ศูนย์รวมความรู้

กระทรวงเทคโนโลยี
สารสนเทศและการสื่อสาร

รายละเอียดแนวทางการพัฒนากิจการอวกาศ
ของประเทศไทย
 


หน่วยงานในสังกัดกระทรวงไอซีที












<< เชื่อมโยงเว็บไซต์ >>

  หน้าหลัก \ ศูนย์รวมความรู้

    ศูนย์รวมความรู้

โดย วิษณุ เอื้อชูเกียรติ

ดวงไฟมาตรฐาน
การวัดระยะด้วยแพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัมเป็นวิธีที่สะดวก แต่ระยะยิ่งห่างไกล การสังเกตสเปกตรัมยิ่งทำได้ยาก สำหรับพิสัยที่เกินแพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัมเป็นต้นไป นักดาราศาสตร์อาจหาข้อมูลระยะทางโดยใช้ดาวบางชนิดที่มีคุณสมบัติเป็นดวงไฟมาตรฐาน (standard candle) หมายถึงมีสภาพส่องสว่างสัมบูรณ์ (absolute luminosity) คงที่ไม่เปลี่ยนแปลงไปตามอายุ

ดวงไฟมาตรฐาน เป็นศัพท์บัญญัติดาราศาสตร์ มาจากคำว่า standard candle มีที่มาจากการวัดความสว่างเทียบกับดวงไฟของเทียนที่ทำจากวัสดุซึ่งผลิตขึ้นตามมาตรฐานอย่างเคร่งครัด มาตรฐานความสว่างมาตรฐานหนึ่งได้แก่ แรงเทียน ก็อ้างอิงแสงจากดวงไฟของเทียนมาตรฐานที่ทำจากไขวาฬบริสุทธิ์หนักเศษหนึ่งส่วนหกปอนด์ ที่เผาไหม้ด้วยอัตรา 120 กรัมต่อชั่วโมง

ดาวชนิดที่นักดาราศาสตร์นิยมอาศัยเป็นดวงไฟมาตรฐานได้แก่ ดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิด (Cepheid variable) และดาวชนิดอาร์อาร์พิณ (RR Lyrae) ดาวทั้งสองชนิดเป็นดาวแปรแสงเหตุกระเพื่อม (pulsating variable) คาบการแปรแสงของดาวมีความสัมพันธ์คงที่กับความสว่างสัมบูรณ์ค่อนข้างแน่นอนกว่าดาวแปรแสงชนิดอื่น การแปรแสงของดาวเหล่านี้เกิดขึ้นเพราะตัวดาวมีการกระเพื่อม (pulsate) คือพองตัวและยุบตัวอย่างสม่ำเสมอคล้ายการหายใจเข้าออกเนื่องจากความไม่สมดุลภายใน แต่อุณหภูมิดาวยังคงที่ ทำให้ความสว่างของดาวเปลี่ยนแปลงไป และเมื่อพิจารณาสมการ

L = 4πR 2σT 4


ซึ่ง
L   หมายถึง สภาพส่องสว่างสัมบูรณ์
T   หมายถึง อุณหภูมิ
R   หมายถึง รัศมี และ
σ   หมายถึง ค่าคงตัวสเตฟาน-โบลต์ซมันน์
จะเห็นได้ว่าเมื่อดาวพองตัว ขนาดของ R เพิ่มขึ้น สภาพส่องสว่างก็จะเพิ่มขึ้นด้วยอัตรากำลังสองของความยาวรัศมีที่เพิ่มขึ้น

วิธีใช้ดวงไฟมาตรฐานของนักดาราศาสตร์ เริ่มด้วยการหาดวงไฟมาตรฐานที่อยู่ใกล้พอจะวัดระยะด้วยแพรัลแลกซ์ตรีโกณมิติ กำหนดคาบการแปรแสง และความสว่างสัมบูรณ์อย่างแม่นยำ จากนั้นเมื่อพบดวงไฟมาตรฐานชนิดเดียวกันในตำแหน่งที่ห่างไกลเกินวิธีแพรัลแลกซ์ นักดาราศาสตร์เพียงต้องหาคาบการแปรแสงและกำหนดความสว่างปรากฏให้ได้ ก็จะสามารถระยะทางได้ด้วยสูตร d = 10(m - M +5)/5 สำหรับความสว่างที่วัดเป็นหน่วยโชติมาตร

ดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิด
ดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดเป็นดาวแปรแสงที่มีความสว่างเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว และลดความสว่างลงอย่างช้าๆ ตั้งชื่อตามดาวเดลตาซีฟิอัสซึ่งเป็นดาวต้นแบบ ดาวชนิดนี้เป็นดาวยักษ์ใหญ่ (supergiant - ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่และ สว่างมาก อาจใหญ่กว่าดวงอาทิตย์ถึง 500 เท่า และสว่างกว่านับพันเท่า มีมวลมากกว่า 10 เท่าของดวงอาทิตย์ อยู่ในช่วงท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ และมีแนวโน้มจะกลายเป็นซูเปอร์โนวา) มีคาบการแปรแสงตั้งแต่ 1 วัน ถึง 50 ถึง 100 วัน คาบและความสว่างสัมบูรณ์มีความสัมพันธ์กันโดยตรง ฉะนั้น คาบการแปรแสงยิ่งนาน ความสว่างสัมบูรณ์จะยิ่งมาก

ตัวอย่างกราฟความสว่างของดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิด
จากต้นแบบใน http://starchild.gsfc.nasa.gov

ดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดดวงที่คนทั่วไปรู้จักดีคือดาวโพลาริส หรือดาวเหนือ ซึ่งความจริงเป็นระบบดาวสามดวง ดวงใหญ่ที่สุดเป็นดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิด มีคาบการแปรแสง 3.97 วัน

ด้วยเหตุที่ดาวยักษ์ใหญ่คือไม้ใกล้ฝั่งสำหรับอายุขัยของดาวฤกษ์ ภายในดวงดาวจึงไม่เสถียร กลายเป็นการกระเพื่อมเพราะแรงดันจากรังสีที่ต้องการแผ่ออกสู่ภายนอกถูกจำกัดให้สะท้อนไปมาอยู่ภายใน

ดาวโพลาริส หรือดาวเหนือ ความจริงเป็นระบบดาวสามดวง
ดวงใหญ่ที่สุดเป็นดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิด คาบการแปรแสง 3.97 วัน
ข้อมูลจาก รอบรู้ดูดาว ของสมาคมดาราศาสตร์ไทย

ดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดเป็นดาวสว่างมาก จึงสังเกตเห็นได้ง่าย ความสว่างสูงสุดและต่ำสุดซึ่งต่างกันเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ไปจนถึง 2-3 เท่า และคาบการแปรแสงที่ใช้เวลา 1 ถึง 50 วัน ทำให้นักดาราศาสตร์ใช้เวลาสังเกตเพียงไม่นานก็ได้ข้อมูลความสว่างจากหลายคาบการแปรแสงเพื่อความละเอียดแม่นยำยิ่งขึ้น

ดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดขนาดใหญ่มีพื้นผิวมาก จึงสว่างกว่า แต่แปรแสงช้าเพราะกระเพื่อมช้า ส่วนดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดขนาดเล็กมีพื้นผิวน้อย จึงสว่างน้อย แต่แปรแสงถี่เพราะกระเพื่อมถี่ จากการสังเกตที่ผ่านมา นักดาราศาสตร์พอจะได้ข้อสรุปอย่างหยาบๆ ว่าดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดคาบ 3 วันจะสว่างกว่าดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 1 พันเท่า คาบ 30 วันจะสว่างกว่าดวงอาทิตย์ถึงประมาณ 1 หมื่นเท่า หากเราต้องการวัดระยะที่ไกลออกไป ดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดคาบยาวจะช่วยได้มากเพราะสว่างมาก

ข้อจำกัดของการใช้ดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดวัดระยะคือความหายากของมัน เนื่องจากดาวยักษ์ใหญ่เป็นดาวมวลมาก อายุขัยค่อนข้างสั้น เราจึงพบดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดได้เฉพาะในกระจุกดาวอายุน้อยเท่านั้น เพราะพอกระจุกดาวอายุมากขึ้น ดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดจะกลายเป็นซูเปอร์โนวาไปหมด ดังนั้นในบางแห่งเช่นใจกลางดาราจักรซึ่งไม่มีกระจุกดาวอายุน้อย จึงไม่มีดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดเป็นตัวช่วยวัดระยะ

