วารสารฟสิกิสไ์ทย มนีาคม 2556 – สงิหาคม 2556

ดาราศาสตรว์ทิยุในประเทศไทยกิติยานี อาษานอก 1

การศึกษาดาราศาสตรใ์นประเทศไทย ได้รบัความนิยมกันอยา่งแพรห่ลาย ไมว่า่จะเป็นสงัเกตการณ์สรุยุิปราคา จนัทรุปราคา ฝนดาวตก ดาวหาง ตลอดจนปรากฏการณ์ทางดาราศาสตรอ่ื์น ๆ รวมไปถึงการจดัตัง้ชุมนุมดาราศาสตรต์ามโรงเรยีนและสถาบนัอุดมศึกษาทัว่ ๆ ไป ซึ่งกิจกรรมดังกล่าวขา้งต้น เป็นเพยีงการศึกษาดาราศาสตรภ์าคสงัเกตการณ์ในชว่งความยาวคล่ืนท่ีตามนุษย์มองเหน็ได้เท่านัน้ (หรอื visible light) แต่การศึกษาในทางดาราศาสตรน์ัน้สามารถจำาแนกได้ตามการสงัเกตการณ์ชว่งความยาวคล่ืนของคล่ืนแมเ่หล็กไฟฟา้ (electromagnetic wave) วา่เป็นการศึกษาในชว่งความยาวคล่ืนใด

เชน่เดียวกับดาราศาสตรว์ทิยุ (Radio astronomy) ซึ่งเป็นการศึกษาเทหวตัถบุนท้องฟา้ท่ีในชว่งความยาวคล่ืนวทิยุขอ้ได้

เปรยีบอยา่งหน่ึงในการศึกษาในชว่งคล่ืนดังกล่าวนี้คือสามารถศึกษาได้ตลอดเวลาทัง้กลางวนั และกลางคืน เพราะมคีวามยาวคล่ืนยาว ไมถ่กูดดูกลืน หรอืปิดกัน้ท่ีชัน้บรรยากาศจงึทำาใหส้ามารถทะลผุ่านชัน้บรรยากาศมายงัพื้นโลกได้ (ดังรูปท่ี 1)

1

1 อาจารย ์(ดร.) ภาควชิาฟสิกิส ์คณะวทิยาศาสตร ์มหาวทิยาลัยขอนแก่น2ความละเอียดเชงิมุม เป็นความสามารถของอุปกรณ์สรา้งภาพในการแยกแยะภาพ 2 จุดท่ีเหล่ือมซอ้นกันใหแ้ยกจากกันได้

วารสารฟสิกิสไ์ทย มนีาคม 2556 – สงิหาคม 2556

นักดาราศาสตรว์ทิยุจะใชอุ้ปกรณ์ในการสงัเกตการณ์ท่ีเรยีกวา่ กล้องโทรทรรศน์วทิยุ

(radio telescope) ซึ่งมขีนาดหน้ากล้องหรอืเสน้ผ่านศูนยก์ลางของหน้ากล้องใหญ่เพื่อเพิม่ศักยภาพใหก้ับกล้องโทรทรรศน์ในแง่ของความละเอียดเชงิมุม 2 (หรอื angular resolution) ใหม้คีวามละเอียดมากแต่ทัง้นี้ทัง้นัน้ ปัจจยันี้ก็ขึ้นอยูก่ับความยาวคล่ืนท่ีใชใ้นการสงัเกตการณ์ด้วย โดยเฉพาะถ้าเป็นคล่ืนที่ตามองเหน็ (500 – 700 นาโนเมตร) แล้ว ในระดับความละเอียดเชงิมุมเท่า ๆ กันกล้องโทรทรรศน์ธรรมดาจะมขีนาดหน้ากล้องท่ีเล็กกวา่มากเมื่อเทียบกับกล้องโทรทรรศน์วทิยุดังนัน้ ถ้าต้องการเพิม่ความละเอียดเชงิมุมใหก้ับกล้องโทรทรรศน์วทิยุแล้ว จำาเป็นจะต้องสรา้งกล้องใหม้ขีนาดใหญ่ตามไปด้วย จากปัญหาดังกล่าว เราสามารถเพิม่ขนาดของกล้องโทรทรรศน์วทิยุได้โดยใชห้ลักการแทรก

