เดือนพฤศจิกายน 2549
November 2006
ดาวเสาร์ควงแขนดาวศุกร์เข้าชมรมดาวมีพายุหมุนที่ขั้ว
Saturn joins Venus in the vortex club
November 29th, 2006
เดือนนี้ยานอวกาศ Cassini พบพายุหมุนบนขั้วดาวเสาร์ แต่เมื่อราว 25 ปีก่อนนักดาราศาสตร์พบพายุหมุนบนขั้วดาวศุกร์เช่นกัน แต่ครั้งนี้นักดาราศาสตร์เชื่อว่านี่จะช่วยถมช่องว่างแห่งความไม่เข้าใจเกี่ยวกับชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ได้
เปรียบเทียบลมหมุนที่ขั้วดาวศุกร์(ซ้าย)กับดาวเสาร์(ขวา)
Credits: NASA/JPL/Space Science Institute/University of Arizona
ยานอวกาศ Pioneer Venus พบลมหมุนที่ขั้วเหนือของดาวศุกร์เมื่อ 25 ปีก่อน ครั้งนั้นพายุลูกนี้จัดเป็นปริศนาอย่างหนึ่งในระบบสุริยะ เนื่องจากมันมี ตาพายุ สองจุด แต่เมื่อ Venus Express เดินทางถึงดาวศุกร์เมื่อเดือนเมษายนที่ผ่านมา และพบว่าที่ขั้วใต้ของดาวศุกร์ก็มีพายุหมุนที่มี ตาพายุ สองจุดเช่นกัน
ภาพขั้วใต้ของดาวศุกร์จากยาน Mariner 10 และ Pioneer Venus Credits: NASA
พายุหมุนที่ขั้วดาวถือเป็นกุญแจสำคัญในการศึกษาพลศาสตร์ของชั้นบรรยากาศดาวเคราะห์แต่พวกมันไม่ใช่พายุเฮอริเคนเพราะพายุเฮอริเคนเกิดจากอากาศชื้นลอยตัวสูงขึ้นไปบนชั้นบรรยากาศ แต่ดาวศุกร์ไม่มีความชื้น นอกจากนี้พายุเฮอริเคนจำเป็นต้องใช้แรงโคริโอริส(Coriolis) อันเป็นแรงที่เกิดจากการหมุนของอากาศและการหมุนของดาวเคราะห์เพื่อเพิ่มความเร็ว แต่ทว่าแรงโคริโอริสกลับมีผลน้อยมากบริเวณขั้วดาวนอกจากนี้กว่าดาวศุกร์จะหมุนรอบตัวเองครบรอบยังต้องใช้เวลาถึง 243 วันของโลก นั่นหมายความว่าแรงโคริโอริสบนดาวศุกร์ยิ่งน้อยมากๆ
ในที่นี้ลมหมุนบริเวณขั้วดาวเกิดจาก อาณาเขตที่มีความกดอากาศต่ำซึ่งอยู่ที่ขั้วของดาวเคราะห์ทำให้ก๊าซในบรรยากาศชั้นสูงหมุนควงลงไปยังบริเวณที่มีความกดอากาศต่ำกว่า ซึ่งปรากฎการณ์นี้เกิดได้บนดาวเคราะห์ทุกดวงแม้กระทั่งโลก
แต่ปัญหาก็คือดาวศุกร์มี ตาพายุ สองจุด เพื่อทำความเข้าใจลมหมุนประหลาดดังกล่าว ทุกครั้งที่ยาน Venus Express เข้าใกล้ขั้วดาว อุปกรณ์บนยานจะต้องเก็บเกี่ยวข้อมูลให้มากเท่าที่เป็นไปได้ เพื่อติดตามการแปรเปลี่ยนอย่างรวดเร็วของพายุให้ได้ละเอียดที่สุด เพื่อที่นักวิทยาศาสตร์จะสามารถศึกษาพฤติกรรมและค้นหาปัจจัยเบื้องหลังปรากฎการณ์นี้
พายุหมุนคู่ที่ขั้วดาวศุกร์ Credits: ESA/VIRTIS/INAF-IASF/Obs. de Paris-LESIA
ในเวลาเดียวกันยาน Cassini กำลังเก็บเกี่ยวข้อมูลพายุหมุนที่ขั้วดาวเสาร์ต่อไป โดยใช้อุปกรณ์ Visual Infrared Mapping Spectrometer เพื่อศึกษาใจกลางของพายุลูกดังกล่าว
ภาพในย่านรังสีอินฟราเรดช่วยให้นักดาราศาสตร์มองทะลุชั้นเมฆที่บดบังแสงตามนุษย์มองเห็นลงไปได้มากกว่า
100 กิโลเมตร จากเมฆชั้นสูงสุดที่ตามนุษย์ไม่อาจมองลึกลงไปได้อีก
ภาพที่ได้จะถูกนำไปศึกษาโครงสร้างสามมิติของพายุหมุนที่ขั้ว
ซึ่งจะช่วยเปรียบเทียบโครงสร้างพายุหมุนระหว่างพายุบนดาวศุกร์กับดาวเสาร์
หรือแม้แต่บนดาวเคราะห์อื่นๆ ความคล้ายและความต่างของพายุชนิดนี้
บนดาวเคราะห์แต่ละดวงจะช่วยให้นักดาวเคราะห์วิทยาทำความเข้าใจความแตกต่างของชั้นบรรยากาศดาวเคราะห์ในระบบสุริยะ
เหนือสิ่งอื่นใดคือการ เข้าใจ โลกได้ดียิ่งขึ้นนั่นเอง
เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------
Mars Global Surveyor อาจต้องถูกปลดระวาง
NASAs Mars Global Surveyor May Be at Missions End
November 29th, 2006
ดูเหมือนว่ายานอวกาศ Mars Global Surveyor orbiter(MGS) จะสิ้นสุดภารกิจไปแล้ว โดยตลอดช่วงเวลาที่มันทำงาน ยานอวกาศลำนี้ได้เก็บเกี่ยวข้อมูลจากดาวเคราะห์แดงได้มากกว่าภารกิจใดๆ ที่มนุษย์เคยส่งยานอวกาศไปเยือนดาวอังคาร และถ่ายภาพจากดาวอังคารส่งกลับมายังโลกได้มากกว่า 240,000 ภาพ
ภาพจำลองยานอวกาศ Mars Global Surveyor. Image credit: NASA/JPL
ยานอวกาศซึ่งโคจรรอบดาวอังคารลำนี้สูญเสียการสื่อสารกับโลกตั้งแต่วันที่ 2 พฤศจิกายน ที่ผ่านมา ในเบื้องต้นคณะทำงานสันนิษฐานว่าอาจเป็นเพราะแผงเซลล์กำเนิดไฟฟ้าด้วยแสงอาทิตย์หมุนตัวลำบากขึ้น ทำให้แผงเซลล์ดังกล่าวอยู่ในมุมที่รับแสงอาทิตย์ได้น้อย จนพลังงานที่ไฟฟ้าที่สร้างได้ไม่พอสำหรับใช้สื่อสาร แต่ทีมวิศวกรยังคงพยายามค้นหาความผิดพลาดอื่นๆ ที่เป็นไปได้อีก
อย่างน้อยพวกเขาก็ยังไม่ยอมแพ้ปัญหาครั้งนี้ ด้วยการฟื้นฟูการสื่อสารกับตัวยาน และค้นหาว่าเกิดปัญหาอะไรขึ้น นอกจากนี้ยังใช้กล้องถ่ายภาพความละเอียดสูงซึ่งติดตั้งบนยานอวกาศสำรวจดาวอังคารลำใหม่ในนาม Mars Reconnaissance Orbiter เพื่อค้นหา MGS เมื่อวันจันทร์ที่ผ่านมา แต่ก็ยังไม่พบยานลำดังกล่าว
วิธีการต่อไปที่จะนำมาใช้คือการส่ง คำสั่ง เพื่อใช้ ตัวส่งสัญญาณ ที่สามารถตรวจรับสัญญาณได้จากรถหุ่นยนต์สำรวจที่อยู่บนผิวดาวอังคาร ทว่าข้อมูลล่าสุดเมื่อวันที่ 22 พฤศจิกายน 2006 หุ่นยนต์สำรวจดาวอังคาร Opportunity ไม่สามารถตรวจรับสัญญาณจากดาวเทียม Mars Global Surveyor orbiterได้
