ศูนย์รวมความรู้

กระทรวงเทคโนโลยี
สารสนเทศและการสื่อสาร

รายละเอียดแนวทางการพัฒนากิจการอวกาศ
ของประเทศไทย
 


หน่วยงานในสังกัดกระทรวงไอซีที












<< เชื่อมโยงเว็บไซต์ >>

  หน้าหลัก \ ศูนย์รวมความรู้

    ศูนย์รวมความรู้

โดย วิษณุ เอื้อชูเกียรติ

สายรุ้งเป็นสิ่งเจนตาของผู้คน โดยเฉพาะในเขตร้อนชื้นอย่างประเทศไทยซึ่งฝนตกบ่อยๆ ภาษาสันสกฤตเรียกสายรุ้งว่า อินทรธนุศ แปลว่า คันธนูของพระอินทร์ (ไทยเอามาใช้ว่า อินทรธนู) อินทรธนุศโยงปรากฏการณ์ธรรมชาติเข้ากับสิ่งเหนือโลก ในความเป็นจริง สายรุ้งคือจุดเริ่มต้นแห่งการเรียนรู้ของมนุษยชาติ นำไปสู่ความรู้มากมายเกี่ยวกับเทห์ฟ้าเกือบทุกอย่างในเอกภพ การศึกษาแสงหลากสีของสายรุ้งหรือ สเปกตรัม อันเป็นองค์ประกอบของแสงขาว ก่อให้เกิดวิชาสเปกโทรสโกปี พื้นฐานสำคัญของฟิสิกส์ดาราศาสตร์

สเปกตรัมที่ได้จากการส่องแสงผ่านปริซึม
ภาพจาก http://stargazers.gsfc.nasa.gov/

สายรุ้งของนิวตัน
เมื่อ ค.ศ. 1666 เซอร์ไอแซค นิวตัน เจาะรูบนฝาผนัง ปล่อยให้แสงแดดที่สาดเข้ามาในห้องส่องผ่านแท่งปริซึม เขาค้นพบว่าแสงขาวเพียงลำเดียว ถูกปริซึมกระจายออกเป็นแสงหลากสีไม่ต่างอะไรจากสายรุ้ง เขาสันนิษฐานว่าแสงอาทิตย์สีขาวนั้นประกอบขึ้นจากแสงสีรุ้งนั่นเอง เขาพิสูจน์ข้อสันนิษฐานของเขาด้วยการส่องแสงสีรุ้งผ่านปริซึมอีกอันหนึ่ง แสงสีรุ้งก็รวมตัวกันเป็นแสงสีขาวได้จริงๆ คำว่า สเปกตรัม คือคำที่ใช้เรียกแสงสีรุ้งโดยรวมตั้งแต่ครั้งนั้น

ปริซึมขนาดเล็กที่นิวตันใช้ในการทดลองคราวนั้นทำจากแก้วธรรมดา ไม่ได้ถูกผลิตขึ้นเพื่อความแม่นยำในการใช้งานแต่อย่างใด ดังนั้น สเปกตรัมของนิวตันจากรูเล็กบนผนังจึงเป็นเส้นเบลอๆ ไม่มีความคมชัด เห็นเป็นเส้นที่เปลี่ยนสีไปเรื่อยเท่านั้น

หลังจากการค้นพบของนิวตัน การศึกษาสเปกตรัมขาดช่วงไปถึงกว่าศตวรรษ แม้ว่าระหว่างนั้นจะมีรายงานจาก ทอมัส เมลวิลล์ เมื่อ ค.ศ. 1752 ว่า เปลวไฟที่เกิดจากการเผาสารต่างๆ ก็มีสเปกตรัม แต่เป็นสเปกตรัมที่ไม่ครบสีรุ้ง หรือ ค.ศ. 1800 มีการค้นพบแสงอินฟราเรด เมื่อวิลเลียม เฮอร์เชลบันทึกว่ามาตรวัดอุณหภูมิยังจับพลังงานได้แม้เมื่อวัดเลยย่านสีแดงของสเปกตรัมไปแล้ว การค้นพบแสงอัลตราไวโอเลตเกิดขึ้นในปีถัดมา เมื่อโยฮันน์ ริตเทอร์ พบว่าซิลเวอร์ไนเตรตที่ถูกแสงจะแตกตัวเป็นเงินเร็วยิ่งขึ้นถ้าวางไว้เลยย่านแสงสีม่วง

