January 2007

ปริศนาชั้นบรรยากาศดาวเสาร์ยิ่งศึกษายิ่งลึกลับ

Hot New Mystery Surrounds Saturn

January 29^th, 2007

Adapted from: www.space.com

หลายปีมาแล้ว นักดาราศาสตร์ทราบดีว่าชั้นบรรยากาศชั้นบนของดาวเสาร์ และดาวเคราะยักษ์ที่ห่อหุ้มด้วยก๊าซหนาแน่น มีอุณหภูมิสูงเกินกว่าจะอธิบายได้ด้วยการดูดกลืนแสงอาทิตย์

ปรากฎการณ์ดังกล่าวถูกอธิบายด้วยกลไกที่คล้ายกับการเกิดแสงเหนือแสงใต้ (Aurora) บนโลก พลังงานแม่เหล็กภายในแมกนีโตสเฟียร์ (Magnetosphere) ทำให้เกิด Aurora และทำให้ชั้นบรรยากาศส่วนบนร้อนขึ้น

ภาพจำลองของแสงเหนือแสงใต้บนขั้วดาวเสาร์บริเวณด้านกลางคืน

Credit : John Clarke, Denis Grodent, ESA, and NASA

สำหรับดาวเคราะห์ยักษ์หลายดวงนักดาราศาสตร์ค้นพบ Aurora บริเวณขั้วดาวมานานแล้ว โดยอธิบายว่าความร้อนที่ถูกสร้างขึ้นจาก Aurora ถูกพามายังบริเวณศูนย์สูตรของดาวเคราะห์ด้วยกระบวนการที่เป็นปริศนาบางอย่าง

แต่ผลการคำนวณใหม่ซึ่งตีพิมพ์ลงในนิตยสาร Nature พบว่าหากกระบวนการนี้เกิดขึ้นจริง อย่างเช่นบนดาวเสาร์ มันควรจะทำให้ชั้นบรรยากาศส่วนบนบริเวณศูนย์สูตรมีอุณหภูมิต่ำลงไม่ใช่สูงขึ้น นั่นย่อมทำให้ปริศนาดังกล่าวยิ่งลึกลับดำมืดเข้าไปอีก

ภาพซ้อนแสดง aurora (ในความยาวคลื่นอื่น) บนขั้วเหนือของดาวพฤหัสบดีที่เป็นภาพจาก optical light

Credit : John Clarke, Denis Grodent, ESA, and NASA

Alan Aylward จาก University College London หนึ่งในกลุ่มวิจัยอธิบายว่า “เราจำเป็นต้องทดสอบสมมติฐานพื้นฐานเกี่ยวกับชั้นบรรยากาศดาวเคราะห์เสียใหม่ และอะไรที่เป็นตัวการทำให้ชั้นบรรยากาศส่วนบนร้อนขึ้น”

บางทฤษฎียังคงใช้ได้อยู่ อย่างเช่น คลื่นลอยตัว (Buoyancy Wave) ที่ถูกสร้างขึ้นบริเวณชั้นบรรยากาศส่วนล่าง แล้วถ่ายทอดพลังงานขึ้นไปยังชั้นบรรยากาศส่วนบน

แสดงการแผ่ความร้อนของดาวเสาร์ จุดสีขาวที่ขั้วใต้คือบริเวณที่มีอุณหภูมิสูง

ส่วนบริเวณศูนย์สูตรดาวมีอุณหภูมิต่ำเนื่องจากอยู่ภายในร่มเงาของวงแหวน

Credit : http://saturnplanet.quickseek.com/

การไขปริศนานี้จะเป็นประโยชน์ต่อการศึกษาความเป็นไปของชั้นบรรยากาศโลกด้วย เนื่องจากดาวเคราะห์หลายดวงสามารถสูญเสียก๊าซในชั้นบรรยากาศออกไปได้ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ยิ่งโมเลกุลก๊าซได้รับความร้อนมากเท่าไหร่มันก็จะได้รับพลังงานจลน์มากพอที่จะหนีจากแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ออกไป ตัวอย่างเช่น ดาวเคราะห์วงในอย่างดาวพุธที่แทบไม่มีชั้นบรรยากาศเลย เนื่องจากร้อนจนก๊าซหนีออกไปหมด หรืออย่างดาวอังคารที่แรงโน้มถ่วงต่ำเกินไปจนแทบรั้งก๊าซร้อน ๆ ในชั้นบรรยากาศส่วนบนไว้ไม่ได้ ยิ่งนักวิทยาศาสตร์สามารถเข้าใจกลไกการให้ความร้อนต่อชั้นบรรยากาศส่วนบน นอกเหนือจากความร้อนจากแสงดวงอาทิตย์ได้มากเท่าไร ก็จะยิ่งช่วยทำความเข้าใจวิวัฒนาการของชั้นบรรยากาศโลกได้ดีขึ้น

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

ใจกลางกาแลกซีกำลังเล่นซ่อนหา

Integral Sees the Galactic Centre Playing Hide and Seek

January 23^rd, 2007

Adapted from: www.esa.int

หอสังเกตการณ์รังสีแกมมา Integral พบแหล่งกำเนิดรังสีและอนุภาคพลังงานสูงที่อยู่รอบ ๆ หลุมดำใจกลางกาแลกซีทางช้างเผือกอยู่ ๆ ก็ค่อย ๆ เลือนลงไปชั่วขณะหนึ่ง เหตุการณ์ไม่ปกตินี้ทำให้นักดาราศาสตร์พบเทหวัตถุที่มีความสว่างต่ำและอาจกลายถูกดูดตกลงไปในหลุมดำดังกล่าว

บริเวณ Bulge ของกาแลกซีคือส่วนที่โป่งนูน ณ ศูนย์กลางกาแลกซี

Credit : http://www.astrobio.nau.edu/~koerner/ast180/lectures/pic/cdrom/art_low-res/ch14/figure-14-08.jpg

ใจกลางกาแลกซีทางช้างเผือกเป็นสถานที่ที่อุดมไปด้วยพลวัตมากที่สุดแห่งหนึ่งในกาแลกซี นักดาราศาสตร์พบว่ามันเป็นที่อยู่ของหลุมดำมวลยวดยิ่ง (Supermassive Black Hole) Sagittarius A* (อ่านว่า เอ สตาร์) ด้วยปฏิบัติการ Integral ขององค์การอวกาศยุโรป ซึ่งส่งดาวเทียมสังเกตการณ์ในย่านรังสีเอกซ์ออกไปในอวกาศเพื่อติดตามความเปลี่ยนแปลงของสภาพแวดล้อมบริเวณที่เรียกว่า Bulge ของกาแลกซีนับแต่เดือนกุมภาพันธ์ 2548 จนถึงปัจจุบัน ด้วยดาวเทียม Integral ทำให้นักวิจัยจาก ESA ค้นพบแหล่งกำเนิดรังสีพลังงานสูงภายในbulge แล้วประมาณ 80 แห่ง ซึ่งส่วนใหญ่เป็นระบบเทหวัตถุคู่รังสีเอกซ์ (X-ray Binary)

ใจกลางกาแลกซีทางช้างเผือก แสดงแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์และรังสีแกมมาความเข้มสูง

จากอุปกรณ์ IBIS/ISGRI บนยาน Integral ขณะที่แหล่งกำเนิดความเข้มสูงยังไม่หรี่ลง

Credits : ESA/ISDC

ระบบเทหวัตถุคู่รังสีเอกซ์ประกอบขึ้นจากดาวฤกษ์สองดวงโคจรรอบกันและกัน ดวงหนึ่งเป็นดาวฤกษ์ธรรมดา ส่วนอีกดวงเป็นซากดาวฤกษ์ อย่างเช่น ดาวแคระขาว(White Dwarf) ดาวนิวตรอน(Neutron) หรือแม้แต่หลุมดำ(Black Hole) ถ้าหากดาวทั้งสองเข้าใกล้กันมากพอที่แรงโน้มถ่วงจากซากดาวสามารถดูดเอาก๊าซจากดาวฤกษ์ปกติมาได้ ขณะที่ก๊าซที่ถูกขโมยมาดังกล่าวหมุนเป็นวนและตกลงไปในซากดาว ก๊าซจะร้อนขึ้นจนมีอุณหภูมิหลายล้านองศาเซลเซียสจนแผ่รังสีเอกซ์และรังสีแกมมาออกมา ส่วนรังสีเอกซ์หรือรังสีแกมมาเรย์จะมีความเข้มข้นเท่าใดนั้นก็ขึ้นอยู่ปริมาณก๊าซที่ตกลงไปในซากดาว

ใจกลางกาแลกซีทางช้างเผือก แสดงแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์และรังสีแกมมาความเข้มสูง จากอุปกรณ์ IBIS/ISGRI บนยาน Integral

ขณะที่แหล่งกำเนิดความเข้มสูงล้วนหรี่ลง เช่น micro-quasar 1E 1740.7-2942 ซึ่งปกติจะสว่างกว่าวัตถุอื่นๆ

แต่ในภาพกลับหรี่ลงไป เช่นเดียวกับ Sagittarius A* (ตำแหน่ง 1)

Credits : ESA/ISDC

สืบเนื่องจากผลการเก็บข้อมูลเมื่อเดือนเมษายนปีที่แล้ว รังสีพลังงานสูงจากแหล่งกำเนิดรังสีประมาณ 10 แห่ง ที่ใกล้ใจกลางกาแลกซีที่สุด มีความเข้มข้นของแสงลดลงชั่วระยะเวลาหนึ่ง ซึ่งมีความเป็นไปได้ว่ามีแรงลึกลับบางอย่างก่อกวนพวกมันจนต้องหยุดกิจกรรมตามปกติชั่วคราว

ปรากฎการณ์นี้ทำให้นักดาราศาสตร์สามารถประมาณความสว่างต่ำที่สุดของรังสีที่แผ่ออกมาจากระบบเทหวัตถุคู่รังสีเอกซ์ รวมทั้งได้เก็บข้อมูลจากระบบเทหวัตถุอื่น ๆ ที่ไม่เคยพบมาก่อนเพราะรังสีความเข้มสูงจากแหล่งกำเนิดรังสีที่หรี่ลงไปนั้นกลบเอาไว้

ซึ่งอาจเป็นระบบเทหวัตถุคู่รังสีเอกซ์หรือเมฆโมเลกุลขนาดใหญ่ที่แผ่รังสีพลังงงานสูงออกมาเมื่อมีอันตรกิริยากับซูเปอร์โนวาในอดีต นอกจากนี้ยังมีความเป็นไปได้ที่จะมีรังสีพลังงานสูงความเข้มข้นต่ำออกมาจากหลุมดำใจกลางกาแลกซี

