กล้องโทรทรรศน์ความยาวคลื่นต่างๆ

        วัตถุแต่ละชนิดมีอุณหภูมิไม่เท่ากัน จึงแผ่รังสีเข้มที่ความยาวคลื่นแตกต่างกันตาม กฎการแผ่รังสีของวีน (Wein's law) วัตถุที่มีอุณหภูมิสูง เช่น หลุมดำ ดาวระเบิด ดาวฤกษ์เกิดใหม่ แผ่รังสีคลื่นสั้น เช่น รังสีแกมมา รังสีเอกซ์ และรังสีอัลตราไวโอเล็ต  วัตถุที่มีอุณหภูมิต่ำ เช่น เนบิวลา แผ่รังสีคลื่นยาว เช่น รังสีอินฟราเรด  วัตถุที่หมุนรอบตัวเองด้วยความเร็วสูง เช่น ดาวนิวตรอน หลุมดำ แผ่คลื่นวิทยุ   ดังนั้นนักดาราศาสตร์จึงจำเป็นต้องศึกษาวัตถุต่างๆ ในทุกความยาวคลื่น มิใช่เฉพาะแสงที่ตามองเห็น (Visible light) เท่านั้น 


ภาพที่ 1 ทางช้างเผือกในช่วงความยาวคลื่นต่างๆ 


        ภาพที่ 1 เป็นภาพถ่ายของกาแล็กซีทางช้างเผือกในช่วงความยาวคลื่นที่แตกต่างกัน เรียงจากความยาวคลื่นสั้นไปยังความยาวคลื่นยาวจากล่างขึ้นบน ดังนี้ 

  • รังสีแกมมา (Gamma Ray) ที่พลังงาน >100eV แสดงให้เห็นถึง บริเวณที่เป็นดาวเกิดใหม่มีอุณหภูมิสูง ในใจกลางของทางช้างเผือก  
  • รังสีเอกซ์ (X-Ray) ที่พลังงาน 0.25, 0.75, 1.5 keV แสดงให้เห็นถึง บริเวณที่เป็นดาวเกิดใหม่มีอุณหภูมิสูง ที่อยู่รอบๆ ทางช้างเผือก  
  • แสงที่ตามองเห็น (Optical) แสดงให้เห็นความสว่างของทางช้างเผือกตามที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า 
  • รังสีอินฟราเรดใกล้ (Near Infrared) แสดงให้เห็นแก๊สและฝุ่นทึบแสงที่มีอุณหภูมิต่ำ ภายในใจกลางของระนาบทางช้างเผือก 
  • รังสีอินฟราเรด (Infrared) แสดงให้เห็นแก๊สและฝุ่นทึบแสงที่มีอุณหภูมิต่ำ ที่อยู่ในแขนกังหันของทางช้างเผือก 
  • คลื่นวิทยุความถี่ 115 GHz  (Molecular Molecule)​ แผ่ออกมาจากโมเลกุลของไฮโดรเจนที่อยู่ในบริเวณใจกลางของทางช้างเผือก 
  • คลื่นวิทยุความยาวคลื่น 21 cm (Atomic Hydrogen) แผ่ออกมาจากอะตอมของไฮโดรเจนที่อยู่ในแขนกังหันของทางช้างเผือก 
  • คลื่นวิทยุความถี่ 408 MHz (Radio Continuum) แผ่มากจากบริเวณรอบๆ ทางช้างเผือก  

        จะเห็นได้ว่า การมองทางช้างเผือกด่้วยช่วงความยาวคลื่นต่างๆ ทำให้เรารู้จักทางช้างเผือกได้ดีขึ้น อย่างไรก็ตามเราไม่สามารถมองเห็นวัตถุท้องฟ้าจากพื้นโลกได้ทุกความยาวคลื่น เนื่องจากบรรยากาศที่ห่อหุ้มโลกเป็นอุปสรรค ทำให้คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าบางความยาวคลื่นไม่สามารถแผ่ลงมาถึงพื้นโลกได้ ดังที่แสดงในภาพที่ 2  จึงมีความจำเป็นต้องส่งกล้องโทรทรรศน์ชนิดต่างๆ ขึ้นไปโคจรเหนือชั้นบรรยากาศโลก 


ภาพที่ 2 การกรองรังสีของบรรยากาศ


กล้องโทรทรรศน์รังสีแกมมา Gamma-ray Large Area Space Telescope (GLAST)