MGS ถูกส่งขึ้นสู่อวกาศเมื่อวันที่ 7 พฤศจิกายน 2539 แล้วเดินทางถึงและโคจรรอบดาวอังคารเมื่อวันที่ 11 กันยายน 2540 ยาน MGS นับเป็นยานลำแรกที่ใช้ชั้นบรรยากาศของดาวอังคารช่วยลดความเร็วในขั้นตอนการโคจรรอบดาวอังคารเป็นวงรี เพื่อปรับวงโคจรเข้าสู่วงโคจรวงกลม จากนั้นจึงเริ่มภารกิจแรกด้วยการถ่ายภาพผิวดาวอังคารเพื่อทำแผนที่ในเดือนเมษายน 2542
เพื่อเข้าสู่วงโคจรในช่วงกันยายน 2540 ถึง มกราคม 2541 MGS จำเป็นต้องใช้ชั้นบรรยากาศของดาวอังคาร
เพื่อช่วยชะลอความเร็วจนได้วงโคจรรูปวงกลมภายในเดือนมีนาคม 2541
Credit: http://www.xtec.es/recursos/astronom/mars/mgs.htm
ยาน
MGS ช่วยกำหนดจุดลงจอดของหุ่นยนต์สำรวจผิวดาวอังคาร Opportunity และ Spirit เมื่อปี
2547 และยังช่วยกำหนดจุดลงจอดของยาน Phoenix และ Mars Science Laboratory
นอกจากนี้ยังวิเคราะห์สภาพชั้นบรรยากาศของดาวอังคารเพื่อเตรียมแผนชะลอความเร็วสำหรับยานอวกาศที่จะมาโคจรรอบดาวอังคาร
แผนการดั้งเดิมในภารกิจนี้คือการสำรวจดาวอังคารเป็นเวลา 1 ปีดาวอังคาร หรือประมาณ 2
ปีของโลกนั่นเอง และเนื่องจากข้อมูลอันทรงคุณค่าที่ได้มานี้เองทำให้ NASA
ขยายเวลาโครงการสำรวจถึง 4 ครั้ง
ตลอดภารกิจที่ผ่านมา MGS
ค้นพบร่องรอยทางธรณีวิทยาที่แสดงว่าอาจะมีน้ำในสถานะของเหลวไหลผ่านผิวดาวอังคาร
ด้วยกล้องถ่ายภาพสเปคตรัมอินฟราเรด MGS
พบสัญญาณที่ชี้ว่ามีแร่ธาตุที่เกิดขึ้นได้เนื่องจากน้ำในบริเวณที่รถสำรวจ
Opportunity ลงจอดบนผิวดาวเคราะห์แดง
อุปกรณ์ตรวจวัดระดับความสูงด้วยเลเซอร์ช่วยให้นักวิทยาศาสตร์ทำแผนที่สัณฐานดาวอังคารได้ตั้งแต่หุบเขาไปจนถึงยอดเขา
หรือแม้กระทั่งขั้วน้ำแข็ง
เครื่องวัดสนามแม่เหล็กพบหลักฐานที่บ่งบอกว่าเคยดาวอังคารเคยมีสนามแม่เหล็กเป็นเกราะป้องกันรังสีคอสมิคเช่นเดียวกับโลก
และที่สำคัญที่สุดเมื่อ MGS โคจรรอบดาวอังคารตลอดทั้งปีของดาวดวงนี้
ทำให้นักวิทยาศาสตร์เข้าใจกระบวนการเปลี่ยนแปลงตามฤดูกาลบนดาวอังคารตั้งแต่
สภาพภูมิอากาศ สภาพขั้วน้ำแข็งแห้ง เป็นต้น
แผนที่แสดงระดับความสูงของผิวดาวอังคาร โดย Mars Global Surveyor. Image credit: NASA/JPL
แม้ว่า MGS จะประสบปัญหาแผงเซลล์สุริยะเสียหาย ไจโรสโคปชำรุด หรือระบบส่งคำเตือนเรื่องกลไก มันก็ยังทำงานต่อไปและทำได้มากกว่าสิ่งที่ผู้ออกแบบคาดเอาไว้เสียด้วย คณะผู้สร้างและคณะทำงานจึงภาคภูมิใจในความก้าวหน้าทางวิทยาศาสตร์ที่ได้รับจากปฏิบัติการนี้ เป็นอย่างมาก
เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------
พบหลุมดำหมุนรอบตัวเองด้วยอัตราเร็วใกล้เคียงค่าตามทฤษฎี
Pushing the Limit : Black Hole Spins at Phenomenal Rate
November 29th, 2006
Adapted from: www.space.com
ผลการศึกษาหลุมดำ(Blackhole) ซึ่งอยู่ห่างจากโลก 35,000 ปีแสง ภายในกลุ่มดาวนกอินทรี (Aquila) ในย่านรังสีเอกซ์ ช่วยให้นักดาราศาสตร์เข้าใจสมบัติของหลุมดำมากยิ่งขึ้น และยิ่งน่าประหลาดใจกับปรากฎการณ์แปลกๆ ที่บริเวณใกล้หลุมดำ
หลุมดำคือซากดาวฤกษ์ที่สูญเสียพลังงานนิวเคลียร์ฟิวชันซึ่งใช้ต้านทานการยุบตัวเนื่องจากอิทธิพลของแรงโน้มถ่วง เมื่อเหลือแต่เพียงแรงโน้มถ่วงและมีมวลมากพอซากดาวดังกล่าวก็จะยุบตัวลงไป ยิ่งขนาดวัตถุเล็กลงเท่าใดแรงโน้มถ่วงที่ผิวก็ยิ่งรุนแรงมากขึ้นเท่านั้น ผิวดาวจะยุบตัวลงจนกระทั่งกลายไม่มีขนาด หรือเรียกว่า จุดซิงกุลาริตี(singular point) กลายเป็น หลุมดำ
โครงสร้างของหลุมดำแบบ Kerr ซึ่งมีขอบฟ้าเหตุการณ์สองแห่งและจุดซิงกุลาริตี
วงแหวนมวลสาร (Accretion disk) Credit: Stuart J. Robbins
เราทราบกันดีว่ายิ่งวัตถุขนาด(หรือรัศมีรอบแกนหมุน)เล็กลงเท่าใดอัตราการหมุนรอบตัวเองก็ยิ่งเร็วขึ้นเรื่อยๆ เหมือนนักเล่นสเกตน้ำแข็งที่หมุนรอบตัวเองขณะกำลังกางแขน เมื่อนักสเกตน้ำแข็งคนดังกล่าวค่อยๆ หุบแขนเข้าแนบลำตัว เขาก็จะหมุนรอบตัวเองเร็วขึ้นนั่นเองตามหลักการรักษาโมเมนตัมเชิงมุม
ในงานวิจัย Jeffrey McClintock และ Ramesh Narayan จากศูนย์ฮาร์ดวาร์ด-สมิทธโซเนียนเพื่อดาราศาสตร์ฟิสิกส์ (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) ใช้ข้อมูลจากดาวเทียม Rossi X-ray Timing Explorer satellite ของนาซา เพื่อวัดการแผ่รังสีเอกซ์จากก๊าซหรือฝุ่นที่ถูกดึงเข้าไปใกล้หลุมดำแล้วร้อนขึ้นจนถึงอุณหภูมินับล้านองศา ซึ่งจะเปล่งรังสีเอกซ์อันเนื่องมาจากความร้อนออกมา นอกจากนี้ยังใช้เพื่อคำนวณพื้นที่ของวงแหวนฝุ่นรอบหลุมดำที่แผ่รังสีเอกซ์ดังกล่าวด้วย
หลุมดำคือเทหวัตถุที่ดึงดูดทุกอย่างไว้ได้ แม้กระทั่งแสง การระบุที่อยู่ของหลุมดำจึงต้องพึ่งพารังสีเอกซ์ที่เปล่งออกมาจากมวลสารใกล้ๆ หลุมดำ
ซึ่งมีความร้อนสูงมากพอที่จะเปล่งรังสีชนิดนี้ออกมาอย่างโดดเด่น Credit: NASA/CXC/UCLA/M.Muno et al.