ภารกิจเฝ้าติดตาม เหตุการณ์ในใจกลางกาแลกซีทางช้างเผือกของดาวเทียม Integral ยังคงดำเนินต่อไปตลอดปีนี้ โดยเผยแพร่ข้อมูลทุกๆ หนึ่งหรือสองวัน ผ่านทางชุมชนทางวิทยาศาสตร์ในเวบเพจของ Integral Science Data Centre (IDSC), นครเจนีวา สวิตเซอร์แลนด์

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

หลุมดำเขมือบของว่างขนาดเท่าดาวเคราะห์

Black Hole Grabs Planet-Sized Snack

January 23^rd, 2007

Adapted from: www.space.com

พบการประทุในย่านรังสีเอกซ์จากหลุมดำมวลยวดยิ่ง (Supermassive Black Hole) ณ ใจกลางกาแลกซีทางช้างเผือก (Milky Way) ทำให้เมฆก๊าซรอบ ๆ หลุมดำสุกสว่างขึ้นจนตรวจจับได้

Sagittarius A* อยู่ห่างจากโลก 27,000 ปีแสง เป็นหลุมดำมวลยวดยิ่งที่ทำหน้าที่เป็นแกนกลางของกาแลกซีทางช้างเผือก ซึ่งคาดกันว่ามีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์นับ 3 ล้านดวง มันถูกล้อมรอบด้วยเมฆก๊าซที่อุดมไปด้วยโลหะ (Iron-Rich) ปริมาณมหาศาล ซึ่งเรืองสว่างและแผ่รังสีเอกซ์ได้ด้วยตนเองหากถูกชนโดยโฟตอนหรืออิเลคตรอน

ภาพจากกล้องจันทราแสดงหลักฐานสำหรับแสงก้อง (Light Echo) จาก หลุมดำ Sagittarius A*

Credit : NASA/CXC/Caltech/M.Muno et al

ไม่มีกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์ใดสามารถจับภาพการประทุครั้งดังกล่าวจากหลุมดำดังกล่าวได้ทัน เนื่องจากสัญญาณการประทุมาถึงโลกเมื่อ 60 ปีก่อน แต่นักดาราศาสตร์สามารถระบุว่าเกิดเหตุการณ์ดังกล่าวด้วยข้อมูลจาก “แสงก้อง” (Light Echoes) ที่ออกมาจากเมฆก๊าซโดยการบันทึกภาพของหอสังเกตการณ์รังสีเอกซ์จันทรา

แสงก้องคือปรากฎการณ์ที่แสงซึ่งออกมาจากแหล่งกำเนิดแรก (ในที่นี้คือการประทุของหลุมดำ) แล้วสะท้อนเทหวัตถุอื่นอย่างเช่นฝุ่นหรือก๊าซก่อนที่จะเดินทางมายังโลก ผลการสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศจันทราตลอดระยะเวลาหลายปีช่วยให้นักวิทยาศาสตร์สามารถศึกษารูปแบบการเรืองสว่างของก๊าซที่ถูกคลื่นพลังงานเคลื่อนที่ผ่านในแต่ละแห่งและเวลาใด ๆ

ใจกลางกาแลกซีทางช้างเผือกคือหลุมดำ Sagittarius A* (อ่านว่า เอ สตาร์)

Credit : Kassin, LaRosa, Lazio, & Hyman 1999

เป็นที่ทราบกันดีว่า  Sagittarius  A*  เกิดการประทุขนาดเล็กมาหลายครั้งประทุทุก ๆ 100 ปีหรือนานกว่าเล็กน้อย  แต่ครั้งล่าสุดกลับให้แสงสว่างมากกว่าครั้งไหน ๆ ถึง 1,000 เท่า และเกิดยาวนานกว่า 1,000 เท่าอีกด้ว คาดกันว่า Sagittarius A* ถูกล้อมรอบด้วยวงแหวนสสารที่หมุนวนรอบหลุมดำ นักวิจัยตั้งสมมติฐานว่ามีบางสิ่งที่ไปรบกวนการหมุนของวงแหวน จนทำให้สสารมวลเท่าดาวพุธตกลงไปในหลุมดำแล้วกระตุ้นให้เกิดการประทุ

เปรียบเทียบควอซาร์ที่ไม่มีกาแลกซีให้อยู่ (ซ้ายมือ) กับควอซาร์ปกติภายในกาแลกซีจะเห็นว่าควอซาร์สว่างกว่าดาวฤกษ์ภายในกาแลกซีเดียวกันรวมกัน

Credit : NASA/ESA, ESO, Frédéric Courbin (Ecole Polytechnique Federale de Lausanne, Switzerland)

& Pierre Magain (Universite de Liege, Belgium)

อย่างไรก็ตาม Sagittarius A* ก็ยังไม่ถือว่าน่าทึ่งมากมายนักเมื่อเปรียบเทียบกับหลุมดำมวลยวดยิ่งที่เป็นแกนกลางกาแลกซีอื่น ๆ คำตอบของปัญหาอาจอยู่ภายในวิวัฒนาการของกาแลกซี ในขณะที่ทางช้างเผือกของเรามีอายุหลายพันล้านปี ส่วนการประทุที่น่าสนใจกว่าภายใน ควอซาร์ กาแลกซีรุ่นใหม่ ที่มีหลุมดำซึ่งสามารถส่องสว่างกลบแสงดาวภายในกาแลกซีที่มันอยู่ได้ทั้งหมด พลังงานของ Sagittarius A* แทบจะเปรียบเทียบกับควอซาร์ไม่ได้เลย คำถามคือเหตุใดหลุมดำใจกลางทางช้างเผือกของเราจึงได้สลัวเช่นนั้น นักวิจัยสรุปว่าอาจเป็นเพราะดาวฤกษ์และก๊าซแทบไม่เข้าใกล้หลุมดำ Sagittarius A* จนเป็นอันตรายต่อการถูกดูดตกลงไปจนแผ่รังสีในปริมาณเข้มข้นกว่าดาวฤกษ์อื่น ๆ ภายในกาแลกซี

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

ดาวเคราะห์ยักษ์กับลมที่เร็วกว่าเสียง

Giant Planets Pack Supersonic Winds

January 23^rd, 2007

Adapted from: www.space.com

นักดาราศาสตร์พบลมในดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะสามดวงรุนแรงเสียจนอุณหภูมิคงที่เหมือนอยู่ในเตาอบ  แม้ว่าด้านกลางคืนของดาวเคราะห์จะไม่เคยได้รับแสงจากดาวฤกษ์แม่ก็ตาม

ดาวเคราะห์ประเภท ดาวพฤหัสบดีร้อน (Hot Jupiters) เป็นดาวที่มีมีขนาดและชั้นบรรยากาศที่เป็นก๊าซหนาแน่นเช่นเดียวกับดาวพฤหัสบดี แต่โคจรใกล้ดาวฤกษ์แม่มากกว่าดาวพฤหัสบดีโคจรรอบดวงอาทิตย์ทำให้อุณหภูมิผิวดาวร้อนมาก ซึ่งดาวเคราะห์ทั้งสามโคจรห่างจากดาวฤกษ์หลักประมาณ 8 ล้านกิโลเมตร ซึ่งใกล้กว่าระยะทางระหว่างดาวพุธกับดวงอาทิตย์

ภาพจากจินตนาการของศิลปินแสดงดาวเคราะห์คล้ายดาวพฤหัสบดีในระบบดาว HD209458

Credit : NASA and G. Bacon (STScI) STScI-PRC01-38

เมื่อเดือนตุลาคมปีที่แล้วมีการค้นพบดาวพฤหัสบดีร้อน Upsilon Andromeda b ซึ่งมีอุณหภูมิร้อนราวกับหินหลอมแต่อีกครึ่งหนึ่งเย็นราวกับตู้แช่แข็ง นักวิจัยหลายคนคาดว่าด้านที่ถูกแสงแดดของดาวเคราะห์ดังกล่าวอาจหันเข้าหาดวงฤกษ์ของมันตลอดเวลาด้วยแรงไทดัล (Tidal force) เหมือนกับกรณีที่ดวงจันทร์หันด้านเดิมเข้าหาโลกเสมอซึ่งเกิดจากเวลาที่ใช้หมุนรอบตัวเองเท่ากับเวลาที่ดวงจันทร์ใช้โคจรรอบโลก ข้อสันนิษฐานอื่นคือ Upsilon Andromeda b อาจปลดปล่อยความร้อนที่ได้รับจากดาวฤกษ์ออกสู่อวกาศอย่างรวดเร็ว ก่อนที่ลมจะพาความร้อนไปยังด้านกลางคืนได้ทัน

ภาพจำลองดาวเคราะห์คล้ายดาวพฤหัสบดี Upsilon Andromeda b ที่โคจรอยู่ใกล้ดาวฤกษ์แม่มาก

Credit : NASA/JPL-Caltech.

ปลายปี 2548 นักวิจัยใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์วัดรังสีอินฟราเรดจากดาวฤกษ์แต่ละดวงบนวงโคจรของพวกมันดวงละ 8 ตำแหน่ง พวกเขาวัดความสว่างในย่านรังสีอินฟราเรดของดาวเคราะห์เมื่อด้านกลางวันหันมาทางโลก แต่เมื่อวัดในด้านกลางคืนบ้าง กลับพบว่าทั้งสองด้านกลับไม่มีความแตกต่างกัน ซึ่งแสดงว่าอุณหภูมิดาวเคราะห์ด้านกลางวันและด้านกลางคืนนั้นเท่ากันโดยประมาณ

ดาวเคราะห์ดังกล่าวมีอุณหภูมิสม่ำเสมอทั้งผิวที่ 925 องศาเซลเซียส นักวิทยาศาสตร์คาดว่าดาวเคราะห์เหล่านั้นมีลมที่มีความเร็วเหนือเสียง (Supersonic) ด้วยอัตราเร็ว 14,500 กิโลเมตรต่อชั่วโมง พัดกวนชั้นบรรยากาศให้ปั่นป่วนและทำให้อุณหภูมิทางด้านมืดของดาวไม่สามารถลดลงอย่างรวดเร็ว ซึ่งหากดาวเคราะห์ไม่มีลมดังกล่าว อุณหภูมิจะต่ำกว่านี้เล็กน้อย เนื่องจากดาวจะเย็นตัวลงเมื่อมันแผ่รังสีอินฟราเรด ความร้อนถูกดูดเก็บไว้จากด้านกลางวันจากนั้นลมความเร็วสูงก็พาความร้อนมายังด้านกลางคืนเพื่อแผ่รังสีอินฟราเรดออกไป

เปรียบเทียบรูปแบบดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะกับระบบสุริยะ

Credit : http://www.dhushara.com/book/quantcos/planets/plan.jpg

ดาวเคราะห์ทั้งสามได้แก่ 51 Pegasi, HD179949b และ HD209458b ซึ่งอยู่ห่างจากโลก 50, 100, และ 147 ปีแสง ตามลำดับ ด้วยวงโคจรที่ใกล้ดาวฤกษ์มาก โดยเฉพาะ 51 Pegasi เป็นดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะดวงแรกที่ถูกค้นพบ เมื่อปี 2538 หลังจากนั้นจำนวนดาวเคราะห์นอกระบบที่ถูกค้นพบก็มากขึ้นจนมากกว่า 200 ดวงแล้ว โดยส่วนใหญ่จัดอยู่ในประเภทดาวพฤหัสบดีร้อน นักดาราศาสตร์หลายคนหวังเอาไว้ว่าอาจค้นพบดาวเคราะห์ขนาดเล็กได้เมื่อเทคโนโลยีพัฒนาไปมากกว่านี้

เหตุที่ดาวพฤหัสบดีร้อนมีทั้งแบบที่อุณหภูมิอบอุ่นทั้งดวงหรือแบบที่มีความแตกต่างของอุณหภูมิผิวอย่างสุดขั้วยังคงเป็นปริศนา สาเหตุอาจเป็นเพราะองค์ประกอบทางเคมีภายในชั้นบรรยากาศ ซึ่งอาจมีส่วนต่ออัตราการดูดกลืนและแผ่ความร้อน และรวมทั้งลมก็สามารถนำความร้อนไปยังด้านกลางคืนได้ด้วย

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

พบกาแลกซีฮอบบิท

New 'Hobbit' Galaxies Discovered Around

January 23^rd, 2007

Adapted from: www.space.com

นักดาราศาสตร์พบกาแลกซีใหม่ 8 กาแลกซี ภายในกลุ่มกาแลกซีท้องถิ่น (Local Group of Galaxies) ที่เรียกกันเล่น ๆ ว่า กาแลกซีฮอบบิท (Hobbit) อันเป็นกาแลกซีขนาดเล็กที่สุดเท่าที่เคยค้นพบ

กลุ่มกาแลกซีท้องถิ่นคือกลุ่มกาแลกซีประมาณ 40 แห่ง ที่มีกาแลกซีทางช้างเผือก (Milky Way) กับ แอนโดรมีดา (Andromeda) เป็นสมาชิกที่มีขนาดใหญ่โดดเด่นกว่าเพื่อ ที่เหลือคือกาแลกซีบริวารขนาดเล็กที่เรียกว่า กาแลกซีแคระ (Dwarf Galaxy) ซึ่งตกอยู่ภายใต้แรงโน้มถ่วงของกาแลกซีใหญ่ กาแลกซีแคระซึ่งเป็นที่รู้จักกันดีคือ กาแลกซีเมฆของแมกเจลแลนใหญ่ (Large Magellanic Clouds) กับเมฆของแมกเจลแลนเล็ก (Small Magellanic Cloud)

กาแลกซีทางช้างเผือกและกาแลกซีอันโดรมีดา ภายในกลุ่มท้องถิ่นเดียวกัน

Credit : http://universe-review.ca/I03-09-LocalGroup.jpg

ด้วยภาพถ่ายจากโครงการสำรวจท้องฟ้า Sloan Digital Sky Survey (SDSS-II) ช่วยให้นักวิทยาศาสตร์ค้นพบกาแลกซีใหม่ 7 กาแลกซี ซึ่งตกอยู่ภายใต้แรงโน้มถ่วงของทางช้างเผือก ขณะที่กาแลกซีแห่งที่แปดได้รับอิทธิพลจากแรงโน้มถ่วงจากกาแลกซีอื่นๆ น้อยมากจนดูเหมือนเป็นกาแลกซีอิสระ

กาแลกซีใหม่ทั้งหมดมีขนาดเล็กและแสงสว่างน้อยกว่ากาแลกซีแคระอื่น ๆ ที่เคยค้นพบ โดยอยู่ในช่วงความสว่างตั้งแต่ 1,000 – 100,000 เท่าของความสว่างดวงอาทิตย์

เหตุที่ความสว่างค่อนข้างต่ำนั้นเป็นอาจเป็นเพราะดาวภายในกาแลกซีเหล่านั้นล้วนมีอายุมาก โดยเฉพาะ 7 กาแลกซี ล้วนมีดาวฤกษ์เก่าแก่เป็นส่วนใหญ่ กาแลกซีจำนวน 2 ใน 7 อยู่ในทิศทางของกลุ่มดาว Canes Venatici, ภายในกลุ่มดาวคนเลี้ยงสัตว์ (Bootes), กลุ่มดาวราศีสิงห์ (Leo), กลุ่มดาว Coma Berenices, กลุ่มดาวหมีใหญ่ (Ursa Major) และ กลุ่มดาวเฮอร์คิวลีส (Hercules) ล้วนมีกาแลกซีแคระใหม่ดังกล่าว กลุ่มดาวละ 1 กาแลกซี

นักวิจัยจากโครงการ SDSS-II ประกาศการค้นพบกาแลกซีแคระ 8 แห่ง บริวารของกาแลกซีทางช้างเผือก

ตามตำแหน่งที่ระบุในภาพ

Credit: Vasily Belokurov, SDSS-II, Astronomy magazine, Kalmbach Publishing Co

กาแลกซีแห่งที่ 8 ได้ชื่อว่า Leo T เป็นกาแลกซีที่น่าสนใจด้วยเหตุผลหลายประการ มันอยู่ห่างจากโลก 1.4 ล้านปีแสง ซึ่งไกลเสียจนดูเหมือนว่าเป็นอิสระจากแรงโน้มถ่วงของกาแลกซีใกล้เคียง, ไม่ถูกรบกวนโดยกาแลกซีทางช้างเผือกและกาแลกซีแคระอื่นๆ รวมทั้งมีทั้งดาวฤกษ์รุ่นเก่าและรุ่นใหม่ นอกจากนี้ Leo T ยังมีก๊าซไฮโดรเจนที่เป็นกลางทางประจุไฟฟ้าอยู่เป็นจำนวนมาก ซึ่งก๊าซดังกล่าวถือเป็นส่วนผสมหลักในการก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ นั่นหมายความว่ากาแลกซีแห่งนี้ยังคงเป็นแหล่งกำเนิดชั้นดีให้กับดาวฤกษ์รุ่นใหม่

กาแลกซีเมฆของแมกเจลแลนใหญ่ (ซ้ายมือ) กับ เล็ก (ขวามือ)

Credit : http://www.eurastro.de/pictures/namibia/mr/n309a.jpg

ด้วยระยะทางอันแสนไกลดังกล่าวทำให้ Leo T เป็นกาแลกซีที่ริบหรี่ที่สุดในบรรดากาแลกซีแคระทั้ง 8 ทฤษฎีการกำเนิดกาแลกซีในปัจจุบันทำนายไว้ว่ากาแลกซีทางช้างเผือกของเราควรจะล้อมรอบด้วยฝูงกาแลกซีบริวารขนาดเล็ก แต่ก่อนหน้านี้นักดาราศาสตร์ยังคงค้นพบกาแลกซีบริวารเพียงแค่ 12 กาแลกซี ซึ่งเป็นปัญหาที่เรียกว่า “ปัญหาบริวารที่สูญหาย” ของวงการดาราศาสตร์ฟิสิกส์เลยทีเดียว ในขณะที่การค้นพบกาแลกซีใหม่ครั้งนี้ยังคงเป็นก้าวแรกๆ ของเส้นทางการไขปริศนาระดับกาแลกซีดังกล่าว ราวกับยอดภูเขาน้ำแข็งที่โผล่พ้นน้ำ อย่างไรก็ดีโครงการ SDSS ยังคงสำรวจท้องฟ้าไปได้เพียงแค่ 1 ใน 5 เท่านั้น ดังนั้นมันต้องมีกาแลกซีแคระจำนวนมากอยู่แน่นอน

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

สนามแม่เหล็กจากดาวแคระขาวเหนี่ยวนำเพื่อนบ้าน

Dr. Frankenstein Stars Electrify Partners

January 15^th, 2007

Adapted from: www.space.com

พบดาวแคระขาวหลายดวงภายในระบบดาวคู่ สามารถเหนี่ยวนำให้เกิดการประทุแบบเดียวกับดวงอาทิตย์ที่เรียกว่า solar flare จุดดับ และปรากฎการณ์อื่นๆ บนดาวฤกษ์คู่หูของตัวเอง

นักวิทยาศาสตร์อธิบายว่า สนามแม่เหล็กความเข้มสูงจากดาวแคระขาวสามารถแผ่ไปถึงภายในดาวฤกษ์คู่หูแล้วเหนี่ยวนำให้เกิดปฏิกิริยาทางไฟฟ้าแม่เหล็กอย่างที่เกิดบนดวงอาทิตย์ของเรา  อย่างเช่น การระเบิดที่ผิวอย่างรุนแรง เป็นต้น

เปรียบเทียบขนาดดาวแคระขาวซึ่งมีขนาดเท่าดวงอาทิตย์แต่มีรัศมีใกล้เคียงกับโลก

Credit : http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit3/Images/WhiteDwarf.gif

ดาวแคระขาวเป็นสภาพสุดท้ายของดาวฤกษ์ที่มีมวลเท่ากับ 1-8 เท่าของดวงอาทิตย์ ซึ่งสูญเสียมวลไปจากการระเบิดที่เรียกว่า supernova ปลดปล่อยก๊าซหุ้มเหลือไว้เพียงแกนกลางของดาวมวลประมาณครึ่งหนึ่งของดวงอาทิตย์อัดแน่นกันอยู่ในปริมาตรที่เท่ากับโลก จึงมีความหนาแน่นสูงมาก

ดาวฤกษ์ในแถบกระบวนหลัก(Main Sequence Star) ที่มีมวลไม่ถึง 8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์เมื่อสิ้นอายุขัยจะกลายเป็นดาวแคระขาว

Credit : http://www.physics.hku.hk/~nature/CD/regular_e/lectures/images/chap16/evo_sn.jpg

Stellar Kafka จาก National Optical Astronomy Observatory (NOAO) สหรัฐอเมริกา และสมาชิกทีมวิจัย ใช้กล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดิน ณ ยอดเขา Kitt Peak และVery Large Telescope ของ European Southern Observatory ในประเทศ Chile เก็บข้อมูลแล้ววิเคราะห์ระบบดาวคู่พลังงานสูง (polar binary system) จำนวนสี่ระบบ เพื่อศึกษาอิทธิพลจากดาวแคระขาวที่มีผลต่อดาวฤกษ์เพื่อนบ้าน  ระบบดาวคู่ดังกล่าวล้วนเป็นระบบดาวที่มีดาวแคระขาวจับคู่กับดาวฤกษ์มวลน้อยและอุณหภูมิต่ำ ขนาดเท่าดาวพฤหัสบดี (Jupiter) ที่มีมวลเพียงหนึ่งในห้าของดวงอาทิตย์ โดยดาวทั้งสองโคจรรอบกันและกันครบรอบภายในเวลาประมาณสามชั่วโมงหรือน้อยกว่านั้น และด้วยคาบการโคจรที่สั้นมากก็หมายความว่า ระยะห่างระหว่างดาวทั้งสองต้องใกล้กันเสียจนสนามแม่เหล็กอันเข้มข้นจากดาวแคระขาวสามารถผ่านเข้าไปในเนื้อสารดาวฤกษ์เพื่อนบ้าน

