ศูนย์รวมความรู้

กระทรวงเทคโนโลยี
สารสนเทศและการสื่อสาร

รายละเอียดแนวทางการพัฒนากิจการอวกาศ
ของประเทศไทย
 


หน่วยงานในสังกัดกระทรวงไอซีที












<< เชื่อมโยงเว็บไซต์ >>

  หน้าหลัก \ ศูนย์รวมความรู้

    ศูนย์รวมความรู้

โดย วิษณุ เอื้อชูเกียรติ

ระยะทางจากโลกถึงวัตถุต่างๆ ในท้องฟ้าถือเป็นเรื่องสำคัญในวิชาดาราศาสตร์ เพราะถ้าเรารู้ระยะทาง เราจะรู้อะไรเกี่ยวกับวัตถุนั้นอีกหลายอย่าง ได้แก่

    1.สภาพส่องสว่าง (luminosity) หมายถึงพลังงานที่แผ่ออกมาจากวัตถุ ซึ่งช่วยให้เรารู้ต่อไปว่าวัตถุนั้นใช้อะไรเป็นแหล่งพลังงาน และรู้ว่ามันอยู่ในช่วงไหนของวงจรชีวิต

    2.ขนาดของวัตถุ ดาราจักรที่เราเห็นอยู่นั้นเป็นดาราจักรเล็กๆ ที่อยู่ใกล้ หรือเป็นดาราจักรขนาดมหึมาที่อยู่ไกล ดาวริบหรี่ที่เราสังเกตอาจเป็นดาวริบหรี่มากหากมันอยู่ใกล้ แต่ถ้ามันอยู่ไกลย่อมหมายถึงความสว่างเจิดจ้าหลายร้อยเท่าของดวงอาทิตย์

    3.มวลของวัตถุ ซึ่งเป็นไปได้เพราะเรารู้ขนาด ดังนั้นถ้าไม่รู้ระยะทาง ก็หามวลไม่ได้ ยกเว้นในกรณีดาวคู่อุปราคา (eclipsing binary) ซึ่งในกรณีนี้เราสามารถคำนวณมวลของวัตถุเหล่านั้นได้โดยไม่ต้องรู้ระยะทางเลย

    4.การกระจายตัวของวัตถุในอวกาศ เพื่อให้รู้ว่ากระจุกดาวที่เราสังเกต เป็นกระจุกดาวสว่างอยู่ไกลที่ดาวแต่ละดวงอยู่ห่างกันมาก หรือเป็นกระจุกดาวแสงริบหรี่อยู่ใกล้ที่ดาวรวมตัวกันหนาแน่นกันแน่

นักดาราศาสตร์ไม่มีไม้บรรทัดสำหรับวัดระยะทางในอวกาศ แต่นักดาราศาสตร์ก็สามารถวัดระยะวัตถุท้องฟ้าตั้งแต่ที่อยู่ใกล้ไปจนถึงอีกฟากของเอกภพด้วยวิธีต่างๆ โดยใช้ระยะของวัตถุใกล้เป็นฐานอ้างอิงให้แก่การวัดระยะวัตถุที่ห่างออกไปตามลำดับ เป็นขั้นๆ ไป เปรียบเสมือนบันไดสู่ดวงดาวแสนไกล

ของใกล้ใช้เลเซอร์กับเรดาร์
สำหรับเทห์ฟ้าที่ใกล้โลกที่สุด นักดาราศาสตร์วัดระยะได้อย่างละเอียดมาก เนื่องจากมีการวางชุดกระจกสะท้อนแสงเลเซอร์ (Laser Ranging Retroflector) อยู่บนดวงจันทร์ถึง 5 ชุด ซึ่งยานอะพอลโล 11, 14 และ 15 รวมถึงยานลูโนคอด 1 และ 2 ของสหภาพโซเวียต นำไปวางไว้บนดวงจันทร์ในช่วงค.ศ. 1969-1973 และจากโลก สถานีเลเซอร์วัดพิสัย (Laser Ranging Station) แห่งหอดูดาวแมคโดนัลด์ในรัฐเท็กซัสก็ยิงแสงเลเซอร์ผ่านกล้องโทรทรรศน์ไปยังกระจกเหล่านั้น ด้วยสมบัติของชุดกระจก แสงเลเซอร์จะถูกสะท้อนกลับมายังกล้องโทรทรรศน์ เวลาตั้งแต่ยิงแสงออกไปจนถึงเวลาที่ได้รับแสงกลับมาจะถูกนำไปคำนวณเป็นระยะทางจากโลกถึงดวงจันทร์ เนื่องจากเรารู้อัตราเร็วแสงที่แน่นอน ระยะทางที่วัดได้ด้วยวิธีนี้จึงมีความแม่นยำสูง ทำให้เราวัดระยะทางจากโลกถึงดวงจันทร์ได้ผิดพลาดไม่เกิน 3 ซม. โดยระยะทางเฉลี่ยคือ 384,403 กม.