แรงโน้มถ่วงของหลุมดำที่ระยะใดๆ ไม่แตกต่างจากดาวฤกษ์ที่มวลเท่ากัน ถ้าหากดวงอาทิตย์ของเราจู่ๆ ยุบตัวลงเป็นหลุมดำ แรงโน้มถ่วงที่มันกระทำต่อโลกยังคงไม่แปรเปลี่ยน แต่เมื่อก้อนสสารเข้าใกล้หลุมดำยิ่งขึ้น มันจะเริ่มหมุนเร็วขึ้นเรื่อยๆ จนร้อนแล้วแผ่รังสีเอกซ์ออกมา
ในกรณีนี้สสารค่อยๆ หมุนวนช้าๆ ไปตามแผ่นวงแหวน เมื่อถึงระยะค่าหนึ่งมันจะถูกแรงโน้มถ่วงจากหลุมดำดึงให้ตกอย่างอิสระสู่หลุมดำอย่างรวดเร็วจนไม่สามารถแผ่รังสีอะไรออกมาให้เห็นได้ นั่นคือที่ระยะดังกล่าวคือรัศมีวงในของแผ่นวงแหวนมวลสารนั่นเอง
ยิ่งหลุมดำหมุนเร็วเท่าใด รัศมีวิกฤติหรือระยะที่มวลสารจะถูกดึงให้ตกอย่างอิสระก็จะสั้นลง นั่นเป็นเพราะว่าขณะที่หลุมดำหมุนรอบตัวเองมันก็จะ ลาก เอา อวกาศ-กาล (space-time) ไปรอบๆ มันด้วย ดังนั้นเมื่อมีมวลสารโคจรรอบๆ หลุมดำในทิศทางเดียวกับหลุมดำหมุนรอบตัวเอง พวกมันก็จะถูกลากไปด้วยตามปรากฏการณ์ frame-dragging effect และนั่นทำให้มวลสารโคจรเป็นวงกลมที่เข้าใกล้หลุมดำได้มากยิ่งขึ้น
เปรียบเทียบวงแหวนมวลสารรอบดาวฤกษ์เมื่อหลุมดำไม่หมุน(ซ้าย) รัศมีวิกฤตจะใหญ่กว่า รัศมีวิกฤตของหลุมดำที่กำลังหมุน(ขวา)
ซึ่งทำให้ก๊าซสามารถโคจรใกล้ขอบฟ้าเหตุการณ์ได้มากขึ้น Credit: NASA / NASA / CXC / M.Weiss
พวกเขาพบหลุมดำสองแห่งที่หมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วประมาณร้อยละ 50 ของ อัตราการหมุนสูงสุดตามทฤษฎี(1,150 รอบต่อวินาที) ขณะที่หลุมดำ GRS1915+105 ซึ่งมีมวล 14 เท่าของดวงอาทิตย์ สามารถหมุนรอบตัวเองด้วยอัตราร้อยละ 82(950 รอบต่อวินาที) และร้อยละ 100 ในที่นี้หลุมดำแต่ละดวงที่พวกเขาพบล้วนเป็นระบบดาวที่เรียกว่าระบบเทหวัตถุที่เปล่งรังสีเอกซ์ (X-ray binary system) ซึ่งใช้เรียกระบบวัตถุคู่ที่ดวงหนึ่งเป็นดาวฤกษ์ธรรมดาคล้ายๆดวงอาทิคย์ กำลังถูกดูดก๊าซออกไปโดยวัตถุอีกดวงที่เป็นหลุมดำ
แต่เดิมนักดาราศาสตร์สามารถคำนวณมวลของหลุมดำได้อย่างแม่นยำ แต่สำหรับการวัดอัตราการหมุนของหลุมดำนั้นเปรียบเสมือน จอกศักดิ์สิทธิ์ สำหรับงานในสาขานี้เลยทีเดียว งานวิจัยนี้สามารถติดตามรายละเอียดได้ในวารสาร Astrophysical Journal ฉบับวันที่ 20 ธันวาคม ศกนี้
เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------
กล้องจันทราพบเครื่องเล่นพินบอลสัมพัทธภาพ
Chandra Discovers Relativistic Pinball Machine
November 21st, 2006
Adapted from: www.nasa.gov
คณะนักดาราศาสตร์ใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศจันทราสำรวจซุเปอร์โนวา Cassiopeia A อายุ 325 ปี ซึ่งเป็นซูเปอร์โนวาอายุน้อยที่สุดภายในกาแลกซีทางช้างเผือก เพื่อคลี่คลายปริศนาแหล่งกำเนิดอนุภาคพลังงานสูงจากนอกระบบสุริยะที่ประกอบด้วยอิเลคตรอน โปรตอน และไอออน หรือเรียกว่า รังสีคอสมิค (Cosmic Ray) แล้วพบหลักฐานที่ชี้ว่าซากการระเบิดของดาวฤกษ์ (Supernova remnant) เป็นแหล่งกำเนิดอนุภาคมีประจุพลังงานสูง
ซูเปอร์โนวา Cassiopeia A จากกล้องโทรทรรศน์อวกาศจันทรา Image credit: NASA/CXC/UMass Amherst/M.D.Stage et al.
Michael Stage จากมหาวิทยาลัย Massachusetts อธิบาย นักวิทยาศาสตร์เสนอทฤษฎีไว้เมื่อราว 40 ปีก่อน ว่ารังสีคอสมิคต้องถูกสร้างขึ้นภายในอาณาบริเวณอันยุ่งเหยิงของสนามแม่เหล็กใกล้หน้าคลื่นกระแทก แต่ครั้งนี้เราสามารถเห็นสิ่งที่เกิดขึ้นได้โดยตรง เป็นการอธิบายแหล่งกำเนิดของรังสีคอสมิคช่วยให้เราทำความเข้าใจปรากฎการณ์ลึกลับภายในย่านพลังงานสูงของเอกภพ ตัวอย่างเช่น การเร่งอนุภาคมีประจุจนมีพลังงานสูงขึ้น ตั้งแต่สนามแม่เหล็กรอบโลก ไปจนถึงลำก๊าซความยาวหลายพันปีแสงจากหลุมดำมวลยวดยิ่ง
การแผ่รังสีเอกซ์จากความร้อนอันเนื่องมาจาก มวลสารที่ถูกผลักออกมาจากการระเบิดถูกคลื่นกระแทก
ทำให้ร้อนขึ้นจนมีอุณหภูมิสูงพอที่จะแผ่รังสีเอกซ์
Credit: NASA/CXC/MIT/UMass Amherst/M.D.Stage et al
ไม่นานก่อนหน้านี้นักวิทยาศาสตร์พัฒนาทฤษฎีเพื่ออธิบายการเร่งอนุภาคมีประจุจนมีความเร็วใกล้เคียงแสง จากการเคลื่อนไปและกลับระหว่างสองตัวกลางบริเวณหน้าและหลังคลื่นกระแทกหลายต่อหลายครั้ง แต่ละครั้งก็ทำให้อิเลคตรอนเพิ่มความเร็วขึ้นเรื่อยๆ เหมือนกับลูกพินบอลที่ถูกกระแทกไปกระแทกมาภายในเครื่องเล่นเกมพินบอล
การวิเคราะห์ข้อมูลจำนวนมหาศาลของทีมวิจัย ทำให้พวกเขาสามารถแยกแยะสัญญาณรังสีเอกซ์จากอิเลคตรอนซึ่งกำลังเคลื่อนที่เป็นเกลียวรอบสนามแม่เหล็กและถูกเร่งความเร็วภายในซากซูเปอร์โนวา (supernova remnant) ออกจากสัญญาณรังสีเอกซ์ที่เกิดจากมวลสารหรือก๊าซอันหลงเหลือจากการระเบิดถูกเผาจนมีอุณหภูมิสูงมาพอที่เปล่งรังสีเอกซ์ออกมา
รังสีเอกซ์จากอิเลคตรอนดังกล่าวปรากฏเป็นริ้วโค้งสีน้ำเงินบริเวณหน้าคลื่นกระแทกซึ่งอนุภาคกำลังถูกเร่งความเร็วอยู่นั่นเอง ข้อมูลนี้เองที่แปลความได้ว่าอิเลคตรอนบางส่วนถูกเร่งในอัตราที่เข้าใกล้ค่าสูงสุดตามทฤษฎี นอกจากนี้โปรตอนและไอออนซึ่งถือเป็นส่วนหนึ่งของรังสีคอสมิคเชื่อว่าย่อมมีพฤติกรรมเช่นเดียวกับอิเลคตรอน
ริ้วสีน้ำเงินคือบริเวณที่รังสีเอกซ์ถูกแผ่ออกมาจากอิเลคตรอนซึ่งกำลังเคลื่อนที่เป็นเกลียวรอบสนามแม่เหล็ก
และกำลังถูกเร่งความเร็วบริเวณคลื่นกระแทก
Credit: NASA/CXC/MIT/UMass Amherst/M.D.Stage et al
จากเหตุการณ์เดียวกัน ขณะที่พลังงานของรังสีคอสมิคหลังคลื่นกระแทกเพิ่มขึ้น ก็ทำให้สนามแม่เหล็กหลังคลื่นกระแทกถูกเปลี่ยนแปลงไปตามลักษณะของคลื่นกระแทกเองด้วย
งานวิจัยนี้นอกจากจะช่วยให้นักวิทยาศาสตร์เข้าใจกระบวนการเร่งอนุภาคมีประจุแล้ว
ยังช่วยอธิบายวิวัฒนาการของเศษซากจากซูเปอร์โนวาด้วย
เหนือสิ่งอื่นใดก็คือการทำความเข้าใจต้นกำเนิดของซูเปอร์โนวา
เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------
The History of Dark Energy Goes Way, Way Back
November 21st, 2006
Adapted from: www.space.com
คณะนักวิทยาศาสตร์ใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลของนาซา
ศึกษาการขยายตัวของเอกภพเมื่อ 9 พันล้านปีก่อน โดยการวัดระยะระหว่างซูเปอร์โนวา 23
แห่ง แล้วพบหลักฐานที่แสดงว่า พลังงานมืด (dark energy)
มีวิวัฒนาการตลอดประวัติศาสตร์ของเอกภพ
เป็นไปตามการคาดคะเนโดยใช้ทฤษฎี นักวิจัยพบแรงลึกลับซึ่งสามารถต้านความโน้มถ่วง
โดยแสดงตัวออกมาด้วยการผลักกาแลกซีให้ออกไปจากกันด้วยความเร่งมานานแล้ว
ซูเปอร์โนวาทั้งห้า ภายในแต่ละกาแลกซี กราฟแสงและความสว่างของซูเปอร์โนวาชนิด 1a
สามารถใช้วัดระยะทางระหว่างโลกกับกาแลกซีเป้าหมายได้
Credit: NASA, ESA, and A. Riess/Space Telescope Science Institute
พลังงานมืดเป็นชนิดพลังงานร้อยละ 70
ของพลังงานทั้งหมดในเอกภพแต่เรากลับมีความรู้เกี่ยวกับ มัน
น้อยมากเหมือนกับโลกที่มีน้ำปกคลุมพื้นผิวกว่าร้อยละ 70
แต่มนุษย์กลับใช้เวลาหลายศตวรรษกว่าจะค้นพบสมบัติของน้ำเป็นครั้งแรก
งานวิจัยก่อนหน้านี้เผยว่าเอกภพยุคแรกประกอบด้วยแรงโน้มถ่วงที่พยายามดึงมวลสารเข้าหาศูนย์กลางและชลอ