ระบบดาวคู่ซึ่งสมาชิกดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาวที่มีสนามแม่เหล็กรุนแรงจนสามารถก่อกวนดาวฤกษ์เพื่อนบ้านได้

Credit : P. Marenfeld and NOAO/AURA/NSF

แต่เดิมนักดาราศาสตร์หลายคนเชื่อว่าสนามแม่เหล็กดังกล่าวไม่มากพอที่จะกระตุ้นให้เกิด จุดดับบนดาวฤกษ์ (starspot) หรือแม้แต่การลุกจ้า (flare) บนผิวดาวฤกษ์ได้ แต่งานวิจัยนี้กลับพบหลักฐานชิ้นสำคัญที่หักล้างความเชื่อดังกล่าวได้ ซึ่งพวกเขาเรียกกลไกนี้ว่า “hyperactivity”

นอกจากการทำความเข้าใจอันตรกิริยาเชิงแม่เหล็กระหว่างดาวในระบบดาวคู่แล้ว ผลงานนี้ยังสามารถนำไปประยุกต์กับระบบดาวที่มีดาวเคราะห์โคจรใกล้ชิดกับดาวฤกษ์อีกด้วย

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

แอนโดรมีดาอาจใหญ่กว่าที่เคยคิด

Andromeda Galaxy Five Times Bigger Than Thought

January 11^th, 2007

Adapted from: www.space.com

กลุ่มนักวิจัยจากมหาวิทยาลัยคาลิฟอร์เนีย ซานตาครูซ (University of California Santa Cruz : UCSC) รายงานผลงานวิจัยนี้ในการประชุม American Astronomical Society ครั้งที่ 209 ณ นครSeattle ว่ากาแลกซีแอนโดรมีดา (Andromeda galaxy) มีขนาดใหญ่กว่าที่เคยทราบกันถึง 5 เท่า

กลุ่มวิจัยดังกล่าวทำการสำรวจกาแลกซีแอนโดรมีดาโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ Mayall บนยอดเขา Kitt Peak และ สเปคโตรกราฟ DEIMOS บนกล้องโทรทรรศน์ KECK II ณ เกาะฮาวาย พบดาวฤกษ์ขนาดใหญ่หลายดวงซึ่งขาดแคลนธาตุหนัก (metal-poor stars) [ธาตุหนักคือธาตุที่มีเลขอะตอมหรือจำนวนโปรตอนในนิวเคลียสมากกว่า 2 ซึ่งก็คือธาตุที่ไม่ใช่ ไฮโดรเจน (1 โปรตอน) กับฮีเลียม (2 โปรตอน) ] อยู่ห่างจากใจกลางกาแลกซีประมาณ 500,000 ปีแสง โดยดาวฤกษ์เหล่านั้นล้วนเป็นดาวยักษ์แดง (red giants) ภายในอาณาบริเวณที่เรียกว่าฮาโล (Halo) ซึ่งแสดงว่าแอนโดรมีดามีเส้นผ่านศูนย์กลางใหม่อย่างน้อย 1 ล้านปีแสง

กาแลกซีอันโดรมีดา ภาพขยายมุมล่างคือภาพส่วนที่คิดเป็น bulge กับ disk ของกาแลกซี

จากวงกลมสีน้ำเงินเล็ก ส่วนวงกลมสีน้ำเงินที่ล้อมวงเล็กแสดงขนาด halo ที่แท้จริง

Credit : Stellarium Planetarium, GALAX team, NASA, Caltech

กาแลกซีแอนโดรมีดา (M31) อยู่ห่างจากโลกประมาณ 2.5 ล้านปีแสง เป็นกาแลกซีแขนเกลียว (spiral galaxy) ที่มีส่วนประกอบสามส่วน ได้แก่

1. bulge ประกอบด้วยดาวฤกษ์จำนวนมากรวมตัวอยู่กันอย่างหนาแน่นบริเวณใจกลาง จึงทำให้บริเวณนี้สว่างที่สุดในกาแลกซี

2. flattened disk ถัดออกมาจาก bulge ประกอบด้วยดาวฤกษ์เช่นกันแต่หนาแน่นน้อยกว่า เรียงตัวเป็นแผ่นแบน ๆ รอบ bulge

3. halo อาณาบริเวณรูปทรงกลมครอบ bulge และ flattened disk เอาไว้ halo เป็นบริเวณที่มีดาวฤกษ์หรือเทหวัตถุอื่น ๆ อยู่กันอย่างเบาบาง

กาแลกซีแอนโดรมีดาอยู่บริเวณวงกลมสีแดงภายในกลุ่มดาวอันโดรมีดา

Credit : Cartes du Ciel.

ดาวฤกษ์ภายในกาแลกซีทางช้างเผือกที่ไม่ค่อยสว่างนัก กับดาวฤกษ์สว่างที่อยู่ไกลออกไปซึ่งแสงจากดาวฤกษ์เหล่านั้นล้วนถูกลดทอนความสว่างลงโดยก๊าซระหว่างดาว ทำให้เป็นเรื่องยากที่จะแยกแยะว่าดาวดวงนั้น ๆ อยู่ใกล้ภายในกาแลกซีของเราเองหรือว่ามาจากกาแลกซีอื่นที่อยู่ไกลกว่า ราวกับต้องแยกแยะให้ได้ว่าแสงนั้นมาจากหิ่งห้อยที่ห่างจากเราเพียง 10 ฟุต หรือมาจากกระโจมไฟที่อยู่ไกลออกไป

ดาวฤกษ์ในฮาโล ล้วนเป็นดาวฤกษ์ที่ก่อตัวมาพร้อม ๆ กับกาแลกซี พวกมันจึงเป็นดาวฤกษ์รุ่นแรก ๆ ของเอกภพซึ่งขณะนั้นไม่ค่อยมีธาตุหนัก (metal)ในอวกาศ

ธาตุหนักจะถูกสร้างขึ้นภายในดาวฤกษ์ โดยปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่ทำการหลอมรวม “นิวเคลียส” ธาตุเบาเป็นธาตุที่หนักขึ้นเรื่อยๆ ภายใต้อุณหภูมิสูงยิ่งยวด จากนั้นเมื่อดาวฤกษ์สิ้นอายุขัยธาตุหนักก็จะถูกปลดปล่อยออกสู่อวกาศโดยการระเบิดของดาวฤกษ์ หลังจากนั้นดาวฤกษ์รุ่นต่อ ๆ มา ก็รวบรวมธาตุหนักเข้าไปในตัวทำให้ดาวฤกษ์รุ่นใหม่จัดเป็นดาวที่อุดมไปด้วยธาตุหนัก (metal-rich star)

นอกจากภาพใน visible light แล้ว ภาพถ่ายในย่านรังสีอินฟราเรดความยาวคลื่น 175 ไมโครเมตร

ให้ภาพแขนเกลียวจากเทหวัตถุอุณหภูมิภายในแอนโดรมีดา

Credit : ESA/ISO/ISOPHOT and M. Haas et al.

อย่างไรก็ตาม ผลงานวิจัยเก่าชี้ว่า แม้ดาวฤกษ์ในฮาโลของแอนโดรมีดาจะจัดเป็น metal-poor star แต่ก็ยังถือว่ามีปริมาณธาตุหนักมากกว่าดาวในฮาโลของทางช้างเผือกถึง 10 เท่า ทั้ง ๆ ที่กาแลกซีทั้งสองควรจะประวัติศาตร์การกำเนิดคล้าย ๆ กัน ซึ่งนี่เป็นปริศนาให้นักวิทยาศาสตร์ต้องขบคิด และเป็นปริศนาที่ถูกงานวิจัยชิ้นนี้ช่วยหาคำตอบให้ พวกเขาพบว่าปริมาณธาตุหนักขึ้นอยู่กับรัศมี ดาวฤกษ์ที่ด้านในของกาแลกซีจะมีปริมาณธาตุหนักอยู่มาก ส่วนดาวฤกษ์ที่อยู่ถัดออกมาปริมาณธาตุหนักจะลดลงเรื่อย ๆ ตามระยะทางจากกาแลกซี นั่นหมายความว่าดาวฤกษ์ในฮาโลของอันโดรมีดาที่เคยศึกษากันยังไม่ใช่ดาวฤกษ์ในฮาโลที่แท้จริง แต่ดาวยักษ์แดงที่กลุ่มวิจัยกลุ่มนี้พบต่างหากที่เป็นดาวฤกษ์ในฮาโล

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

หลุมดำใจกลางกาแลกซีขนาดเล็ก

Small Galaxy Packs Massive Black Hole

January 11^th, 2007

Adapted from: www.space.com

หลุมดำมวลยวดยิ่ง (supermassive black hole) ถูกนักดาราศาสตร์พบว่าเป็นแกนกลางของกาแลกซีขนาดใหญ่หลายแห่ง อย่างไรก็ตามนักดาราศาสตร์ยังไม่มั่นใจว่าสำหรับกาแลกซีขนาดเล็กจะมีหลุมดำมวลมากเป็นแกนกลางด้วยหรือไม่ แต่ผลงานวิจัยใหม่ล่าสุดยืนยันหนักแน่นว่า “เป็นไปได้”

ตัวอย่างกาแลกซีแคระทรงรี NGC 205

Credit : 2MASS

คณะนักดาราศาสตร์นำโดย Victor Debattista นักวิจัยหลังปริญญาเอกจากมหาวิทยาลัย Washington ค้นพบหลุมดำมวลมาก (massive black hole) ที่ใจกลางกาแลกซีแคระทรงรี (dwarf elliptical galaxy) VCC 128 ห่างจากโลก 54 ล้านปีแสง ภายในขอบกระจุกกาแลกซีเวอร์โก (Virgo Cluster) มวลประมาณร้อยละ 1 ของมวลกาแลกซีทางช้างเผือกของเรา ส่วนหลุมดำแกนกลางมีมลประมาณ 1 ถึง 50 ล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์ ซึ่งจัดว่าน้อยมากเมื่อเทียบกับหลุมดำมวลยวดยิ่ง (supermassive black holes) ซึ่งมีมวลเป็นหลายพันล้านเท่าของดวงอาทิตย์ แต่ก็ยังถือว่ามากกว่าหลุมดำระดับดาวฤกษ์ (stellar black holes) ที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์ไม่กี่ดวง

กล้องโทรทรรศน์อวกาศ Hubble ถ่ายภาพกาแลกซีแคระ VCC128 ภาพขวาคือภาพขยายใจกลางกาแลกซีจะเห็นว่ามีจุดแสงคู่

ซึ่งก็คือนิวเคลียสคู่อันเป็นหลักฐานยืนยันมีหลุมดำใจกลางกาแลกซี

Credit : NASA/Hubble Space Telescope.

