ์มวลมากที่อยู่ภายนอกกลุ่มเมฆ ดาวฤกษ์ดวงดังกล่าวคือ HD 217086 แผ่รังสีอันเข้มข้นพุ่งเข้าหาบริเวณข้างเคียง ขณะที่รังสีพุ่งเข้าใส่ จะทำให้ก๊าซที่บริเวณด้านนอกของกลุ่มเมฆร้อนและระเหยออกไป อีกทั้งยังส่งคลื่นมาผลักดันกลุ่มเมฆให้อัดแน่นมันมากยิ่งขึ้นจนทำให้เกิดดาวฤกษ์จากการเพิ่มความหนาแน่นของก๊าซภายในนั่นเอง
จากผลการสังเกตการณ์ช่วยให้นักดาราศาสตร์ประมาณอายุของดาวฤกษ์อายุน้อยๆ หลายดวง และสนับสนุนทฤษฎีการก่อตัวของดาวฤกษ์ ก๊าซชั้นในของ Cepheus B เป็นบริเวณที่นักวิทยาศาสตร์พบดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ที่มีอายุประมาณ 1 ล้านปี และประมาณร้อยละ 70 หรือ 80 ของดาวฤกษ์ดังกล่าวมี “วงแหวนมวลสารก่อนเป็นดาวเคราะห์” (protoplanetary disk) ซึ่งคาดว่าจะเป็นวิธีการสร้างดาวเคราะห์ รวมทั้งเป็นสัญญาณบอกว่าดาวฤกษ์ดวงใดๆ เป็นดาวฤกษ์อายุน้อย
ภาพถ่ายเชิงประกอบซึ่งเกิดจากการรวมข้อมูลรังสีเอกซ์โดย กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทรา
(Credit: X-ray (NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.)
ภาพจำลองแสดงวงแหวนมวลสารรอบดาวฤกษ์ที่พึ่งถือกำเนิด วงแหวนนี้จะวิวัฒนาการไปเป็นดาวเคราะห์ในที่สุด Credit: ESO.
ในก๊าซชั้นกลางและส่วนนอกของกลุ่มเมฆก๊าซ ดาวฤกษ์จะมีอายุมากขึ้นโดยมีอายุในช่วง 2 ล้าน ถึง 5 ล้าน ปี และไม่ค่อยพบวงแหวนมวลสารก่อนเป็นดาวเคราะห์
ถ้าดาวฤกษ์มวลมากภายนอก Cepheus B เป็นตัวกระตุ้นให้เกิดการก่อตัวของดาวฤกษ์ภายในกลุ่มเมฆก๊าซจริง นักวิทยาศาสตร์คาดว่าดาวฤกษ์ที่อายุมากขึ้นจะโคจรออกมาจากศูนย์กลางกลุ่มเมฆ
ดาวฤกษ์เกิดใหม่ที่เกิดจากดาวฤกษ์ร้อนแรงด้านนอกบีบอัดก๊าซจะอยู่ภายในศูนย์กลาง มีเพียงดาวฤกษ์อายุมากอยู่บริเวณด้านนอก ที่ซึ่งคลื่นความดันผ่านไปนานแล้ว และรังสีของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่บีบอัดดาวฤกษ์ที่พึ่งถือกำเนิด
กลไกกระตุ้นนี้เป็นเพียงตัวอย่างหนึ่งของคำอธิบายว่าดาวฤกษ์กำเนิดอย่างไร ในสถานการณ์อื่นๆ ดาวฤกษ์จะเกิดขึ้นเมื่อก๊าซอุณหภูมิต่ำและควบแน่นภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวกลุ่มก๊าซเอง
Source: Space.com, Big Squeeze Creates New Stars in Cosmic Cloud
เมฆก๊าซประกอบด้วยก๊าซไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ และฝุ่นอวกาศ
ภาพถ่ายเชิงประกอบซึ่งเกิดจากการรวมข้อมูลรังสีเอกซ์โดย กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทรา
กับข้อมูลรังสีอินฟราเรดจากกล้องโทรทรรศน์สปิตเซอร์ แสดงเมฆโมเลกุล Cepheus B
Credit: X-ray (NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.); IR (NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang et al.)