สถานีเลเซอร์วัดพิสัย หอดูดาวแมคโดนัลด์ (McDonald Laser Ranging Station) ของมหาวิทยาลัยเท็กซัส
ยิงแสงเลเซอร์ไปยังดวงจันทร์เพื่อวัดระยะทางจากโลกถึงดวงจันทร์
ภาพจาก McDonald Laser Ranging Station http://www.csr.utexas.edu/mlrs

สำหรับดาวเคราะห์ดวงอื่นในระบบสุริยะ นักดาราศาสตร์ใช้วิธีส่งสัญญาณเรดาร์ไปยังดาวเคราะห์เหล่านั้นให้สะท้อนสัญญาณกลับมา เรดาร์เป็นคลื่นไมโครเวฟซึ่งเดินทางในอวกาศด้วยความเร็วเท่าแสง การวัดระยะจึงใช้หลักการเดียวกับการวัดระยะจากโลกถึงดวงจันทร์

ส่วนระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์นั้นวัดโดยตรงด้วยเรดาร์ไม่ได้ เพราะดวงอาทิตย์ไม่มีพื้นผิวแข็งที่สะท้อนเรดาร์ได้ดี นักดาราศาสตร์จึงใช้วิธีโบราณหลายพันปี ชาวบาบิลอนและชาวอียิปต์ใช้วิธีนี้ในการสำรวจพื้นที่ ยูคลิดแต่งตำราไว้เมื่อ 300 ก่อนคริสต์กาล และวิธีนี้ยังใช้กันแพร่หลายแม้ในยุคปัจจุบัน เช่นในระบบดาวเทียมจีพีเอสซึ่งหาตำแหน่งบนโลกในฐานะจุดบนสามเหลี่ยมเมื่อประกอบกับหมู่ดาวเทียมที่ลอยอยู่บนฟ้า วิธีโบราณที่ว่านี้คือตรีโกณมิติ

นักดาราศาสตร์ใช้ตรีโกณมิติคำนวณระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์โดยอาศัยดาวศุกร์ เนื่องจากเราสามารถใช้เรดาร์วัดระยะทางจากโลกถึงดาวศุกร์ได้อย่างแม่นยำ ดังนั้นเมื่อโลก ดาวศุกร์ และดวงอาทิตย์อยู่ในตำแหน่งที่เหมาะสม การคำนวณระยะทางจากโลกถึงดวงอาทิตย์จึงไม่ใช่เรื่องยาก

เมื่อดาวศุกร์อยู่ในมุมห่างสุดตะวันตกหรือมุมห่างสุดตะวันออก (greatest western/eastern elongation) ค่า S จะเป็น
S = L / cos α
โดย L สามารถหาได้ด้วยการยิงเรดาร์ไปยังดาวศุกร์

ระยะทางเฉลี่ยจากโลกถึงดวงอาทิตย์ 149,597,870 กิโลเมตรนี้ นักดาราศาสตร์กำหนดให้เป็น 1 หน่วยดาราศาสตร์ (Astronomical Unit) มาตรานี้มีความสำคัญมาก เพราะการวัดระยะวัตถุต่างๆ ในระบบสุริยะนั้นวัดหน่วยเป็นหน่วยดาราศาสตร์ทั้งสิ้น รวมทั้งการวัดระยะวัตถุที่อยู่นอกระบบสุริยะส่วนหนึ่งด้วย