หลุมดำไม่สามารถมองเห็นได้เนื่องจากมวลและแสงถูกแรงโน้มถ่วงอันมหาศาลดึงดูดเอาไว้ ทีมวิจัยของ Debattista จึงใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (Hubble Space Telescope) ถ่ายภาพกลุ่มแสงสองกลุ่มที่ใจกลางกาแลกซีเป้าหมาย กลุ่มแสงทั้งสองก็คือนิวเคลียสของกาแลกซีซึ่งแท้จริงเป็นวงแหวนของดาวฤกษ์ที่ล้อมรอบวัตถุมวลมากตรงใจกลางที่เรียกว่าหลุมดำนั่นเอง

ไดอะแกรมแสดงตำแหน่งของหลุมดำมวลมาก (massive black hole) เป็นจุดดำล้อมรอบด้วยวงแหวนที่ประกอบขึ้นจากดาวฤกษ์(สีแดง)

และดาวฤกษ์ที่กระจายเป็นทรงกลมสีเหลืองอีกชั้นหนึ่ง

Credit : Victor Debattista

แม้ว่างานวิจัยชิ้นนี้จะช่วยคลายปัญหาที่ว่า “กาแลกซีขนาดเล็กมีหลุมดำเป็นแกนกลางได้หรือไม่” ระหว่างการประชุมของ American Astronomical Society ครั้งที่ 209 ณ เมืองSeattle สหรัฐอเมริกา ทว่างานชิ้นนี้ยังคงเพิ่มคำถามให้วงการวิทยาศาสตร์ที่อุดมไปด้วยความอยากรู้อยากเห็นอีกว่า แล้วกาแลกซีแคระอื่นๆ ล่ะ จะมีหลุมดำมวลมากอยู่บ้างหรือไม่

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

พบระบบควอซาร์สามดวง

Black Hole Triplets Spotted

January 11^th, 2007

Adapted from: www.space.com

การค้นพบระบบหลุมดำมวลยวดยิ่ง (supermassive black hole) สามดวงซึ่งอยู่ใกล้กันเสียจนนักดาราศาสตร์ต้องประหลาดใจถึงวันคืนอันยุ่งเหยิงในช่วงเอกภพดึกดำบรรพ์

ควอซาร์ (quasar) คือ วัตถุสุกสว่างที่เกิดจากการที่หลุมดำมวลมหาศาลใจกลางกาแลกซี ดูดกลืนเอาก๊าซในอวกาศตกลงไปพร้อมทั้งทำให้ก๊าซร้อนขึ้นจนเปล่งแสง ควอซาร์ขนาดไม่ใหญ่ไปกว่าดวงอาทิตย์เพียงหนึ่งดวงสามารถเปล่งแสงได้เท่ากับกาแลกซีที่มีดาวฤกษ์นับร้อยพันล้านดวง

ปัจจุบันมีควอซาร์ที่ถูกพบแล้ว 100,000 ดวง บางส่วนเป็นระบบควอซาร์คู่ แต่นี่เป็นครั้งแรกที่ค้นพบ ระบบควอซาร์สามดวง ควอซาร์ทั้งสามห่างกันประมาณ 100,000 ถึง 150,000 ปีแสง หรือเท่ากับเส้นผ่านศูนย์กลางของกาแลกซีทางช้างเผือก

ระบบควอซาร์สามดวง ถ่ายจากหอสังเกตการณ์ Keck

Credit: S. G. Djorgovski et al., Caltech and EPFL.

George Djorgovski นักดาราศาสตร์จาก CalTech และทีมงานใช้กล้องโทรทรรศน์ Very Large Telescope ของ European Space Observatory และหอสังเกตการณ์ W.M. Keck บนเกาะฮาวาย ค้นพบระบบควอซาร์สามดวงซึ่งอยู่ห่างจากโลก 10.5 พันล้านปีแสงภายในกลุ่มดาวราศีกันย์ (Virgo) และรายงานการค้นพบในการประชุมครั้งที่ 209 ของสมาคมดาราศาสตร์อเมริกัน (American Astronomical Society) และจะตีพิมพ์ลงในวารสาร Astrophysical Journal Letters

ควอซาร์ภายในกาแลกซีที่ทำหน้าที่เป็นแกนกลางกาแลกซี

Credit : ESO

หนึ่งในสมาชิกทั้งสามควอซาร์คือ LBQS 1429-008 ถูกค้นพบเมื่อปี พ.ศ. 2532 โดยคณะนักดาราศาสตร์นำโดย Paul Hewett จากสถาบันแห่งดาราศาสตร์ในเคมบริดจ์ ประเทศอังกฤษ ครั้งนั้นกลุ่มของ Hewett พบควอซาร์อีกดวงซึ่งแสงหรี่กว่า และเป็นคู่ของมันอยู่ด้วย ทว่าพวกเขากลับพลาดแสงจากควอซาร์ดวงที่สามซึ่งถูกแรงโน้มถ่วงบิดทางเดินของแสงไป

แต่ครั้งนี้ทีมของ George ค้นพบสมาชิกดวงที่สามและดวงที่สองที่ค่อนข้างอับแสง นอกเหนือจากนี้พวกเขายังพบความแตกต่างเล็กน้อยในสมบัติของควอซาร์ทั้งสาม ซึ่งเป็นหลักฐานสำคัญที่อธิบายว่าเหตุใดพวกมันจึงแตกต่างจากระบบควอซาร์อื่น ๆ

นักวิทยาศาสตร์คิดว่า ควอซาร์คู่ เกิดขึ้นเมื่อกาแลกซีที่มีหลุมดำมวลยวดยิ่ง จำนวน 2 กาแลกซี หลอมรวมกัน ขณะที่หลุมดำทั้งสองรวมกันเป็นหลุมดำดวงเดียว การหลอมรวมของควอซาร์สามดวงยิ่งรุนแรงและน่าสนใจเช่นกัน

Quasar โดดเดี่ยว HE0450-2958 ที่ไม่ได้สังกัดกาแลกซีใด

Credit : ESO

Frederic Rasio จากมหาวิทยาลัย Northwestern ในมลรัฐอิลลินอยส์ สหรัฐอเมริกา อธิบายว่าพลศาสตร์เชิงโน้มถ่วงของระบบวัตถุสามดวงนั้นมีความซับซ้อนและน่าสนใจกว่าระบบทวิวัตถุ แม้ว่า Rasion จะไม่ใช่ผู้ค้นพบระบบควอซาร์สามดวงดังกล่าว แต่กลุ่มของเขาก็ศึกษาระบบของหลุมดำมวลยวดยิ่งสามดวงในเชิงทฤษฎีและพบว่าอันตรกิริยาระหว่างควอซาร์ทั้งสามอาจเกิดขึ้นเพียงไม่กี่ครั้งในรอบปี ภายในเอกภพที่มนุษย์สามารถสำรวจไปถึง นอกจากนี้งานของ Rasio ยังทำนายอีกว่า ระบบควอซาร์สามดวงสามารถยิงสมาชิกดวงหนึ่งหรือมากกว่าออกไปจากกาแลกซี ซึ่งกาแลกซีที่ถูกไล่ออกมานี้ต้องพเนจรอย่างโดยเดี่ยวภายในเอกภพ

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

ดาวหางสุกสว่างดวงใหม่

Bright New Comet Could Become Brilliant

January 11^th, 2007

Adapted from: www.space.com

เมื่อวันที่ 7 สิงหาคม 2549 นักดาราศาสตร์ชาวออสเตรเลีย Robert McNaught ประกาศการค้นพบดาวหางดวงที่ 31 ที่เขาค้นพบ จากภาพถ่ายที่ถ่ายจากหอสังเกตการณ์ Siding Spring มลรัฐ New South Wales ขณะนั้นมันมีความสว่างค่อนข้างต่ำที่ระดับความสว่าง 17 [ลำดับความสว่างยิ่งมาก แสดงว่าวัตถุไม่สว่าง แต่ยิ่งเลขน้อยจนติดลบ แสดงว่าสว่างมาก ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดบนท้องฟ้าคือ Sirius -1.4 , ดวงจันทร์ -12.7, และดวงอาทิตย์ -26.7 ส่วนดาวฤกษ์ที่ริบหรี่ที่สุดเท่าที่ตามนุษย์จะมองเห็นได้คือ +6 ] เนื่องจากอยู่ค่อนข้างไกลและแทบมองด้วยตาเปล่าไม่ได้ แต่ตอนนี้ดาวหาง McNaught ที่มีชื่ออย่างเป็นทางการว่า C/2006 P1 กำลังเข้าใกล้ดวงอาทิตย์และสว่างขึ้นเรื่อยๆ

Michael Jager และ Gerald Rhemann ถ่ายภาพดาวหาง C/2006 P1 (McNaught)

จากออสเตรเลีย 45 นาทีหลังดวงอาทิตย์ตกดินในวันที่ 3 มกราคมที่ผ่านมา

Credit : Michael Jager and Gerald Rhemann /SPACE.com

ดาวหาง C/2006 P1 จะเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดที่ระยะ 25.4 กิโลเมตร ในวันที่ 12 มกราคมนี้ ซึ่งเป็นระยะน้อยกว่าครึ่งหนึ่งของระยะห่างของดาวพุธกับดวงอาทิตย์ นักวิทยาศาสตร์คาดหมายว่าดาวหางดวงใหม่นี้จะมีความสว่างได้ในช่วงตั้งแต่ +2.1(สว่างเท่าดาวเหนือ Polaris) จนถึง -8.8 (40 เท่าของดาวศุกร์)

ไม่กี่อาทิตย์ก่อนดาวหางอยู่ในตำแหน่งบนท้องฟ้าที่ห่างจากดวงอาทิตย์ไม่มากนัก ทำให้แสงจากดวงอาทิตย์กลบแสงจากดาวหางไปเสีย แต่เมื่อเวลาผ่านไปประมาณ 1 สัปดาห์ ก่อนที่ดาวหางจะเคลื่อนเข้าสู่จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดในวงโคจร (perihelion) ดาวหางจะสว่างขึ้นพร้อมๆ กับหางที่ยาวขึ้น แต่ก็สังเกตการณ์ได้ยากเช่นกัน