การขยายตัวของเอกภพ จากนั้นประมาณ 5 ถึง 6 พันล้านปีก่อน
เอกภพจึงเริ่มเพิ่มความเร็วในการขยายตัว
ขณะที่เอกภพขยายตัวด้วยแรงผลักของ พลังงานมืด (Dark Energy)
นอกจากสสารปกติเอกภพยังมีสสารมืด (Dark Matter) ช่วยต่อต้านการขยายตัวด้วย
Credit: NASA, ESA, and A. Feild (STScI)
การวัดระยะของซูเปอร์โนวาภายในกาแลกซีอื่นๆ นักดาราศาสตร์เลือกใช้ ซูเปอร์โนวาชนิด 1a ซึ่งไม่ว่าเกิด ณ ที่ใดในอวกาศก็จะให้ความสว่างเท่าๆ กัน ดังนั้นนักวิทยาศาสตร์จึงใช้พวกมันเป็นเปลวเทียนมาตรฐานในการวัดระยะของกาแลกซีที่ซูเปอร์โนวาสังกัดอยู่ แต่เมื่อทศวรรษที่แล้วนักดาราศาสตร์พบว่า ความสว่างของเปลวเทียนมาตรฐานเหล่านี้น้อยกว่าที่คาดคำนวณกันไว้ ทำให้ระยะทางของกาแลกซีที่วัดได้ก่อนหน้านี้ควรจะไกลกว่าที่เคยวัดได้ นั่นหมายความว่าเอกภพขยายตัวด้วยความเร่ง โดยแรงที่ทำหน้าที่ผลักกาแลกซีเหล่านั้นนักวิทยาศาสตร์เรียกว่า พลังงานมืด
สิ่งสำคัญอีกอย่างก็คือ นักวิจัยสามารถเปรียบเทียบสมบัติระหว่างการระเบิดของดาวฤกษ์โบราณกับดาวฤกษ์ปัจจุบันได้ โดยพบว่าองค์ประกอบทางเคมีภายในซูเปอร์โนวาอายุ 9 พันล้านปี คล้ายคลึงมากกับ ซูเปอร์โนวาในปัจจุบัน ทำให้นักวิจัยมั่นใจได้ว่าความเข้าใจของเราเกี่ยวกับธรรมชาติยังคงใช้ได้อยู่แม้ในอดีตไกลโพ้น นั่นคือการใช้ซูเปอร์โนวาเป็นเครื่องมือศึกษาธรรมชาติของพลังงานมืดยังคงใช้การได้
ตัวอย่างแสดงการผลักและดึงดูดมวลในเอกภพโดย พลังงานมืด และ แรงโน้มถ่วง ตามลำดับ เมื่อเอกภพอายุมากขึ้น
Credit: NASA, ESA, and A. Riess/Space Telescope Science Institute
ผลสรุปจากงานสำรวจท้องฟ้าชิ้นนี้ชี้ว่า พลังงานมืด แสดงตัว อย่างชัดเจนเมื่อ 9 พันล้านปีก่อน จากนั้นจึงเพิ่มบทบาทต่อการขยายตัวของเอกภพในขณะที่แรงโน้มถ่วงกลับลดความสำคัญลงเนื่องจากระยะห่างระหว่างเทหวัตถุห่างกันมากขึ้นตามเวลาที่ผ่านไป จวบจนปัจจุบันเอกภพมีอายุ 13.7 พันล้านปี อย่างไรก็ตามนี่ก็ยังห่างไกลเกินกว่าจะพิสูจนว่า แท้จริงพลังงานมืดคืออะไรหรือเป็นอะไรกันแน่ บทความรายงาน งานวิจัยชิ้นนี้จะได้รับการตีพิมพ์ใน Astrophysical Journal ฉบับวันที่ 10 กุมภาพันธ์ ศกหน้า
เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------
เผยโฉมดาวแคระแดงที่ซุ่มซ่อนใกล้ดวงอาทิตย์
Nearby Stars Come Out of Hiding
November 21st, 2006
Adapted from: www.space.com
คณะนักดาราศาสตร์นำโดย Todd Henry จากมหาวิทยาลัยมลรัฐ Georgia สหรัฐอเมริกา
ค้นพบระบบดาวฤกษ์ใกล้ระบบสุริยะอีก 20 ดวง ภายในรัศมี 33 ปีแสงจากโลก
ดาวฤกษ์ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด คือระบบดาวฤกษ์สามดวง Alpha Centauri ที่ห่างจากโลก
4.36 ปีแสง ส่วนการค้นพบครั้งนี้มีดาวฤกษ์ที่จัดว่าอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์เป็นอันดับที่
23 และ 24 รวมอยู่ด้วย
ดาวแคระแดงคือดาวฤกษ์มวลและอุณหภูมิต่ำซึ่งถ่ายเทความร้อนด้วยการพา (convection) ทั้งภายในแกนกลางและเปลือกดาว
Credit:http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/reddwarf.html
ดาวฤกษ์ทั้ง 20 ดวงนี้จัดอยู่ในประเภท ดาวแคระแดง (red dwarf)
การค้นพบดาวชนิดนี้ไม่ใช่เรื่องง่ายนักเนื่องจากพวกมันเป็นดาวที่มีความสว่างและอุณหภูมิต่ำประมาณ
2500 3500 องศาเซลเซียส มีมวลประมาณ 0.1-0.5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์
จัดอยู่ในชนิดสเปคตรัม M หรือ K
แม้ว่าเราจะไม่สามารถมองเห็นมันได้ด้วยตาเปล่า
แต่ในความเป็นจริงมันมีอยู่ทั่วไปภายในกาแลกซี คิดเป็นร้อยละ 69
ของจำนวนดาวฤกษ์ในกาแลกซีทางช้างเผือก ด้วยเหตุนี้ภายในระยะเวลา 6 ปี ที่ผ่านมา
จำนวนดาวฤกษ์ใกล้ดวงอาทิตย์ถูกค้นพบมากขึ้นจากเดิมถึงร้อยละ 16
กลุ่มนักดาราศาสตร์ในนาม Research Consortium on Nearby Stars (RECONS)
ทำการสำรวจท้องฟ้ายามค่ำคืนด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็กหลายตัว ณ หอสังเกตการณ์
Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) ของ National Science Foundation
ภายใน Chilean Andes ตั้งแต่ปี 2542
โดยมีจุดมุ่งหมายทำสำมะโนประชากรดาวฤกษ์ใกล้ระบบสุริยะ
และสถิติประชากรของดาวฤกษ์ภายในกาแลกซี อย่างเช่น มวล สถานะทางวิวัฒนาการ
ความถี่ของระบบดาวฤกษ์หลายดวง เป็นต้น
กลวิธีพารัลแลกซ์ใช้ได้ดีกับการวัดระยะห่างของเทหวัตถุใกล้โลก อย่างเช่นดาวฤกษ์เพื่อนบ้านเหล่านี้
โดยใช้ภาพปรากฎที่แตกต่างกันเมื่อโลกเปลี่ยนตำแหน่งไป
Credit: http://www.astrobio.nau.edu/~koerner/ast180/lectures/pic/cdrom/art_high-res/es03/figure-iii-01.jpg
พวกเขาใช้กลวิธีทางดาราศาสตร์ที่เรียกว่า parallax เพื่อวัดระยะระหว่างดาวฤกษ์ โดยใช้การเปลี่ยนตำแหน่งของโลกขณะที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ในแต่ละปี และภายในเวลาไม่กี่ปีคณะนักดาราศาสตร์กลุ่มนี้สามารถวัดมุมพารัลแลกซ์ด้วยความแม่นยำประมาณ 2 ใน 1ล้าน ของขนาดปรากฎเชิงมุมของดวงจันทร์วันเพ็ญ
จำลองระบบดาวแคระแดงคู่ SCR 0630-7643 AB ซึ่งห่างจากโลก 28.7 ปีแสง
Credit: Zina Deretsky/National Science Foundation
รายละเอียดงานวิจัยนี้จะตีพิมพ์เป็นบทความลงในวารสาร Astronomical Journal นอกจากระบบดาวแคระแดง 20 ดวงนี้ ยังรายงานการพบระบบดาวแคระแดงคู่ SCR0630-7643AB ซึ่งอยู่ห่างจากโลก 28.7 ปีแสง ดาวแคระแดงคู่นี้โคจรรอบกันทุกๆ 50 ปี เป็นอย่างน้อย และห่างจากกันประมาณ 7.9 AU ซึ่งใกล้เคียงกลับระยะห่างระหว่างดวงอาทิตย์กับดาวเสาร์
เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------
Moon Burps Reveal Volcanic Activity
November 15th, 2006
Adapted from: www.space.com
ด้วยภาพถ่ายและข้อมูลจากโครงการ Apollo ซึ่งเคยส่งมนุษย์ขึ้นไปบนดวงจันทร์แล้วเก็บหิน ดิน บน ผิวบริวารของโลกดวงนี้กลับมาวิเคราะวิจัยบนโลก ขณะนี้ข้อมูลเก่าดังกล่าวทำให้นักวิทยาศาสตร์พบหลักฐานที่ชี้ว่าก๊าซภูเขาไฟถูกปลดปล่อยออกมาจากผิวดวงจันทร์มาตั้งแต่ 1 ถึง10 ล้านปีก่อน ทั้งที่ก่อนหน้านี้เคยเชื่อกันว่าดวงจันทร์ไม่เคยมีกิจกรรมทางธรณีวิทยา อย่างเช่น การปะทุของภูเขาไฟมาอย่างน้อย 3 ล้านปี
ภาพมุมใกล้แสดงพื้นที่รูปรอยส้นเท้า หรือรูปตัว D ซึ่งมีขอบคมชัดมาก โดยหลุมภายในพื้นที่ดังกล่าวไม่ได้เกิดจากอุกกาบาตพุ่งชน
Credit: Peter H. Schultz, Brown University
คณะนักวิจัยนำโดย Peter Schultz แห่งมหาวิทยาลัย Brown มุ่งความสนใจไปที่บริเวณที่มีรูปร่างคล้ายรอยส้นเท้าหรือนิ้วหัวแม่โป้งซึ่งถูกพบครั้งแรกโดยนักบินอวกาศที่ไปเยือนดวงจันทร์ในภารกิจ Apollo หรือ ณ บริเวณที่ถูกเรียกว่า Ina เนื่องจากผิวดินบน Ina ดูเหมือนว่ามีบางส่วนที่แสดงขอบพื้นที่อย่างคมชัดซึ่งหมายความว่ามันพึ่งถูกสร้างมาเมื่อไม่นานนี้ โดยทั่วไปพื้นที่ ซึ่งมีขอบเขตชัดเจนจะอยู่ได้ไม่นานนัก เพราะตัวขอบจะถูกลบเลือนภายในเวลา 50 ล้านปี
พื้นที่รูปตัวดี(D) Ina หนึ่งในจุดที่พบก๊าซหนีออกมาจากภายในดวงจันทร์
Credit: Peter H. Schultz, Brown University.