รูปท่ี 1 แผนภาพจำาลองการทึบแสง (opacity) ของชัน้บรรยากาศโลกในชว่งความยาวคล่ืนแม่เหล็กไฟฟา้ประเภทต่าง ๆ

2

วารสารฟสิกิสไ์ทย มนีาคม 2556 – สงิหาคม 2556สอดสญัญาณทางดาราศาสตรว์ทิยุ (radio interferometry) ซึ่งใชก้ล้องโทรทรรศน์วทิยุตัง้แต่สองตัวขึ้นไป วางตำาแหน่งของกล้องใหห้า่งกันด้วยระยะฐานใด ๆ (หรอืเรยีกวา่ baseline ดังรูปท่ี 2 ด้านบน) สญัญาณท่ีได้รบัจากเทหวตัถบุนท้องฟา้ มาถึงกล้องทัง้สองตัวต่างเวลากันเนื่องจากโลกหมุนรอบตัวเอง ดังนัน้จงึต้องมกีารหน่วงสญัญาณ (delay) จากกล้องตัวหน่ึงใหม้าถึงกล้องอีกตัวหนึ่งพรอ้ม ๆ กัน จากนัน้ก็จะนำาสญัญาณที่ได้จากกล้องทัง้สองมาแทรกสอดสญัญาณเขา้ด้วยกัน พบวา่หากระยะหา่งของฐานมากจะทำาใหม้คีวามละเอียดเชงิมุมมากขึ้น อีกทัง้ถ้ามีจำานวนคู่ฐานของกล้องหลาย ๆ ตัวก็จะทำาให้สามารถระบุตำาแหน่งของเทหวตัถบุนท้องฟา้ได้แมน่ยำาและได้รายละเอียดของภาพมากยิง่ขึ้น ด้วยหลักการน้ีจะชว่ยเพิม่ความละเอียดเชงิมุมได้น้อยกวา่ 1 พลิิปดา (เครอืขา่ยอินเตอรเ์ฟยีโรเมทรใีนโลกนี้ ได้แก่ VLBA; Very Long Baseline Array และ MERLIN; Multi-Element Radio Linked Interferometer Network ดังรูปท่ี 2)

รูปท่ี 2 (บน) แสดงภาพจำาลองการใชเ้ทคนิคแทรกสอดสญัญาณดาราศาสตรว์ทิยุ (radio interferometry)[2] (ล่าง) กล้องโทรทรรศน์วทิยุเครอืขา่ยของประเทศสหราชอาณาจกัร (MERLIN) [3]

ดังนัน้ เพื่อเป็นการเริม่ต้นงานวจิยัด้านดาราศาสตรว์ทิยุในประเทศไทย กลุ่มเครอืขา่ยวจิยัดาราศาสตรว์ทิยุประเทศไทย (Thai Radio Astronomy Research Network; TRAN) ซึ่งนำาทีมโดย ผศ. ดร. นิพนธ ์กสพิรอ้ง (อาจารยป์ระจำาภาควชิาฟสิกิส ์คณะวทิยาศาสตร ์มหาวทิยาลัย

3

วารสารฟสิกิสไ์ทย มนีาคม 2556 – สงิหาคม 2556อุบลราชธานี) ได้รว่มมอืกับอาจารย ์และนักวจิยัจากหลากหลายสถาบนั โดยเฉพาะสถาบนัวจิยัดาราศาสตรแ์หง่ชาติ (องค์การมหาชน) รว่มกันคิดค้นและประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์วทิยุขนาดเล็ก (หรอื small radio telescope; SRT) เพื่อใชเ้ป็นเครื่องต้นแบบสำาหรบัประกอบกิจกรรมปฏิบติัการทดลองหรอืการเรยีนการสอนด้านดาราศาสตรว์ทิยุในระดับอุดมศึกษา

กล้องโทรทรรศน์วทิยุแบบจานเด่ียว (single dish) ดังรูปท่ี 3 โดยทัว่ไปมสีว่นประกอบหลักแบง่ออกเป็นสองสว่นได้แก่

1) สว่นท่ีใชร้บัสญัญาณ เชน่ จานรบัสญัญาณ ตัวแปลงสญัญาณ หรอืฟดี(feed) วงจรขยาย (low noise amplifier; LNA) และตัวกรอง (filter) สญัญาณ