อย่างไรก็ตามดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดเท่าที่มีให้นักดาราศาสตร์ค้นพบก็เป็นเครื่องมือที่มีประโยชน์มาก ยิ่งเมื่อกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลมีศักยภาพที่จะส่องไปไกลถึง 30-40 เมกะพาร์เซก ก็เท่ากับว่าเรามีมาตรวัดระยะที่ค่อนข้างแม่นยำซึ่งใช้ได้แม้เมื่อระยะนั้นพ้นไปจากดาราจักรทางช้างเผือกหรือกลุ่มท้องถิ่นของเราแล้ว ดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดที่ไกลที่สุดในขณะนี้อยู่ในดาราจักร NGC 4639 (78 ล้านปีแสง หรือ 24 เมกะพาร์เซก) ในกระจุกดาราจักรกลุ่มดาวหญิงสาว

ปัญหาสำคัญอีกอย่างหนึ่งคือไม่มีดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดดวงไหนอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์พอจะหาระยะด้วยวิธีแพรัลแลกซ์ตรีโกณมิติเลย นักดาราศาสตร์จำต้องหาระยะดาวเหล่านี้ในกระจุกดาวอายุน้อยด้วยวิธีแพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัม ทำให้ความแม่นยำลดลงไปบ้าง

ดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดในดาราจักร M100 ในกระจุกดาราจักรหญิงสาว คาบการแปรแสง 51.3 วัน
ความสว่างปรากฏต่ำสุดถึงสูงสุดต่างกันประมาณ 1 เท่า คือโชติมาตร 25.3 เป็น 24.5
ระยะทางที่คำนวณได้คือ 56 ล้านปีแสง หรือประมาณ 17 เมกะพาร์เซก
ข้อมูลจาก http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/49/

อุปสรรคอีกอย่างหนึ่งคือดาวชนิดดับเบิลยูหญิงสาว หรือเรียกอีกชื่อหนึ่งว่าดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดชนิดที่ 2 ซึ่งมีลักษณะการแปรแสงใกล้เคียงกับดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดมาก แต่สว่างน้อยกว่ากันหลายเท่า ถ้านักดาราศาสตร์เข้าใจผิดคิดว่าดาวชนิดดับเบิลยูหญิงสาวที่เห็นคือดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิด ระยะทางที่คำนวณได้จะมากเกินไป การสังเกตอย่างถี่ถ้วนจนแน่ใจจึงเป็นเรื่องจำเป็น

ดวงไฟมาตรฐานของเฮนเรียตตา ลีวิตต์
เฮนเรียตตา ลีวิตต์ (Henrietta Leavitt ค.ศ. 1868-1921) จบปริญญาโทจากวิทยาลัยเวลส์ลีย์ เธออาสาเข้าทำงานวิเคราะห์ข้อมูลดาราศาสตร์จำนวนมหาศาลให้กับหอดูดาวฮาร์วาร์ด ที่เมืองเคมบริดจ์ รัฐแมสซาชูเซตส์ เมื่อ ค.ศ. 1895 จนถึง ค.ศ. 1900 ปัญหาทางบ้านทำให้เธอต้องย้ายไปอยู่รัฐวิสคอนซิน แต่สองปีต่อมาลีวิตต์ก็เขียนจดหมายกลับไปถึงนายเอดวาร์ด. ซี. พิกเคอริง ผู้อำนวยการหอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ด พรรณนาความมุ่งมั่นต้องการกลับไปทำงานที่เธอรัก ครั้นพิกเคอริงจัดหาทุนเดินทางและหาตำแหน่งงานประจำให้ ลีวิตต์จึงกลับไปทำงานที่เมืองเคมบริดจ์จนตลอดชีวิตตั้งแต่นั้นมา

เอดวาร์ด ซี. พิกเคอริง (ค.ศ. 1846-1919)
ผอ.หอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ด ในช่วง ค.ศ. 1877-1919
ภาพจาก http://en.wikipedia.org/wiki/Edward/_Charles_Pickering