ตำแหน่งดาวหาง McNaught ( C/2006 P1) หลังอาทิตย์ตกดินในวันต่างๆ

Credit : SPACE.com Graphic/Made with Starry Night Software www.starrynight.com

ขณะนี้ดาวหาง C/2006 P1 เป็นเทหวัตถุที่มองเห็นได้ในช่วงเช้าและเย็น โดยสามารถเห็นได้ก่อนดวงอาทิตย์ขึ้น 30 ถึง 40 นาที บริเวณขอบฟ้าระหว่างทิศตะวันออก กับ ตะวันออกเฉียงใต้ และหลังอาทิตย์ตกดิน 30 ถึง 40 นาที บริเวณขอบฟ้าระหว่างทิศตะวันตก กับ ตะวันตกเฉียงใต้ แต่จะให้ดีควรใช้กล้องสองตาด้วยเนื่องจากบริเวณขอบฟ้ามักมีเมฆ หมอก แสงเมือง ฝุ่น ความชื้น หรือแม้แต่แสงจันทร์ รบกวน

ตำแหน่งบนภาพถ่ายจากกล้อง LASCO C3 บนยาน SOHO

Credit : SOHO

ในวันศุกร์ที่ 12 มกราคม ดาวหาง McNaught จะเริ่มสว่างขึ้น วันที่ 15 มกราคม ก็จะผ่านหน้ากล้องถ่ายภาพที่ติดตั้งบนยาน SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) นักดาราศาสตร์คาดหวังว่าจะสามารถถ่ายภาพดาวหางดวงนี้ด้วยกล้อง LASCO C3

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

กล้องโทรทรรศน์วิทยุมองเห็น “สสารมืด”

Radio Telescopes Could Make Dark Matter Visible

January 11^th, 2007

Adapted from: www.space.com

กล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดใหญ่ จะช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถสร้างแผนที่โครงสร้างและการกระจายตัวของสสารมืด ได้คมชัดกว่าแผนที่ที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์ในย่านแสงที่ตามนุษย์มองเห็น (visible light) ถึง 10 เท่า

สสารในเอกภพที่ตรวจวัดได้คิดเป็นร้อยละ 10 ของสสารทั้งหมดในเอกภพ ที่เหลือคือ “สสารมืด” (dark matter) อันเป็นสสารที่ไม่ดูดกลืนหรือเปล่งแสงใด ๆ ออกมาทำให้ไม่มีเครื่องมือในปัจจุบันชิ้นใดตรวจจับสัญญาณจากพวกมันได้ แต่พวกมันก็ยังสามารถส่งแรงโน้มถ่วงมาเบี่ยงเบนแสงจากดาวฤกษ์หรือกาแลกซีไกลโพ้นที่เดินทางเข้าใกล้หรือเฉียดกรายวัตถุมวลมหาศาล อย่างเช่นดาวฤกษ์ กาแลกซี หรือแม้แต่ “กลุ่มสสารมืดขนาดใหญ่” ภาพวัตถุไกลโพ้นที่ถ่ายได้จะคล้ายกับภาพสะท้อนที่ผิดรูป (distortion) เนื่องจากคลื่นน้ำในทะเลสาบ

นักวิทยาศาสตร์สามารถวิเคราะห์ภาพถ่ายเพื่อวัดความผิดรูปที่เกิดขึ้นอันนำไปสู่การวัดขนาดแรงโน้มถ่วงรวมถึงมวลของเทหวัตถุที่ทำตัวเป็นเลนส์แรงโน้มถ่วง จนได้แผนที่เทหวัตถุขนาดใหญ่ในเอกภพ รวมถึงกลุ่มสสารมืด

คลื่นวิทยุจากไฮโดรเจนในยุคมืด จะช่วยให้นักดาราศาสตร์ศึกษาการกระจายตัวของสสารมืด

Credit: Max Planck Institute of Astrophysics

เนื่องจากแผนที่ซึ่งสร้างจากข้อมูลในย่าน visible lightไม่คมชัด เพราะในการสร้างแผนที่จำเป็นต้องใช้แหล่งกำเนิดแสงไกลโพ้นจำนวนมาก ทว่ากาแลกซีที่พอจะเห็นได้นั้นน้อยเหลือเกิน ที่พอเห็นได้ก็เป็นกลุ่มเทหวัตถุขนาดใหญ่มวลมากๆ อย่างเช่น กระจุกกาแลกซี เท่านั้น

นอกจากนี้เทหวัตถุมวลมากหลายกลุ่มอย่างเช่นเมฆไฮโดรเจนโบราณซึ่งเกิดก่อนดาวฤกษ์ดวงแรกหรือกาแลกซีแห่งแรกนั้น อยู่หลังกาแลกซีทำให้ไม่มีอุปกรณ์ตรวจวัดใดสามารถมองเห็นโครงสร้างสสารโบราณเหล่านั้นได้

นักวิทยาศาสตร์จึงสนใจคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีอยู่ในเอกภพก่อนที่จะเกิด visible light นั่นก็คือ “คลื่นวิทยุ” (Radio wave) หากตรวจวัดคลื่นวิทยุจากเอกภพโบราณเราย่อมสามารถ “เห็น” เอกภพ เมื่อครั้งที่ดาวฤกษ์หรือกาแลกซียังไม่ถือกำเนิดนั่นเอง ประมาณ 400,000 ปี หลังจากบิ๊กแบง อะตอมไฮโดรเจนและฮีเลียมแพร่กระจายไปทั่วเอกภพ ไม่กี่ร้อยล้านปีถัดมา แรงโน้มถ่วงจะดึงดูดก๊าซให้จับกลุ่มกันจนเป็นเมฆก๊าซความหนาแน่นสูง ท้ายที่สุดเมื่อกลุ่มเมฆก๊าซมีอุณหภูมิสูงพอก็จะเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ปลดปล่อยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าออกมารวมทั้ง visible light ด้วย และนั่นคือจุดสิ้นสุดของ “ยุคมืด” (dark age)

แผนที่การวางกล้องโทรทรรศน์วิทยุแต่ละตัวในโครงข่าย LOFAR ภายในเนเธอร์แลนด์และเยอรมัน

Credit : http://www.radioastronomie.de/artikel/lofar.htm

ตามทฤษฎีเมื่อแสงอัลตราไวโอเลต (ultraviolet) จากเอกภพยุคมืดนี้ทำให้อะตอมไฮโดรเจนกับฮีเลียมในอวกาศแผ่และดูดกลืนคลื่นวิทยุที่ความยาวคลื่นจำเพาะ 21 เซนติเมตร ขณะที่เอกภพขยายตัวคลื่นวิทยุก็จะถูกยืดออกไปด้วย จนกระทั่งปัจจุบันเราสามารถตรวจวัดคลื่นวิทยุดังกล่าวในย่านความยาวคลื่น 2 – 20 เมตร

ภาพซ้าย แสดงการกระจายตัวของมวลบนท้องฟ้าขนาดเท่าหนึ่งในสี่ของขนาดปรากฎของดวงจันทร์

ซึ่งคาดว่าจะได้จากกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 100 กิโลเมตร

ภาพขวาเป็นภาพจากกล้องโทรทรรศน์ธรรมดาในบริเวณเดียวกัน เพื่อวัดการบิดเบี้ยวอันเนื่องมาจากเลนส์ความโน้มถ่วง

(ภาพขวา มีอัตราความคมชัดมากกว่าภาพซ้าย 3 เท่า)

Credit : Stefan Hilbert, Max Planck Institute for Astrophysics

เพื่อวัดผลจากเลนส์ความโน้มถ่วงที่มีต่อคลื่นวิทยุจากเอกภพยุคดึกดำบรรพ์ จึงต้องใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดใหญ่พอที่จะทำแผนที่อวกาศได้ ทว่าในการทำแผนที่กาแลกซีดวงใดๆ ที่ชัดเจน จำเป็นต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางถึง 100 กิโลเมตร ซึ่งเป็นขนาดที่แทบเป็นไปไม่ได้ ทางออกสำหรับปัญหานี้คือโครงข่ายกล้องโทรทรรศน์ Low Frequency Array หรือ LOFAR ซึ่งกำลังสร้างในเนเธอร์แลนด์และเยอรมัน จัดเรียงกันเป็นเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 350 กิโลเมตร แต่โครงข่ายส่วนที่ให้ความละเอียดสูงจริงๆ สำหรับถ่ายภาพมีความกว้างเพียง 7 กิโลเมตร

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

นักวิทยาศาสตร์ พบหลุมดำในที่ที่ไม่น่าจะอยู่ได้

Scientists Spot Black Hole in Unlikely Place

January 11^th, 2007

Adapted from: www.space.com

นักดาราศาสตร์พบหลุมดำ(black hole) ขนาดเล็กภายในใจกลางกระจุกดาว(star cluster) ซึ่งนับเป็นอาณาบริเวณที่ไม่น่าจะอำนวยให้เกิดหลุมดำมากที่สุดแห่งหนึ่งในเอกภพ หลุมดำเป็นซากแกนกลางของดาวฤกษ์มวลมาก ที่ระเบิดเปลือกออกไปเป็นซูเปอร์โนวาเหลือเพียงแกนกลางของดาวแรงโน้มถ่วงสูงเสียจนแม้แต่แสงก็ไม่สามารถหนีเทหวัตถุชนิดนี้ออกมาได้ภายในขอบเขตหนึ่งที่เรียกว่า “ขอบฟ้าเหตุการณ์” (event horizon)

กาแลกซีทรงรี NGC 4472

Credit : David W. Hogg, Michael R. Blanton, and the Sloan Digital Sky Survey Collaboration

หลุมดำมวลประมาณ 10 เท่าของดวงอาทิตย์ดวงดังกล่าวอยู่ในกระจุกดาวทรงกลม (globular cluster) ภายในกาแลกซีทรงรี (elliptical galaxy) NGC 4472 หรือวัตถุเมสซิเออร์ M49 ซึ่งอยู่ห่างจากโลก 50 ล้านปีแสง ในทิศทางกระจุกกาแลกซีเวอร์โก (Virgo Cluster) การค้นพบครั้งนี้นับเป็นสิ่งที่เหนือความคาดหมายเป็นอย่างยิ่ง เนื่องจากตามทฤษฎีแล้วอันตรกิริยาระหว่างหลุมดำภายในกระจุกดาวจะเหวี่ยงหลุมดำส่วนใหญ่หรือทั้งหมดออกไปจากกระจุกดาว

กระจุกกาแลกซีเวอร์โก

Credit : http://www.urania.be/sterrenkunde/sterrenstelsels/images/virgocluster.jpg

นักวิทยาศาสตร์อธิบายเหตุการณ์นี้ว่า เนื่องจากหลุมดำจัดเป็นเทหวัตถุที่มีมวลมากกว่าเทหวัตถุชนิดอื่นๆ ภายในกระจุกดาวทรงกลม พวกมันจึงดึงกันและกันเข้าสู่ใจกลางกระจุกดาว ที่นั่นพวกมันมักจับคู่กับดาวดาวฤกษ์ดวงอื่นๆ หรือแม้แต่หลุมดำด้วยกัน ที่ร่อนเร่เข้าสู่ใจกลางกระจุกดาว สำหรับระบบเทหวัตถุคู่ที่เป็นการจับคู่กันของหลุมดำกับดาวฤกษ์นั้นจะเป็นระบบดาวที่เสถียร แต่ทว่าหากเป็นการจับคู่ระหว่างหลุมดำด้วยกันเองล่ะก็ แรงโน้มถ่วงอันมหาศาลของพวกมันจะเหวี่ยงหลุมดำดวงใดดวงหนึ่ง หรือทั้งคู่ ให้แยกออกจากกัน สำหรับหลุมดำภายใน NGC 4472 ที่ไม่ถูกเหวี่ยงออกไปนอกกระจุกดาวนั้น อาจเป็นเพราะมันจับคู่กับดาวฤกษ์นั่นเอง