ที่ไกลกว่าใช้แพรัลแลกซ์
หากวัตถุที่ต้องการหาระยะนั้นอยู่ไกลเกินพิสัยเรดาร์ หรือไม่สามารถสะท้อนสัญญาณ นักดาราศาสตร์จะเลือก ใช้วิธีแพรัลแลกซ์ตรีโกณมิติ (trigonometric parallax) แพรัลแลกซ์คือการเปลี่ยนตำแหน่งปรากฏของวัตถุเทียบกับฉากหลังเมื่อจุดสังเกตเปลี่ยนไป ตัวอย่างเช่นเมื่อเรายกนิ้วขึ้นมาอยู่ระดับสายตา หลับตาซ้ายแล้วมองนิ้วด้วยตาขวา จากนั้นหลับตาขวามองนิ้วด้วยตาซ้าย จะเห็นว่านิ้วของเราเปลี่ยนตำแหน่งไปเมื่อเทียบกับฉากหลัง นิ้วยังอยู่ที่เดิม แต่จุดสังเกตเปลี่ยนจากตาขวาเป็นตาซ้าย

เนื่องจากแนวสายตาที่เปลี่ยนไป ตำแหน่งของดาวฤกษ์เป้าหมายเมื่อมองจากโลก ณ ตำแหน่ง A และ B จึงอยู่คนละที่กัน
เมื่อเทียบกับดาวในฉากหลังที่อยู่ห่างไกล มุมแพรัลแลกซ์ ( π ) หรือแพรัลแลกซ์รายปี (annual parallax)
หมายถึงครึ่งหนึ่งของระยะเชิงมุมที่ดาวฤกษ์เป้าหมายย้ายตำแหน่งไปในช่วง 6 เดือน
หากวัดมุมแพรัลแลกซ์ได้ 1 พิลิปดา ดาวฤกษ์เป้าหมายจะอยู่ไกล 1 พาร์เซก เท่ากับ 3.0857 x 1013 กิโลเมตร หรือ 3.2616 ปีแสง

วิธีแพรัลแลกซ์ตรีโกณมิติวัดระยะวัตถุที่อยู่ห่างไกล โดยผู้สังเกตบนเส้นหลักล่าง (baseline) ไม่ต้องเดินทางไปยังวัตถุนั้นเลย แต่ใช้วิธีวัดระยะเชิงมุมที่วัตถุเลื่อนไปเทียบกับฉากหลัง หรือมุมแพรัลแลกซ์ เมื่อผู้สังเกตย้ายจากปลายด้านหนึ่งไปยังปลายอีกด้านหนึ่งของเส้นหลักล่าง ถ้าเส้นหลักล่างสั้น มุมแพรัลแลกซ์จะแคบ (วัตถุดูเหมือนเลื่อนไปนิดเดียว) ทำให้การคำนวณแม่นยำน้อยลง ในทางกลับกัน ยิ่งเส้นหลักล่างยาวมากขึ้นเท่าไร การวัดระยะจะยิ่งมีความแม่นยำมากขึ้น

อย่างไรก็ตาม ดาวฤกษ์ทั้งหลายล้วนอยู่ห่างไกลมากจนเส้นหลักล่างระหว่างจุดใดๆ ในโลกก็ไม่ช่วยให้การวัดระยะเกิดความแม่นยำขึ้นมาได้ เพราะยาวไม่พอ สำหรับดาวฤกษ์ นักดาราศาสตร์สร้างเส้นหลักล่างบนวงโคจรของโลกรอบดวงอาทิตย์ บนตำแหน่งที่ห่างกัน 6 เดือน ฟรีดริช เบสเซล นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน เป็นคนแรกที่วัดระยะดาวฤกษ์ได้เป็นครั้งแรกเมื่อ ค.ศ. 1838 โดยวัดระยะดาว 61 หงส์ (ในกลุ่มดาวหงส์) ได้ว่าอยู่ไกลจากโลกประมาณ 10.3 ปีแสง ซึ่งใกล้เคียงกับระยะ 11.2 ปีแสงที่วัดได้ในปัจจุบันมาก

การใช้สองตำแหน่งของโลกที่ห่างกัน 6 เดือนในวงโคจรรอบดวงอาทิตย์ เท่ากับการกำหนดให้เส้นหลักล่างยาว 2 หน่วยดาราศาสตร์ และดังรูปประกอบ (บน) เส้นตรงข้ามมุมแพรัลแลกซ์ ซึ่งก็คือเส้นระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ จะเท่ากับ 1 หน่วยดาราศาสตร์พอดี เพราะนิยามของหน่วยดาราศาสตร์คือระยะทางเฉลี่ยจากโลกถึงดวงอาทิตย์