งานของลีวิตต์คือการมองหาดาวแปรแสงในแผ่นภาพถ่ายขนาดใหญ่ของฟากฟ้าในซีกโลกใต้ จากงานนี้ ลีวิตต์ได้ค้นพบดาวแปรแสงถึงราว 2,400 ดวง แต่ผลงานที่สร้างชื่อเสียงให้เธอมากที่สุด คือการค้นพบคุณสมบัติสำคัญของดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิด

จากดาวแปรแสงจำนวนมาก ลีวิตต์เลือกศึกษาดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดเพียง 25 ดวงในเมฆแมเจลแลนเล็ก ดาราจักรไร้รูปแบบซึ่งเป็นบริวารของทางช้างเผือก เธอตั้งข้อสมมุติพื้นฐานไว้ว่าเมฆแมเจลแลนเล็กคือบรรดาดาวห่างไกลมากที่อยู่เป็นกลุ่มก้อนเดียวกันทั้งหมด และความไกลมากนั้นทำให้ดาวทุกดวงในเมฆแมเจลแลนเล็กเสมือนอยู่ไกลเท่ากันหมด ดังนั้นถ้าดาวดวงหนึ่งสว่างกว่าดาวอีกดวงหนึ่ง ก็แปลว่ามันสว่างกว่าจริงๆ ไม่ใช่สว่างกว่าเพราะอยู่ใกล้กว่า

เฮนเรียตตา ลีวิตต์ ผู้ค้นพบความลับของดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิด
ภาพประกอบจาก SETting an Example: A Showcase of Women in Physical Science,
Engineering and Technology; Burchell, Tania; University of Leicester

ครั้นลีวิตต์นำดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดทั้ง 25 ดวงมาลงจุดบนกราฟ เธอก็พบว่าดาวเหล่านี้มีคุณสมบัติเด่นอย่างหนึ่ง คือยิ่งสว่างมาก ยิ่งมีคาบการแปรแสงนาน ดวงที่ริบหรี่นั้นยุบและพองตัวอย่างรวดเร็วภายในเวลาเพียงหนึ่งหรือสองวันเท่านั้น ลีวิตต์ค้นพบว่าความสัมพันธ์ระหว่างความสว่างและคาบการแปรแสงของดาวเหล่านี้มีค่าที่แน่นอน เพียงบอกคาบการแปรแสง ลีวิตต์ก็สามารถบอกได้ทันทีว่าดาวดวงนั้นควรมีความสว่างปรากฏเท่าไร

แม้จะรู้เพียงความสว่างปรากฏ ความเป็นดวงไฟมาตรฐานของดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดก็ไม่มีข้อสงสัย นักดาราศาสตร์รุ่นต่อมาค้นพบดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดที่ใกล้พอจะหาระยะได้ด้วยแพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัม แล้วขยายผลต่อไปยังดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดอื่นได้ทั้งหมด ทำให้คำนวณได้ว่าเมฆแมเจลแลนเล็กอยู่ห่างจากโลกประมาณ 210,000 ปีแสง รวมทั้งค้นพบว่าดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดมี 2 ชนิด ชนิดที่หนึ่งพบในแขนของดาราจักรชนิดก้นหอย และชนิดที่สอง ซึ่งเรียกอีกชื่อหนึ่งว่าดาวชนิดดับเบิลยูหญิงสาว พบได้ในดาราจักรชนิดรี กระจุกดาวทรงกลม และกลดดาราจักร (galactic halo – ปริมณฑลทรงกลมที่ห่อหุ้มดาราจักร)

การค้นพบครั้งประวัติศาสตร์ของเอดวิน ฮับเบิล ผู้วัดระยะทางจากโลกถึงดาราจักรชนิดก้นหอยในกลุ่มดาวแอนดรอเมดาได้เป็นครั้งแรก ก็อาศัยคุณสมบัติของดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิด ผลงานของเฮนเรียตตา ลีวิตต์นี่เอง

ว่ากันว่า เฮนเรียตตา ลีวิตต์ มีสมาธิสูงเหมาะแก่การเป็นผู้ทำงานกับข้อมูลปริมาณมาก ก็เพราะเธอเป็นคนหูหนวก และเพราะเป็นผู้หญิงจึงมีความละเอียดช่างสังเกตเป็นพิเศษ