ภายในมีดาวฤกษ์อายุน้อยสุกสว่างซึ่งเกิดจากการกระตุ้นของดาวฤกษ์มวลมากที่อยู่ภายนอกกลุ่มเมฆ ดาวฤกษ์ดวงดังกล่าวคือ HD 217086 แผ่รังสีอันเข้มข้นพุ่งเข้าหาบริเวณข้างเคียง ขณะที่รังสีพุ่งเข้าใส่ จะทำให้ก๊าซที่บริเวณด้านนอกของกลุ่มเมฆร้อนและระเหยออกไป อีกทั้งยังส่งคลื่นมาผลักดันกลุ่มเมฆให้อัดแน่นมันมากยิ่งขึ้นจนทำให้เกิดดาวฤกษ์จากการเพิ่มความหนาแน่นของก๊าซภายในนั่นเอง
จากผลการสังเกตการณ์ช่วยให้นักดาราศาสตร์ประมาณอายุของดาวฤกษ์อายุน้อยๆ หลายดวง และสนับสนุนทฤษฎีการก่อตัวของดาวฤกษ์ ก๊าซชั้นในของ Cepheus B เป็นบริเวณที่นักวิทยาศาสตร์พบดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ที่มีอายุประมาณ 1 ล้านปี และประมาณร้อยละ 70 หรือ 80 ของดาวฤกษ์ดังกล่าวมี “วงแหวนมวลสารก่อนเป็นดาวเคราะห์” (protoplanetary disk) ซึ่งคาดว่าจะเป็นวิธีการสร้างดาวเคราะห์ รวมทั้งเป็นสัญญาณบอกว่าดาวฤกษ์ดวงใดๆ เป็นดาวฤกษ์อายุน้อย
ภาพถ่ายเชิงประกอบซึ่งเกิดจากการรวมข้อมูลรังสีเอกซ์โดย กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทรา
(Credit: X-ray (NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.)
ภาพจำลองแสดงวงแหวนมวลสารรอบดาวฤกษ์ที่พึ่งถือกำเนิด วงแหวนนี้จะวิวัฒนาการไปเป็นดาวเคราะห์ในที่สุด Credit: ESO.
ในก๊าซชั้นกลางและส่วนนอกของกลุ่มเมฆก๊าซ ดาวฤกษ์จะมีอายุมากขึ้นโดยมีอายุในช่วง 2 ล้าน ถึง 5 ล้าน ปี และไม่ค่อยพบวงแหวนมวลสารก่อนเป็นดาวเคราะห์
ถ้าดาวฤกษ์มวลมากภายนอก Cepheus B เป็นตัวกระตุ้นให้เกิดการก่อตัวของดาวฤกษ์ภายในกลุ่มเมฆก๊าซจริง นักวิทยาศาสตร์คาดว่าดาวฤกษ์ที่อายุมากขึ้นจะโคจรออกมาจากศูนย์กลางกลุ่มเมฆ
ดาวฤกษ์เกิดใหม่ที่เกิดจากดาวฤกษ์ร้อนแรงด้านนอกบีบอัดก๊าซจะอยู่ภายในศูนย์กลาง มีเพียงดาวฤกษ์อายุมากอยู่บริเวณด้านนอก ที่ซึ่งคลื่นความดันผ่านไปนานแล้ว และรังสีของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่บีบอัดดาวฤกษ์ที่พึ่งถือกำเนิด
กลไกกระตุ้นนี้เป็นเพียงตัวอย่างหนึ่งของคำอธิบายว่าดาวฤกษ์กำเนิดอย่างไร ในสถานการณ์อื่นๆ ดาวฤกษ์จะเกิดขึ้นเมื่อก๊าซอุณหภูมิต่ำและควบแน่นภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวกลุ่มก๊าซเอง
Source: Space.com, Big Squeeze Creates New Stars in Cosmic Cloud
August 24th,
2009
ปริศนาประการหนึ่งเกี่ยวกับอุณหภูมิในโคโรนา(corona) ซึ่งเป็นชั้นบรรยากาศชั้นนอกสุดของดวงอาทิตย์ซึ่งร้อนผิดปกติ เมื่อชั้นบรรยากาศบริเวณใกล้ดวงอาทิตย์อย่างโฟโตสเฟียร์(photosphere) มีอุณหภูมิประมาณ 5,500 เคลวิน (Kelvin) ส่วนโครโมสเฟียร์ (chromospheres) มีอุณหภูมิ 7,000 – 15,000 เคลวิน แต่ทว่าอุณหภูมิในโคโรนากลับสูงถึงหลายล้านเคลวินเลยทีเดียว