เมื่อ ค.ศ. 1802 วิลเลียม วอลลัสตัน ค้นพบว่าเมื่อเปลี่ยนรูบนฝาผนังเป็นช่องเล็กยาว แดดที่ส่องผ่านแท่งปริซึมจะกระจายเป็นสเปกตรัมที่มีเส้นสีดำแทรกอยู่หลายเส้น แต่วอลลัสตันไม่เข้าใจความหมายของเส้นสีดำเหล่านั้น เขาสันนิษฐานว่าเส้นสีดำคือเส้นแบ่งเขตแดนของแต่ละสี

เส้นเฟราน์โฮเฟอร์
จุดกำเนิดที่แท้จริงของสเปกโตรสโกปีเกิดขึ้นเมื่อ ค.ศ. 1814 เมื่อโยเซฟ ฟอน เฟราน์โฮเฟอร์ ใช้กล้องรังวัด (theodolite) กับช่องเล็กยาว รับแสงแดด แล้วส่องผ่านปริซึมซึ่งคุณภาพสูงขึ้นกว่าในยุคของนิวตันหลายเท่า เฟราน์โฮเฟอร์เห็นเส้นสีดำในแถบสเปกตรัมของเขากว่า 600 เส้น ถึง ค.ศ. 1823 เขาสามารถวัดความยาวคลื่นของสเปกตรัมและบันทึกตำแหน่งเส้นสีดำไว้แล้วถึง 324 เส้น มีเส้นเด่นชัดที่เฟราน์โฮเฟอร์ยกขึ้นมาให้ชื่อเรียงตามตัวอักษรไว้เป็นพิเศษอีก 9 เส้น ทำให้ทั้ง 9 เส้นนี้ถูกเรียกว่า เส้นเฟราน์โฮเฟอร์

เส้นเฟราน์โฮเฟอร์
ภาพจาก http://en.wikipedia.org/

ตารางเส้นเฟราน์โฮเฟอร์
ชื่อเส้น
ความยาวคลื่น (นาโนเมตร) มาจากธาตุ/โมเลกุล
A
759.4 โมเลกุลออกซิเจน
B
686.7 โมเลกุลออกซิเจน
C
656.3 ไฮโดรเจน (แอลฟา)
D1
589.6 โซเดียม
D2
589 โซเดียม
E1
527 เหล็ก
Eb
518.3-516.7 แมกนีเซียม (triplet)
F
486.1 ไฮโดรเจน (บีตา)
G
430.8 เหล็ก และโมเลกุลคลอรีน
H
396.8 แคลเซียม
K
393.3 แคลเซียม
L
382 เหล็ก (เพิ่มเติมในภายหลัง)
M
373.5 เหล็ก (เพิ่มเติมในภายหลัง)
N
358.1 เหล็ก (เพิ่มเติมในภายหลัง)

สเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า
เส้นสีดำในสเปกตรัมที่วอลลัสตันและเฟราน์โฮเฟอร์สังเกตเห็นนั้น เป็นปรากฏการณ์หนึ่งในสามแบบของสเปกตรัมของแสง ซึ่งความจริงคือคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าย่านที่ตามองเห็นเท่านั้น สเปกโตรสโกปี เป็นวิชาว่าด้วยการศึกษาอันตรกิริยาระหว่างรังสีแม่เหล็กไฟฟ้ากับสสาร อันตรกิริยานี้เกิดขึ้นได้ในทุกย่านของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า ฉะนั้นสเปกโตสโกปีจึงครอบคลุมตั้งแต่คลื่นวิทยุไปจนถึงรังสีแกมมา การศึกษาสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าตลอดทุกช่วงความยาวคลื่นในฟากฟ้าเป็นสิ่งจำเป็นอย่างยิ่งสำหรับนักดาราศาสตร์ผู้ต้องการปะติดปะต่อภาพรวมและค้นคว้าหาที่มาที่ไปของเอกภพ

แสงที่ตามนุษย์มองเห็นเป็นเพียงส่วนเล็กๆ ส่วนหนึ่งของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า
นักดาราศาสตร์อาศัยทุกช่วงคลื่นของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าในการศึกษาเอกภพ
ภาพดัดแปลงจาก EM_spectrum.svg จาก http://en.wikipedia.org/