หากมุมแพรัลแลกซ์ของวัตถุใดมีค่าเท่ากับ 1 พิลิปดา หรือ 1/3600 องศา วัตถุนั้นจะห่างจากดวงอาทิตย์ 1 พาร์เซก โดยค่าพาร์เซกสามารถคำนวณได้จาก

d = 1/ p

เมื่อ
d   เท่ากับ ระยะทาง มีหน่วยเป็นพาร์เซก
p   เท่ากับมุมแพรัลแลกซ์ มีหน่วยเป็นพิลิปดา

พาร์เซก (parsec ย่อมาจาก parallax of one second) เป็นหน่วยวัดระยะพื้นฐานในวิชาดาราศาสตร์ เนื่องจากเป็นระยะทางที่คำนวณได้โดยสะดวก และยาวพอสำหรับใช้วัดระยะวัตถุนอกระบบสุริยะให้จำได้ง่าย 1 พาร์เซก มีค่าเท่ากับ 3.2616 ปีแสง ซึ่งเป็นหน่วยที่ใช้กันทั่วไปเวลามีข่าวดาราศาสตร์ออกไปตามสื่อต่างๆ และเท่ากับ 206,265 หน่วยดาราศาสตร์ ดาวที่อยู่ค่อนข้างใกล้โลกอย่างดาวซิริอัส อยู่ห่างออกไป 2.6 พาร์เซก หรือ 8.6 ปีแสง ถ้าคิดเป็นหน่วยดาราศาสตร์จะได้ตัวเลขใหญ่มากคือประมาณ 536,290 หน่วยดาราศาสตร์ ดังนั้นนักดาราศาสตร์จึงนิยมใช้หน่วยพาร์เซกกันอย่างแพร่หลาย

การเลือกดาวในฉากหลังที่ใช้เทียบตำแหน่งดาวเป้าหมายก็เป็นเรื่องสำคัญ ดาวที่ไกลไม่พออาจมีการเคลื่อนที่ในรอบปีเนื่องจากแพรัลแลกซ์ได้เช่นกัน ดังนั้นนักดาราศาสตร์จึงมักเลือกดาราจักรหรือเควซาร์ที่อยู่ห่างไกลมากเป็นพิเศษเป็นฉากหลัง

ดาวทุกดวงที่เราเห็นในท้องฟ้า ยกเว้นดวงอาทิตย์ ล้วนอยู่ไกลจนไม่มีมุมแพรัลแลกซ์ของดาวดวงใดมีค่าถึง 1 พิลิปดาเลย แม้แต่ดาวที่อยู่ใกล้โลกที่สุด ได้แก่ดาวพรอกซิมา คนครึ่งม้า (Proxima Centauri) ในระบบดาวแอลฟาคนครึ่งม้า ก็ยังมีมุมแพรัลแลกซ์เพียง 0.77233 พิลิปดาเท่านั้น แปลว่าดาวดวงนี้อยู่ห่างจากโลก 1.295 พาร์เซก ดาวดวงอื่นซึ่งอยู่ไกลออกไป จะยิ่งมีมุมแพรัลแลกซ์ที่แคบลงไปกว่านั้นอีก

ข้อจำกัดของการหาระยะด้วยวิธีแพรัลแลกซ์จากโลกเกิดขึ้นเมื่อมุมแพรัลแลกซ์มีค่าแคบกว่า 1/100 พิลิปดา มุมที่แคบขนาดนี้ ประกอบกับบรรยากาศของโลก ทำให้ความแม่นยำในการวัดมุมลดลงจนใช้ไม่ได้ แปลว่าเราใช้แพรัลแลกซ์ที่สังเกตจากโลกวัดระยะดาวได้ไม่เกิน 100 พาร์เซก ในปริมาตรทรงกลมรัศมี 100 พาร์เซกนี้มีดาวฤกษ์อยู่ไม่เกิน 1,000 ดวง นับเป็นบริเวณรอบบ้านของระบบสุริยะเท่านั้น