2) ระบบทางกล เชน่ ฐานตัง้และระบบควบคมุการชีต้ำาแหน่ง

รูปท่ี 3 แสดงสว่นประกอบของกล้องโทรทรรศน์วทิยุขนาดเสน้ผ่าน

ศูนยก์ลาง 10 ฟุต ซึ่งถกูพฒันาโดยสถาบนัวจิยัดาราศาสตรแ์หง่ชาติ (องค์การมหาชน) ประกอบไปด้วย 1) ตัวกรองสญัญาณ 2) สาย RG-213/U 3) ระบบทำาความเยน็ 4) ตัวขยายสญัญาณรบกวนตำ่า 5) ฟดี 6) มอเตอรข์บัตามแนวนอน 7) มอเตอรข์บัตามแนวตัง้ 8) ตู้ควบคมุระบบชี้ตำาแหน่ง 9) เครื่องวเิคราะหส์เปกตรมั 10) คอมพวิเตอรค์วบคมุ (ขอขอบคณุรูปภาพจากสถาบนัวจิยัดาราศาสตร ์ฯ )

หลักการทำางานโดยเบื้องต้นของกล้องโทรทรรศน์วทิยุเริม่จากคล่ืนวทิยุกระทบจานพาราโบลาและสะท้อนไปรวมท่ีจุดโฟกัส โดยทัว่ไปจานพาราโบลาจะเป็นจานโลหะขนาดใหญ่ คล่ืนวทิยุรวมที่จุดโฟกัสจะถกูแปลงให้เป็นสญัญาณไฟฟา้โดยฟดี สญัญาณไฟฟา้ดังกล่าวจะถกูขยายโดยวงจรขยายสญัญาณและสง่ต่อไปยงัตัวกรองความถี่ ก่อนที่จะนำาไปบนัทึกและทำาการประมวลผลในภายหลังโดยกล้องโทรทรรศน์วทิยุขนาดเล็กน้ี มกีำาลังขยายทางทฤษฎีประมาณ 30dB ค่าความกวา้งของลำาคล่ืนที่กำาลังลดลงครึง่หนึ่ง (หรอื half power beamwidth) ประมาณ 5 องศา มรีะบบฐานตัง้กล้องเป็นแบบอะซมุิทและอัลติจูด หมุนตามมุมกวาดได้ 360 องศา ตามมุมเงยได้ 25 ถึง 90 องศา ควบคมุด้วยระบบคอมพวิเตอร์

กล้องโทรทรรศน์วทิยุท่ีได้พฒันาขึ้นมานี้ ถกูออกแบบมาเพื่อตรวจจบัสญัญาณวทิยุในชว่งความถ่ี 1420 ± 30 MHz ซึ่งถกูแผ่โดยอะตอมไฮโดรเจนท่ีเป็นกลาง(หรอื neutral hydrogen3 ; HI)ในกาแลกซีท่าง

4

3neutral hydrogen หรอืไฮโดรเจนที่เป็นกลางประกอบไปด้วย โปรตอน อิเล็กตรอน และนิวตรอน อยา่งละ1 ตัว มตีามระนาบดาราจกัรและในบรเิวณที่มสีสารระหวา่งดาว (interstellar medium)4กราฟเสน้โค้งการหมุน เป็นกราฟความสมัพนัธร์ะหวา่งความเรว็ในการหมุนของไฮโดรเจนที่เป็นกลางเทียบกับระยะทางจากใจกลางดาราจกัรไปยงัตำาแหน่งต่าง ๆ ที่ตรวจวดัสญัญาณได้