แผนภูมิแสดงอุณหภูมิ และความหนาแน่นของก๊าซที่ระดับความสูงจากส่วนบนของโฟโตสเฟียร์ดวงอาทิตย์
credit: http://history.nasa.gov/SP-402/p2.htm
ดังนั้นจะต้องมีกลไกทางกายภาพบางกลไกที่ให้ความร้อนแก่โคโรนา ทว่ากลไกดังกล่าวยังคงเป็นปริศนา อย่างไรก็ตามมีสองทฤษฎีที่กำลังขันแข่งกันอยู่ ได้แก่
1) ทฤษฎีการให้ความร้อนด้วยคลื่น(wave heating) ซึ่งถูกนำเสนอโดย Evry Schatzmann เมื่อปี ค.ศ. 1949 ว่ามีคลื่นพาพลังงานผ่านโครโมสเฟียร์มายังโคโรนา [1] ซึ่งคลื่นดังกล่าวอาจเป็นคลื่นเสียงเชิงแม่เหล็ก (magneto-acoustic wave) ที่เดินทางในสนามแม่เหล็ก และคลื่นอัลเฟน (Alfven wave) ที่เดินทางในก๊าซร้อนมีประจุหรือพลาสมา(plasma) คลื่นทั้งสองจะเดินทางจากโฟโตสเฟียร์ ผ่านโครโมสเฟียร์จนถึงโคโรนาแล้วกลายเป็น “คลื่นกระแทก (shock wave)” ที่ให้พลังงานออกมาในรูปความร้อน[2][3] อย่างไรก็ดีปัญหาของทฤษฎีนี้คือการตรวจวัดจากอุปกรณ์วิทยาศาสตร์ในปัจจุบันอย่าง หอสังเกตการณ์ดวงอาทิตย์ SOHO ก็ยังไม่สามารถค้นหา “คลื่น” ที่คาดว่าจะเป็นตัวการพาพลังงานไปให้โคโรนา เนื่องจากแม้จะค้นพบคลื่นบางชนิด เช่นคลื่น magneto-acoustic ความถี่ 1 มิลลิเฮิรตซ์ ที่พาพลังงานไปให้โคโรนาเพียงแค่ร้อยละ 10 ของปริมาณพลังงานที่จำเป็นในการทำให้โคโรนาร้อน คลื่น Alfven จากการลุกจ้า(solar flare) ก็ไม่ได้เกิดอย่างต่อเนื่อง จนไม่สามารถอธิบายความร้อนของโคโรนาที่ค่อนข้างสม่ำเสมอได้ [4]
แสดงชั้นบรรยากาศโคโรนาของดวงอาทิตย์(ซ้าย) และบ่วงแม่เหล็กจากผิวดวงอาทิตย์(ขวา) Credit: IYA2009, FETTU, SOHO/EIT consortium of NASA and ESA, Trace Team of the Stanford-Lockheed Institute for Space Research, NASA.
2) ทฤษฎีการลุกจ้าระดับหนึ่งในพันล้าน (nanoflares) หรือการเชื่อมต่อใหม่ของสนามแม่เหล็ก (magnetic reconnection) การเชื่อมต่อใหม่ของสนามแม่เหล็กเกิดจากกระแสพลาสมาที่บีบให้เส้นสนามแม่เหล็กที่ทิศทางสวนกันขาดและต่อกันใหม่ การเชื่อมและต่อติดใหม่นี้ทำให้พลังงานที่เก็บไว้ในเส้นสนามแม่เหล็กถูกปลดปล่อยออกมาในรูปคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า เช่นแสงในย่านที่ตามนุษย์มองเห็น หรือแม้แต่คลื่นวิทยุ [5] โดยทั่วไปการเชื่อมต่อใหม่ของสนามแม่เหล็กเป็นสาเหตุที่ทำให้เกิดการลุกจ้าของดวงอาทิตย์(solar flare) ที่พบได้ในบริเวณใกล้ๆ จุดมืด(sunspot) ของดวงอาทิตย์ อย่างไรก็ดี nanoflare เป็นการลุกจ้าที่เกิดขนาดเล็กจำนวนมากภายในแผ่นกระแส(current sheets ขนาดเล็ก) โดยเกิดการประทุชั่ววูปที่มีขนาดเล็กแต่ก็สามารถปลดปล่อยพลังงานและความร้อนออกมา