เมื่ออุกกาบาตตกลงบนดวงจันทร์ ผลการของการพุ่งชนจะทำให้ผิวดวงจันทร์ถูกกร่อนและความสามารถในการสะท้อนแสงของดินดวงจันทร์ถูกเปลี่ยนไป ได้อนุภาคดินที่เกาะกลุ่มกันใหม่เป็นโครงสร้างหลวมๆ เรียกว่า regolith (blanket Rock) ซึ่งช่วยให้นักวิทยาศาสตร์สามารถประมาณอายุของดินในบริเวณที่สนใจได้ และจากการวัดอายุของดินบริเวณ Ina นักวิจัยพบว่ามันมีอายุน้อยมากๆ ซึ่งไม่น่าจะเกิดจากการยุบตัวหรือรอยแตก
นักวิจัยคาดว่าก๊าซบนดวงจันทร์อาจกำลังเย็นตัวและอยู่ลึกลงไปภายใน ขณะที่อุณหภูมิภายในกำลังลดลง ก๊าซจำนวนน้อยพยายามรวมตัวกันและหาทางออกมาจากจุดที่เปราะบางพอที่จะหนีออกมาจากภายในดวงจันทร์ได้ โดยเฉพาะบริเวณรอยแตกเก่าแก่
ภาพอุกกาบาตจากดวงจันทร์ (Calcalong Creek) แสดง lunar regolith Credit: Jim Strope.
เราทุกคนเคยเข้าใจว่าดวงจันทร์ปราศจากภูเขาไฟหรือกิจกรรมทางธรณีวิทยา แต่ไม่ได้หมายความว่ามันจะไม่มีก๊าซหลงเหลืออยู่ภายในดวงจันทร์ อย่างไรก็ตามนักวิจัยยังคงไม่มั่นใจว่าก๊าซเหล่านั้นจะร้อนหรือเย็นเพียงใด ดังนั้นการสำรวจ Ina และบริเวณที่มีสมบัติทางกายภาพคล้ายๆ กัน ถือเป็นสิ่งจำเป็นต่อการพัฒนางานวิจัย
รายละเอียดของงานวิจัยนี้ตีพิมพ์ลงในวารสาร Nature ฉบับวันที่ 9 พฤศจิกายน 2549 โดยถือว่าเป็นงานที่สนับสนุนให้มนุษย์หันกลับมาสนใจดวงจันทร์อย่างใกล้ชิดอีกครั้งหนึ่ง และถือเป็นตัวอย่างของการนำข้อมูลเก่าจากโครงการ Apollo มาปัดฝุ่นและทำให้เกิดคุณค่าอีกครั้งหนึ่ง
เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------
ปริศนาฮีเลียมที่หายไปไขกระจ่างแล้ว
Missing Helium Mystery Solved
November 13th, 2006
เป็นเวลาหลายปีที่นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์พยายามไขปริศนาระดับเอกภพที่ว่า เอกภพมี He 3 (ฮีเลียมเลขมวล 3 อันประกอบไปด้วยโปรตอน 2 และ นิวตรอน 1) น้อยกว่าปริมาณ He 3 ที่ควรจะมีตามทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ แต่ด้วยแบบจำลองใหม่โดยคณะนักวิทยาศาสตร์นำโดย Peter Eggleton นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์จาก Lawrence Livermore National Laboratory ทำให้ พวกเขาทราบว่า He 3 หายไปในดาวฤกษ์ซึ่งควรเป็นโรงงานผลิต He-3 แล้วส่งไอโซโทปธาตุนี้ออกสู่อวกาศนั่นเอง
ลึกเข้าไปในดาวยักษ์แดง มีเมฆไฮโดรเจน(แดง) ลอยอยู่เหนือเปลือกไฮโดรเจนที่กำลังถูกเผา(น้ำเงิน)
Credit: Lawrence Livermore National Laboratory
หลังจากการกำเนิดเอกภพด้วยการระเบิดครั้งใหญ่ (Big Bang)
ก๊าซที่ถูกสร้างขึ้นมากที่สุดภายในเอกภพคือก๊าซไฮโดรเจน นอกจากนี้ยังมี He-4(โปรตอน
2 และ นิวตรอน 2) อีกร้อยละ 10 และ He-3 ร้อยละ 0.001
จากทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เดิม อธิบายว่า ดาวฤกษ์มวลน้อยประมาณ 1 ถึง 2
เท่าของดวงอาทิตย์ ควรจะผลิต He-3 จำนวนมหาศาลแล้วเพิ่มจำนวน He-3
ในเอกภพเป็นร้อยละ 0.01 ทว่าผลจากการสังเกตการณ์กลับวัดปริมาณฮีเลียม 3 (He-3)
ในอวกาศได้เพียงร้อยละ 0.001 เท่านั้น
กระจุกของคาร์บอน 13 (สีแดง) ในดาวฤกษ์มวลน้อยซึ่งกำลังถูกยกออกไปหาชั้นบรรยากาศที่มีก๊าซไฮโดรเจน(เขียว)
Credit: Lawrence Livermore National Laboratory
แนวคิดของ Eggleton ที่ได้ชื่อว่า flimsy ideas เพื่ออธิบายความไม่ลงรอยระหว่างทฤษฎีกับข้อมูลจากการสังเกตการณ์ การค้นพบครั้งนี้ดูเหมือนจะเป็นเรื่องของโชค เมื่อลูกทีมคนหนึ่งพบคำตอบของ He-3 ที่หายไปขณะกำลังศึกษาทฤษฎี near explosion หรือ helium flash ซึ่งเกิดเมื่อดาวฤกษ์เปลี่ยนจากการหลอมนิวเคลียสธาตุไฮโดรเจนไปสู่การหลอมนิวเคลียสธาตุฮีเลียม
พวกเขาอธิบายว่าเมื่อดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์ใช้ปฏิกิริยาอุณหปรมณู(thermonuclear reaction) หลอมนิวเคลียสไฮโดรเจนภายในแกนกลางเป็นเวลา 10,000 ล้านปี จนใกล้หมดอายุขัย ดาวดังกล่าวจะขยายตัวเป็นดาวยักษ์แดง(red giant) แล้วเริ่มต้นการหลอมฮีเลียม ดาวฤกษ์ก็จะสูญเสียมวลที่ผิวซึ่งก็คือธาตุเบาที่อยู่บรรยากาศชั้นนอกสุดของตนออกไปในรูปของ ลมดาวฤกษ์ ซึ่งมวลสารที่ถูกปลดปล่อยออกไปเหล่านั้นก็เต็มไปด้วย He-3 ซึ่งธาตุหนักอย่างคาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจน ก็ถูกเติมเข้าไปในอวกาศระหว่างดาวด้วยกลไกเดียวกันนี้
ชั้นบรรยากาศของดาวยักษ์แดง แกนกลางคือคาร์บอนและออกซิเจน ส่วนธาตุเบาอย่างไฮโดรเจนหรือฮีเลียมจะอยู่ถัดออกมา
Credit: www.espace-dc.net
ขณะที่คณะนักวิจัยกำลังพัฒนาแบบจำลองนี้ สมาชิกคนหนึ่งพบความไม่เสถียรภายในดาวฤกษ์ ซึ่งดูเหมือนกว่าจะเป็นคำตอบของปัญหาที่ค้างใจนักดาราศาสตร์มานานปี ความไม่เสถียรดังกล่าวทำให้ He-3 ถูกผสมเข้าไปในบรรยากาศชั้นนอกของดาวฤกษ์ ซึ่งเป็นบริเวณที่ร้อนมากพอที่จะหลอมไอโซโทป He-3 ให้กลายเป็นธาตุหนัก และนี่คือสาเหตุที่ He-3 จำนวนมากหายไป นอกจากนี้ความไม่เสถียรยังสามารถอธิบายว่าเหตุใดดาวฤกษ์เก่าแก่จึงมีปริมาณไอโซโทปคาร์บอน 13 ( C-13) และไนโตรเจน (N-14) มากกว่าที่คาด เช่นเดียวกับ He-3 C-12 และ N-13 ซึ่งอยู่ในผิวดาวก็จะถูกผสมลึกลงไปในดาวฤกษ์ซึ่งเป็นบริเวณที่จะเปลี่ยนพวกมันให้กลายเป็น C-13 และ N-14
เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------
VLA ค้นพบวงแหวนรอบกระจุกกาแลกซี
VLA Discovers Giant Rings Around Galaxy Cluster
November 13th, 2006
Adapted from: www.physorg.com and www.space.com
โครงสร้างคล้ายวงแหวนที่ล้อมรอบกระจุกกาแลกซี(galaxy cluster)ไกลโพ้นอาจเป็นหลักฐานชิ้นแรกสุดของ คลื่นกระแทก(shockwave) จากการชนแล้วหลอมรวมตัวของกระจุกกาแลกซีหรือการชนกันเองของโมเลกุลก๊าซระหว่างดาว
จากกล้องโทรทรรศน์วิทยุ VLA สีแดงคือวงแสงวิทยุที่ถูกค้นพบใหม่ โดยซ้อนภาพในแสงขาวของดาวฤกษ์และกาแลกซี Credit: Science.