วารสารฟสิกิสไ์ทย มนีาคม 2556 – สงิหาคม 2556ชา้งเผือกหรอืกาแลกซีทั่ว่ ๆ ไปโดยอะตอมนี้จะปลดปล่อยพลังงานออกมาที่ความยาวคล่ืน 21 เซนติเมตรหรอืความถ่ี 1420 MHz สว่นใหญ่แล้วไฮโดรเจนที่เป็นกลางจะอยูท่ี่ระดับชัน้พลังงานตำ่าสดุ (ground state) หรอืเสถียรท่ีสดุ ขณะท่ีอิเล็กตรอนโคจรรอบโปรตอนมนัจะมทิีศทางการสปิน (หมุน) ไปในแนวเดียวกันกับการสปินของโปรตอน (เรยีกวา่สปินในทิศขนาน; parallel) หรอือาจสปินในทิศทางตรงกันขา้มกับสปินของโปรตอน (เรยีกวา่ สปินในทิศต้านการขนาน; anti-parallel) ถ้าหากวา่อิเล็กตรอนสปินอยูใ่นทิศขนาน มนัก็จะพยายามปรบัใหตั้วเองกลับไปอยู่ท่ีสถานะพลังงานตำ่าสดุ จงึทำาใหอิ้เล็กตรอนใช้ระยะเวลาค่อนขา้งยาวนาน(หลายล้านปี) จนกวา่วา่มนัจะพลิก (flip) กลับไปสูทิ่ศทางต้านการขนานดังเดิม(ดังรูปท่ี 4 บน) ถึงแมว้า่เหตกุารณ์ดังกล่าวจะเกิดค่อนขา้งยาก แต่อยา่งไรก็ตาม ปรมิาณของไฮโดรเจนที่เป็นกลางมจีำานวนมากพอท่ีจะสามารถตรวจจบัได้ในระนาบแผ่นดิสก์ของกาแลกซีต่่าง ๆ ดังนัน้ถ้าทำาการศึกษาการกระจายตัวในระนาบกาแลกซีท่างชา้งเผือกของเราเอง จะชว่ยทำาให้เขา้ใจถึงสภาพการหมุนท่ีแตกต่าง (differential rotation) กันของแต่ละแขนของกาแลกซีร่วมไปถึงการกระจายมวลกาแลกซีท่ี่ได้จากกราฟเสน้โค้งการหมุนของกาแลกซี4่ (rotation curve) แต่อยา่งไรก็ตาม กลุ่มวจิยัฯ ได้ทำาการวดัสญัญาณคล่ืนวทิยุ HI จากระนาบกาแลกซี ่โดยในเบื้อง

ต้นยงัไมส่ามารถตรวจวดัความต่างของสญัญาณได้มากพอซึ่งกล้องโทรทรรศน์วทิยุต้นแบบตัวนี้จะต้องพฒันาใหม้ปีระสทิธภิาพมากยิง่ขึ้นต่อไป

รูปท่ี 4 (บน) ภาพจำาลองแสดงไฮโดรเจนที่เป็นกลางมกีารปลดปล่อยพลังงานออกมาที่ความยาวคล่ืน 21 เซนติเมตร(หรอืความถี่ 1420 MHz) [4] (ล่าง) แสดงผลการวดัสญัญาณคล่ืนวทิยุจากดวงอาทิตยใ์นชว่งความถ่ี 1400 – 1500 MHz ของวนัท่ี 26 สงิหาคม 2556 ท่ีสถานีพลังงานนำ้าแมส่าบ อำาเภอสะเมงิจงัหวดัเชยีงใหม ่อักษร ON1, ON2 และ ON3 เป็นสญัญาณที่ตรวจวดัได้เมื่อกล้องชีไ้ปท่ีตำาแหน่งดวงอาทิตย ์(หรอื on source) ครัง้ที่ 1, 2 และ 3 ตามลำาดับ

5

/10( ) 1 10 dBmP mW mW

วารสารฟสิกิสไ์ทย มนีาคม 2556 – สงิหาคม 2556สว่น Az+90, Az+180 เป็นสญัญาณที่ตรวจวดัได้เมื่อกล้องชีต้ำาแหน่งออกนอกดวงอาทิตย ์(หรอื off source) ด้วยมุมกวาดเพิม่จากเดิมไป 90 องศาและ 180 องศาตามลำาดับและ alt+45 เป็นการชีต้ำาแหน่งกล้องออกนอกดวงอาทิตยด้์วยมุมเงยเพิม่จากเดิมไป 45 องศา(ขอขอบคณุรูปภาพจากสถาบนัวจิยัดาราศาสตรฯ์)