การเชื่อมต่อใหม่ของเส้นสนามแม่เหล็กทำให้เกิดการลุกจ้าของดวงอาทิตย์(solar flare) บริเวณ magnetic reconnection
credits: Proto solar nebula: Spitzer Space Telescope
เป็นเวลานานกว่า 50 ปี ไม่มีทฤษฎีใดสามารถอธิบายปริศนาอุณหภูมิสูงยวดยิ่งของโคโรนาได้ จึงมีความคิดว่าบางทีการรวมทฤษฎีทั้งสองอาจอธิบายปรากฏการณ์ปริศนานี้อย่างไรก็ตามรายละเอียดของทฤษฎียังไม่สมบูรณ์นัก[4]
“บ่วงโคโรนา (corona loop)” เป็นโครงสร้างมัดสนามแม่เหล็กเกลียวที่กักพลาสมาไว้ภายใน แล้วโค้งขึ้นไปจากโฟโตสเฟียร์ โครโมสเฟียร์ จนถึงโคโรนา พลาสมาในโครโมสเฟียร์จะถูกกักไว้ภายในบ่วงโคโรนาและถูกพาขึ้นไปปล่อยไว้ในในบรรยากาศชั้นโคโรนา ก๊าซมีประจุหรือ พลาสมาอุณหภูมิสูงที่พบในโคโรนาจึงอาจจะมาจากบ่วงโคโรนานี้เอง [6] ซึ่งอุณหภูมิของก๊าซภายในบ่วงโคโรนามีอุณหภูมิมากกว่า 1 ล้านเคลวิน ขึ้นไป ทว่ากลไกการให้ความร้อนของบ่วงโคโรนาและความหนาแน่นของก๊าซยังคงเป็นปริศนา
นักวิทยาศาสตร์สนใจว่าบ่วงโคโรนาได้รับความร้อนแบบใดซึ่งจะช่วยในการตอบคำถามของอุณหภูมิในโคโรนาด้วย มีแนวคิดสองแบบคือ “การให้ความร้อนแบบสม่ำเสมอ (steady heating)” หรือเป็น “การให้ความร้อนแบบเป็นห้วง (impulsive heating)” ผลการสังเกตการณ์บ่วงโคโรนาที่สั้นและอุณหภูมิสูงก็สอดคล้องกับการให้ความร้อนแบบสม่ำเสมอ ในขณะที่การสังเกตการณ์ในช่วงอุณหภูมิต่ำกว่า ของบ่วงแม่เหล็กที่ยาวกว่ากลับสอดคล้องกับการให้ความร้อนแบบห้วง [7]
ทฤษฎีการให้ความร้อนแบบสม่ำเสมออธิบายว่า “บ่วงโคโรนา ที่มีความยาวและอุณหภูมิค่าหนึ่งจะมีความหนาแน่นที่เฉพาะเจาะจง อย่างไรก็ตาม การสังเกตการณ์พบว่าความหนาแน่นของก๊าซมากกว่าค่าที่ทฤษฎีข้างต้นทำนายได้[8] จึงเกิดแนวคิดใหม่ที่อธิบายว่า nanoflares จำนวนมากให้ความร้อนแก่ “บ่วงโคโรนา” และสามารถอธิบายความหนาแน่นที่ตรวจพบได้ แต่ทว่ายังไม่มีหลักฐานชัดเจน
ยานอวกาศฮิโนเดะ (Hinode) หรือ Solar-B ขององค์การอวกาศญี่ปุ่น (JAXA) credit: JAXA
ล่าสุดผลการสังเกตการณ์ด้วย X-Ray Telescope (XRT) และ Extreme-ultraviolet Imaging Spectrometer (EIS) ซึ่งติดตั้งบนดาวเทียม “ฮิโนเดะ”(Hinode) ขององค์การอวกาศญี่ปุ่น (Japan Aerospace Exploration Agency: JAXA) เผยให้เห็นพลาสมาความร้อนสูง (ซึ่งร้อนกว่า 5 ล้านเคลวิน) ที่กระจายในบริเวณก่อกัมมันต์ดวงอาทิตย(solar active regions) หรือบริเวณที่มีสนามแม่เหล็กกระจุกตัวอยู่ใกล้กันมากๆ ในขณะที่ XRT วัดรังสีเอกซ์ที่ออกมาจากพลาสมาอุณหภูมิ 10 ล้านเคลวิน
การให้ความร้อนแก่โคโรนาเป็นกระบวนการเชิงพลวัติ ความเข้มของรังสีเอกซ์และอัลตราไวโอเลตที่พบในโคโรนาเกี่ยวข้องกับความหนาแน่นของพลาสมาภายในโคโรนา หากความหนาแน่นพลาสมาต่ำ รังสีก็จะมีความเข้มหรือความสว่างต่ำ หากความหนาแน่นพลาสมาสูงก็จะมีความสว่างสูง และโคโรนามีความสว่างสูงสุดที่อุณหภูมิประมาณ 1 ล้านองศาเคลวิน