คณะนักวิจัยนำโดยนักดาราศาสตร์วิทยุ Joydeep Bagchi ศาสตราจารย์จาก Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics ใช้กล้องโทรทัศน์วิทยุ Very Large Array ใน Socorro มลรัฐนิวเมกซิโก เพื่อเก็บข้อมูลจาก Abell 3376 และพบวงแหวนซึ่งปรากฎตัวในย่านคลื่นวิทยุ ล้อมรอบกระจุกกาแลกซี Abell 3376 แนวโค้งของสัญญาณวิทยุรอบกระจุกคลัสเตอร์เป็นการชี้บอกว่ามีกระแสอนุภาคพลังงานสูงเดินทางออกมาด้วยความเร็วใกล้เคียงแสง
คณะนักดาราศาสตร์กลุ่มดังกล่าวคาดว่าวงแหวนนี้เป็นร่องรอยจากคลื่นกระแทกจากการก่อรูปของเทหวัตถุโครงสร้างใหญ่ดังนั้นมันจึงเป็นสัญลักษณ์บอกเล่าเรื่องราวการก่อตัวของคลัสเตอร์จากกลุ่มเมฆก๊าซหรือการหลอมรวมระดับเอกภพ
ตัวอย่าง Radio relic ในย่านคลื่นวิทยุ Credit: Slee, Roy, Murgia, Andernach & Ehle 2001
วัตถุชนิดนี้มีชื่อในแวดวงดาราศาสตร์ว่า radio relic การสังเกตการณ์ตั้งแต่ยุค 70ของศตวรรษที่แล้ว radio relic เกี่ยวพันกับการมีอยู่ของคลื่นกระแทกจากการหลอมรวมกันระหว่างกระจุกกาแลกซี อย่างไรก็ตามการจำลองเหตุการณ์ด้วยคอมพิวเตอร์ แสดงการรวมตัวกันของกระจุกกาแลกซีที่ปลดปล่อยพลังงานออกมาในรูปคลื่นกระแทกขนาดใหญ่ แต่ทว่าปรากฎการณ์ที่เกิดขึ้นจริงในธรรมชาติไม่สามารถมองเห็นได้อย่างชัดเจนอย่างที่นักดาราศาสตร์ตรวจพบรอบๆ Abell 3376 จึงน่าคิดว่ายังมีสาเหตุการเกิดวงโค้งของกลุ่มอนุภาคที่คลื่นวิทยุอื่นๆ อีกหรือไม่
คำอธิบายปรากฎการณ์นี้อีกแนวคิดหนึ่ง ก็คือคลื่นกระแทกสะสม(accretion shock wave) ที่ก๊าซระหว่างดาว(Interstellar gas) ถูกดึงลงไปสู่กระจุกกาแลกซีด้วยแรงโน้มถ่วง ขณะที่ตกลงไปในกระจุกคลัสเตอร์ โมเลกุลก๊าซก็ชนกันจนร้อนขึ้นและสูญเสียอิเลคตรอนกลายเป็นก๊าซมีประจุเพื่อสร้างคลื่นกระแทกออกมา คลื่นกระแทกชนิดนี้เป็นที่น่าสนใจเนื่องจากมันอาจเป็นต้นกำเนิดของรังสีคอสมิคพลังงานสูงยวดยิ่ง (ultra-high energy cosmic rays)ที่ยังไม่อาจอธิบายได้ว่ามาจากที่ใด
ภาพถ่ายในย่านรังสีเอกซ์ของ Abell 3376 จากกล้องโทรทรรศน์ XMM-Newton ของยุโรป แสดงบริเวณที่มีรูปร่างคล้ายหัวกระสุนในย่านรังสีเอกซ์ ซึ่งออกมาจากก๊าซร้อนอุณหภูมิ 60 ล้าน องศาเคลวิน รูปร่างคล้ายหัวกระสุนดังกล่าวอาจเป็นผลจากการชนของกระจุกกาแลกซีย่อยขนาดเล็กๆ ภายในกระจุกกาแลกซีที่ใหญ่กว่า
CREDIT: Joydeep Bagchi, IUCAA, ESA
ทฤษฎีดังกล่าวจำเป็นต้องมี สนามแม่เหล็ก อยู่ขอบนอกของกระจุกกาแลกซีมากกว่าที่จะไปอยู่ตรงใจกลาง จึงจะเอื้ออำนวยต่อการเร่งอนุภาคได้ เพื่องานวิจัยให้คืบหน้าต่อไป Bagchi และคณะกำลังพัฒนากล้องโทรทรรศน์ความไวแสงสูง และอุปกรณ์สำหรับติดตั้งบนยานอวกาศ ซึ่งจะติดไปกับกล้องโทรทรรศน์อวกาศ GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope) ของนาซา
เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------
ภาพแสงก้องจาก V838 Monocerotis
Latest views of the V838 Monocerotis light echo from Hubble
November 8th, 2006
Adapted from: www.esa.int
ระบบดาวแปรแสง V838 Monocerotis (V838 Mon) ภายในกลุ่มดาวม้าเขาเดียว(Unicorn) ยังคงรักษาความเป็นปริศนาไว้ให้นักดาราศาสตร์ได้ขบคิด นับแต่เมื่อคราวที่มันประทุออกมาเมื่อปี 2545 พร้อมทั้งเปล่งแสงสว่างออกมาประมาณ 600,000 เท่าของดวงอาทิตย์ ทำให้ฝุ่นระหว่างดาวที่อยู่ใกล้ๆ ระบบดาวดังกล่าวเปล่งแสงที่เรียกว่า แสงก้อง(light echo) ออกมา
แสงก้องจาก V838 Monocerotis มาถึงกล้องฮับเบิลเมื่อเดือนพฤศจิกายน 2548
Credit:NASA, ESA and H. Bond (STScI)
แสงก้องดังกล่าวเกิดขึ้นเมื่อแสงหรือคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่ปลดปล่อยออกมาจากการระเบิดเดินทางมาชนกับฝุ่นอวกาศมันจะถูกกระเจิงโดยอนุภาคฝุ่นเหล่านั้น แล้วจึงค่อยเดินทางมายังโลก แสงที่ถูกกระเจิงไปทิศทางอื่นจะใช้ระยะทางเดินทางมายังโลกมากกว่าแสงที่มาจากดาวฤกษ์โดยตรง นั่นก็คือมันก็ใช้เวลามากขึ้นเช่นเดียวกัน ปรากฏการณ์นี้เปรียบได้กับเสียงก้องที่เราได้ยินเมื่อตะโกนเข้าไปในห้องโถงกว้าง เราจะได้ยินเสียงตัวเองก่อน เสียงที่สะท้อนผนังด้านใกล้เราก็สะท้อนมาให้เราได้ยินก่อนเสียงที่ไปสะท้อนยังผนังด้านไกล
วิวัฒนาการของ แสงก้อง จาก V838 Mon ภายในกลุ่มดาวม้าเขาเดียว
Credits: NASA, ESA and H. Bond (STScI)
กล้องฮับเบิลกลับไปบันทึกภาพดาวแปรแสง V838 Monocerotis อีกครั้งนับแต่การระเบิดเมื่อปี 2545 เพื่อเฝ้ามองวิวัฒนาการของ light echo จากระบบดาวดังกล่าว ล่าสุดเราได้ภาพถ่ายสองใบที่ให้มุมมองที่น่าสนใจต่อระบบดาวแปรแสงนี้ ด้วยอุปกรณ์กล้องถ่ายภาพขั้นสูง(Advanced Camera) บนกล้องฮับเบิลทำให้เราได้ ภาพแรกซึ่งถ่ายไว้เมื่อเดือนพฤษภาคม 2548 และภาพที่สองพึ่งถ่ายได้เมื่อเดือนกันยายน 2549 ทั้งสองภาพแสดงโครงสร้างคล้ายก้นหอยและลมหมุนภายในฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์ซึ่ง
มองเห็นได้บางส่วน ซึ่งเป็นไปได้ว่าเกิดจากอิทธิพลของเส้นสนามแม่เหล็กภายในอวกาศระหว่างดาวฤกษ์
แสงก้องจาก V838 Monocerotis ในปี 2545 Credit: NASA, ESA and H.E. Bond (STScI)
การสังเกตการณ์ด้วยกล้องฮับเบิลเพื่อวัดระยะทางของ V838 Mon โดยใช้เทคนิค polarisation ของแสงสะท้อน กล้องฮับเบิลมีแผ่นกรองแสงแบบ polarize ซึ่งยอมให้คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่สั่นในบางทิศทางเข้ามาเท่านั้น ผลที่ได้คือระยะทางประมาณ 20,000 ปีแสง นี่หมายความว่าขณะที่มันประทุ ดาวดวงนี้จะเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในทางช้างเผือกเลยทีเดียว อย่างไรก็ดีสาเหตุที่เกิดการระเบิดนั้นยังคงเป็นปริศนา นักดาราศาสตร์หลายท่านอธิบายว่ามันอาจเกิดจากการชนระหว่างดาวฤกษ์สองดวง
เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------
กาแลกซีเมฆแมกเจลเลนในสายตาของ AKARI
AKARI's view of Large Magellanic Cloud star formation at work
November 6th, 2006
Adapted from: www.esa.int
ปฏิบัติการกล้องโทรทรรศน์อวกาศ AKARI อันเกิดจากความร่วมมืดระหว่างองค์การสำรวจด้วยอวกาศยานแห่งญี่ปุ่น (Japan Aerospace Exploration Agency :JAXA) กับองค์การอวกาศยุโรป (ESA) กำลังเข้าสู่ช่วงสุดท้ายของภารกิจถ่ายภาพท้องฟ้าทุกทิศทาง และจากภารกิจดังกล่าวกล้อง AKARI ก็ได้มอบภาพกาแลกซีเมฆของแมกเจลเลนใหญ่( Large Magellanic Cloud : LMC)ในย่านรังสีอินฟราเรด พร้อมทั้งรายละเอียดที่น่าสนใจบางประการ
LMC เป็นกาแลกซีเพื่อนบ้านของทางช้างเผือก อยู่ห่างจากเรา 160,000 ปีแสง (ซึ่งนับว่าใกล้มากเมื่อเทียบกับกาแลกซีอื่นๆ) ภายในกลุ่มดาว Dorado ของท้องฟ้าซีกใต้ กาแลกซีนี้ประกอบด้วยดาวฤกษ์ประมาณ 10,000 ล้านดวง หรือประมาณ 1 ใน 10 ของดาวฤกษ์ในทางช้างเผือก เมื่อมองในตอนกลางคืนจะเห็นเหมือนกับเมฆมัวขนาดใหญ่โดยมีเมฆขนาดเล็กที่เรียกว่า Small Magellanic Cloud อยู่ด้วย กาแลกซีเพื่อนบ้านทั้งสองตั้งชื่อตาม Magellan นักเดินเรือในศตวรรษที่ 16 ผู้ค้นพบ เมฆ ดังกล่าวในขณะเดินทางสำรวจโลก
กรอบสีแดงคือบริเวณที่ถ่ายภาพในย่าน far-infrared
กรอบสีเขียวคือบริเวณที่ถ่ายในย่าน near- และ mid- infrared
Credit:Mr. Motonori Kamiya
ภาพถ่าย LMC นี้ ถูกบันทึกในย่านรังสีอินฟราเรดโดยอุปกรณ์ Far-Infrared Surveyor(FIS) ซึ่งติดตั้งบนยาน AKARI ภายในภาพให้รายละเอียดของการกระจาย มวลสารทั้งฝุ่นและก๊าซภายในกาแลกซี เกล็ดฝุ่นภายในเมฆระหว่างดาวจะถูกแผดเผาโดยแสงดาวฤกษ์เกิดใหม่ พร้อมกันนั้นก็จะแผ่พลังงานออกมาในรูปคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในย่านรังสีอินฟราเรด(ตามอุณหภูมิของมัน) ดังนั้นการแผ่รังสีอินฟราเรดนี้จะช่วยบ่งชี้ว่ามีดาวฤกษ์เกิดใหม่อยู่ ณ บริเวณใดบ้าง
ภาพกาแลกซีเมฆของแมกเจลเลนใหญ่ ซึ่งได้จากการรวมภาพถ่ายในย่านรังสีอินฟราเรดความยาวคลื่น 60, 90 และ 140 ไมโครเมตร
มีเนบิวลา Tarantula อยู่ทางซ้ายล่าง ภายในพื้นที่ท้องฟ้า 17,000 x 17,000 ปีแสง
Credit: JAXA
ธรรมชาติของ LMC ถูกเปิดเผยโดยการกระจายตัวของมวลสารระหว่างดาวและดาวฤกษ์ บริเวณกลุ่มมวลสารรูปร่างคล้ายจานที่ซึ่งดาวฤกษ์จำนวนมากรวมกันอยู่ภายในโครงสร้างคล้าย กระสวย ในครึ่งล่างของภาพ แสดงให้เห็นว่ามีกลุ่มสสารถูกแยกออกมาจาก LMC อย่างน้อยสองกลุ่ม นักดาราศาสตร์เชื่อว่าอาจเป็นอิทธิพลจากแรงโน้มถ่วงของ LMC เอง กับทางช้างเผือก ส่วนบริเวณสว่างๆ ด้านซ้ายล่างของภาพคือเนบิวลา Tarantula ซึ่งเปรียบได้เป็นโรงงานผลิตดาวฤกษ์ได้เลยทีเดียว
ภาพในช่วงคลื่น near- and mid-infrared (3 , 7 และ 11 ไมโครเมตร) แสดงส่วนประกอบของ LMC จุดขาวๆ ในภาพคือดาวฤกษ์อายุมากภายในกาแลกซีดังกล่าว Credit: JAXA
ภาพที่สองถ่ายในช่วงรังสีอินฟราเรด ทั้งช่วงใกล้ย่ายแสงขาว และช่วงกลาง (near- and
mid-infrared wavelengths) โดยกล้องถ่ายภาพอินฟราเรด (Infrared Camera : IRC)
แสดงภาพมุมใกล้บางส่วนของ Large Magellanic Cloud
ภาพนี้แสดงดาวฤกษ์อายุมากจำนวนมากซึ่งปรากฎตัวเป็นจุดสีขาว
พร้อมทั้งเมฆก๊าซระหว่างดาว
ที่ช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถศึกษาวิธีการที่ดาวจะหมุนเวียนก๊าซที่เป็นองค์ประกอบของดาวกลับสู่ความเป็นสสารระหว่างดาวในบั้นปลายของชีวิต
ทั้งหมดนี้คือข้อมูลใหม่ล่าสุดจากยานอวกาศ AKARI ซึ่งจะช่วยปลดล๊อกกล่องแห่งความลับของการกำเนิดและวิวัฒนาการของกาแลกซีเมฆของแมกเจลเลนใหญ่และกาแลกซีทางช้างเผือกของเราเอง
เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------
Uranus Has a Dark Spot
November 3rd, 2006
Adapted from: www.space.com
ภาพดาวยูเรนัสเผยจุดมืดจุดแรกบนซีกเหนือของดาวเคราะห์ ทศวรรษที่ผ่านมา นักดาราศาสตร์เฝ้าสังเกตการณ์ดาวยูเรนัสแล้วพบจุดสว่างหลายจุด ทั้งในย่านแสงสีแดงและอินฟราเรด แต่ล่าสุดทีมนักดาราศาสตร์นำโดย Lawrence Sromovsky แห่งมหาวิทยาลัย Wisconsin รวมถึง Kathy Rages จากสถาบัน SETI , Heidi Hammel แห่งสถาบัน Space Science และ Patrick Fry แห่งมหาวิทยาลัย Wisconsin ใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลสำรวจพบจุดมืดบนดาวยูเรนัส เมื่อวันที่ 23 สิงหาคม 2549 จากนั้นในวันถัดมาพวกเขาก็พบจุดมืดอีกบริเวณใกล้ขอบดวง ซึ่งเป็นหลักฐานที่แสดงว่าจุดมืดมี ช่วงชีวิต อย่างน้อยๆ ก็เป็นวันๆ ด้าน Mark Showalter และคณะ จากสถาบัน SETIก็ใช้กล้องฮับเบิลสำรวจวงแหวนและบริวารของดาวเคราะห์ดวงนี้ แล้วได้รูปที่ถ่ายเมื่อวันที่ 16 มิถุนายน ก็มีจุดมืด ซึ่งเป็นเวลา2 เดือน ที่กลุ่มของ Lawrence จะค้นพบ นี่หมายความว่าจุดมืดบนดาวยูเรนัสจุดนี้มีช่วงชีวิตอย่างน้อย 2 เดือน
เมื่อปี 2532 ยาน Voyager 2 ถ่ายภาพนี้มาจากดาวเนปจูน ในภาพแสดงเมฆรูปไข่สี่แห่ง
โดยเมฆสีมืดๆ อยู่ทางขอบซ้ายของดาวและโคจรรอบดาวยูเรนัสทุกๆ 8 ชั่วโมง
Credit:NASA/JPL
ผลการสังเกตการณ์ของ
Lawrence ชี้ว่ามีจุดสว่างอยู่ทางด้านเหนือของจุดมืด เช่นเดียวกับภาพถ่ายจากยาน
Voyager ที่พบจุดมืดใหญ่บนดาวเนปจูน (Neptune's Great Dark Spot)
อยู่คู่กับจุดสว่าง
นับเป็นเรื่องน่าตื่นเต้นสำหรับด้านเหนือของดาวยูเรนัสที่กำลังเข้าสู่ฤดูใบไม้ผลิหลังจากช่วงฤดูหนาวอันมืดมิดนานนับหลายทศวรรษ