นอกจากนี้ กลุ่มวจิยัฯ ยงัได้ใช้กล้องโทรทรรศน์วทิยุท่ีสรา้งขึ้นมาทดสอบวดัสญัญาณคล่ืนวทิยุจากดวงอาทิตยท่ี์ความถ่ี 1400 – 1500 MHz ณ สถานีพลังงานนำ้าแมส่าบอำาเภอสะเมงิจงัหวดัเชยีงใหม ่ วนัท่ี26 สงิหาคม 2556 โดยในเบื้องต้นพบวา่ท่ีความถ่ีดังกล่าว ดวงอาทิตยจ์ะแผ่พลังงานออกมาในรูปสเปกตรมัแบบต่อเนื่อง (continuum spectrum) เพราะฉะนัน้ความเขม้ของสญัญาณท่ีวดัจะอยูใ่นรูปสเปกตรมัแถบกวา้งสงูขึ้นมากกวา่ปกติ ดังเชน่รูปท่ี 4 (ล่าง)ขณะท่ีกล้องชีไ้ปท่ีดวงอาทิตย ์(หรอือักษร ON1, ON2, ON3) สญัญาณมคีวามเขม้ประมาณ -79 dBm5 ซึ่งสงูกวา่ขณะท่ีกล้องชีไ้ปยงัตำาแหน่งอ่ืน (Az+90, Az+180, Alt+45) ประมาณ 5 dBm (หรอื 3.2 เท่า) ขณะท่ีสญัญาณพื้นหลัง (noise floor) อยูท่ี่ -85.5 dBm ซึ่งผลการวดัสญัญาณที่ได้น้ี คาดวา่จะนำาไปประยุกต์ใชใ้นกิจกรรมการเรยีนการสอนระดับอุดมศึกษาในอนาคตต่อไป

รูปท่ี 5 แสดงแผนภาพจำาลองการเกิดคล่ืนวทิยุจากดาวพฤหสับดี

กิจกรรมดาราศาสตรว์ทิยุเพิม่เติมท่ีกลุ่มวจิยัฯ ได้ดำาเนินการ คือทำาการทดลองวดัสญัญาณคล่ืนวทิยุจากดาวพฤหสับดี ท่ีความถ่ี 20 .1 MHz

จากการติดตัง้ชุดคิทเสาอากาศขององค์การอวกาศนาซา่ เรยีกวา่ Radio Jove ซึ่งใชต้รวจวดัสญัญานคล่ืนวทิยุจากดาวพฤหสับดี ซึ่งมสีาเหตหุลัก ๆ มาจาก การที่ดวงจนัทรไ์อโอโคจรไปอยู ่ณ ตำาแหน่งท่ีเสน้แรงแมเ่หล็กพุง่ผ่านพอดีและอนุภาคท่ีมีประจุไฟฟา้จากดวงจนัทรเ์คล่ือนท่ีเขา้ไปในบรเิวณเสน้แรงแมเ่หล็กด้วยอัตราเรว็สงู

(Alfven wave) และเคล่ือนท่ีบดิเป็นเกลียวตามเสน้แรงแมเ่หล็ก ก่อใหเ้กิดปรากฏการณ์ท่ีเรยีกวา่ซนิโครตรอน (Synchrotron effect) และแผ่คล่ืนวทิยุออกมา (ดังรูปท่ี 5) ท่ีความถ่ีตัง้แต่ 15 MHz – 39.5 MHz แต่ชว่งความถ่ีที่ดีท่ีสดุที่สามารถตรวจวดัได้บนโลกคือ 18 MHz – 22 MHz สญัญาณคล่ืนวทิยุจากดาวพฤหสับดียงัสามารถบนัทึกในรูปของเสยีงได้สองรูปแบบ ได้แก่ Long-

6

วารสารฟสิกิสไ์ทย มนีาคม 2556 – สงิหาคม 2556burst (หรอื L-burst) ลักษณะเสยีงซา่คล้ายดังคล่ืนทะเลสาดซดัชายหาด และ Short-burst (หรอื S-burst) ลักษณะคล้ายการแตกของขา้วโพด (popcorn) ดังนัน้กลุ่มวจิยัฯ จงึได้ทดลองติดตัง้และทดสอบสายอากาศท่ีหอดดูาวเฉลิมพระเกียรติ 7 รอบพระชนมพรรษา จงัหวดันครราชสมีา ในชว่งระหวา่งวนัที่ 1 – 5 เมษายน 2556 (ดังรูปท่ี 6 บน) โดยใชบ้รเิวณโล่งด้านบนของหอดูดาวฯ เป็นสถานท่ีตัง้เสาอากาศสญัญาณ

