เดือนพฤษภาคม  2550

หลุมดำพเนจรกับเสบียงกรังส่วนตัว

Wandering Black Holes Take Food With Them

May 28^th, 2007

Adapted from : www.space.com

เช่นเดียวกับนักเดินทาง หลุมดำพเนจรบางดวงสามารถพอพาเสบียงอาหารไปด้วย ขณะที่มันร่อนเร่ไปในกาแลกซี

นักวิทยาศาสตร์หลายคนเห็นตรงกันว่า หลุมดำมวลยวดยิ่ง (Supermassive Black Hole) บริเวณใจกลางกาแลกซีขนาดใหญ่จะถูกล้อมรอบด้วยก๊าซร้อนที่โคจรวนเป็นวงแหวนที่เรียกว่า Accretion Disk ซึ่งก๊าซในวงแหวนนั้นจะถูกหลุมดำดึงดูดลงไป เมื่อก๊าซเหล่านั้นตกลงไปก็จะร้อนขึ้น จนสามารถเปล่งรังสีพลังงานสูงออกมาได้ เรียกหลุมดำชนิดนี้ว่า ควอซาร์ (Quasar) ซึ่งสามารถเปล่งรังสีจนสุกสว่างกว่ากาแลกซีที่มันสังกัดเสียอีก

ควอซาร์ภายในกาแลกซีเหย้า สองแห่ง

Credit :HST/ESO

ใจกลางกาแลกซี NGC 4261 มีหลุมดำและ Accretion Disk (ภาพขวา) ของหลุมดำ

Credit : http://astsun.astro.virginia.edu/~jh8h/Foundations/chapter9/ngc4261.jpg

ตัวอย่างการจำลองกระบวนการหลอมรวมของกาแลกซีมวลมหาศาล

Credit: http://cfcp.uchicago.edu/research/highlights/highlight_2006-03-21.html

Loeb คาดคำนวณระยะทางที่ควอซาร์สามารถพเนจรออกมาจากใจกลางกาแลกซี ไว้ประมาณ 30,000 ปีแสง ก่อนที่ Accretion Disk จะถูกใช้จนไม่เพียงพอสำหรับการแผ่รังสีของควอซาร์ แล้วจึงกลายเป็นเพียงหลุมดำอันสงบเสงี่ยมต่อไป แต่ก็ไม่อดตายแต่อย่างใด

ถ้าหลุมดำพเนจรไม่เที่ยวท่องไปในอวกาศด้วยอัตราเร็วที่มากพอจะหนีออกจากกาแลกซีแม่ได้ ท้ายที่สุดมันก็จะถูกดึงกลับไปยังใจกลางกาแลกซีถิ่นเก่าภายในเวลา 100 ล้านปี เหมือนกับการโยนหินขึ้นไปบนท้องฟ้า ถ้าไม่เร็วพอที่จะหลุดออกจากโลก ก้อนหินนั้นย่อมตกกลับลงมาบนพื้นอีก

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

ค้นหาญาติดวงอาทิตย์

Tracing Our Sun’s Family Tree

May 28^th, 2007

Adapted from : www.space.com

ผลการศึกษาองค์ประกอบทางเคมีภายในชั้นบรรยากาศดาวฤกษ์สามารถใช้ตามหาญาติมิตรของดวงอาทิคย์และไขประวัติศาสตร์อันซับซ้อนของกาแลกซีทางช้างเผือกได้

Gayandhi De Silva และสมาชิกกลุ่มวิจัย แห่งหอสังเกตการณ์ European Southern Observatory ใช้กล้องโทรทรรศน์ Very Large Telescope (VLT) และอุปกรณ์ Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES) เพื่อวัดสเปคตรัมจากแสงดาวภายในกระจุกดาวเปิด (Open Cluster) สามแห่งของกาแลกซีทางช้างเผือก

กระจุกดาวเปิดที่รู้จักกันดีคือ Pleiades ,M45 หรือกระจุกดาวลูกไก่ ในกลุ่มดาววัว (Taurus)

Credit : Bob and Janice Fera ,Taken December 3, 2005 from Eagle Ridge Observatory, Foresthill, CA

กระจุกดาวเปิดประกอบด้วยดาวฤกษ์เดี่ยวจำนวนไม่กี่พันดวง ยึดโยงกันอย่างหลวมๆ ด้วยแรงโน้มถ่วง กระจุกดาวเหล่านั้นกำเนิดมาจากเมฆโมเลกุลก๊าซขนาดยักษ์กลุ่มหนึ่ง ที่ยุบตัวลงเป็นดาวฤกษ์หลายดวงที่อยู่ในบริเวณใกล้ ๆ กัน เมื่อเวลาไม่น้อยกว่า 10,000 ล้านปีก่อน

De Silva ให้เหตุผลว่า “กระจุกดาวเปิดเป็นเทหวัตถุที่มีคุณค่าต่อการศึกษารูปแบบการกำเนิดและวิวัฒนาการของระนาบกาแลกซี” “ยิ่งกระจุกดาวเก่าแก่มากเท่าใดก็จะเป็นผู้เก็บงำประวัติศาสตร์ของระนาบกาแลกซีมากเท่านั้น”

ดาวฤกษ์มวลยวดยิ่ง (Super-Massive Star) 4 ดวงภายในเนบิวลานายพราน (Orion Nebula) เรียงตัวกันเป็นรูปสี่เหลี่ยมด้านไม่เท่า

ทั้งสู่ล้วนถือกำเนิดภายในกลุ่มก๊าซเดียวกัน จัดเป็นกระจุกดาวเปิดอีกแห่งหนึ่ง

Credit : C. Robert O Dell/Vanderbilt University

ดวงอาทิตย์ของเราถือกำเนิดขึ้นภายในกระจุกดาวเปิดเมื่อ 4,600 ล้านปีก่อน พร้อม ๆ กับพี่น้องดาวฤกษ์ดวงอื่น ๆ ก่อนหน้านี้จากการวิเคราะห์อุกกาบาตบนโลก นักวิทยาศาสตณ์พบไอโซโทป Iron-60 ภายในอุกกาบาตเหล่านั้น ซึ่งไอโซโทปธาตุเหล็กชนิดนี้ถูกสร้างขึ้นจากการระเบิดของดาวฤกษ์ที่เรียกว่าซูเปอร์โนวา (Supernova)

ข้อมูลจาก VLT ช่วย De Silva สรุปได้ว่า กระจุกดาวฤกษ์แต่ละจุดมีคุณลักษณะเฉพาะของตัวเอง องค์ประกอบทางเคมีภายในดาวฤกษ์ทุกดวงในกระจุกดาวเปิดเดียวกันแทบไม่แตกต่างกันเลย แสดงว่าพวกมันล้วนกำเนิดภายในเมฆก๊าซก้อนเดียวกัน ด้วยหลักการนี้เองสักวันหนึ่ง เราอาจตามหาพี่น้องของดวงอาทิตย์ที่พลัดพรากจากกัน เมื่อครั้งที่ดาวฤกษ์ภายในกระจุกดาวเปิดเดียวกับดวงอาทิตย์ห่างออกจากกันภายในไม่กี่พันล้านปี เนื่องจากความไม่เสถียรภายในกระจุกดาวเปิดนั่นเอง แต่ดาวฤกษ์เหล่านั้นล้วนไม่อาจปฏิเสธรากเหง้าของตนที่ถูกบันทึกเอาไว้ในรูปองค์ประกอบทางเคมี และอายุอานามที่ใกล้เคียงกันได้

โครงการกล้องโทรทรรศน์ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 42 เมตร ขององค์การอวกาศยุโรป เพื่อสำรวจตั้งแต่ดาวเคราะห์จนถึงหลุมดำ

Credit : ESO

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

หลุมอุกกาบาต Oresme หลักฐานชี้

ดวงจันทร์เคยถูกอุกกาบาตถล่ม

 How to Weigh a Black Hole

May 23^rd, 2007

Adapted from : www.space.com

นักดาราศาสตร์หลายคนเชื่อว่า รังสีเอกซ์จากหลุมดำมาจากก๊าซร้อนที่ถูกดูดออกมาจากดาวฤกษ์เพื่อนบ้าน (ดังภาพจำลอง)

แม้ว่าการมีอยู่ของมันยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ แต่หลุมดำมวลขนาดกลางพึ่งถูกค้นพบภายในกาแลกซี NGC 5408

Credit : NASA

บัดนี้คณะนักดาราศาสตร์จากศูนย์การบินอวกาศกอดดาร์ดของนาซา ได้พัฒนาวิธีการคำนวณน้ำหนักหลุมดำที่แตกต่างออกไป แทนที่จะใช้แรงโน้มถ่วงของหลุมดำ พวกเขาใช้การหมุนของแผ่นวงแหวนก๊าซร้อนที่หมุนวนรอบหลุมดำ ที่เรียกกว่า Accretion Disk

นักดาราศาสตร์อธิบายว่าวิธีใหม่นี้สามารถใช้กับหลุมดำเชิงทฤษฎีอีกสองชนิดคือ หลุมดำมวลปานกลาง (Intermediate Mass Black Hole ) ที่มีมวลตั้งแต่ 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ และหลุมดำมวลยวดยิ่ง (Supermassive Black Hole) ซึ่งมีมวลไม่ต่ำกว่า หนึ่งล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์ แทนที่จะเป็น 1,000 – 2000 เท่าของมวลดวงอาทิตย์