บริเวณก่อกัมมันต์บนผิวดวงอาทิตย์สองแห่ง โดยกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์ซึ่งติดตั้งบนยานอวกาศฮิโนเดะ
Credit: NASA
James Klimchuk, นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์จากห้องปฏิบัติการณ์ฟิสิกส์สุริยะ (Solar Physics Laboratory) ศูนย์การบินอวกาศกอดดาร์ด (Goddard Space Flight Center) ของ NASA ณ เมือง Greenbelt มลรัฐแมรีแลนด์ สร้างแบบจำลองเชิงทฤษฎีที่อธิบายวิวัฒนาการของพลาสมาในบ่วงโคโรนาและการเพิ่มอุณหภูมิ [8]
Klimchuk พบว่าเมื่อ nanoflare ปลดปล่อยพลังงานอย่างฉับพลัน พลาสมาอุณหภูมิและความหนาแน่นต่ำ จะกลายเป็นพลาสมาร้อนที่อุณหภูมิประมาณ 10 ล้านองศาเคลวิน ภายในเวลาไม่นาน [9] ความหนาแน่นของก๊าซยังคงต่ำ อย่างไรก็ตาม แสงสว่างของก๊าซก็ถือว่าริบหรี่ด้วย ความร้อนไหลภายในบ่วงสนามแม่เหล็กจากด้านบนลงมายังด้านล่างซึ่งมีอุณหภูมิต่ำกว่า ทำให้พลาสมาที่บริเวณฐานบ่วงสนามแม่เหล็กร้อนขึ้น เนื่องจากบริเวณฐานบ่วงแม่เหล็กมีความหนาแน่นมากกว่า ทำให้อุณหภูมิในบริเวณนี้สูงถึง 1 ล้านองศาเคลวิน จากนั้นพลาสมาที่หนาแน่นเหล่านี้จึงขยายตัวขึ้นไป จึงเกิดเป็นบ่วงโคโรนาที่มีอุณหภูมิสะสมประมาณ 5 – 10 ล้านองศาเคลวิน สำหรับบ่วงที่ไม่สว่าง และ 1 ล้านองศาเคลวินสำหรับบ่วงที่สว่างกว่า [9]
ภาพอุณหภูมีสีแสดงบริเวณก่อกัมมันต์บนผิวดวงอาทิตย์ AR10923 บริเวณใกล้ๆ ศูนย์กลางดวงปรากฏ สีน้ำเงินแสดงพลาสมาอุณหภูมิประมาณ 10 ล้านเคลวิน Credit: Reale, et al. (2009)
ผลการสังเกตการณ์จากดาวเทียมฮิโนเดะซึ่งถูกส่งขึ้นสู่อวกาศเมื่อ 22 กันยายน 2549 และการวิเคราะห์ของนักวิทยาศาสตร์บ่งชี้ว่า nanoflare เกิดขึ้นบนดวงอาทิตย์และสามารถเกิดได้ทุกๆ ที่ nanoflare และมีส่วนสำคัญในการผันแปรของรังสีในย่านรังสีเอกซ์และอัลตราไวโอเลต เมื่อรังสีเอกซ์และอัลตราไวโอเลตเดินทางมาถึงชั้นบรรยากาศส่วนบนของโลก ก๊าซในชั้นบรรยากาศจะร้อนขึ้นและขยายตัว ผลการเปลี่ยนแปลงนี้ทำให้ดาวเทียมและขยะอวกาศเคลื่อนที่ช้าลง และเกิดการดึงที่สามารถเปลี่ยนวงโคจรของดาวเทียม จนอาจการชนกันของดาวเทียมได้ นอกจากนี้รังสีเอกซ์และอัลตราไวโอเลตจากดวงอาทิตย์ยังก่อกวนสัญญาณวิทยุ ระบบสื่อสาร และระบบนำร่องอีกด้วย
ที่มา
[1] Evry Schatzman, The heating of the solar corona and chromosphere, Annales d'Astrophysique 12 (1949), pp. 203–218.
[2] Alfvén, Hannes, "Magneto hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". MNRAS 107(1947): 211–219.