ดาวชนิดอาร์อาร์พิณ
เป็นดาวที่แปรแสงด้วยกระบวนการแบบเดียวกับดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดแต่เล็กกว่ามาก เป็นดาววิวัฒน์ (evolved star) คือดาวอายุมากที่เผาไหม้ไฮโดรเจนในตัวเองไปหมดจนถึงจุดวาบฮีเลียม (helium flash) และสุกสว่างอยู่ได้ด้วยกระบวนการหลอมฮีเลียม

ดาวชนิดอาร์อาร์พิณมีมวลประมาณ 1-2 มวลสุริยะ (1-2 เท่าของดวงอาทิตย์) โดยทั่วไปมีความสว่างสัมบูรณ์มากกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 50 เท่า ค่าความสว่างสูงสุดมากกว่าค่าต่ำสุด 2-3 เท่า ดังนั้นแม้ดาวชนิดนี้จะไม่ใช่ดาวสว่างจนเห็นได้ในดาราจักรที่ไกลจากโลกมากๆ ทั้งความสัมพันธ์คาบ-สภาพส่องสว่าง (period-luminosity relationship) ยังค่อนข้างราบ (คาบอาจต่างกันมากแต่สภาพส่องสว่างสูงสุดไม่ต่างกันมาก) แต่การแปรแสงขึ้นลงถึง 2-3 เท่า รวมทั้งคาบที่ไม่เกิน 1 วัน ก็ทำให้นักดาราศาสตร์สังเกตดาวชนิดนี้ได้ง่าย

เช่นเดียวกับดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิด หากเรารู้คาบการแปรแสงของดาวชนิดอาร์อาร์พิณ เราก็จะสามารถหาค่าความสว่างสัมบูรณ์ของมันได้

เนื่องจากดาวชนิดอาร์อาร์พิณเป็นดาวอายุมากระดับ 10,000-11,000 ล้านปี มันจึงมีประโยชน์มากสำหรับการหาระยะวัตถุในบริเวณเก่าแก่ของดาราจักรเช่นใจกลางหรือดุมของดาราจักรชนิดก้นหอย หรือบริเวณกลดดาราจักร (galactic halo) บริเวณซึ่งหากจะเคยมีดาวแปรแสงชนิดซิฟิด ดาวเหล่านั้นก็วิวัฒนาการไปเป็นซูเปอร์โนวาหมดแล้ว เพราะดาวมวลมากจะเผาไหม้ตัวเองเร็วกว่า ทำให้อายุสั้นกว่าดาวมวลน้อยเสมอ

ความสว่างที่จำกัดของดาวชนิดอาร์อาร์พิณ จำกัดพิสัยใช้งานให้อยู่ภายในทางช้างเผือก หรืออย่างมากก็ไม่เกินดาราจักรแอนดรอเมดา ซึ่งถือเป็นดาราจักรในกลุ่มท้องถิ่นร่วมกับทางช้างเผือก แต่เพียงเท่านี้ดาวชนิดอาร์อาร์พิณก็เป็นเครื่องมือสำคัญยิ่ง ที่ช่วยให้นักดาราศาสตร์วัดระยะภายในและวาดภาพโครงสร้างของดาราจักรทางช้างเผือกและดาราจักรในกลุ่มท้องถิ่นทั้งหมด

อุปสรรคของการใช้ดาวชนิดอาร์อาร์พิณ ก็เช่นเดียวกับ ดาวแปรแสงชนิดซิฟิอิด คือความหายาก และไม่มีดวงไหนใกล้พอจะวัดระยะได้ด้วยแพรัลแลกซ์ตรีโกณมิติเลย

ดวงไฟที่ไกลกว่า
ดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดและชนิดอาร์อาร์พิณเป็นดวงไฟมาตรฐานที่เชื่อถือได้ แต่การใช้งานก็มีพิสัยจำกัดไม่ต่างจากวิธีวัดระยะอื่นๆ สำหรับวัตถุท้องฟ้าที่ไกลเกินกว่าจะวัดระยะได้ด้วยดาวแปรแสง นักดาราศาสตร์ต้องหาวิธีอื่นมาใช้เป็นขั้นต่อไป วิธีเหล่านั้นโดยมากจะประมาณค่าความสว่างสัมบูรณ์ของวัตถุด้วยหลักการต่างๆ แล้วคำนวณระยะทางเมื่อเทียบกับความสว่างปรากฏ เท่ากับหาดวงไฟมาตรฐานดวงอื่นอีกนั่นเอง เพียงแต่วัตถุที่ใช้จะต้องใหญ่มากหรือสว่างมากขึ้น เพราะระยะทางที่ไกลออกไปมาก