ปัญหาสำคัญในวงการฟิสิกส์ดาราศาสตร์ก็คือ หลุมดำมวลยวดยิ่งนั้นกำเนิดขึ้นมาได้อย่างไร แม้นักวิทยาศาสตร์จะทราบดีกว่า การยุบตัวของดาวฤกษ์ทำให้เกิดหลุมดำ แต่สำหรับหลุมดำที่มีมวลมากกว่าดาวฤกษ์ธรรมดา ๆ หลายพันเท่านั้น กลับเป็นประเด็นที่อธิบายได้ยาก โดยทั่วไปดาวฤกษ์ที่จัดว่ามีมวลมากในเอกภพนั้น มีมวลเพียง 70 เท่าของมวลดวงอาทิตย์เท่านั้น

นักดาราศาสตร์หลุมดำมวลขนาดกลางภายใน IRS13E บริเวณใจกลางกาแลกซีทางช้างเผือก ใกล้เคียงกับหลุมดำมวลมหาศาล Sagittarius A*

credit : http://www.ph1.uni-koeln.de/workgroups/obs_astronomy/galactic_center/new/science/IRS13E.html

เพื่อตอบปัญหานี้นักวิทยาศาสตร์เสนอว่าดาวฤกษ์ภายในกระจุกดาวที่อยู่กันอย่างหนาแน่นอาจเป็นแหล่งอาหารให้กับหลุมดำขนาดเล็ก ด้วยการป้อนก๊าซร้อนจากดาวให้จนกระทั่งมวลหลุมดำมากขึ้นเรื่อย ๆ หรือไม่ก็หลุมดำหลายหลุมหลอมรวมกันจนเป็นหลุมดำที่ใหญ่ขึ้น ส่วนหลุมดำขนาดกลางนั้นอาจถือกำเนิดในช่วงที่หลุมดำมวลมหาศาลกำลังก่อตัว พูดให้ง่ายเข้าก็คือหลุมดำขนาดกลางเป็นสิ่งที่หลงเหลือจากการหลอมรวมเป็นหลุมดำที่ใหญ่ขึ้น

ในการนี้ Tod Strohmayer และกลุ่มนักดาราศาสตร์ของเขา จึงใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศหรือดาวเทียมที่สามารถสำรวจอวกาศในย่านรังสีเอกซ์ ที่ออกมาจากก๊าซร้อนซึ่งกำลังตกลงสู่หลุมดำ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง Strohmayer มุ่งความสนใจไปที่ปรากฎการณ์ Quasi-Periodic Oscillations (QPO) ของหลุมดำ อันเป็นการผันแปรของสัญญาณรังสีเอกซ์ ยิ่งหลุมดำมีมวลเท่าไร ความผันแปรนั้นก็ยิ่งน้อยลง หรือความถี่ของ QPO น้อยลงนั่นเอง

QPO เป็นสัญญาณที่เกิดจากการที่สสารใน Accretion Disk เคลื่อนที่เป็นวง ทำอันตรกิริยากับสนามแม่เหล็กจากดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ

เกิดเป็นการสั่นของสัญญาณแทรกอยู่ในสัญญาณรังสีเอกซ์ที่ตรวจวัดโดยดาวเทียม Ginga กราฟบนคือสัญญาณจาก Rapid Burster

กราฟล่างคือภาพขยายสัญญาณจะเห็นการสั่น QPO อย่างเด่นชัด

credit: http://heasarc.gsfc.nasa.gov/Images/xte/QPOrapidburster.gif

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

น้ำพุบนดวงจันทร์อาจเกิดจากรอยแยกบนแผ่นน้ำแข็ง

Moon's Geysers Created by Ice Fractures

May 21^st, 2007

Adapted from : www.space.com

บริเวณขั้วใต้ของ Enceladus มีรอยแยกของแผ่นน้ำแข็งที่เหมือนกับลายเสือพาดอยู่บนตัวดวงจันทร์

Image Credit : NASA/JPL/Space Science Institute

ยานอวกาศ Cassini ติดตามการพ่นมวลสารที่ออกมาจากบริเวณรอยแยกคล้ายลายเสือดังกล่าวออกสู่อวกาศ โดยลายเสือดังกล่าวจะกระจุกอยู่บริเวณใกล้ ๆ จุดร้อนที่ขั้วใต้ ซึ่งถูกค้นพบเมื่อไม่นานมานี้ คณะนักวิจัยนำโดย Francis Nimmo จากมหาวิทยาลัยแห่งคาลิฟอร์เนีย ใช้คอมพิวเตอร์ช่วยจำลองเหตุการณ์ พวกเขาพบว่าการบดเบียดกันและกันของแผ่นน้ำแข็งที่บริเวณ “ลายเสือโคร่ง” จะทำให้เกิดพลังงานความร้อนที่มากพอจะละลายบางส่วนของแผ่นน้ำแข็ง น้ำแข็งที่ละลายจะระเหิดกลายเป็นไอน้ำและลอยขึ้นสู่อวกาศ

อีกทฤษฎีหนึ่ง ซึ่งพัฒนาขึ้นโดยคณะนักวิจัยนำโดย Terry Hurford แห่งศูนย์การบินอวกาศกอดดาร์ด (Goddard Space Flight Center) อธิบายว่าบริเวณลายเสือโคร่งนั้นจะเปิดและปิดตัวเป็นคาบ คล้าย ๆ กับลิ้นปิดเปิดน้ำ เพื่อปลดปล่อยวัสดุที่ระเหยได้ที่ถูกกักเอาไว้ใต้แผ่นน้ำแข็ง ให้ออกสู่ผิวดวงจันทร์

แรงไทดัลจะดึงแผ่นน้ำแข็งเปลือกดวงจันทร์ Enceladus ให้เคลื่อนที่ดังนั้นรอยแยกบนแผ่นน้ำแข็งดังกล่าวย่อมเบียดกันไปมา

แรงเสียดทานระหว่างแผ่นน้ำแข็งนี่เองที่ทำให้เกิดความร้อนที่ละลายน้ำแข็งให้กลายเป็นไอน้ำและผลึกน้ำแข็ง

Credit : NASA/JPL

ภาพจำลองแสดงพวยไอน้ำและก๊าซอื่น ๆ ที่หนีออกมาจากใต้ผิวดวงจันทร์ Enceladus ด้วยความเร็วสูงผ่านทางรอยแยกของแผ่นน้ำแข็ง

Credit : NASA/JPL

เพื่อพิสูจน์ความถูกต้องของแต่ละแนวคิด นักวิทยาศาสตร์จำเป็นต้องศึกษาเพิ่มเติมโดยใช้ยาน Cassini หรือยานอวกาศลำอื่นๆ ตัวอย่างเช่น Tidal Heating ควรทำให้รอยแยกของแผ่นน้ำแข็งบริเวณ “ลายเสือโคร่ง” เปิดเป็นบางเวลาขณะที่ดวงจันทร์โคจรรอบดาวเสาร์ สำหรับทฤษฎีของ Nimmo กับชาวคณะต้องการข้อมูลที่ยืนยันการคาดคะเนโดยทฤษฎีว่า บางส่วนของ “ลายเสือโคร่ง” ควรจะมีพลวัติหรือขยับเขยื่อนมากกว่าบริเวณอื่นเพราะความร้อนที่แต่ละส่วนได้รับจะไม่เท่ากัน นอกจากนี้กลุ่มของ Nimmo ยังคาดไว้อีกว่า เปลือกน้ำแข็งบน Enceladsu จะมีความหนาอย่างน้อย 5 กิโลเมตร และมีมหาสมุทรลึกและกว้างใหญ่อยู่ภายใต้แผ่นน้ำแข็งนั้น เนื่องจากน้ำจะทำให้แผ่นน้ำแข็งเคลื่อนที่และการโป่งพองอันเนื่องมาจากแรงไทดัลสะดวกยิ่งขึ้น นอกจากนี้น้ำยังเป็นตัวเก็บกักความร้อนได้ดีอีกด้วย

อย่างไรก็ตามคำอธิบายจากทั้งสองกลุ่มน่าจะใช้ได้กับดวงจันทร์น้ำแข็ง Mimas ที่เป็นบริเวารดาวเสาร์เช่นกัน แต่ดวงจันทร์ Mimas กลับอยู่ใกล้ดาวเสาร์มากกว่าอีกทั้งวงโคจรของก็ยังรีกว่าอีกด้วย แต่เหตุใดดวงจันทร์ Mimas กลับมีกิจกรรมทางธรณีวิทยาน้อยกว่า Enceladus ทั้งที่ด้วยทฤษฎีเดียวกัน Mimas ควรจะมีพฤติกรรมที่รุนแรงกว่าเสียด้วยซ้ำ

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

หลุมดำรวมร่างกับมุมมองที่ชัดเจนขึ้น

Merging Black Holes Observed in New Detail

May 21^st, 2007

Adapted from : www.space.com

นักวิทยาศาสตร์สามารถระบุตำแหน่งของหลุมดำมวลมหาศาล (Supermassive Black Hole) คู่ แห่งหนึ่งได้แม่นยำขึ้น โดยศูนย์กลางของกาแลกซีที่กำลังชนกันทั้งสองนั้นอยู่ห่างจากเรา 300 ล้านปีแสง

ด้วยกล้องโทรทรรศน์ Keck II บนเกาะฮาวาย ช่วยให้นักดาราศาสร์สามารถถ่ายภาพหลุมดำมวลมหาศาลซึ่งทำหน้าที่เป็นแกนกลางของกาแลกซีสองแห่งที่กำลังหลอมรวมกัน NGC 6240 โดยรอบ ๆ หลุมดำทั้งสองคือวงแหวนของดาวฤกษ์และก๊าซระหว่างดาวฤกษ์ที่กำลังหมุนวนไปรอบ ๆ