ตัวอย่างการค้นพบหลุมดำภายในกระจุกดาวทรงกลม M15 ที่ใช้การเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์รอบหลุมดำเป็นหลักฐาน

และในกระจุดาวทรงกลม G1 ที่พบแถบมืดเปรอะเปื้อนภายในเส้นสเปคตรัมของแสงดาวทั้งหมดที่เคลื่อนที่เนื่องจากแรงโน้มถ่วงของหลุมดำ

Credit : http://www-int.stsci.edu/~marel/gifdir/stsciM15/i0218aw.jpg

Thomas Maccarone นักดาราศาสตร์จากมหาวิทยาลัยแห่งเซาแธมป์ตัน สหราชอาณาจักร หัวหน้ากลุ่มวิจัย อธิบายได้ความว่า ผลจากการจำลองเชิงตัวเลข(ด้วยคอมพิวเตอร์) แสดงให้เห็นความยากที่จะเก็บหลุมดำเอาไว้ในกระจุกดาว และโดยทั่วไปหลุมดำที่หนีออกไปจากกระจุกดาวล้วนเคยอยู่ในระบบหลุมดำคู่

นอกจากทฤษฎีข้างต้นยังมีแนวคิดอื่นๆ ที่ใช้อธิบายการคงอยู่ของหลุมดำดวงนี้ภายในกระจุกดาวทรงกลมว่า ในบางกรณีหากเริ่มต้นคำนวณด้วยหลุมดำมวลมหาศาลหนึ่งดวง หรือหลุมดำมวลประมาณ 50 เท่าของดวงอาทิตย์ การเหวี่ยงกันเองของหลุมดำจะไม่เกิดขึ้น เพราะหลุมดำขนาดเล็กภายในกระจุกดาวนั้นจะหลอมรวมกับหลุมดำมวลมาก จนกว่าจะมีมวลมากกว่าหรือเท่ากับ 1000 เท่าของดวงอาทิตย์ ซึ่งที่มวลขนาดนั้นแม้แต่หลุมดำหรือดาวฤกษ์เดี่ยวๆ ก็ยากที่จะหนีออกไปจากกระจุกดาว

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

เมื่อโลกเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดในรอบปี

แต่เรากลับหนาวเหน็บ

Why Earth is Closest to Sun in Dead of Winter

January 11^th, 2007

Adapted from: www.space.com

ทุกปีโลกจะโคจรเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด ที่จุด Perihelion ในวันที่ 3 มกราคม 2550 ขณะที่ซีกโลกเหนืออยู่ในฤดูหนาวส่วนซีกโลกใต้อยู่ในฤดูร้อน ดูจะเป็นเรื่องไม่สมเหตุสมผลที่โลกเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุดในรอบปีแต่ทำไมซีกโลกเหนือกลับไม่อยู่ในฤดูร้อน

วงโคจรของโลกรอบดวงอาทิตย์ดูเผินๆ เหมือนจะเป็นวงกลม แต่จริงๆ แล้วไม่กลม จุดสว่างสองจุดด้านในคือดาวพุธและดาวศุกร์

Credit: Space.com Graphic/Made with Starry Night Software

เป็นที่ทราบกันดีว่าวงโคจรของโลกมิได้เป็นวงกลมอย่างแท้จริง หากแต่มีความรีเล็กน้อย ซึ่งหมายความว่าจะมีจุดหนึ่งบนวงโคจรที่โลกใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุดในรอบปี (Perihelion) ในวันที่ 3 มกราคม 2550 ด้วยระยะทางระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์จะเป็น 147,093,602 กิโลเมตร และจุดที่ไกลที่สุด (aphelion) ในวันที่ 7 กรกฎาคม 2550 ด้วยระยะทาง 152,097,053 กิโลเมตร ส่วนต่าง 5,003,451 กิโลเมตร หรือร้อยละ 3.3 นั้นไม่มากพอที่จะทำให้เกิด

ฤดูกาลบนโลกเป็นผลจากการที่แกนหมุนรอบตัวเองของโลกเอียงทำมุม 23.5 องศา กับระนาบวงโคจรของโลกรอบดวงอาทิตย์ (ecliptic plane) ซึ่งพิสูจน์ได้ด้วยการสังเกตการณ์ต่อไปนี้ หากเราบันทึกตำแหน่งของดวงอาทิตย์บนท้องฟ้า ณ เวลาเที่ยงของทุก ๆ วัน เป็นเวลาหนึ่งปี เราจะได้ภาพตำแหน่งของดวงอาทิตย์ที่เรียงตัวคล้ายเลข 8 บนท้องฟ้า ที่เรียกว่า analemma

ภาพที่ 1 ตำแหน่งดวงอาทิตย์เที่ยงวันบนท้องฟ้าตลอดหนึ่งปี สร้างโค้งรูปเลข 8 ที่เรียกว่า analemma

ภาพนี้แสดงตำแหน่งของดวงอาทิตย์เที่ยงวันในวันที่ 4 มกราคม 2550

Credit: Space.com Graphic/Made with Starry Night Software

ตำแหน่งสูงสุดของ analemma คือตำแหน่งของดวงอาทิตย์เที่ยงวันในวันครีษมายัน (summer solstice) ประมาณวันที่ 21 มิถุนายน อันเป็นวันที่กลางวันยาวนานที่สุดในซีกโลกเหนือแต่สั้นที่สุดในซีกโลกใต้ ส่วนตำแหน่งต่ำสุดคือตำแหน่งของดวงอาทิตย์ในวันเหมายัน (winter solstice) ประมาณวันที่ 22 ธันวาคม อันเป็นวันที่กลางวันสั้นที่สุดในซีกโลกเหนือแต่ซีกโลกใต้กลับยาวนานที่สุด ตำแหน่งของดวงอาทิตย์ยามเที่ยงที่แตกต่างกันในแต่ละวันเป็นผลมาจากแกนโลกเอียง

ส่วนการเปลี่ยนตำแหน่งจากซ้ายไปขวาบนโค้ง analemma เป็นหลักฐานบ่งบอกความรีของวงโคจรโลก เส้นที่ลากจากขั้วฟ้าใต้ (south celestial pole) ไปตามทรงกลมท้องฟ้าไปจรดขั้วฟ้าเหนือ (north celestial pole) โดยผ่านศีรษะของผู้สังเกต เรียกว่าเส้นเมริเดียน (meridian) ถ้าโลกโคจรเป็นวงกลมอย่างแท้จริง ดวงอาทิตย์จะต้องผ่านเส้น meridian ในเวลาเที่ยงวัน (ตามเวลานาฬิกา) ของทุกๆ วัน ทว่าในความเป็นจริงวงโคจรของโลกเป็นวงรี ในเดือนกรกฎาคมซึ่งโลกอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ที่สุดความเร็วในเส้นทางโคจรของโลกก็จะช้าลง ส่วนในเดือนมกราคมเมื่อโลกเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ความเร็วในเส้นทางโคจรของโลกก็จะเร็วขึ้น ตามกฎของเคปเลอร์ ผลที่ได้ก็คือ ดวงอาทิตย์จะผ่านเส้น meridian เร็วหรือช้าไม่เท่ากันตลอดทั้งปี เมื่อดวงอาทิตย์ช้า มันจะผ่านเส้น meridian หลังเวลา 12:00 น. แต่เมื่อดวงอาทิตย์เร็วก็จะข้ามเส้น meridian ก่อนเวลา 12:00 น.

เส้นโค้ง Analemma สมการแห่งเวลา และปฏิทินอย่างง่าย ซึ่งช่วยบ่งชี้ว่าแกนโลกเอียงและโคจรเป็นวงรีรอบดวงอาทิตย์

Credit: http://www.geochronusa.com/new_geo/educational/analemma.jpg

นอกจากนี้ผลการสังเกตและบันทึกเหตุการณ์บนท้องฟ้าอย่างง่ายนี้ช่วยให้เกิดสมการแห่งเวลา (Equation of time) ที่นิยามว่าเป็นความแตกต่างระหว่างเวลาดวงอาทิตย์จริง (true solar time) ตามตำแหน่งของดวงอาทิตย์บนท้องฟ้า กับเวลาดวงอาทิตย์เฉลี่ย (mean solar time) ซึ่งก็คือเวลาที่อ่านได้จากหน้าปัดนาฬิกา ความแตกต่างของเวลาทั้งสองผันแปรตลอดทั้งปีและมีพิสัยมากที่สุด16 นาที เส้นโค้ง analemma นี้พบได้ทั่วไปบนนาฬิกาแดด ซึ่งบางเรือนก็บันทึกสมการแห่งเวลากำกับไว้ด้วยเพื่อความสะดวกในการเปรียบเทียบเวลาดวงอาทิตย์จริงกับเวลาดวงอาทิตย์เฉลี่ย
 

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

แผนที่ดวงจันทร์ไททัน

Map of Titan

January 3^rd, 2007

Adapted from: www.space.com

ยานอวกาศคาสสินีซึ่งดำเนินภารกิจสำรวจดาวเสาร์และเทหวัตถุบริวาร ได้ใช้อุปกรณ์ถ่ายภาพ Imaging Science Subsystem (ISS) ที่ติดตั้งบนตัวยานเก็บข้อมูลในย่านความยาวคลื่น 938 นาโนเมตร ซึ่งเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าคลื่นยาวที่สามารถทะลุผ่านชั้นบรรยากาศอันหนาทึบของไททันได้ จากนั้นนำภาพทั้งหมดมาประมวลผลเป็นแผนที่พื้นผิวดวงจันทร์ไททัน

ภาพถ่ายผิวดวงจันทร์ไททันจากคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าย่านความยาวคลื่น 938 นาโนเมตร ซึ่งทะลุผ่านเมฆหมอกไฮโดรคาร์บอนได้

เมื่อวันที่ 2 มิถุนายน และ 22 มิถุนายน 2547 จากระยะห่างไททัน 14.8 ล้านกิโลเมตร ถึง 5.9 ล้านกิโลเมตร