ดังนั้น บริเวณเอช 2 (H II region) ในดาราจักรจึงมีประโยชน์ บริเวณเอช 2 คือบริเวณกว้างใหญ่ในอวกาศที่ประกอบด้วยกลุ่มเมฆไฮโดรเจนในสภาพไอออนเนื่องจากอะตอมของไฮโดรเจนถูกรังสีจากดาวฤกษ์ข้างเคียงส่องกระทบจนอิเล็กตรอนแตกออกจากอะตอม นักดาราศาสตร์มีวิธีประเมินขนาดที่แท้จริงของบริเวณเอช 2 เหล่านั้นอยู่แล้ว และเมื่อวัดขนาดเชิงมุมและหาสภาพส่องสว่างปรากฏได้ ก็จะคำนวณระยะทางและสภาพส่องสว่างสัมบูรณ์ของบริเวณเอช 2 ได้ นอกจากนี้ ยังมีฟังก์ชันสภาพส่องสว่างสำหรับกระจุกดาว และสำหรับเนบิวลาดาวเคราะห์ ซึ่งให้ค่าสภาพส่องสว่างสัมบูรณ์ของวัตถุเหล่านั้นด้วยความผิดพลาดประมาณไม่เกิน 20% ถือเป็นข้อมูลเสริมของนักดาราศาสตร์อีกทางหนึ่ง

เนบิวลาสว่างใหญ่ในกลุ่มดาวนายพรานเป็นบริเวณเอช 2 ที่มีชื่อเสียงที่สุด
ภาพจาก http://apod.nasa.gov/apod/ap060119.html
โดย NASA, ESA, M. Robberto (STScI/ESA) and The Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team

ความสว่างของทั้งดาราจักรก็ใช้เป็นดวงไฟมาตรฐานได้ นักดาราศาสตร์สามารถประมาณความส่องสว่างสัมบูรณ์ของดาราจักรชนิดก้นหอยได้โดยใช้ความสัมพันธ์ทัลลี-ฟิชเชอร์ (Tully-Fisher relation) ซึ่งเป็นความสัมพันธ์ระหว่างความกว้างของเส้นสเปกตรัมความยาวคลื่น 21 เซนติเมตร (เส้นเปล่งแสง–emission line–ของไฮโดรเจน) ที่ได้จากการหมุนรอบตัวเองของดาราจักรชนิดก้นหอย กับความสว่าง โดยความกว้างดังกล่าวขึ้นอยู่กับความเร็วในการหมุนเข้าหาและออกจากแนวสายตาของผู้สังเกต ซึ่งทำให้เกิดการเลื่อนดอปเพลอร์อันเป็นตัวกำหนดความกว้าง ความสัมพันธ์นี้ใช้กับดาราจักรชนิดก้นหอยที่หันขอบให้ผู้สังเกตเป็นหลัก

สภาพส่องสว่างในย่านอินฟราเรด = 220×Vrot4 เท่าของสภาพส่องสว่างดวงอาทิตย์

Vrot   หมายถึงความเร็วในการหมุนรอบตัวเอง วัดจากความกว้างของเส้นสเปกตรัม 21 ซม. มีหน่วยเป็น กม./วินาที

สำหรับดาราจักรรีก็มีความสัมพันธ์เฟเบอร์-แจ๊กสัน (Faber-Jackson relation) ระหว่างสภาพส่องสว่าง L กับการกระจายของความเร็วของดาวในดาราจักร σ ยกกำลังค่าคงตัว γ ซึ่งหาด้วยวิธีการเชิงประจักษ์