ภาพ NGC 6240 ผ่านแผ่นกรองแสงรังสีอินฟราเรดจากกล้องโทรทรรศน์ Keck II

แสดงนิวเคลียสของสองกาแลกซี เส้นแนวตั้งสีเขียวแทนระยะทาง 1600 ปีแสง ภายในภาพ

Credit : C. Max, G. Canalizo, W.H. de Vries

ภาพส่วนหนึ่งจากการจำลองเหตุการณ์ด้วยคอมพิวเตอร์แสดงกาแลกซีรวมร่างพร้อมทั้งหลุมดำใจกลาง ซึ่งจะโคจรรอบกันและกันเป็นเวลานับร้อยล้านปี

ก่อนจะรวมเป็นอภิมหาหลุมดำเพียงดวงเดียว พร้อมกับปลดปล่อยคลื่นแรงโน้มถ่วงความเข้มสูงออกมา

Credit : NASA/CXC/A. Hobart

แต่สำหรับกล้องโทรทรรศน์ Keck II ซึ่งติดตั้งอุปกรณ์ถ่ายภาพแบบใหม่ที่เรียกว่า Adaptive Optics ซึ่งใช้แสงเลเซอร์สร้าง Guide Star สำหรับเป็นดาวอ้างอิงหนึ่งและมีกระจกที่ช่วยแก้ไขการผิดรูปร่างของเทหวัตถุเนื่องจากแสงจากเทหวัตถุเป้าหมายต้องผ่านชั้นบรรยากาศโลกซึ่งสามารถเบี่ยงเบน หักเห ทำให้ภาพวัตถุที่ได้ไม่ถูกต้องหรือผิดเพี้ยนไป โดยการแก้ไขภาพดังกล่าวเกิดขึ้นหลังจากที่แสงผ่านกล้องโทรทรรศน์มาแล้ว ทำให้ภาพที่ได้เมื่อผ่านอุปกรณ์แก้ไขดังกล่าว ใกล้เคียงกับภาพของเทหวัตถุนั้นจริง ๆ มากขึ้น

ภาพที่ได้จากกล้อง Keck II นี้มีความคมชัดสูงจนนักวิทยาศาสตร์สามารถแยกแยะองค์ประกอบสำคัญๆ ภายใน NGC 6240 ได้ดีกว่าภาพที่ถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์อื่น ๆ ทั้งที่ถ่ายในย่านแสงที่ตามนุษย์มองเห็น รังสีเอกซ์ หรือคลื่นวิทยุ โดยนักวิทยาศาสตร์เห็นกระทั่งฝุ่นร้อนในย่านรังสีอินฟราเรด ดาวฤกษ์ทั้งในย่านแสงปกติหรือรังสีอินฟราเรด การแผ่รังสีเอกซ์ และคลื่นวิทยุ จากบริเวณรอบ ๆ หลุมดำ เช่นเดียวกับหินแห่งโรเซตต้า (Rosetta Stone) อันเป็นศิลาจารึกจำหลักเนื้อความเป็นภาษาอียิปต์โบราณสองแบบ (Hieroglyphic and Demotic) ที่มีความหมายเหมือนกัน ดังนั้นภาพที่ได้นี้จะถูกนำไปเป็นมาตรฐานสำหรับภาพถ่ายอื่น ๆ ของ NGC 6420

คณะนักวิทยาศาสตร์คิดว่าการหลอมรวมของกาแลกซีนี้เป็นหนึ่งในขั้นตอนเริ่มต้นหลายทางสำหรับการกำเนิดกาแลกซี กาแลกซีขนาดเล็กสองแห่งสามารถหลอมรวมเป็นกาแลกซีเดียวที่มีขนาดใหญ่ขึ้น หรือ กลุ่มก๊าซและดาวฤกษ์อาจกระเด็นออกไปขณะที่สองกาแลกซีประสานงากัน ท้ายที่สุดสิ่งที่หลงเหลือไว้ก็คือกาแลกซีแคระหนึ่งแห่ง

NGC 6240 จากกล้องฮับเบิลและจันทรา จะเห็นว่ารายละเอียดของภาพเป็นรองกล้อง Keck II ที่ติดตั้ง Adaptive Optics

Credit : HST, WFPC2

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

พิภพนอกระบบสุริยะเป็นดาวเคราะห์น้ำแข็งร้อน ๆ

Exotic World Said to Harbor 'Hot Ice'

May 18^th, 2007

Adapted from : www.space.com

นักดาราศาสตร์พบดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะขนาดพอ ๆ กับดาวเนปจูนภายในระบบดาวฤกษ์ไกลโพ้น โดนดาวเคราะห์ดังกล่าวแม้จะอยู่ใกล้ดาวฤกษ์แม่มาก แต่ก็อาจมีน้ำปกคลุมผิวดาว ทว่าน้ำบนผิวดาวอาจไม่ใช่น้ำแบบที่พบบนโลก นักวิทยาศาสตร์เรียกพิภพแบบนี้ว่า “ดาวเคราะห์น้ำแข็งร้อน” (Hot Ice Planet)

ผลการสังเกตการณ์ที่ผ่านมา นักดาราศาสตร์พบเพียงดาวเคราะห์ก๊าซยักษ์ที่เรียกว่า “ดาวพฤหัสบดีร้อน” (Hot Jupiters) แต่ครั้งนี้นับเป็นครั้งแรกที่พบดาวเคราะห์ขนาดเล็กคล้าย ๆ กับดาวเคราะห์น้ำแข็งยักษ์อย่างยูเรนัสกับเนปจูนสังกัดระบบสุริยะ แต่โคจรอยู่ใกล้ดาวฤกษ์หลักมาก

ภาพจำลองแสดงดาวเคราะห์ก๊าซยักษ์ที่เรียกว่า Hot Jupiter

ซึ่งขณะนี้นักวิทยาศาสตร์ค้นพบพิภพขนาดพอ ๆ กับดาวเนปจูนหรือยูเรนัส ที่โคจรใกล้ ๆ กับดาวฤกษ์แล้ว

Credit : NASA, ESA and G. Bacon (STScI)

คณะนักดาราศาสตร์นำโดย Michael Gillon แห่งมหาวิทยาลัย Liege ในเบลเยียม ใช้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ ณ Observotoire Francois-Xavier Bagnoud (OFXB) ในเมือง Saint-Luc ประเทศสวิตเซอรแลนด์ ตรวจพบดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะอันเป็นบริวารของดาวแคระแดง (Red Dwarf Star) GJ 436 ซึ่งอยู่ห่างจากเรา 30 ปีแสง โดยวัดความสว่างของดาวฤกษ์ GJ 436 ที่ลดลงไปชั่วขณะหนึ่ง ซึ่งเกิดจากการที่ดาวเคราะห์ GJ 436b โคจรมาบังแสงบางส่วนจากดาวฤกษ์ เมื่อปี 2547 นอกจากจะยืนยันการมีอยู่ของดาวเคราะห์ที่โคจรใกล้ดาวฤกษ์และมีขนาดเล็กแล้วยังสามารถคำนวณขนาดและมวลของดาวเคราะห์ได้อีกด้วย

ดาวเคราะห์ GJ436b มีมวลเป็น 22 เท่าของโลก มีขนาดเส้นผ่านศูนย์ประมาณ 50,000 กิโลเมตร หรือสี่เท่าของโลก จากขนาดและมวลของมัน นักวิทยาศาสตร์คาดว่ามันอาจเป็นดาวเคราะห์ที่มีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นน้ำ เนื่องจากหากมันเป็นดาวเคราะห์ก๊าซยักษ์อย่างดาวพฤหัสบดีหรือดาวเสาร์อันมีก๊าซไฮโดรเจนและฮีเลียมเป็นองค์ประกอบหลักนั้น มันควรจะมีขนาดใหญ่กว่าที่เป็นอยู่ แต่ถ้าหากมันเป็นดาวเคราะห์ที่ประกอบด้วยหินและโลหะอย่างโลกหรือดาวอังคาร GJ 436b ก็ควรจะมีขนาดเล็กกว่าค่าที่คำนวณได้ ดังนั้น GJ436b ควรจะเป็นดาวเคราะห์ที่ประกอบด้วยน้ำและมีชั้นบรรยากาศบาง ๆ ของก๊าซไฮโดรเจนกับฮีเลียม เช่นเดียวกับดาวเนปจูนและยูเรนัส หรือไม่ก็อาจห่มคลุมด้วยน้ำไปทั้งดวงอย่างเช่นดวงจันทร์ Enceladus บริวารดาวเสาร์

ไดอะแกรมแสดงตำแหน่งของ GJ 436 และ GJ 436b

Credit : http://www.allplanets.ru/star.php?star=GJ%20436

GJ 436b โคจรห่างจากดาวฤกษ์แม่เพียง 4 ล้านกิโลเมตร หรือใกล้กว่าระยะทางระหว่างดาวพุธกับดวงอาทิตย์ 14 เท่า ด้วยระยะทางดังกล่าวอาจทำให้ผิวดาวมีอุณหภูมิสูงถึง 300 องศาเซลเซียส ซึ่งทำให้น้ำในชั้นบรรยากาศอาจอยู่ในรูปของไอน้ำ อย่างไรก็ดีเนื่องจากน้ำมีสารที่สถานะของแข็งถึง 12 แบบ หนึ่งในนั้นก็คือน้ำแข็งที่เรารู้จักกันดี และสำหรับความดันอันมหาศาลบนดาวเคราะห์ดวงนี้อาจทำให้น้ำอยู่ในรูปแบบอื่น ๆ ที่แตกต่างจากน้ำในธรรมชาติบนโลก