จุดสว่างบนยูเรนัสอยู่ที่ละติจูด 30
องศาเหนือซึ่งเป็นพื้นที่เดียวกับที่เคยพบจุดสว่างครั้งก่อนหลายต่อหลายครั้ง
และดูเหมือนว่าจุดสว่างจะไม่เชื่อมต่อกับจุดมืด
และบางทีอาจจะแค่เคลื่อนผ่านกันไปเท่านั้น
แกนหมุนของยูเรนัส(เส้นตรงสีเหลือง) เอียงทำมุมเกือบขนานกับระนาบวงโคจร ทำให้ดาวยูเรนัสดูเหมือนจะกลิ้งไปรอบๆ ดวงอาทิตย์
Credit :http://www.physics.hku.hk/~nature/CD/regular_e/lectures/images/chap09/uranus_orbit.jpg
ดาวยูเรนัสเป็นดาวเคราะห์ที่มีแกนหมุนเอียงถึง 98 องศา ทำให้ดูเหมือนว่ามันกลิ้งไปรอบๆ ดวงอาทิตย์ ดังนั้นหนึ่งวันบนดาวยูเรนัสจึงเท่ากับหนึ่งปีของตัวมันเองซึ่งใช้เวลาประมาณ 85 ปี ของโลก และในช่วงนี้ดาวยูเรนัสกำลังจะหันขั้วเหนือซึ่งตกอยู่ภายใต้เงามืดมานาน เข้าหาดวงอาทิตย์เสียที
ลมหมุนและหมู่เมฆในชั้นบรรยากาศของยูเรนัส ทำให้เกิดกระแสหลุมหมุนสีดำขนาดใหญ่ประมาณ 2 ใน 3 ของประเทศสหรัฐอเมริกา
Credit: NASA, ESA, L. Sromovsky and P. Fry / University of Wisconsin
แต่เดิม สิ่งที่พบบนดาวยูเรนัสก็คือจุดสว่างเล็กๆ ซึ่งนักวิทยาศาสตร์คาดว่าอาจเกี่ยวข้องกับพายุฝนในบรรยากาศชั้นสูงของยูเรนัส ส่วนจุดมืดที่ค้นพบใหม่นี้อาจเกิดจากการที่ชั้นเมฆมีเทนชั้นที่ต่ำลงไปบางลงๆ
สำหรับเป้าหมายในวันข้างหน้าเมื่อยูเรนัสผ่านตำแหน่ง equinox ไปแล้วจะถือว่าขั้วเหนือเข้าสู่ฤดูใบไม้ผลิอย่างเต็มตัว มีแสงดวงอาทิตย์ส่องเป็นเวลานานนับ 20 ปี นับเป็นโอกาสอันดีที่กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินจะสังเกตการณ์ดาวเคราะห์ดวงนี้ และจะติดตามความแปรเปลี่ยนหรือวิวัฒนาการของจุดมืดดังกล่าวได้อย่างมีประสิทธิภาพยิ่งขึ้น ทีมนักวิจัยทีมดังกล่าวหวังว่าจะได้ศึกษาจุดสว่างบนขั้วเหนือว่าจะแตกต่างหรือคล้ายคลึงกับจุดสว่างที่ขั้วใต้อย่างไรบ้าง
เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------
Star Explosion is Surprisingly Neat & Tidy
November 1st, 2006
Adapted from: www.space.com
นักวิทยาศาสตร์เผย ดาวฤกษ์ที่ระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา ไม่ได้ถูกฉีกออกเป็นชิ้นๆ อย่างไร้ระเบียบ แต่กระจายมวลสารของมันออกมาอย่างมีแบบแผน Jessica Ennis แห่งมหาวิทยาลัยมิเนโซตา และทีมวิจัยทำการศึกษาซากซูเปอร์โนวา (supernova remnant) Cassiopeia A (Cas A) ซึ่งอยู่ภายในกาแลกซีทางช้างเผือก ห่างจากโลก 10,000 ปีแสง ภายในกลุ่มดาว Cassiopeia โดยขณะที่มันเป็นดาวฤกษ์มีมวลถึง 15 ถึง 20 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ และเช่นเดียวกับดาวฤกษ์มวลมากทั้งหลาย ดาวฤกษ์เดิมของCas A ครั้งหนึ่งเป็นดาวที่มีโครงสร้างเป็นระเบียบแบบแผน ประกอบด้วยชั้นของธาตุต่างๆ โดยชั้นนอกสุดเป็นธาตุเบาอย่างไฮโดรเจน ชั้นกลางเป็นธาตุหนักอย่างเช่น นีออน ส่วนแกนกลางของดาวเป็นธาตุที่หนักที่สุดอย่างเช่น เหล็ก เปรียบได้กับชั้นต่างๆ ของหัวหอม
มวลสารรอบๆ Cassiopeia A ถูกทำให้ร้อนโดย forward shock wave(สีน้ำเงิน) ส่วนมวลสารที่ปรากฎในรูปเป็นสีเขียว
เหลือง และแดง ถูกทำให้ร้อนโดย reverse wave Credit : NASA/JPL-Caltech/Univ. Of Minn
ตราบจนถึงปัจจุบันนักวิทยาศาสตร์ไม่สามารถอธิบายได้ว่าอะไรเกิดขึ้นขณะที่ดาวฤกษ์ระเบิด ประเด็นหนึ่งที่วิพากษ์วิจารณ์กันก็คือดาวฤกษ์ระเบิดอย่างมีหรือไม่มีแบบแผนกันแน่ และถ้าหากแต่ละชั้นของดาวกระจัดกระจายออกมาอย่างมีรูปแบบ แต่ละชั้นก็ควรจะสังเกตเห็นได้ภายในเศษซากดาวที่กำลังขยายตัวออกมา ทว่าผลการสังเกตการณ์กลับได้ข้อมูลเพียงบางส่วนของบางชั้นเท่านั้น ส่วนอื่นๆ ไม่สามารถสังเกตได้
ไดอะแกรมแสดงส่วนประกอบของซูเปอร์โนวาคลื่นกระแทกแบบ forward shock ซึ่งเคลื่อนที่ออก และ reverse shock ซึ่งเคลื่อนที่เข้า Credit:http://cosmos.swin.edu.au/lookup.html?e=supernovaremnant
กล้องโทรทรรศน์อวกาศที่ทำหน้าที่ศึกษาเอกภพในย่านรังสีอินฟราเรดอย่างกล้อง Spitzer จะช่วยให้นักดาราศาสตร์ได้เห็นในสิ่งที่ไม่เคยเห็น เมื่อดาวฤกษ์มวลมากระเบิดมันจะสร้างคลื่นกระแทก(shock wave) ออกมาสองชนิด อย่างแรกคือ forward shock wave ซึ่งเคลื่อนที่ออกมาด้วยความเร็วสูง อย่างในกรณีของ Cas A คลื่นกระแทกชนิดดังกล่าวเคลื่อนที่ด้วยอัตราเร็วเหนือเสียง 7,400 กิโลเมตรต่อวินาที เมื่อ forward wave ชนกับมวลสารที่ถูกผลักออกมาจากการระเบิด ก็จะเกิด reverse shock wave ตามหลัง forward shock wave ด้วยอัตราเร็วต่ำกว่าเล็กน้อย สสารที่ถูกสาดกระจายออกมาเร็วกว่าจะชนกับคลื่นกระแทกก่อนทำให้มีเวลามากพอที่จะร้อนขึ้นจนสามารถเปล่งรังสีเอกซ์และแสงที่ตามนุษย์มองเห็น ส่วนที่เหลือจะชนกับคลื่นกระแทกภายหลังดังนั้นมันจึงเย็นกว่าและแผ่รังสีอินฟราเรด ซึ่งไม่สามารถสังเกตได้หากไม่ใช้กล้องสปิตเซอร์ สสารส่วนที่ตามหลังมาประกอบก๊าซและฝุ่นที่ประกอบด้วยธาตุนีออน ออกซิเจน และอลูมิเนียม อันเป็นธาตุที่อยู่ในชั้นกลางของดาวฤกษ์เดิม
ก่อนจะระเบิด Cassiopeia A มีชั้นของธาตุต่างๆ ราวกับหัวหอม โดยธาตุหนักอยู่ที่แกนกลางและธาตุที่เบาที่สุดอยู่ที่ผิวดาว
และเมื่อดาวฤกษ์ระเบิดธาตุต่างๆ ก็ขยายตัวออกมาเป็นชั้นๆ เช่นกัน Credit: NASA/JPL-Caltech
สิ่งนี้หมายความว่าในการระเบิดตัวเองเป็นซูเปอร์โนวานั้น สสารแต่ละชั้นของดาวจะขยายตัวออกมาเป็นชั้นๆ โดยชั้นนอกสุดจะออกมาก่อนแล้วตามด้วยชั้นลึกลงไปตามลำดับ ซูเปอร์โนวาจึงถือได้ว่าเป็นการระเบิดอย่างมีแบบแผน
เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล
----------------------------------------------------------