Image credit: NASA/JPL/Space Science Institute

ดวงจันทร์ไททันเป็นบริวารที่มีขนาดใหญ่ที่สุดของดาวเสาร์ รวมทั้งมีความน่าสนใจที่ลักษณะชั้นบรรยากาศ,รูปแบบทางธรณีวิทยาพื้นผิว ที่อุดมไปด้วยสารไฮโดรคาร์บอนราวกับเป็นภาพจำลองของโลกยุคดึกดำบรรพ์

ข้อมูลที่ได้ช่วยนักวิจัยสามารถตรวจวัด albedo หรือสัมประสิทธิ์การสะท้อนแสงจากดวงอาทิตย์ ณ บริเวณต่างๆ บนผิวดวงจันทร์ไททัน และเนื่องจากเป็นการตรวจวัดการกระเจิงของแสงโดยความหนาแน่นของชั้นบรรยากาศ ทำให้ไม่มีเงาของภูมิประเทศปรากฏให้เห็นภายในภาพ

แผนที่ดวงจันทร์ไททันจากข้อมูลเท่าที่มีภายในเดือนตุลาคม 2549

Credit: NASA/JPL/Space Science Institute

แผนที่ดังกล่าวเป็นแผนที่แบบฉายอัตราผิวทรงกลมลงบนระนาบและอัตราส่วนเดียวทั้งภาพที่ 2 กิโลเมตรต่อพิกเซล แผนที่ลักษณะนี้จะไม่ทำให้เกิดความผิดเพี้ยนของพื้นที่และอัตราส่วนมากนัก อย่างไรก็ตามความละเอียดที่แท้จริงจะแตกต่างกันไปตามแต่ละพื้นที่ บริเวณที่คมชัดมากที่สุดคือบริเวณตรงกลางและขอบแผนที่ ส่วนบริเวณ longitude 270 องศาตะวันตกข้อมูลที่ได้ยังน้อยเกินกว่าที่จะให้ภาพที่คมชัด

ทีมงานคาดว่าพื้นที่ที่ยังไม่ชัดเจนนั้นจะได้รับการปรับปรุงด้วยข้อมูลที่จะเริ่มเก็บใหม่ภายในเดือนกุมภาพันธ์ 2550 เมื่อบริเวณ northern Belet, Adiri และ Dilmun ถูกถ่ายภาพ เช่นเดียวกับบริเวณขั้วเหนือที่ยังคง “ว่าง” อยู่ในแผนที่ก็จะได้รับข้อมูลเพื่อนำมาสร้างแผนที่ภายในอีกไม่กี่ปีข้างหน้า เมื่อดวงจันทร์ไททันเข้าสู่ช่วง วสันตวิษุวัต (vernal equinox) ในเดือนสิงหาคม 2552 โดยเฉพาะในช่วงสี่ปีข้างหน้า คาสสินีมีแผนจะบินผ่านไททันถึง 45 ครั้ง

ดวงจันทร์ไททันยังมีด้านเดียวเท่านั้นที่ถูกรับแสง เพื่อที่จะได้ภาพที่คมชัดต้องรอให้ไททันหันอีกด้าน

เข้าสู่ดวงอาทิตย์ แผนที่ส่วนที่ยังไม่ชัดก็คือด้านที่ไม่ได้รับแสงอาทิตย์นั่นเอง

Image Credit: NASA/JPL/Space Science Institute

รัศมีของไททันที่ใช้สร้างภาพฉายในแผนที่นี้คือ 2,575 กิโลเมตร ด้วยสมมติฐานที่ว่าดวงจันทร์ดวงนี้เป็นทรงกลม แต่เมื่อเราได้ข้อมูลจากไททันทุกมุมทุกด้านแล้วค่อยปรับแผนที่ตามรูปร่างที่แท้จริงต่อไป ซึ่งโดยทั่วไปเทหวัตถุขนาดใหญ่ที่แรงโน้มถ่วงแรงพอที่จะเอาชนะแรงยึดเหนี่ยวระหว่างโมเลกุลของสสารไม่ว่าจะเป็นก๊าซหรือของแข็งมักมีรูปร่างกลมแป้นเล็กน้อยเนื่องจากการหมุนรอบตัวเอง อย่างเช่นโลกที่มีรัศมีแนวศูนย์สูตรยาวกว่ารัศมีจากใจกลางโลกถึงขั้วโลก ทำให้โลกแป้นเล็กน้อย
 

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล

พบความปั่นป่วนภายในลมสุริยะ

Turbulence Detected in Space

January 3^rd, 2007

Adapted from: www.space.com

ลมสุริยะที่อุดมไปด้วยอนุภาคมีประจุที่พัดผ่านโลกสามารถก่อกวนดาวเทียมและก่ออันตรายต่อนักบินอวกาศ ถูกกลุ่มดาวเทียมสี่ดวงตรวจวัดความผันแปรภายในการเคลื่อนที่ของลมสุริยะและพบหลักฐานว่ามี “ความปั่นป่วน (turbulence)” ภายในอวกาศ

ตัวอย่างของความปั่นป่วนสามารถเห็นได้ทั่วไปบนโลก โดยเฉพาะการไหลแบบปั่นป่วนของของไหลบนโลก เช่นน้ำ อากาศ หรือแม้แต่ควัน ทว่านักวิทยาศาสตร์กลับต้องเผชิญความยุ่งยากในการอธิบายธรรมชาติของปรากฏการณ์นี้ ความยากลำบากก็คือเราไม่มีสมการทางคณิตศาสตร์ใดสำหรับอธิบายความปั่นป่วนได้อย่างแท้จริง นักวิทยาศาสตร์จึงเลือกใช้คำอธิบายเชิงสถิติ โดยสนใจสถิติของความดันหรือความเร็วที่แปรเปลี่ยนไปตามระยะทาง

ตัวอย่างความปั่นป่วนของกระแสน้ำที่ไหลตกลงไปจากขอบเมื่อถูกกีดขวางกระแสน้ำ

Credit:http://www.jet.efda.org/pages/focus/009modelling/images/turbulence-s.jpg

นักวิจัยอาจจะศึกษาความปั่นป่วนภายในอุโมงค์ลมหรือท่อน้ำได้ง่าย แต่สำหรับความปั่นป่วนภายในอวกาศยังเป็นสิ่งที่ยากลำบากมาก อย่างไรก็ตามโครงการ Cluster ซึ่งเป็นกลุ่มดาวเทียม 4 ดวง ขององค์การอวกาศยุโรป ถูกออกแบบมาเพื่อทำหน้าที่อันน่าท้าทายนี้แล้ว โดยดาวเทียมเดี่ยวแต่ละดวงสามารถศึกษาลมสุริยะและวัดสัญญาณความปั่นป่วนภายในการเปลี่ยนแปลงของกระแสพลาสมา อย่างไรก็ตามเพื่อเปรียบเทียบโดยตรงกับทฤษฎี นักวิจัยจำเป็นต้องตั้งสมมติฐานเกี่ยวกับขนาดความความผันแปรภายในลมสุริยะเสียก่อน และเพื่อหลีกเลี่ยงความคลุมเครือ อุปกรณ์ตรวจวัดจำนวนมากจึงจำเป็นสำหรับวัดสมบัติของลมสุริยะที่ตำแหน่งต่างๆ ซึ่งเป็นเหตุผลที่กลุ่มดาวเทียม Cluster ถูกออกแบบมาให้โคจรรอบโลกเป็นกลุ่มในรูปแบบพิรามิดฐานสามเหลี่ยม เพื่อเก็บเกี่ยวข้อมูลสนามแม่เหล็กและสนามไฟฟ้าจากทุกทิศทาง

รูปแบบการจัดตำแหน่งของดาวเทียม cluster ทั้ง 4 ลำ

Credit : http://spaceflightnow.com/cluster2/images/000714pyramid.jpg

จากเหตุการณ์ที่สนามแม่เหล็กของโลกปะทะกับลมสุริยะ เมื่อวันที่ 18 กุมภาพันธ์ 2545 กลุ่มดาวเทียม Cluster ต้องเสี่ยงกับการอยู่แนวหน้าของสนามแม่เหล็กโลก บริเวณใกล้เคียงกับตำแหน่ง bow shock หรือแนวปะทะระหว่างลมสุริยะกับสนามแม่เหล็กโลก ซึ่งที่แนวดังกล่าวคลื่นกระแทกที่สะท้อนกลับจะทำให้เกิดระลอกและกระแสหมุนวนภายในการเคลื่อนที่ของลมสุริยะ และเป็นจุดที่ดีสำหรับค้นหา “ความปั่นป่วน”

การวิเคราะห์ความเข้มสนามแม่เหล็กที่ถูกบันทึกโดยดาวเทียมแต่ละดวงช่วยให้นักวิจัยพบความเปลี่ยนแปลงของอัตราเร็วลมสุริยะ สิ่งนี้เองทำให้พวกเขาอธิบายการเปลี่ยนแปลงพลังงานตามระยะทางภายในลมสุริยะได้

นอกจากนี้ผลการวิเคราะห์ยังสอดคล้องกับการผันแปรพลังงานที่เห็นได้ในความปั่นป่วนของของไหลบนโลกอีกด้วย ทำให้งานวิจัยนี้เป็นการตรวจพบความปั่นป่วนในอวกาศครั้งแรก

ที่น่าประหลาดใจคือลมสุริยะความหนาแน่นต่ำเหล่านี้แทบไม่มีความหนืดอันเป็นปัจจัยสำคัญที่ทำให้เกิดความปั่นป่วนของของไหล นั่นหมายความว่าจะต้องมีกระบวนการทางฟิสิกส์บางอย่างที่ทำหน้าที่สร้างความปั่นป่วนแทนความหนืด ซึ่งอาจจะเป็นอันตรกิริยาเชิงแม่เหล็กไฟฟ้าระหว่างอนุภาคมีประจุภายในลมสุริยะเอง

กลุ่มดาวเทียม Cluster โคจรรอบโลกพร้อมทั้งอยู่ในบริเวณแนวปะทะระหว่างสนามแม่เหล็กโลกกับลมสุริยะ (Bow shock)

Credit: ESA

งานชิ้นนี้จะช่วยปรับปรุงการทำนายสภาพอวกาศเช่นเดียวกับช่วยพัฒนาแบบจำลองการไหลเชิงปั่นป่วนของก๊าซมีประจุที่เรียกว่า พลาสมา(Plasma) และตีพิมพ์ลงในวารสาร Physical Review Letters

นอกจากความปั่นป่วนในระบบสุริยะแล้ว นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ยังเสนอความเป็นไปได้ที่จะพบความปั่นป่วนภายในดาวฤกษ์ เมฆก๊าซระหว่างดาว(Interstellar clouds) วงแหวนมวลสารรอบหลุมดำ และภายในพายุ red spot ของดาวพฤหัสบดีอีกด้วย

 

เรียบเรียงโดย : วัชราวุฒิ หน่อแก้ว ภาควิชาฟิสิกส์ คณะวิทยาศาสตร์ มหาวิทยาลัยมหิดล