เช่นเดียวกับการแปลงคาร์บอนไปเป็นเพชรภายใต้แรงกดดันสูงยวดยิ่ง น้ำก็สามารถเปลี่ยนสภาพไปสู่ของแข็งที่หนาแน่นยิ่งกว่าน้ำในสถานะของเหลวหรือแม้แต่น้ำแข็งภายใต้ความกดดันที่สูงมาก ๆ ในทางฟิสิกส์เรียกน้ำในรูปแบบเหล่านั้นว่า Water Ice VII และ Ice X ซึ่งหากมหาสมุทรของโลกมีความลึกมากกว่านี้(ความดันใต้มหาสมุทรสูงกว่าที่เป็นอยู่) ก็อาจจะมีน้ำในสภาพของแข็งในรูปแบบแปลกที่ก้นมหาสมุทร

ไดอะแกรมแสดงน้ำแข็งในรูปแบบต่าง ๆ โดย เฉพาะ Ice VII นั้นต้องอยู่ในช่วงที่มีความดันสูงและอุณหภูมิติดลบองศาเซลเซียส

Credit : http://www.benbest.com/cryonics/pressure.html

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

แผนผังภูมิอากาศบนพิภพไกลโพ้น

Scientists Map Weather on Distant World

May 16^th, 2007

Adapted from : www.space.com

นักดาราศาสตร์เปิดเผยแผนผังแสดงอุณหภูมิผิวดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ HD 189733b ที่เกิดจากลมความเร็วเหนือสูงพาความร้อนจากด้านกลางวันสู่ด้านกลางคืน

HD189733b เป็นดาวเคราะห์ก๊าซขนาดใหญ่ที่โคจรใกล้ดวงอาทิตย์ของตัวเองมาก ๆ จนจัดอยู่ในประเภทดาวพฤหัสบดีร้อน (Hot Jupiter) โดยระบบดาวฤกษ์ HD189733 ดังกล่าวอยู่ห่างจากโลก 60 ปีแสง มวลของดาวฤกษ์หลักมีมวลและอุณหภูมิพื้นผิวต่ำกว่าดวงอาทิตย์ของเรา ส่วนดาวเคราะห์ HD189733b โคจรห่างจากดาวฤกษ์แม่ประมาณ 4.8 ล้านกิโลเมตร และวนครบรอบภายในเวลาเพียง 2.2 วัน (โลก)

ภาพจำลองแสดงดาวเคราะห์ HD189733b ซึ่งมี Bull-eye หรือจุดร้อนที่สุด

ถูกลมความเร็วสูงพัดกลุ่มก๊าซในชั้นบรรยากาศที่ร้อนที่สุดให้เลื่อนไปจากจุดที่ควรอยู่ใกล้ดาวฤกษ์ที่สุด

Credit : David A. Aguilar (CfA)

นอกจากนี้ HD189733b ยังเป็นดาวเคราะห์ชนิด Transiting Planet ซึ่งโคจรตัดผ่านหน้าดาวฤกษ์ HD189733 เมื่อมองจากโลก ดาวพฤหัสบดีร้อนโดยทั่วไปจะถูกแรงไทดัลจากดาวฤกษ์ทำให้เวลาในการโคจรรอบตัวเองเท่ากับเวลาที่ใช้โคจรรอบดาวฤกษ์ เช่นเดียวกับระบบโลก-ดวงจันทร์ นั่นทำให้ดาวพฤหัสบดีร้อนหันด้านเดิมเข้าหาดาวฤกษ์เสมอ HD189733b ก็เป็นเช่นนั้น

Heather Knutson จากมหาวิทยาลัยฮาร์วาร์ดและลูกทีมใช้กล้องโทรทรรศน์อินฟราเรด Spitzer Space Telescope ของนาซา เพื่อเก็บข้อมูลจาก HD189733b ขณะที่มันเคลื่อนผ่านหน้าดาวฤกษ์แม่ เพื่อวัดอุณหภูมิบนผิวดาวที่มากกว่า 250,000 องศาเซลเซียส ภายในห้วงเวลา 33 ชั่วโมง

แสดงความเข้มของรังสีอินฟราเรดของเมฆชั้นบนสุดบนดาวเคราะห์ HD198733b 4 มุมมอง ได้แก่หันหน้าเข้าหาดาวฤกษ์(Substellar Point) ,

ด้านตะวันออกของ Substellar Point (90 Degrees East) ด้านตรงข้าม (Antistellar Point)

และด้านตะวันตกของ Substellar Point ( 90 Degrees West)

Credit : Heather Knutson (CfA)

ปัญหาก็คือดาวเคราะห์ดังกล่าวอยู่ไกลจากโลกมาก และมีขนาดเล็กมากเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ นักวิจัยจึงทำได้เพียงแค่วัดความสว่างรวมของดาวเคราะห์กับดาวฤกษ์เท่านั้น โดยกราฟแสดงความสว่างรวมจะเห็นว่าความสว่างค่อยๆ ลดลงไป ขณะที่ดาวเคราะห์หันด้านกลางคืนซึ่งมีอุณหภูมิต่ำกว่า (ความสว่างต่ำ) มาทางโลก จากนั้นจึงค่อยๆ เพิ่มขึ้นอีกครั้งเมื่อด้านกลางวันที่สว่างกว่า (หรือร้อนกว่า) ค่อย ๆ หันมา ดังนั้นการเปลี่ยนแปลงความสว่างในกราฟนั้นย่อมขึ้นอยู่กับความแตกต่างของอุณหภูมิระหว่างด้านกลางวันกับด้านกลางคืน

บริเวณที่สว่างที่สุดบนดาวเคราะห์คือจุดร้อน (Hot Spot) ในด้านกลางวัน ซึ่งมีขนาดใหญ่เป็นสองเท่าของพายุ Great Red Spot บนดาวพฤหัสบดี และมีอุณหภูมิสูงถึง 926 องศาเซลเซียส ที่น่าประหลาดใจก็คือจุดร้อน ที่ควรจะอยู่บริเวณส่วนที่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดกลับเลื่อนไปทางตะวันออกของจุดที่ควรจะเป็น ซึ่งอธิบายได้ว่าเป็นเพราะลมความเร็วสูงประมาณ 9650 กิโลเมตรต่อชั่วโมง (เร็วกว่าคลื่นเสียงในอากาศ 8 เท่า) ที่มีทิศทางขนานตามแนวการหมุน เป็นตัวพาความร้อนให้ออกไปด้านข้างนั่นเอง

แผนผังแสดงอุณหภูมิของ HD189733b แสดงจุดร้อน ซึ่งควรจะชี้เข้าหาดาวฤกษ์หรือบริเวณ

แต่กลับเลื่อนไปทางตะวันออกถึง 30 องศา ด้วยความรุนแรงของสายลมความเร็วสูง

Credit : NASA/JPL-Caltech/Harvard-Smithsonian CfA

ส่วนบริเวณที่เย็นที่สุดของดาวเคราะห์ดวงนี้มีอุณหภูมิประมาณ 648 องศาเซลเซียส แตกต่างจากจุดที่ร้อนที่สุดเพียง 278 องศาเซลเซียส ซึ่งถือว่ามีความต่างน้อยมากสำหรับดาวพฤหัสบดีร้อน นักวิจัยอธิบายเหตุการณ์เช่นนี้ว่าเป็นเพราะลมความเร็วเหนือเสียงนั่นเองที่พัดพาก๊าซร้อนจากด้านกลางวันมากระจายความร้อนทางกลางคืน

อย่างไรก็ตาม ในประเด็นที่ว่าพายุระดับดาวเคราะห์ทั้งดวงเป็นตัวการพาความร้อนกระจายไปทั้งดาวนั้น ไม่ได้เกิดขึ้นบนดาวเคราะห์ชนิดนี้ทุกดวง กลุ่มวิจัยอื่น ๆ พบว่าลมความเร็วเหนือเสียงบนดาวพฤหัสบดีร้อนดวงหนึ่งไม่แรงพอที่จะทำให้ด้านกลางวันร้อนขึ้น นั่นทำให้ดาวเคราะห์ดวงนั้นด้านหนึ่งร้อนยิ่งยวดแต่ด้านกลางคืนกลับเย็นยะเยือก

HD189733b จะเป็นดาวพฤหัสบดีร้อนแบบที่พบได้ทั่วไป หรือว่าดาวพฤหัสบดีร้อนมีความหลากหลายอย่างมากนั้น ยังจำเป็นต้องรอการเก็บรวบรวมข้อมูลให้มากกว่านี้

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

หุ่นยนต์สำรวจพบหลักฐานภูเขาไฟบนดาวอังคาร

Rover Finds Evidence for Volcanic Burst on Mars

May 16^th, 2007

Adapted from : www.space.com

รถสำรวจดาวอังคาร Spirit พบหลักฐานสำคัญที่แสดงว่าเคยมีภูเขาไฟระเบิดบนดาวอังคารยุคโบราณ ในบริเวณที่เรียกว่า “Home Plate” ที่ราบชั้นหินดาน(Bedrock) ใกล้ ๆ กับหลุมอุกกาบาต Gusev อันเป็นจุดที่มันลงสู่พื้นนั่นเอง