L α σ γ


ซึ่งเมื่อหาสภาพส่องสว่างสัมบูรณ์ของดาราจักรได้ ก็เท่ากับหาระยะทางได้เช่นกัน

ไกลออกไปอีก และสว่างขึ้นไปอีก
เป็นโชคดีของวงการดาราศาสตร์ ที่ดวงไฟมาตรฐานดวงสว่างกว่าในลำดับถัดไปก็อยู่ไม่ไกล ดวงไฟมาตรฐาน ที่ว่านี้คือซูเปอร์โนวาชนิด 1 เอ (Type 1a supernova) เกิดขึ้นในดาราจักรทั้งใกล้และไกล ที่ใกล้ที่สุดอยู่ในแหล่งที่พบดาวแปรแสงแบบซีฟิอิดด้วย ทำให้ยืนยันระยะทางได้ง่ายมาก ซูเปอร์โนวาชนิด 1 เอ เกิดจากระบบดาวคู่ซึ่งดาวดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาว (white dwarf - ดาวที่อยู่ในช่วงท้ายของวิวัฒนาการ เมื่อดาวฤกษ์ใช้พลังงานไปในปฏิกิริยานิวเคลียร์ไปจนหมด ทำให้ดาวยุบลงจากแรงโน้มถ่วงของตัวเองจนกระทั่งนิวเคลียสอะตอมกับอิเล็กตรอน ที่แยกออกจากกันไปแล้วมารวมกันเป็นเนื้อเดียว มีอุณหภูมิสูงได้ถึง 100,000 เคลวิน) อีกดวงหนึ่งเป็นดาวฤกษ์ชนิดอื่น ในกรณีเช่นนี้ ดาวแคระขาวจะดึงดูดมวลสารจากดาวข้างเคียงอยู่ตลอดเวลา จนมวลที่สะสมไว้เป็นจานพอกพูนมวล (accretion disk) หมุนวนอยู่รอบตัวนั้นมากถึงจุดที่เกิดปฏิกิริยาเทอร์มอนิวเคลียร์

ในระบบดาวคู่ แก๊สจากดาวยักษ์ (มุมล่างซ้าย) ถูกดูดไปหมุนวนเป็นจานพอกพูนมวลอยู่รอบดาวแคระขาว
ภาพจากองค์การนาซา

จุดที่ว่านี้คือขีดจำกัดจันทรเสขรร (Chandrasekhar Limit – ชื่อนี้เขียนกันเป็น จันทรสิกขา บ้าง จันทรเศกขาร บ้าง แต่ที่ถอดคำเป็น จันทรเสขรร นี้ดูตามวิธีถ่ายเสียงภาษาบาลี สันสกฤตแบบดั้งเดิม kh = ข เทียบจาก เสข - sekha และ ar = รร เทียบจาก กรรม - karma ส่วนสระเป็นเสียงสั้นทั้งหมด – ตั้งชื่อเป็นเกียรติแก่นายสุพรหมันยัน จันทรเสขรร นักดาราศาสตร์รางวัลโนเบล ผู้ศึกษาวิวัฒนาการดาวฤกษ์) ซึ่งกำหนดไว้ว่าดาวแคระขาวจะมีมวลได้ไม่เกิน 1.38 มวลสุริยะ ถ้าจานพอกพูนมวลทำให้ดาวแคระขาวมีมวลเกินขีดจำกัดจันทรเสขรร ดาวแคระขาวดวงนั้นจะยุบตัวจนแกนดาวเกิดการหลอมคาร์บอน (carbon fusion) เป็นปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่หยุดไม่ได้ จึงระเบิดออกเป็นซูเปอร์โนวาทันที

ภาพถ่ายรังสีเอกซ์หลายความยาวคลื่นของซากซูเปอร์โนวา SN 1572 หรือซูเปอร์โนวาของทีโค ซึ่งเป็นซูเปอร์โนวาชนิด 1 เอ
ภาพจากองค์การนาซา/CXC/Rutgers/J.Warren & J.Hughes et al.

เพราะการระเบิดเกิดขึ้นเมื่อดาวแคระขาวมีมวลเท่ากับขีดจำกัดจันทรเสขรรเสมอ แปลว่าเชื้อเพลิงจุดระเบิดมีปริมาณคงที่ ดังนั้นการระเบิดครั้งไหนๆ ก็ต้องแรงเท่ากัน ให้แสงสว่างเท่ากัน นักดาราศาสตร์อาศัยซูเปอร์โนวาชนิด 1 เอ ที่เกิดในดาราจักรเดียวกับดาวแปรแสงชนิดซีฟิอิดเป็นจุดตั้งต้น ทำให้รู้ได้ว่าแสงจากการระเบิดนั้นควรสว่างเท่าไร ดังนั้นจึงสามารถกำหนด ค่าความสว่างสัมบูรณ์ได้ และเมื่อนักดาราศาสตร์สังเกตต่อไปในดาราจักรอื่น ก็พบซูเปอร์โนวาชนิด 1 เอ เพิ่มขึ้น จึงสามารถวัดระยะจากโลกไปถึงดาราจักรเหล่านั้นได้