[3]Heyvaerts and Priest, 1993, Astron. Astrophys. 117, 220
[4] Wave heating theory, http://en.wikipedia.org/wiki/Corona
[5]Magnetic Reconnection, http://en.wikipedia.org/wiki/Magnetic_reconnection
[6] coronal loop, http://en.wikipedia.org/wiki/Coronal_loop
[7] Winebarger, Amy R.; Mikic, Z., Can Steady Heating Proportional to Magnetic Field Strength Solve the Coronal Heating Paradox?, American Astronomical Society Meeting 210, #91.23; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 38, p.208
[8] Tiny Flares Responsible for Outsized Heat of Sun's Atmosphere, http://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/nanoflares.html
[9] James A. Klimchuk, Coronal Loop Models and Those Annoying Observations!, arXiv:0904.1391v1 [astro-ph.SR]
August 13th,
2009
หลังจากถูกส่งขึ้นสู่อวกาศเมื่อวันที่ 6 มีนาคม 2552 กล้องโทรทรรศน์เคปเลอร์(Kepler) จากฐานทัพอากาศสหรัฐอเมริกา ณ แหลมคานาเวรัล(Canaveral Cape) ก็ได้เริ่มต้นภารกิจไล่ล่าดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ(exoplanet) [1]
กล้องโทรทรรศน์อวกาศเคปเลอร์ ถูกตั้งชื่อตามนักดาราศาสตร์นาม โยฮันส์ เคปเลอร์ (Johannes Kepler) ซึ่งเกิดเมื่อ ค.ศ. 1571 ในจักรวรรดิโรมันศักดิ์สิทธิ์แห่งชาติเยอรมัน(ในช่วงเวลานั้น) เคปเลอร์เกิดในยุคเดียวกับกาลิเลโอ อีกทั้งยังเป็นศิษย์ของไทโค บราห์ เคปเลอร์เป็นผู้มีส่วนวางรากฐานดาราศาสตร์สมัยใหม่ ด้วยการศึกษาการเคลื่อนที่ของเทหวัตถุแล้วสร้างกฎสามข้อเพื่ออธิบายการเคลื่อนที่ของเทหวัตถุรอบดวงอาทิตย์ ก่อนที่จะได้การพิสูจน์ด้วยกฎการเคลื่อนที่ของนิวตันในเวลาต่อมา [2]
ภาพจำลองกล้องโทรทรรศน์เคปเลอร์ในวงโคจรและเล็งไปยังบริเวณกลุ่มดาวหงส์และกลุ่มดาวพิณเพื่อค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะในแถบดังกล่าว
credit: www.nasa.gov
กล้องโทรทรรศน์เคปเลอร์ถูกสร้างขึ้นเพื่อสำรวจโครงสร้างและความหลากหลายของระบบดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะโดยสำรวจระบบดาวจำนวนมากเพื่อ คำนวณอัตราของดาวเคราะห์หินคล้ายโลกและดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ที่อยู่ในเขตอยู่อาศัยได้(habitable zone) ของดาวฤกษ์ชนิดต่างๆ ศึกษาสถิติของขนาดและรูปร่างวงโคจรของดาวเคราะห์ ประมาณจำนวนดาวเคราะห์ภายในระบบดาวฤกษ์หลายดวง คำนวณความหลากหลายของขนาดวงโคจร การสะท้อนแสงของดาวเคราะห์ ขนาด มวล และความหนาแน่นของดาวเคราะห์ยักษ์คาบสั้น แยกแยะสมาชิกเพิ่มเติมของแต่ละระบบดาวเคราะห์โดยอาศัยเทคนิคอื่นๆ นอกเหนือจาก “การบังดาวฤกษ์โดยดาวเคราะห์” และศึกษาสมบัติของดาวฤกษ์ที่มีระบบดาวเคราะห์ นอกจากนี้ปฏิบัติการณ์เคปเลอร์ยังสนับสนุนวัตถุประสงค์ของปฏิบัติการณ์ Space Interferometry Mission (SIM) ขององค์การ NASA และ Terrestrial Planet Finder (TPF) โดยศึกษาสมบัติทั่วไปของดาวฤกษ์ที่มีดาวเคราะห์บริวารเพื่อค้นหาดาวเคราะห์อื่นๆ อีกในอนาคต เพื่อพิจารณาขอบเขตอวกาศที่จำเป็นต่อการค้นหาดาวเคราะห์ และช่วยให้โครงการ SIM มุ่งเป้าไปยังระบบดาวที่มีดาวเคราะห์คล้ายโลก [3 ]