โครงการสำรวจพื้นผิวดาวอังคารด้วยรถสำรวจคู่แฝด Spirit กับ Opportunity มีเป้าหมายสำคัญอยู่ที่การค้นหาหลักฐานที่บ่งชี้ว่าเคยมีน้ำบนดาวอังคาร รวมทั้งหลักฐานจากการระเบิดของภูเขาไฟในครั้งอดีต แม้นักวิทยาศาสตร์ทราบมานานแล้วว่ามีภูเขาไฟโบราณบนดาวอังคาร จากภูเขาไฟ Olympic Mons อันเป็นภูเขาไฟที่สูงที่สุดในระบบสุริยะ แต่การหาหลักฐานจากพื้นผิวดาวย่อมให้ข้อมูลที่เป็นประโยชน์ต่อการศึกษาสภาพทางธรณีวิทยาดาวอังคารในอดีตอีกด้วย

ที่ราบ Home Plate ซึ่งเชื่อว่าเกิดจากการทับถมของลาวาที่แข็งตัวแล้ว

Credit : OSU Mapping and GIS Laboratory

รถสำรวจดาวอังคาร Spirit ถ่ายภาพชั้นหินบริเวณ Home Plate

ภาพ A เป็นบริเวณขอบด้านทิศเหนือของ Home Plate B เป็นลายเส้นของหินหยาบ ๆ ชั้นล่าง C เป็นลายเส้นหินละเอียดชั้นบน

Credit : NASA/JPL-Caltech/USGS/Cornell

ร่องรอยการระเบิดบนหินบะซอลท์ไม่ใช่สัญญาณเดียวที่บ่งบอกว่าเคยมีน้ำ ปริมาณคลอรีนจำนวนมากในหินก็สามารถบ่งชี้ว่าลาวานั้นเคยสัมผัสกับน้ำทะเลหรือน้ำเกลือได้เช่นกัน

แต่หลักฐานชิ้นที่ยืนยันได้หนักแน่นที่สุดกลับเป็น bomb sag ในบริเวณพื้นที่ลาดเอียงลงาของที่ราบนั้น บนโลก bomb sag เกิดขึ้นเมื่อการระเบิดของภูเขาไฟช่วยพ่นหินหลอมเหลวขึ้นไปในอากาศแล้วตกกลับลงมาสู่พื้นจากนั้นค่อยเย็นตัวลง

Bomb Sag คือก้อนหินแกรนิตซึ่งเกิดจากลาวาที่ถูกพ่นขึ้นอากาศเย็นตัวแล้วตกกลับลงมาจมลงไปในเนื้อลาวา

Credit : Vic Camp

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

ดวงอาทิตย์กระเพื่อมสืบค้นได้ถึงใจกลาง (2)

Sun's Ripples Reveal Clues to the Core

May 14^th, 2007

Adapted from : www.space.com

หน้าตาของ Global Oscillation at Low Frequency หรือ GOLF

credit : http://golfwww.medoc-ias.u-psud.fr/golf_images/golf_instru.jpg

อย่างไรก็ตามเนื่องจากคลื่น g-mode มีความแตกต่างกับคลื่น p-mode อย่างมากทั้งในด้านขนาดและอัตราเร็วของการยกตัวและลดตัวลง ดังนั้น อุปกรณ์ GOLF เพียงชิ้นเดียวก็ยังไม่เพียงพอสำหรับแยกแยะการกระเพื่อมชนิด g-mode นี้ออกจากการกระเพื่อมชนิดอื่น ด้วยเหตุนี้ Rafael Garcia นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์จากสถาบัน DSM/DAPNIA/Service d'Astrophysique ประเทศฝรั่งเศส และทีมงานจึงพยายามค้นหาสัญญาณกระเพื่อมนับหลายต่อหลายครั้งจากข้อมูลของ GOLF ตลอด 10 ปีที่ผ่านมา

Garcia อธิบายว่า “เปรียบเหมือนกับ ดวงอาทิตย์เป็นเปียโนขนาดยักษ์ซึ่งกำลังเล่นโน้ตทุกตัวภายในเวลาเดียวกัน แทนที่เราจะค้นหาเฉพาะโน้ตที่ต้องการไม่กี่ตัว อย่างเช่น C (โด) เสียงกลาง (ซึ่งเป็นเรื่องยาก) มันจะง่ายขึ้นถ้าหากเราค้นหาโน้ตตัว C ทั้งหมดที่อยู่บนเสียงคู่แปด (Octave) เดียวกัน” “ดังนั้นนี่คือสิ่งที่เราค้นหา ผลการซ้อนทับกันของคลื่น g-mode หลายคลื่น

อัตราการหมุนรอบตัวเองของผิวดวงอาทิตย์ซึ่งแตกต่างกันตามละติจูด โดยหมุนเร็วบริเวณใกล้ศูนย์สูตรและช้าที่สุดบริเวณใกล้ขั้ว

Credit : http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_e/lecture/ch11/imgs/rotation.gif

ระบบสุริยะถือกำเนิดมาจากกลุ่มเมฆฝุ่นและก๊าซกลุ่มเดียวกัน โดยบริเวณใจกลางก็คือดวงอาทิตย์

ดังนั้นอัตราการหมุนรอบตัวเองบริเวณศูนย์กลางของกลุ่มเมฆดังกล่าว ย่อมใกล้เคียงกับอัตราการหมุนรอบตัวเองของแกนกลางดวงอาทิตย์

credit : http://physics.fortlewis.edu/Astronomy/astronomy%20today/CHAISSON/AT315/HTML/AT31502.HTM

Garcia ตั้งข้อสังเกตว่าบางที่สนามแม่เหล็กที่หลงเหลืออยู่จากกระบวนการสร้างระบบสุริยนั้นอาจเป็นตัวหน่วงให้แกนกลางของดวงอาทิตย์หมุนช้าลง

ในขั้นต่อไปอุปกรณ์ที่ถูกสร้างขึ้นมาเพื่อวัดคลื่น g-mode เพียงอย่างเดียวอย่างเช่นต้นแบบของอุปกรณ์ GOLF New-Generation จะถูกติดตั้งไปกับยานอวกาศ DynaMICCS อันเป็นหนึ่งในโครงการ Cosmic-Vision 2015-2025 ขององค์การอวกาศยุโรป แล้วทำการสืบค้นหาความลับของแกนกลางระบบสุริยะต่อไป

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

ดวงอาทิตย์กระเพื่อมสืบค้นได้ถึงใจกลาง (1)

Sun's Ripples Reveal Clues to the Core

May 14^th, 2007

Adapted from : www.space.com

ภายในของดวงอาทิตย์เริ่มจากแกนกลางจนถึงผิวดวงอาทิตย์หรือบรรยากาศชั้นโฟโตสเฟียร์ (Photosphere)

credit : UCB's Center for Science Education

นักดาราศาสตร์ตรวจพบคลื่นบนผิวดวงอาทิตย์มานานกว่า 30 ปีแล้ว โดยแบ่งชนิดของการกระเพื่อมไว้ดังนี้

p-mode หรือคลื่นเสียง (Acoustic) เป็นคลื่นที่เกิดจากการเคลื่อนที่ของคลื่นเสียงภายในดวงอาทิตย์ มีความถี่มากกว่า 1 mHz โดยเฉพาะอย่างยิ่งในช่วง 2-4 mHz คลื่น p-mode บนผิวดวงอาทิตย์มีความสูงมากที่สุดในเรือนหลายร้อยกิโลเมตร และสามารถตรวจวัดได้ง่ายโดยอุปกรณ์ถ่ายภาพด้วยปรากฎการณ์ Doppler อันเนื่องมาจากการเคลื่อนที่เข้าและออกของคลื่นจากผู้สังเกต หรืออุปกรณ์ถ่ายภาพสเปคตรัมความไวสูง

การสั่นสะเทือนชนิด p-mode เกิดขึ้นบริเวณละติจูดต่ำ เป็นการสั่นในแบบคลื่นนิ่งบนผิวดวงอาทิตย์

credit : http://soi.stanford.edu/press/ssu8-97/pmodes.html

f-mode หรือ Surface Gravity Wave เป็นคลื่นที่เกิดจากความโน้มถ่วงเพียงแต่ว่า f-mode เกิดขึ้นบริเวณใกล้ ๆ โฟโตสเฟียร์ ที่ซึ่งอัตราการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิตามตำแหน่ง

g-mode เป็นคลื่นอันเนื่องมาจากแรงโน้มถ่วงเช่นเดียวกัน เกิดขึ้นเมื่อกลุ่มก๊าซที่ปั่นป่วนอยู่ภายใต้ผิวดาวจมลงไปเนื่องจากแรงโน้มถ่วงแล้วชนกับมวลสารที่มีความหนาแน่นมากกว่า ก่อให้เกิดคลื่นที่เคลื่อนที่ออกมาจากภายในดาวสู่ผิวด้านนอกแล้วกลายเป็นคลื่นที่ผิวนอกของดาว คล้ายกับคลื่นที่เกิดจากการโยนหินลงไปในสระน้ำ

คลื่น g-mode นี้เองที่นักวิทยาศาสตร์ต้องการตรวจวัด เนื่องจากพวกมันเคยผ่านใจกลางดาวและพาข้อมูลสำคัญออกมายังภายนอก อย่างเช่น อัตราการหมุนรอบตัวเองของแกนดวงอาทิตย์ ซึ่งอัตราการหมุนดังกล่าวเป็นแนวทางไปสู่การประมาณอัตราการหมุนของกลุ่มเมฆฝุ่นและก๊าซที่จะกลายมาเป็นดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์ในภาพหลังนั่นเอง

การกระเพื่อมบนผิวดาวในแบบ g-mode ดูคล้ายคลื่นน้ำที่เกิดจากการโยนหินลงไปในบ่อน้ำ

Credit : SOHO/GONG et MDI.