ดาวเทียมฮิปปาร์คอส (Hipparcos ย่อมาจาก High Precision Parallax Collecting Satellite) ขององค์การอวกาศยุโรป ซึ่งถูกส่งขึ้นไปวัดมุมแพรัลแลกซ์จากวงโคจรรอบโลก สามารถวัดมุมได้ละเอียดขึ้นเป็น 1/1000 พิลิปดา เท่ากับ 1,000 พาร์เซก หรือ 1 กิโลพาร์เซก ซึ่งเป็นหน่วยที่ใช้กันแพร่หลายในการวัดระยะในดาราจักร เช่น โลกไปถึงใจกลางทางช้างเผือกอยู่ไกลกันประมาณ 8 กิโลพาร์เซก หรือขนาดของทางช้างเผือกคือประมาณ 30 กิโลพาร์เซก เป็นต้น ในปริมาตร 1 กิโลพาร์เซกนี้มีดาวอยู่ประมาณ 100,000 ดวงและมีขอบเขตไปถึงบริเวณแขนอีกข้างหนึ่งของดาราจักรทางช้างเผือก

สำหรับดาวที่ไกลกว่า 1,000 พาร์เซก การวัดระยะจากโลกด้วยวิธีแพรัลแลกซ์ขณะนี้ยังทำไม่ได้ ต้องรอกันไปจนปี ค.ศ. 2011 เมื่อองค์การอวกาศยุโรปกำหนดจะส่งดาวเทียมกาเอีย (Gaia) ขึ้นสู่วงโคจร ดาวเทียมกาเอียจะสามารถวัดระยะดาวด้วยวิธีแพรัลแลกซ์ได้ไกลถึงประมาณ 8,000 พาร์เซก ปริมาตรนี้ขยายพิสัยไปถึงใจกลางทางช้างเผือก ทำให้มีดาวที่เราสามารถวัดระยะได้โดยตรงอีกจำนวนมหาศาล

ไกลเกินแพรัลแลกซ์
ต่อให้วิธีวัดระยะด้วยแพรัลแลกซ์ดีอย่างไร เราก็ใช้วิธีนี้ได้กับส่วนนิดเดียวของสิ่งที่เราเห็น ทางช้างเผือกส่วนที่เหลือ ยังไม่นับดาราจักรอื่นไม่กว่าใกล้หรือไกล ล้วนอยู่ไกลเกินไปจนวิธีแพรัลแลกซ์ไม่มีทางแม่นยำไปได้ นักดาราศาสตร์จำเป็นต้องหาทางวัดระยะดวงดาวด้วยวิธีอ้อม คืออาศัยความสว่างปรากฏเทียบกับสภาพส่องสว่าง ทั้งนี้เพราะความสว่างปรากฏมีค่า


b = ความสว่างปรากฏของวัตถุ
L = สภาพส่องสว่างเฉพาะในช่วงแสงปกติของวัตถุ
d = ระยะทางจากจุดสังเกตถึงวัตถุ

ดังนั้น


โดย dl หมายถึง ระยะทางที่หาได้ด้วยอัตราส่วนระหว่างสภาพส่องสว่างกับความสว่างปรากฏ

ค่า b เป็นค่าที่นักดาราศาสตร์มีเครื่องมือวัดได้อย่างแม่นยำอยู่แล้ว ดังนั้นหากเรามีวิธีทราบ L คือสภาพส่องสว่างที่แท้จริงของวัตถุเป้าหมายโดยไม่ขึ้นกับระยะทาง เราก็จะสามารถรู้ระยะทางจากโลกไปยังวัตถุเป้าหมายได้ทันที

ถ้าดาวทุกดวงมีป้ายบอกค่าสภาพส่องสว่างติดอยู่เหมือนกับค่าวัตต์ที่พิมพ์ไว้บนหลอดไฟ เราคงไม่ต้องคิดมาก เอาค่าวัตต์มาหารด้วยความสว่างปรากฏคำนวณระยะทางได้ง่ายๆ แต่ดาวทั้งหลายไม่ได้ถูกผลิตจากโรงงาน การบอกค่าสภาพส่องสว่างจึงทำได้ยาก สิ่งที่นักดาราศาสตร์ทำได้คือ

    1. หาวัตถุที่อยู่ใกล้พอจะหาระยะทางด้วยวิธีแพรัลแลกซ์ วัดความสว่างปรากฏ และคำนวณความสว่างสัมบูรณ์ (intrinsic brightness เท่ากับสภาพส่องสว่างเฉพาะในช่วงแสงปกติ) ของวัตถุนั้น