      
 GLAST เป็นกล้องโทรทรรศน์อวกาศซึ่งทำงานในช่วงความยาวคลื่นของรังสีแกมมา  มีวงโคจรรอบโลกอยู่ที่ระยะสูง 550 กิโลเมตร โคจรรอบโลกใช้เวลา 90 นาที ติดตั้งอุปกรณ์สองชนิดคือ 
Large Area Telescope (LAT) ซึ่งเป็นอุปกรณ์ตรวจจับโฟตอนของรังสีแกมมาซึ่งมาจากรอบทิศทาง และ Gamma-ray Burst Monitor (GBM) ซึงเป็นอุปกรณ์ตรวจจับการระเบิดของแหล่งรังสีแกมมา  นักดาราศาสตร์ใช้ GLAST ในการศึกษาแอคทีฟกาแล็กซี สสารมืด ดาวนิวตรอน และการประทุจ้าของดวงอาทิตย์ 

ภาพที่ 3 กล้องโทรทรรศน์ GLAST (ที่มา: NASA)


กล้องโทรทรรศน์รังสีเอ็กซ์  Chandra X-ray Observatory (CXO) 

        Chandra เป็นกล้องโทรทรรศน์อวกาศซึ่งทำงานในช่วงความยาวคลื่นของรังสีเอ็กซ์  มีวงโคจรรูปวงรี ระยะใกล้ที่สุดอยู่ห่างจากโลก 16,000 กิโลเมตร  ระยะไกลที่สุดอยู่ห่างจากโลกเท่ากับ 1/3 ของระยะทางไปยังดวงจันทร์   Chandra โคจรรอบโลกใช้เวลา 64 ชั่วโมง 18 นาที  นักดาราศาสตร์ใช้ Chandra ในการศึกษาดาวนิวตรอน หลุมดำ ซูเปอร์โนวา 

ภาพที่ 4 กล้องโทรทรรศน์ Chandra (ที่มา: NASA)


กล้องโทรทรรศน์รังสีอัลตราไวโอเล็ต  Far Ultraviolet Space Explorer (FUSE) 

        FUSE เป็นกล้องโทรทรรศน์อวกาศซึ่งทำงานในช่วงความยาวคลื่นของรังสีอัลตราไวโอเล็ตไกลระหว่าง 90.5 - 119.5 นาโนเมตร   ซึ่งมีวงโคจรอยู่ที่ระยะสูง 760 กิโลเมตร โคจรรอบโลกใช้เวลาไม่ถึง 100 ชั่วโมง  นักดาราศาสตร์ใช้ FUSE ในการศึกษาดิวทีเรียมซึ่งเป็นหลักฐานของทฤษฎีบิกแบง และองค์ประกอบทางเคมีของกาแล็กซี 

ภาพที่ 5 กล้องโทรทรรศน์ FUSE (ที่มา: FUSE)


กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล  Hubble Space Telescope (HST) 

        HST ถูกส่งขึ้นไปโคจรอยู่เหนือชั้นบรรยากาศโลกที่ระยะสูง 559 กิโลเมตร เพื่อให้บันทึกภาพได้คมชัดกว่ากล้องโทรทรรศน์ที่อยู่บนพื้นผิวโลก  โคจรรอบโลกใช้เวลา 97 นาที   HST เป็นกล้องโทรทรรศน์แบบสะท้อนแสง ใช้กระจกปฐมภูมิขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 2.4 เมตร  สามารถบันทึกภาพได้ในช่วงรังสีที่ตามองเห็น (Visible light) รังสีอินฟราเรดใกล้ (Near infrared) และยังติดตั้งอุปกรณ์สเปกโตรกราฟ เพื่อวิเคราะห์สเปกตรัมของวัตถุในห้วงอวกาศ   นักดาราศาสตร์ใช้ HST ในการศึกษาวัตถุต่างๆ ได้อย่างหลากหลาย ไม่ว่าจะเป็น ดาวเคราะห์ ดาวฤกษ์ เนบิวลา ซูเปอร์โนวา กาแล็กซี สสารมืด เลนส์ความโน้มถ่วง และเอกภพตอนเยาว์วัย  

ภาพที่ 6  กล้องโทรทรรศน์ฮับเบิล (ที่มา: Hubblesite)


กล้องโทรทรรศน์รังสีอินฟราเรด Spitzer Space Telescope (SST) 