รูปท่ี 6 (บน) แสดงการติดตัง้เสาอากาศ Radio Jove เพื่อตรวจวดัสญัญาณคล่ืนวทิยุจากดาวพฤหสับดี ที่ความถี่ 20.1 MHz บรเิวณหอดดูาวเฉลิมพระเกียรติ 7 รอบพระชนมพรรษา จงัหวดันครราชสมีา ในชว่งระหวา่งวนัที่ 1 – 5 เมษายน 2556 (ล่าง) กราฟแสดงความสมัพนัธร์ะหวา่งเวลา

ท่ีทำาการสงัเกตการณ์ในหน่วยเวลาสากล (universal time) ของวนัท่ี 3 เมษายน 2556 และความเขม้ของสญัญาณในรูปของอุณหภมู ิ(ในหน่วยองศาเคลวนิ K) ลักษณะสญัญาณคล่ืนวทิยุท่ีตรวจวดัได้ อยูใ่นชว่งเวลา 19:51 – 19:52 น.คล่ืนวทิยุท่ีคาดวา่จะมาจากดาวพฤหสับดี วดัได้ในวนัท่ี 3 เมษายน 2556 เวลาประมาณ 19:51–19:52 น. ลักษณะสญัญาณเป็นแบบ S-burst ประมาณ 1 นาที (ดังรูปท่ี 6 ล่าง)แต่อยา่งไรก็ตามสญัญาณท่ีได้นี้ยงัไม่อาจจะยนืยนัได้ชดัเจนวา่เป็นสญัญาณจรงิ เพราะจะต้องมกีารเปรยีบเทียบกับฐานขอ้มูลอ่ืนทัว่โลกท่ีสงัเกตการณ์ในชว่งเวลาเดียวกันวา่เป็นสญัญาณประเภทเดียวกันหรอืมาจากดาวพฤหสับดีจรงิหรอืไม ่ซึ่งแผนกิจกรรมในรูปแบบนี้ที่จะทำาต่อไปในอนาคต กลุ่มวจิยัฯ อาจจะนำาไปใชท้ดสอบชว่งที่สนามแมเ่หล็กบนดวงอาทิตยก์ลับขัว้ ในปลายปีนี้ เพื่อทำาการทดสอบวดัสญัญาณ solar burst ท่ีคาดวา่จะเกิดขึ้นในชว่งเวลานัน้มากกวา่ปกติ อีกทัง้ประยุกต์เสาอากาศประเภทอ่ืน เพื่อตรวจจบัคล่ืนวทิยุจากดาวเคราะหห์รอืดาวฤกษ์ประเภทอ่ืน ๆ ในลำาดับถัดไป

จะเหน็ได้วา่น่ีเป็นเพยีงจุดเริม่ต้นสำาหรบัการทำาวจิยัดาราศาสตรว์ทิยุในประเทศไทย ซึ่งสามารถพฒันาใหก้้าวต่อไปขา้งหน้าและกระตุ้นใหเ้กิดความสนใจกับนักเรยีน นักศึกษา รวมไปถึงบุคคลทัว่ไป ท่ีมีความสนใจในงานดาราศาสตร ์ได้ตระหนักและเล็งเหน็ความสำาคัญของการศึกษาด้านดาราศาสตรว์ทิยุน้ี

7

วารสารฟสิกิสไ์ทย มนีาคม 2556 – สงิหาคม 2556

เอกสารอ้างอิง[1] http://upload.wikimedia.org/

wikipedia/commons/3/34/Atmospheric_electromagnetic_opacity.svg สบืค้นเมื่อวนัท่ี 22 กันยายน 2556

[2] http://www.hardhack.org.au/files/interferometer.gif สบืค้นเมื่อวนัท่ี 23 กันยายน 2556

[3] http://www.merlin.ac.uk/merlin_icons/MERLINMapcrop.jpg สบืค้นเมื่อวนัท่ี 23 กันยายน 2556

[4] http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/quantum/h21.html สบืค้นเมื่อวนัท่ี 23 กันยายน 2556

[5] Arkhypov, OV. andRucker, HO., Effects of magnetohydrodynamic wavesin Jovian decametric emission, A&A, 474, 1031-1035; 2007.

8