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

กระจุกดาวทรงกลมไม่ได้มีดาวฤกษ์เพียงรุ่นเดียว

Boom, Boom, Boom Goes Starbirth

May 11^th, 2007

Adapted from : www.space.com

กระจุกดาวทรงกลม NGC2808 โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

Credit : NASA, ESA, A. Sarajedini (University of Florida) and G. Piotto (University of Padua [Padova])

กระจุกดาวทรงกลมของกาแลกซีใด ๆ มักอยู่ในบริเวณเหนือและใต้แผ่นระนาบของกาแลกซี

Credit : http://www.pparc.ac.uk/Ps/aac/images/18208.jpg

นักวิทยาศาสตร์ทราบว่ามีดาวฤกษ์สามกลุ่มได้จากกล้อง Advanced Camera for Surveys ซึ่งติดตั้งบนฮับเบิล อุปกรณ์ดังกล่าวจะบันทึกภาพสีจากกระจุกดาวเป้าหมาย และพบว่าภายในกระจุกดาวเดียวกัน กลับให้ดาวที่มีค่าสีแตกต่างกันถึงสามกลุ่มสี ซึ่งชี้ว่าดาวฤกษ์แต่ละรุ่นประกอบขึ้นจากธาตุในปริมาณที่แตกต่างกัน

Ivan King จากมหาวิทยาลัยแห่งวอชิงตัน ในนครซีแอตเติล หนึ่งในสมาชิกกลุ่มวิจัยอธิบายสมมติฐานที่ว่า เหตุการณ์นี้อาจเป็นเพราะปริมาณธาตุฮีเลียมเพิ่มขึ้นในแต่ละรุ่นของดาวฤกษ์ บางทีกระจุกดาวฤกษ์มวลมหาศาลอย่าง NGC 2808 อาจมีก๊าซมากพอที่จะเร่งให้กลุ่มก๊าซวิวัฒนาการกลายเป็นดาวฤกษ์อย่างรวดเร็ว เมื่อดาวฤกษ์กำเนิด มีชีวิต และตายด้วยการะเบิดตัวเองเป็นซูเปอร์โนวา แรงระเบิดนั้นจะก่อให้เกิดลมดาวฤกษ์ที่ช่วยอัดกลุ่มก๊าซก้อนอื่น ๆ ให้แน่นขึ้นแล้วเกิดเป็นดาวฤกษ์รุ่นต่อไป ด้วยคำอธิบายนี้ดาวฤกษ์รุ่นแรกจะมีปริมาณไฮโดรเจนค่อนข้างสูงและค่อย ๆ ลดลงเพื่อไปเพิ่มปริมาณให้ธาตุที่หนักขึ้น ดังนั้นก๊าซที่ประกอบขึ้นเป็นดาวฤกษ์รุ่นถัดไปจึงมีปริมาณธาตุฮีเลียมมากขึ้นรุ่นต่อรุ่น

ภายในดาวฤกษ์ซึ่งมีอุณหภูมิสูงพอสำหรับการหลอมนิวเคลียสธาตุเบาให้กลายเป็นธาตุที่หนักขึ้น

โดยธาตุหนักที่สร้างได้จะจมลงสู่แกนดาว  ในขณะที่ธาตุเบากว่าจะอยู่ภายนอก

ดังนั้น เมื่อดาวรุ่นแรกระเบิดสาดกระจายมวลสารออกไปธาตุหนัก ๆ ที่สร้างขึ้นก็ถูกปลดปล่อยออกสู่อวกาศเพื่อรวมตัวกันใหม่เป็นดาวรุ่นถัดไป

Credit : http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html

นักดาราศาสตร์เคยตั้งสมมติฐานว่า ดาวฤกษ์ภายในกระจุกดาวทรงกลมเป็นดาวฤกษ์รุ่นเดียวกันทั้งหมด เพราะการแผ่รังสีจากดาวฤกษ์จะสลายก๊าซที่อยู่รอบ ๆ จนไม่เพียงพอสำหรับรวมตัวกันเป็นดาวฤกษ์รุ่นใหม่ แต่สำหรับกระจุกดาวขนาดใหญ่อย่าง NGC2808 กลับมีมวลมากกว่ากระจุกดาวทรงกลมทั่วไปสองถึงสามเท่าเลยทีเดียว ดังนั้น แรงโน้มถ่วงอันมหาศาลของมันจึงช่วยเหนี่ยวรั้งก๊าซไม่ให้หนีหายไปไหน รวมทั้งเก็บกักธาตุฮีเลียมจากดาวฤกษ์รุ่นแรกเอาไว้

อีกสมมติฐานหนึ่งเสนอว่าแท้จริง NGC2808 หาใช่กระจุกดาวทรงกลมไม่ แต่เป็นกาแลกซีแคระ (Dwarf Galaxy)ที่ถูกกาแลกซีทางช้างเผือกดึงเอามวลสารส่วนใหญ่ออกไปเท่านั้นเอง อย่างไรก็ดี นักวิจัยก็ได้ข้อสรุปหนึ่งว่ากระจุกดาวทรงกลมที่มีมวลมากอาจมีประชากรดาวฤกษ์หลายรุ่นเป็นส่วนประกอบ และสิ่งนี้ถือเป็นการเปิดแนวทางการสำรวจอวกาศในมุมมองใหม่ ๆ อีกด้วย

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

แกนกลางดาวพุธเป็นของ “เหลว” !!!

 Surprise Slosh! Mercury's Core is Liquid

May 11^th, 2007

Adapted from : www.space.com

ชอง-ลุค มาร์คกอต ผู้ช่วยศาสตราจารย์สาขาดาราศาสตร์แห่งมหาวิทยาลัยคอร์เนลล์ ใช้ไข่ดิบ (ขวา) และไข่สุก (ซ้าย กำลังหมุน)

เพื่อแสดงความแตกต่างของอัตราการหมุนของดาวเคราะห์ที่มีแกนเป็นของเหลวกับของแข็ง

Credit : Lindsay France/Cornell University Photography

ภาพจำลองการวัดอัตราการหมุนรอบตัวเองของดาวพุธโดยส่งคลื่นเรดาร์ (เหลือง) จาก Goldstone Antenna ในคาลิฟอร์เนีย

คลื่นสะท้อน (สีแดง) จะสะท้อนกลับมายังเครื่องรับที่ Goldstone antenna และ Robert C. Byrd telescope ใน West Virginia

Credit : Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF

ดาวพุธ (Mercury) เป็นดาวเคราะห์ที่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด ใช้เวลาโคจรรอบดวงอาทิตย์ 88 วัน (เวลาโลก) เดิมนักวิทยาศาสตร์เชื่อกันว่ามันมีชั้นซิลิเกตบาง ๆ ห่อหุ้มแกนกลางโลหะเอาไว้ เนื่องจากมันเป็นดาวเคราะห์ที่มีขนาดเพียงร้อยละ 5 ของโลกเท่านั้น ทำให้นักวิทยาศาสตร์คาดว่ามันคงเย็นตัวอย่างรวดเร็วในช่วงแรกของการก่อกำเนิด และทำให้แกนกลางกลายเป็นของแข็งทั้งหมด แต่ยานอวกาศ Mariner 10 ที่เดินทางไปเยือนดาวพุธเมื่อ 30 ปีก่อน ตรวจพบสนามแม่เหล็กอ่อน ๆ ความเข้มประมาณร้อยละ 1 ของสนามแม่เหล็กโลก ออกมาจากดาวเคราะห์ขนาดเล็กดวงนี้ นั่นหมายความว่าแกนกลางของดาวพุธนั้นมีกระแสของไหลมีประจุหมุนวนอยู่จนทำให้เกิดสนามแม่เหล็กดังกล่าว

Margot และทีมงานคาดว่ากำมะถัน (Sulfur) หรือธาตุเบาอื่น ๆ อาจผสมกับแกนกลางที่เป็นโลหะของดาวพุธในช่วงถือกำเนิดใหม่ ๆ ของผสมดังกล่าวมีอุณหภูมิหลอมเหลวต่ำกว่าจุดหลอมเหลวของโลหะ ทำให้แกนกลางของดาวเคราะห์เทพแห่งการสื่อสารดวงนี้ยังคงหลอมเหลวอยู่

อย่างไรก็ตาม ผลการสังเกตการณ์นี้กลับขัดแย้งกับทฤษฎีกำเนิดดาวเคราะห์ที่ยอมรับกันอยู่ ซึ่งอธิบายว่า ดาวเคราะห์ก่อตัวจากกลุ่มก๊าซและฝุ่นที่โคจรรอบดาวฤกษ์เกิดใหม่ ภายใน Protoplanetary Disk หรือแผ่นวงแหวนที่มีมวลสารต้นกำเนิดดาวเคราะห์ (หาใช่มวลสารศักดิ์สิทธิ์สำหรับเครื่องรางของขลังไม่) ธาตุต่าง ๆ จะควบแน่นและแข็งตัวที่ระยะห่างจากดาวฤกษ์ต่าง ๆ กันไป แล้วแต่ความหนาแน่นของแต่ละธาตุ