หลังจากส่งขึ้นสู่อวกาศแล้ว ได้ทดสอบถ่ายภาพแรก (first light) เป็นบริเวณน่านฟ้ากลุ่มดาว Cygnus-Lyra ของกาแลกซีทางช้างเผือก ประกอบด้วย NGC 6791 และดาวฤกษ์ Tres-1 ที่มีดาวเคราะห์คล้ายดาวพฤหัสบดีเป็นบริวาร[4]
เปรียบเทียบข้อมูลจากการวัดความสว่างของ HAT-P-7b ระหว่างหอสังเกตการณ์บนพื้นโลกกับกล้องโทรทรรศน์ Kepler Image credit: NASA
และล่าสุดจากการทดสอบเก็บข้อมูลเป็นเวลาสั้นๆ เพียงแค่ 10 วัน ก่อนที่จะเริ่มภารกิจอย่างเป็นทางการ นักดาราศาสตร์ประจำปฏิบัติการเคปเลอร์พบว่าข้อมูลทดสอบจากกล้องโทรทรรศน์ประสิทธิภาพสูงที่สุดเท่าที่เคยสร้างมาตัวนี้ แม้ว่าขั้นตอนการปรับแต่งค่าการวัดพื้นฐานและซอฟตแวร์วิเคราะห์ข้อมูลจะยังไม่เสร็จสิ้นก็ตาม แต่ข้อมูลที่ได้สามารถแสดงการมีอยู่ของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ก๊าซยักษ์(giant gas planet) ที่รู้จักกันดี และกำลังจะตีพิมพ์รายงานการค้นพบในวารสาร Science ฉบับวันที่ 7 สิงหาคม 2552 [5]
Jon Morse ผู้อำนวยการแผนกฟิสิกส์ดาราศาสตร์(Astrophysics Division) ของสำนักงานผู้อำนวยการปฏิบัติการวิทยาศาสตร์(Science Mission Directorate) ที่สำนักงานใหญ่องค์การนาซา นครวอชิงตันดีซี กล่าวว่า “ในฐานะที่เป็นปฏิบัติการไล่ล่าดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะแรกของนาซา เคปเลอร์ได้เปิดทางเข้าอันน่าเร้าใจต่อฉากไล่ล่าดาวเคราะห์” “การตรวจพบชั้นบรรยากาศดาวเคราะห์เพียงแค่ 10 วัน หลังจากเริ่มต้นชิมลาง การไล่ล่าดาวเคราะห์ก็เริ่มต้นขึ้นแล้ว”
คณะทำงานโครงการเคปเลอร์กล่าวว่าข้อมูลใหม่นี้บ่งบอกว่าปฏิบัติการนี้มีศักยภาพพอที่จะค้นหาดาวเคราะห์คล้ายโลก(Earth-like planet) หากมันมีอยู่จริง กล้องโทรทรรศน์อวกาศเคปเลอร์จะใช้เวลานับจากนี้สามปีครึ่งเพื่อค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่มีขนาดเล็กพอๆ กับโลก รวมทั้งดาวเคราะห์ที่โคจรอยู่ในวงโคจรห่างจากดาวฤกษ์พอดีที่น้ำบนผิวดาวเคราะห์จะอยู่ในสถานะของเหลว ซึ่งจะมีความเป็นไปได้ที่จะมีสิ่งมีชีวิตถือกำเนิดและอยู่อาศัยได้
ดาวเคราะห์ที่กล้องเคปเลอร์เก็บข้อมูลมาคือ HAT-P-7b ซึ่งโคจรรอบดาวฤกษ์ HAT-P-7 ที่อยู่ห่างจากโลกประมาณ 1,000 ปีแสง ดาวเคราะห์โคจรรอบดาวฤกษ์หลักครบรอบภายในเวลาเพียง 2.2 วัน และอยู่ใกล้ดาวฤกษ์ถึง 1/26 ของระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์ ด้วยวงโคจรที่ใกล้ดาวฤกษ์จนผิวดาวมีอุณหภูมิสูงและมวลของดาวเคราะห์ 1.8 เท่าของดาวพฤหัสบดี ทำให้มันถูกจัดอยู่ในกลุ่ม “ดาวพฤหัสบดีร้อน (hot Jupiter)” ดาวฤกษ์ HAT-P-7 มีมวลประมาณ 1.47 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ และมีอุณหภูมิพื้นผิวประมาณ 6350 เคลวิน สำหรับดาวเคราะห์ HAT-P-7b มีมวล ใ [5][6]