พิสัยที่ไกลถึง 10,000 ล้านปีแสง ทำให้ซูเปอร์โนวาชนิด 1 เอ เป็นเครื่องมือวัดระยะที่สำคัญอีกชิ้นหนึ่งของนักดาราศาสตร์

ความสำเร็จของการใช้ซูเปอร์โนวาชนิด 1 เอ เป็นดวงไฟมาตรฐาน ทำให้นักดาราศาสตร์เริ่มคิดว่าถ้าสามารถหาวิธีคำนวณที่ทำให้แหล่งวาบแสงแกมมา (gamma ray bursts) เป็นดวงไฟมาตรฐานได้ การวัดระยะจะยิ่งยืดยาวออกไปได้อีกไกลมาก ทั้งนี้เพราะแหล่งวาบแสงแกมมาเป็นแหล่งกำเนิดแสงที่สว่างกว่าซูเปอร์โนวาอย่างมากมายมหาศาล แต่เรื่องนี้ยังอยู่ในขั้นวิจัยค้นคว้า

จัดเรียงขั้นบันได
นักดาราศาสตร์มีเครื่องมือหลากหลายสำหรับวัดระยะวัตถุฟากฟ้า วิธีต่างๆ เท่าที่กล่าวถึงในตอนที่แล้วมาจนถึงตอนนี้นับเป็นวิธีหลัก และก็ยังมีวิธีอื่นอีก เช่นโนวา ที่นักดาราศาสตร์อาจเลือกใช้ได้ตามสถานการณ์ แต่ทุกวิธีจะมีจุดเด่นของตัวเอง เอาไว้สำหรับวัดระยะในพิสัยใดพิสัยหนึ่ง หากที่ใดสามารถวัดระยะได้หลายวิธี จะยิ่งช่วยให้เกิดความแม่นยำยิ่งขึ้น

ขั้นบันไดระยะทางของนักดาราศาสตร์เริ่มต้นที่เรดาร์ ตรีโกณมิติ และแพรัลแลกซ์ตรีโกณมิติ ซึ่งแม่นยำ แต่พิสัยจำกัด จึงต้องขยับไปใช้แพรัลแลกซ์เชิงสเปกตรัม และวิธีอื่นสำหรับที่ไกลออกไปเป็นลำดับ ดังในแผนภูมิที่แสดงไว้

เครื่องมือวัดระยะวัตถุท้องฟ้ามีพิสัยการใช้เหลื่อมกันแต่ละชนิด
ช่วยสนับสนุนและยืนยันความถูกต้องของเครื่องมือในขั้นต่อไป
แผนภูมิสร้างจากต้นแบบใน National Geographic Encyclopedia of Space

บันไดสู่ดวงดาว เป็นสำนวนที่ใช้กันแพร่หลาย เป็นคำแสดงภาพจน์ถึงเส้นทางอันยาวไกลสู่สิ่งที่ผู้คนฝันใฝ่ บันไดสู่ดวงดาวของนักดาราศาสตร์ก็แสดงภาพของเส้นทางอันยาวไกลเช่นกัน แต่จุดหมายปลายทางไม่ใช่คำเปรียบเปรย หากเป็นดาวจริงๆ เป็นวัตถุท้องฟ้าในเอกภพ ซึ่งความรู้ถึงระยะทางของสิ่งเหล่านั้นจะเป็นต้นทางของความรู้อีกมากมาย นักดาราศาสตร์จึงยังคงไต่บันไดระยะทางนี้ต่อไป และยังคงมุ่งปรับปรุงเทคนิคในการวัด รวมทั้งหาทางวัดระยะวัตถุท้องฟ้าด้วยวิธีใหม่อยู่เสมอ

แหล่งข้อมูลอ้างอิง

แก้ไขล่าสุด 16 มกราคม 2552

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]