ภาพจำลองแสดงโครงสร้างภายในของดาวพุธ แกนกลางโลหะจะขยายตัวจนสัดส่วนระหว่างรัศมีของแกนกลางกับรัศมีของดาวมีค่าสูงกว่าสัดส่วนของเปลือกดาว

Credit : Nicolle Ragger Fuller, National Science Foundation

ธาตุหนักที่มีจุดหลอมเหลวสูง อย่างเช่น เหล็ก (Iron) นิคเกิล (Nickel) และซิลิคอน (Silicon) จะควบแน่นเป็นของแข็งที่ระยะใกล้ดาวฤกษ์ ทำให้ดาวเคราะห์วงในอย่าง ดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก และดาวอังคาร มีธาตุหนักเป็นส่วนใหญ่ ขณะที่ธาตุเบาอย่างเช่น ซัลเฟอร์จะกลายเป็นของแข็งที่ระยะไกลออกไป นั่นคือ ทฤษฎีนี้ไม่สามารถอธิบายได้ว่า เหตุใดธาตุเบา จึงสามารถรวมตัวกับธาตุหนักภายในระยะที่ใกล้ดวงอาทิตย์ขนาดนี้ได้

คำอธิบายหนึ่งที่เพิ่มเติมเข้ามาคือ การผสมกันเชิงรัศมี (Radial Mixing) ที่อาจเกิดขึ้นในยุคต้นของประวัติศาสตร์ระบบสุริยะ โดยธาตุเบาที่ขอบของระบบสุริยะถูกดึงเข้าสู่ภายในด้วยแรงโน้มถ่วงจากดาวเคราะห์ขนาดเล็กรุ่นแรก

เมื่อสิ่งที่ค้นพบไม่เป็นไปตามทฤษฎีงานของนักวิทยาศาสตร์ก็คือสร้างคำอธิบายใหม่หรือปรับปรุงทฤษฎีเดิมให้รัดกุมขึ้น พร้อมทั้งพยายามเก็บเกี่ยวข้อมูลเพิ่มเติม โดยเฉพาะปริศนาข้อนี้นักวิทยาศาสตร์คาดว่าเมื่อยานอวกาศ Messenger ของนาซาเดินทางไปถึงดาวพุธในปี 2551 ก็จะได้ข้อมูลมากขึ้น

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

ดาวพฤหัสบดีในสายตาของ New Horizon

NASA Probe Reveals New Views of Jupiter

May 11^th, 2007

Adapted from : www.space.com

เมฆชั้นบนของดาวพฤหัสบดี เมื่อวันที่ 28 กุมภาพันธ์ 2550

Credit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

ดวงจันทร์แกนีมีด (Ganymede) บริวารขนาดใหญ่ที่สุดของดาวพฤหัสบดี

Credit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

Little Red Spot (LRS) พายุบนดาวพฤหัสบดีอีกลูกหนึ่งที่คล้ายกับ Great Red Spot พายุขนาดใหญ่ที่คงอยู่บนดาวพฤหัสบดีมานานกว่า 400 ปี

Credit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics

ทั้งหมดนี้ไม่ใช่ทั้งหมดที่ยานอวกาศลำนี้กำลังส่งมา นักวิจัยจากโครงการนี้กล่าวว่า ข้อมูลจากดาวพฤหัสบดีที่คาดว่าจะได้รับตอนนี้มีร้อยละ 70 แต่ทุกวันยาน New Horizon ก็ยังส่งข้อมูลมาเรื่อย ๆ คาดว่าอีกไม่กี่สัปดาห์ข้อมูลในขั้นตอนนี้จึงจะถูกส่งมาจนครบและนักวิจัยจะได้เริ่มนั่งลงแล้วเขียนรายงานการวิจัยเพื่อตีพิมพ์กันเสียที

ยานอวกาศดังกล่าวกำลังเดินทางด้วยอัตราเร็ว 83,600 กิโลเมตรต่อชั่วโมง ซึ่งนับว่าเป็นยานอวกาศของนาซาที่เคลื่อนที่เร็วที่สุดเท่าที่เคยถูกส่งขึ้นสู่อวกาศ ขณะนี้อยู่ห่างจากดาวพฤหัสบดีประมาณ 160 ล้านกิโลเมตร และ 1.6 ล้านล้านกิโลเมตรจากดวงอาทิตย์ โดยหลังจาก New Horizons ผ่านดาวพฤหัสบดีไปแล้ว ระบบการทำงานของยานจะเข้าสู่สถานจำศีลเป็นเวลาหลายปี ก่อนที่จะปลุกตัวเองขึ้นอีกครั้งก่อนเดินทางถึงดาวพลูโต ในปี 2558

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

สภาพชั้นบรรยากาศเสื่อมถอยบนพิภพเพื่อนบ้าน

Climate Catastrophes in the Solar System

May 9^th, 2007

Adapted from : www.esa.int

ความแตกต่างของพื้นผิวดาวศุกร์ โลก และดาวอังคาร

Credits : USSR Venera 13 Camera II, ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

โลกเป็นดาวเคราะห์ลำดับที่สามจากดวงอาทิตย์โดยอยู่ระหว่างดาวเคราะห์ที่ถูกทำลายล้างด้วยความหายนะทางภูมิอากาศสองดวงดาวพุธและดาวอังคาร

ดาวศุกร์ (Venus) เป็นดาวเคราะห์ที่เต็มไปด้วยเมฆกรด ส่วนดาวอังคาร (Mars) ก็เป็นทะเลทรายเหยือกแข็ง ขณะที่กระแสกังวลต่อภาวะโลกร้อนกลายเป็นที่วิตกไปทั่ว นักวิทยาศาสตร์จึงถูกกดดันให้เร่งหาทางออกให้ได้

เครื่องมือสำคัญสำหรับไขปัญหา คือ แบบจำลองสภาพอากาศ หรือโปรแกรมคอมพิวเตอร์ที่ใช้คำนวณสมการทางฟิสิกส์จำลองความเป็นไปของสภาพชั้นบรรยากาศโลก และทำนายความเปลี่ยนแปลงของชั้นบรรยากาศในอนาคต

ภาพดาวศุกร์ด้านกลางคืนในย่านรังสีอินฟราเรดจากยาน Venus Express เมื่อวันที่ 22 กรกฎาคม 2549

แสดงการแผ่รังสีความร้อนความยาวคลื่น 1.7 ไมโครเมตร

สีขาว คือ ปริมาณรังสีอินฟราเรดที่แผ่มาจากพื้นผิวดาวมาก ส่วนสีเข้มแสดงว่าออกมาน้อย ซึ่งหมายความว่าถูกเมฆบดบังหรือดูดกลืนไว้

Credits : ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA

ชั้นบรรยากาศของดาวศุกร์หนากว่าโลกมาก แต่แบบจำลองสภาพอากาศที่ใช้กันอยู่ก็สามารถแสดงโครงสร้างอุณหภูมิของชั้นบรรยากาศดาวศุกร์ได้ดี โดยการศึกษาย้อนกลับไป เพื่อทำความเข้าใจว่าเหตุใดดาวศุกร์จึงเปลี่ยนตัวเองจากดาวเคราะห์คล้ายโลกให้กลายเป็นขุมนรกจำลองได้อย่างทุกวันนี้ นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่า ในยุคแรกของดวงอาทิตย์มีความสว่างเพียงร้อยละ 70 ของปัจจุบัน แต่เมื่อราว 4 พันล้านปีก่อน ความสว่างของดวงอาทิตย์กลับเพิ่มและร้อนขึ้น ทำให้น้ำบนผิวดาวศุกร์ระเหยขึ้นไปในชั้นบรรยากาศ ไอน้ำเหล่านั้นเองทำให้เกิดภาวะเรือนกระจก (Greenhouse Effect) และยิ่งมีปริมาณไอน้ำมากเท่าใดก็ยิ่งเร่งให้เกิดภาวะเรือนกระจกเร็วขึ้น ซึ่งเรียกว่า Runaway Greenhouse Effect

การศึกษาย้อนกลับไปหาสภาพภูมิอากาศของดาวศุกร์ในอดีตจะช่วยทำให้เราเข้าใจกระบวนการเสื่อมถอยของชั้นบรรยากาศของโลกได้ดีขึ้น อย่างไรก็ตาม การจะตัดสินว่า ณ จุดใดที่ชั้นบรรยากาศดาวศุกร์ไม่สามารถคืนกลับสู่สภาพปกติได้ ยังต้องการข้อมูลเพิ่มเติมจาก Venus Express อาทิเช่น อัตราการศูนย์เสียก๊าซ องค์ประกอบของก๊าซ และการเคลื่อนที่ของหมู่เมฆภายในชั้นบรรยากาศ

ภาพแสดงพื้นผิวที่ถูกกัดเซาะโดยของไหลบริเวณ Mangala Valles บนดาวอังคาร โดยยานอวกาศ Mars Express

Credits : ESA/DLR/FU (G. Neukum)

การเข้าใจอดีตของดาวอังคารมีความสำคัญไม่ยิ่งหย่อนไปกว่ากัน ความหวังนี้จึงตกอยู่กับยาน Mars Express ของ ESA ดาวอังคารมีขนาดเล็กและมวลน้อยกว่าโลกดังนั้นมันจึงมีแรงโน้มถ่วงต่ำ ก๊าซในชั้นบรรยากาศจึงสามารถหนีออกจากดาวอังคารได้ง่ายกว่าโลก ทำให้ดาวอังคารสูญเสียชั้นบรรยากาศออกไป และยิ่งภูเขาไฟดาวอังคารมอดดับลงทำให้ไม่มีก๊าซจากใต้ผิวดินเติมให้กับชั้นบรรยากาศอีกต่อไป ดาวอังคารจึงกลายสภาพเป็นทะเลทรายขาดอากาศ