วิธีการค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะของกล้องเคปเลอร์คือ วิถีการวัดความสว่างของเทหวัตถุ(photometry) โดยวัดความสว่างของแสงดาวที่ตกกระทบอุปกรณ์รับภาพ CCD (charged couple device) ของกล้อง [7]
การวัดความสว่างของดาวฤกษ์เป้าหมาย แล้วสังเกตการลดลงของแสงดาวฤกษ์ที่เกิดขึ้นเป็นคาบๆ ซึ่งจะเกิดขึ้นทุกครั้งที่ดาวเคราะห์โคจรมาบังระหว่างโลกกับดาวฤกษ์เป้าหมาย วิธีการนี้เรียกว่า “Transit Method” แม้ว่าจะเคยตรวจวัดแสงจาก HAT-P-7 มาแล้ว แต่ครั้งนี้ให้ข้อมูลจากเคปเลอร์ให้รายละเอียดสูงกว่า ด้วยการแสดงการเพิ่มและลดลงของแสงดาวในช่วงที่ดาวเคราะห์ผ่านหน้าอันเนื่องมาจากการเปลี่ยนเฟส(คล้ายกับการเปลี่ยนเฟสส่องสว่างของดวงจันทร์) อย่างต่อเนื่องและราบเรียบ
แผนภูมิการกระจายตัวของดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่ค้นพบแล้วตามระยะห่างจากดาวฤกษ์(Orbital Distance) และ มวล(Mass) Image credit: NASA
แสงจากระบบดาวโดยรวมเกิดจากการรวมผลของแสงที่เปล่งออกมาจากดาวฤกษ์และแสงดาวฤกษ์ที่ดาวเคราะห์สะท้อนออกมา นอกจากการลดลงของแสงในช่วงที่ดาวเคราะห์ผ่านหน้าดาวฤกษ์แล้ว ยังมีการลดลงในระดับเล็กน้อยเมื่อดาวเคราะห์อ้อมไปอยู่ด้านหลังดาวฤกษ์เนื่องจากแสงไม่มีแสงสะท้อนจากดาวเคราะห์นั่นเอง เรียกว่าช่วง occultation
ข้อมูลใหม่จากเคปเลอร์สามารถใช้ในการศึกษา “ดาวพฤหัสบดีร้อน” ในรายละเอียดที่ไม่เคยมีมาก่อน ความลึกของการลดลงของแสง รูปร่าง และขนาดของกราฟแสงแสดงให้เห็นว่าดาวเคราะห์มีชั้นบรรยากาศ โดยด้านกลางวันมีอุณหภูมิถึง 2377 องศาเซลเซียส ความร้อนจำนวนเล็นน้อยถูกพาไปยังด้านกลางคืน เมื่อเปรียบเทียบความสว่างในช่วง occultation กับ transit แสดงให้เห็นว่ามีวงโคจรเป็นวงกลม ซึ่งเป็นไปตามความคาดหมายของนักวิจัยและทฤษฎี
การค้นพบใหม่นี้ยืนยันว่ากล้องเคปเลอร์มีความแม่นยำมากพอสำหรับค้นหาดาวเคราะห์ขนาดพอๆ กับโลก การผันแปรความสว่างเพียง 1.5 เท่าของสิ่งที่คาดว่าจะพอได้เมื่อดาวเคราะห์ขนาดใกล้เคียงกับโลกผ่านหน้าดาวฤกษ์ แม้ว่ากล้องเคปเลอร์สามารถให้ข้อมูลได้ละเอียดยิ่งกว่านี้เมื่อโปรแกรมวิเคราะห์ข้อมูลได้รับการพัฒนาจนสมบูรณ์
อ้างอิง
[1] “Kepler Mission Rockets to Space in Search of Other Earths”, http://science.nasa.gov/headlines/y2009/06mar_keplerlaunch.htm?list1115242
[2] “Kepler Mission > Yohannes Kepler”, http://kepler.nasa.gov/johannes/index.html
[3] “Kepler Mission > Overview”, http://kepler.nasa.gov/about/
[4] “NASA's Kepler Captures First Views of Planet-Hunting Territory”, http://www.nasa.gov/centers/ames/news/releases/2009/09-43AR.html
[5] “NASA's Kepler Spies Changing Phases on a Distant World”, http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/news/kepler-discovery.html
[6] Note For Star HAT-P-7, http://exoplanet.eu/star.php?st=HAT-P-7
[7] http://kepler.nasa.gov/sci/design/spacecraft.html
แปลและเรียบเรียงโดย วัชราวุฒิ กฤตินธรรม คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------