    2. สังเกตวัตถุไกลที่มีสมบัติเดียวกับวัตถุใกล้ซึ่งคำนวณความสว่างสัมบูรณ์ไว้แล้ว ทำให้ประมาณความสว่างสัมบูรณ์ของวัตถุไกล แล้วจึงคำนวณระยะทางได้
ถ้านักดาราศาสตร์สามารถหาดาวในข้อ 1 ชนิดที่ไม่ต้องวัดระยะ ก็รู้ความสว่างสัมบูรณ์ การหาระยะย่อมสะดวกสบายขึ้นมาก นักดาราศาสตร์อาจใช้วิธีดูสเปกตรัมของวัตถุเป้าหมายบางชนิด โดยเฉพาะกระจุกดาว แล้วประมาณค่าความสว่างสัมบูรณ์ได้ และมีดาวบางชนิดที่นักดาราศาสตร์สังเกตสมบัติทางกายภาพแล้วหาความสว่างสัมบูรณ์ได้โดยง่าย

ไม่ใช่แพรัลแลกซ์ แต่เรียกว่าแพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัม
การหาระยะด้วยวิธีดูสเปกตรัมของวัตถุเป้าหมาย คือการใช้ แพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัม (spectroscopic parallax) ซึ่งถึงจะมีคำว่าแพรัลแลกซ์ วิธีนี้ก็ไม่เกี่ยวอะไรกับแพรัลแลกซ์เลย กลายเป็นเรื่องของการเปรียบเทียบสเปกตรัมเท่านั้น

แพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัมคือการเปรียบเทียบชนิดสเปกตรัมและขนาดของดาวเป้าหมาย เข้ากับดาวชนิดเดียวกันในแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ (Hertzsprung-Russell diagram หรือ H-R diagram) เมื่อเทียบกันได้แล้ว ในเมื่อนักดาราศาสตร์รู้ว่าดาวในแผนภูมิมีความสว่างสัมบูรณ์เท่าไร ดาวเป้าหมายก็ควรมีความสว่างสัมบูรณ์เท่านั้น ดังนั้นจึงหาระยะของดาวเป้าหมายได้

การใช้แพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัมอาศัยหลักการที่ว่า ดาวฤกษ์ดวงไหนๆ ในเอกภพ จะต้องมีชนิดสเปกตรัมที่เป็นไปตามกฎเกณฑ์เดียวกัน มีสมบัติทางฟิสิกส์เหมือนกัน เช่นสเปกตรัมอย่างนี้จะแปลว่าดาวดวงนี้มีอุณหภูมิในช่วงนี้ และเส้นสเปกตรัมคมชัดหมายถึงดาวแคระ เส้นสเปกตรัมเบลอหมายถึงดาวยักษ์ เป็นต้น

ก่อนอื่นนักดาราศาสตร์จะต้องเตรียมทำแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์สำหรับดาวจำนวนหนึ่งซึ่งอยู่ใกล้พอจะหาระยะได้ด้วยวิธีแพรัลแลกซ์ ทำให้รู้ความสว่างสัมบูรณ์ได้ แล้วกำหนดจุดดาวเหล่านั้นลงในแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ ที่แกน x เป็นความสว่างสัมบูรณ์ และแกน y เป็นชนิดสเปกตรัม เมื่อนำดาวเป้าหมายที่อยู่ห่างไกลซึ่งรู้ชนิดสเปกตรัมและขนาดมาเทียบ จึงกำหนดความสว่างสัมบูรณ์ได้ และเมื่อเทียบกับความสว่างปรากฏที่วัดค่าไว้แล้ว ก็จะหาระยะทางได้โดยการคำนวณจากสูตรสำหรับความสว่างที่วัดเป็นโชติมาตร

d = 10(m - M + 5)/5

d   หมายถึง ระยะทาง มีหน่วยเป็น พาร์เซก
m   หมายถึง โชติมาตรปรากฏ
M   หมายถึง โชติมาตรสัมบูรณ์

แพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัมใช้ได้ดีสำหรับดาวที่อยู่ไกลไม่เกิน 2 แสนพาร์เซก เมื่อไกลขนาดนั้น แสงที่กล้องโทรทรรศน์รับได้จะสลัวลงจนจำแนกชนิดสเปกตรัมไม่ออก ปัญหาอีกอย่างหนึ่งของแพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัมคือการแบ่งชนิดสภาพส่องสว่าง ว่าดาวดวงไหนเป็นดาวยักษ์ ดาวยักษ์ใหญ่ ฯลฯ ความจริงทำได้ไม่ชัดเจนนัก ดาวสองดวงที่นึกว่าเหมือนกันอาจมีวิวัฒนาการและสภาพโลหะ (metalicity - สัดส่วนโดยมวลของปริมาณธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมในดาวฤกษ์หรือกระจุกดาว) ที่ต่างกันมาก ตำแหน่งบนแผนภูมิซึ่งควรต่างกัน บางทีกลับถูกวางไว้ด้วยกัน ยิ่งดาวที่อยู่ไกลจนมองสเปกตรัมได้ไม่ชัด ยิ่งเลือกลงจุดบนแผนภูมิได้ยาก

วัตถุที่วิธีนี้ใช้ได้ผลดีคือกระจุกดาว เพราะดาวทุกดวงในกระจุกดาวถือได้ว่ามีระยะห่างจากโลกประมาณเท่ากัน ทำนองเดียวกับที่หอไอเฟลกับพิพิธภัณฑ์ลูฟร์ในกรุงปารีสอยู่ไกลจากสนามหลวงด้วยระยะทางพอๆ กัน นอกจากนั้น ดาวทุกดวงในกระจุกดาวยังมีอายุและสภาพโลหะใกล้เคียงกัน นักดาราศาสตร์จึงสามารถเปรียบเทียบดาวแต่ละดวงในกระจุกดาวกับแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์แล้วหาระยะห่างเฉลี่ยระหว่างโลกกับประชากรดาวเหล่านั้น ทำให้ได้ระยะทางที่แม่นยำกว่าการกำหนดระยะห่างของดาวดวงเดียว หากในระยะเดียวกับดาวเป้าหมายมีกระจุกดาว นักดาราศาสตร์อาจเลือกหาระยะห่างของกระจุกดาวด้วยวิธีแพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัมเสียก่อน แล้วกำหนดว่าดาวเป้าหมายนั้นห่างจากโลกเท่าไรในภายหลัง

การนำแพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัมไปหาระยะทางกับกระจุกดาว นอกจากจะใช้อ้างอิงหาระยะของเป้าหมายที่เป็นดาวแล้ว นักดาราศาสตร์ยังใช้กับดาราจักรอีกด้วย คือสังเกตกระจุกดาวในดาราจักรเป้าหมาย หาระยะห่างด้วยวิธีแพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัม เท่ากับได้ระยะห่างของดาราจักรนั้นโดยปริยาย

การหาระยะทางด้วยแพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัม
สเปกตรัมของดาวโชติมาตร 8 ดวงหนึ่ง ดูจากเส้นสเปกตรัมแล้วกำหนดได้ว่ามีชนิดสภาพส่องสว่าง V เป็นดาวในแถบลำดับหลัก ชนิดสเปกตรัม A5


เมื่อเทียบกับแผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์ เห็นได้ว่าดาวดวงนี้มีโชติมาตรสัมบูรณ์ +2.5 ดังนั้น ดาวดวงนี้จึงมีระยะห่างจากโลกตามสูตร

d = 10(8 - 2.5 + 5)/5 = 126 พาร์เซก


แหล่งข้อมูลอ้างอิง

แก้ไขล่าสุด 19 ธันวาคม 2551

กลับไปด้านบน


copyright © 2016 กองโครงสร้างพื้นฐานเทคโนโลยีดิจิทัล สำนักงานคณะกรรมการดิจิทัลเพื่อเศรษฐกิจและสังคมแห่งชาติ กระทรวงดิจิทัลเพื่อเศรษฐกิจและสังคม
ชั้น 7 อาคาร B ศูนย์ราชการเฉลิมพระเกียรติ 80 พรรษา 5 ธันวาคม 2550 ถนนแจ้งวัฒนะ แขวงทุ่งสองห้อง เขตหลักสี่ กรุงเทพฯ 10210
โทรศัพท์ 0-2141-6877 โทรสาร 0-2143-8027 e-mail: [email protected]