แม้สิ่งที่เกิดขึ้นกับดาวเคราะห์เพื่อนบ้านทั้งสองจะแตกต่างอย่างสุดขั้ว แต่ทั้งสองล้วนมีความสำคัญต่อโลกเท่าๆ กันในการคาดการณ์สภาพอุตุนิยมวิทยาของโลกได้อย่างแม่นยำ ยิ่งนักวิทยาศาสตร์สำรวจพิภพอื่นได้มากเท่าใด ก็ยิ่งเพิ่มความเข้าใจเกี่ยวกับโลกมากยิ่งขึ้น

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

คำอธิบายใหม่สำหรับการประทุรังสีแกมมา (2)

New Explanation for the Greatest Cosmic Explosions

May 4^th, 2007

Adapted from : www.space.com

เปลือกนอกของดาวที่สิ้นอายุขัยจะถูกสาดกระจาดออกมาด้วยแรงระเบิดที่เรียกว่า Supernova

 Credit : Aurore Simonnet/SSU/NASA E/PO

เมื่อหลุมดำหรือดาวนิวตรอนหมุนด้วยความเร็วสูง เส้นสนามแม่เหล็กจะถูกลากและบิด

เนื่องจากแรงที่เกี่ยวเนื่องกับการลากกรอบแรงโน้มถ่วงกับแรงไฟฟ้าแม่เหล็ก จนได้หลอดสนามแม่เหล็กที่กักมวลสารพลังงานสูงไว้ภายใน

Credit : Science

สนามแม่เหล็กที่พุ่งออกมาท้ายที่สุด จะเปลี่ยนพลังงานแม่เหล็กไปเป็นรังสีแกมมา คล้ายกับกระบวนการที่เกิดบนดวงอาทิตย์อย่าง การลุกจ้า (Solar Flare) ซึ่งนักทฤษฎีทำนายว่า การกำเนิดรังสีแกมมาด้วยกระบวนการดังกล่าว จะทำให้เกิดการแผ่รังสีแกมมาที่บริเวณห่างจากหลุมดำตัวต้นเหตุถึง 16,000 ล้านกิโลเมตร อันเป็นตัวเลขที่มากกว่าทฤษฎี Fireball ถึง 100 เท่า ซึ่งคณะนักวิจัยก็พบว่ามี GRB 10 แห่งที่ให้ผลสอดคล้องกับทฤษฎีใหม่นี้

อย่างไรก็ตาม ไม่ใช่เรื่องง่ายนักที่จะยืนยันการมีอยู่จริงของสนามแม่เหล็กจากเทหวัตถุที่อยู่ห่างไกลสุดหล้าฟ้าเขียว แต่แสงจากวัตถุมีสภาพขั้วแม่เหล็กเหล่านั้นก็อาจถูก Polarize อันเป็นปรากฏการเดียวกับเมื่อแสงถูกสนามไฟฟ้าทำให้ชี้ไปในทิศทางเฉพาะทิศใดทิศหนึ่ง เมื่อเราตรวจวัดในบางทิศทางจะมองไม่เห็นแสง แต่หากวางเครื่องรับในทิศทางที่ถูกต้องเราก็จะพบสัญญาณ

ลำมวลสารที่ออกมาจากใจกลางควอซาร์ 3C273 ถ่ายภาพในย่านแสงที่ตามนุษย์มองเห็น (Optical) รังสีเอกซ์ และคลื่นวิทยุ

Credit : Optical -NASA/STScI X-ray - NASA/CXC Radio - MERLIN

ทฤษฎี Fireball นอกจากจะไม่สอดคล้องกับผลการสังเกตการณ์แล้ว ยังทำให้เกิดความยากลำบากทางทฤษฎีอีกด้วย  อย่างเช่น ทฤษฎีนี้ไม่สามารถทำนายผลกระทบจากสนามแม่เหล็กได้ ในขณะที่ทฤษฎีเชิงแม่เหล็กสามารถอธิบายได้แม้กระทั่งการเรืองของรังสีเอกซ์ แต่มันก็มีข้อดีในแง่ประเด็นที่ว่าทฤษฎี Fireball ให้รายละเอียดของการประทุในขั้นเริ่มต้นได้ดีรวมทั้งสอดคล้องกับข้อมูลบางส่วนอีกด้วย

ซึ่งจากข้อมูลทั้งหมดจากดาวเทียม Swift บ่งชี้ว่าอาจมี GRB สองชนิดคือ ชนิดที่เกิดได้ตามความร้อนสูง (Fireball Model) และอีกชนิดคือเกิดจากสนามแม่เหล็ก (Magnetic Model)

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

คำอธิบายใหม่สำหรับการประทุรังสีแกมมา (1)

May 4^th, 2007

Adapted from : www.space.com

ในเอกภพมีรูปแบบการระเบิดหลายต่อหลายแบบ ทั้งที่เกิดเฉพาะบนผิวดาวฤกษ์ หรือว่าระเบิดดาวฤกษ์ทั้งดวง นอกจากนี้คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่แผ่ออกมาจากการระเบิดแต่ละชนิดต่างก็ปรากฎตัวในหลากหลายย่านความยาวคลื่น ตั้งแต่แสงที่ตามนุษย์มองเห็น รังสีเอกซ์ ไปจนถึงรังสีแกมมา และมีทั้งแบบที่คงความเข้มของรังสีไว้เนิ่นนานจนกระทั่งเปล่งรังสีเพียงชั่ววูบ

ล่าสุดนักวิทยาศาสตร์ได้คำอธิบายใหม่ ๆ สำหรับการระเบิดที่แผ่รังสีแกมม่าความเข้มสูง ซึ่งในเวลาเพียงไม่กี่วินาทีก็สามารถเปล่งรังสีออกมาเท่ากับรังสีจากกาแลกซีนับล้านแห่งรวมกัน ที่เรียกว่า การประทุรังสีแกมมา (Gamma-Ray Bursts : GRB)

ตัวอย่างการประทุรังสีแกมมา

Credit : NASA,ESA, A, Fruchter (STScI) and the GOSH Collaboration

ก่อนหน้านี้คณะนักวิทยาศาสตร์เห็นพ้องต้องกันว่ามีเพียงการกำเนิดหลุมดำ (Black Hole) เท่านั้นที่จะมีพลังงานมากพอสำหรับกระตุ้นให้เกิดการประทุเพียงชั่ววูบแต่รุนแรงชนิดดังกล่าวได้ แต่คำถามก็คือกระบวนการใดเล่าที่แปรเปลี่ยนพลังงานของหลุมดำให้กลายเป็นการระเบิดได้

จากผลการสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศ นักวิจัยได้ข้อสรุปว่า ลำสนามแม่เหล็กกำลังสูง (High-Powered Magnetic Beam) เป็นตัวเปลี่ยนพลังงานดังกล่าว แทนที่จะเป็นลำมวลสารร้อนความเร็วสูง (High-Speed Jet of Hot Material) อย่างที่นักทฤษฎีหลายคนเชื่อกัน

ภาพจำลองแสดงลำมวลสารคู่ที่ถูกยิงออกมาจากแกนกลางของดาวฤกษ์ที่กำลังยุบตัว

Credit : NASA/GSFC/Dana Berry

การโต้อภิปรายครั้งล่าสุดเกี่ยวกับ GRB นักวิจัยหลายคนเสนอว่า มันอาจเกิดภายในหรือภายนอกกาแลกซีของเราก็ได้ โดยมาจากการหลอมรวมกันของดาวฤกษ์ที่กำลังสิ้นอายุขัยหรือดาวนิวตรอนสองดวง

ความสอดคล้องทั้งทฤษฎีและข้อมูลในปัจจุบันคือ GRB เป็นซากดาวฤกษ์มวลมากภายในกาแลกซีที่ไกลออกไป หลังจากที่ดาวฤกษ์ใช้เชื้อเพลิงสำหรับนิวเคลียร์ฟิวชันจนไม่สามารถที่จะใช้ความร้อนจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ต้านทานการยุบตัวเองลงได้ แกนกลางของดาวจะยุบตัวลงกลายเป็นหลุมดำ หรือดาวนิวตรอน (Neutron Star) และให้กำเนิดลำมวลสารที่ถูกยิงออกมาจากขั้วทั้งสองของซากดาวความหนาแน่นสูงนั่นเอง ลำมวลสารดังกล่าวได้พลังงานมาจากการยุบตัว เนื่องจากแรงโน้มถ่วงที่ถูกแปรเปลี่ยนไปเป็นรังสีแกมมา แต่เราสามารถสังเกต GRB ได้เพียงด้านที่มันพุ่งเข้าหาโลกเท่านั้น อย่างไรก็ตามแม้จะเป็นถ้อยแถลงที่ดูมีเหตุผลแต่ปัญหาใหญ่ก็คือ เมื่อไหร่ที่จะเกิดลำมวลสาร (Jet)

ภายในเสี้ยววินาทีลำมวลสารก็สามารถพุ่งออกมาจากซากดาว เมื่อตรวจวัดสัญญาณจากโลกก็จะได้สัญญาณ Gamma-Ray Burst

Credit : Aurore Simonnet/SSU/NASA E/PO

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ กฤตินธรรม ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

----------------------------------------------------------

----------------------------------------------------------