        กล้องโทรทรรศน์อินฟราเรดมีคุณสมบัติในการตรวจจับวัตถุที่มีอุณหภูมิต่ำ เช่น ดาวเคราะห์ ฝุ่น แก๊ส น้ำแข็ง แต่เนื่องจากโลกมีความอบอุ่นและแผ่รังสีอินฟราเรด  ดังนั้นนักวิทยาศาสตร์จำเป็นต้องส่งกล้องโทรทรรศน์รังสีอินฟราเรดสปิทเซอร์ (SST) ขึ้นไปโคจรรอบดวงอาทิตย์โดยมีระยะห่างจากโลก 0.1 AU (15 ล้านกิโลเมตร)   SST ติดตั้งเกราะขนาดใหญ่เพื่อกำบังรังสีอินฟราเรดที่แผ่ออกมาจากดวงอาทิตย์ดังในภาพที่ 5  SST เป็นกล้องโทรทรรศน์ชนิดสะท้อนแสงใช้กระจกปฐมภูมิขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 0.85 เมตร ทำงานที่อุณหภูมิ 5.5 เคลวิน สามารถบันทึกภาพในช่วงความยาวคลื่น 3 - 180 ไมโครเมตร และวิเคราะห์สเปกตรัมในช่วงความยาวคลื่น 5 - 100 ไมโครเมตร  เนื่องจากกล้องโทรทรรศน์อินฟราเรดสามารถมองทะลุกลุ่มแก๊สและฝุ่นในอวกาศได้  นักดาราศาสตร์จึงใช้ SST ในการศึกษาโครงสร้างของเนบิวลาและกาแล็กซีชนิดต่างๆ 
 
ภาพที่ 7  กล้องโทรทรรศน์สปิทเซอร์ (ที่มา: NASA)

 
กล้องโทรทรรศน์วิทยุ Radio Telescope 
        
        คลื่นวิทยุสามารถแผ่ลงมาถึงพื้นโลกได้ เราจึงไม่จำเป็นต้องส่งกล้องโทรทรรศน์วิทยุขึ้นไปเหนือบรรยากาศ แต่คลื่นวิทยุมีความยาวคลื่นมากกว่า 1 เมตร  ดังนั้นกล้องโทรทรรศน์วิทยุจึงต้องมีขนาดใหญ่มาก เพื่อให้สามารถบรรจุคลื่นวิทยุได้หลายๆ คลื่นเพื่อให้ภาพที่มีรายละเอียด  กล้องโทรทรรศน์วิทยุที่ใหญ่ที่สุดในโลก คือ กล้องอาเรซิโบ (Arecibo Observatory) ซึ่งสร้างด้วยการเจาะหุบเขาให้เป็นรูปจานพาราโบลา สะท้อนคลื่นวิทยุจากดาวเข้าสู่เครื่องรับที่แขวนอยู่ที่ด้านบน ดังภาพที่ 8

ภาพที่ 8  กล้องโทรทรรศน์วิทยุอาเรซิโบ 

            แม้ว่ากล้องอาเรซิโบจะมีขนาดใหญ่ที่สุดในโลก แต่ก็ยังไม่ใหญ่พอที่จะให้ภาพรายละเอียดสูงและไม่สามารถติดตามการเคลื่อนที่ของทรงกลมฟ้าซึ่งเกิดจากโลกหมุนรอบตัวเองได้  นักวิทยาศาสตร์จึงพัฒนาเทคนิคการสอดแทรกคลื่นวิทยุที่เรียกว่า "อินเตอร์เฟอโรเมทรี" (Interferometry) เพื่อให้กล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดเล็กหลายกล้องสามารถทำงานร่วมกันได้เสมือนเป็นกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดใหญ่ ดังเช่น เครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุ Very Large Array Telescope (VLA) ดังภาพที่ 9 

ภาพที่ 9  กล้องโทรทรรศน์วิทยุ VLA

            อย่างไรก็ตามแม้ว่าเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุ เช่น  Very Large Array Telescope (VLA) จะให้ภาพที่รายละเอียดที่สูงกว่ากล้องโทรทรรศน์อาเรซิโบ แต่ก็ยังเป็นภาพที่มีรายละเอียดต่ำเมื่อเปรียบเทียบกับภาพที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์ในช่วงคลื่นแสงที่ตามองเห็น  ดังนั้นนักวิทยาศาสตร์จึงมีโครงการพัฒนากล้องโทรทรรศน์วิทยุอวกาศ​เพื่อทำงานร่วมเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุที่อยู่บนพื้นโลก ดังเช่น กล้องโทรทรรศน์วิทยุ Halca ในโครงการ Space Very Long Baseline Interferometer เพื่อให้ได้กล้องโทรทรรศน์วิทยุเสมือนที่มีขนาดใหญ่กว่่าโลก ดังภาพที่ 9  นักดาราศาสตร์ใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุเพื่อศึกษา พัลซาร์ แอคทีฟกาแล็กซี และควอซาร์ ซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุของจักรวาล 

ภาพที่ 9  กล้องโทรทรรศน์วิทยุอวกาศ​ HALCA