อย่างไรก็ตาม สเปกตรัมแสง (visible spectrum) หรือย่านที่รวมกันเป็นแสงขาว ได้แก่แสงที่ตามองเห็น ตั้งแต่สีแดงไปถึงสีม่วง คือย่านที่มีการศึกษามานานที่สุด และเป็นย่านที่คนทั่วไปคุ้นเคยที่สุด

กฎบุนเซน-เคียร์ชฮอฟฟ์
เมื่อ ค.ศ. 1849 เล-อง ฟูโกลต์สังเกตสเปกตรัมของแสงจากอาร์กไฟฟ้าที่เกิดขึ้นระหว่างขั้วคาร์บอนแล้วเห็นเส้นสว่างสีเหลืองคู่หนึ่ง ตำแหน่งของเส้นทั้งคู่ตรงกับเส้น D ในสเปกตรัมจากดวงอาทิตย์ พอเขาฉายแสงอาทิตย์ผ่านอาร์กไฟฟ้า แล้วส่องทั้งแสงอาทิตย์และแสงอาร์ก ผ่านปริซึม เขาก็พบว่าเส้น D ในสเปกตรัมจากดวงอาทิตย์ดูดำมืดกว่าปกติ หลังการทดลองเพิ่มเติมหลายครั้งกับแสงจากแหล่งอื่นนอกจากดวงอาทิตย์ ฟูโกลต์ก็สรุปว่าอาร์กไฟฟ้าซึ่งเปล่งแสงที่ความถี่ของเส้น D จะดูดกลืนแสงจากแหล่งอื่นที่ความถี่เดียวกันนั้น (ความถี่ของเส้น D) ด้วย

กุสตาฟ เคียร์ชฮอฟฟ์และโรแบร์ต บุนเซนเป็นคณะนักวิทยาศาสตร์คณะแรกที่สังเกตสเปกตรัมอย่างเป็นระบบในช่วง ค.ศ. 1855 ถึง ค.ศ. 1863 จากการทดลองหลายชนิด เช่นการเผาเกลือชนิดต่างๆ ด้วยตะเกียงบุนเซน—ซึ่งไม่มีแสงจากเปลวไฟ—เพื่อสังเกตสเปกตรัม การใช้เปลวไฟจากแอลกอฮอล์และน้ำสร้างไอเพื่อสังเกตการดูดกลืนแสง หรือการจุดอาร์กไฟฟ้าด้วยขั้วไฟฟ้าที่ทำจากวัสดุหลายชนิด

กุสตาฟ เคียร์ชฮอฟฟ์
(ค.ศ. 1824 - ค.ศ. 1877)
โรแบร์ต บุนเซน
(ค.ศ. 1811 - ค.ศ. 1899)
ภาพจาก http://en.wikipedia.org/

งานวิจัยร่วมของบุนเซนและเคียร์ชฮอฟฟ์เป็นงานใหญ่ที่ทำอย่างละเอียดถี่ถ้วน พวกเขารวบรวมเส้นสเปกตรัมหลายพันชุดด้วยความละเอียดถึงหนึ่งในหมื่น บุนเซนและเคียร์ชฮอฟฟ์ค้นพบธาตุซีเซียมและรูบิเดียมจากการสังเกตสเปกตรัม และเมื่อพวกเขาเล็ง สเปกโทรสโกปขึ้นสู่ท้องฟ้า ก็สามารถยืนยันความมีอยู่ของธาตุหลายชนิดในดวงอาทิตย์ เช่นโซเดียม จากเส้น D ในสเปกตรัม เหล็ก และธาตุอื่นๆ อีกหลายชนิด

จากการวิจัยดังกล่าว คณะผู้วิจัยได้เสนอกฎพื้นฐานของวิชาสเปกโทรสโกปีไว้ว่า

    อัตราส่วนระหว่างกำลังของการเปล่งแสงและกำลังของการดูดกลืนในลำแสงที่มีความยาวคลื่นเท่ากัน เป็นค่าคงตัวสำหรับวัตถุใดๆ ที่มีอุณหภูมิเท่ากัน
ซึ่งแสดงออกทางคณิตศาสตร์ได้เป็น

ελ(T )   = ค่าคงตัว
--------
kλ(T )

โดย ελ(T ) คือสัมประสิทธิ์เปล่งแสง kλ(T ) คือสัมประสิทธิ์ดูดกลืน ที่ความยาวคลื่นและอุณหภูมิ T

ต่อมาอนุนัยสามประการของกฎนี้ได้ถูกเรียกว่า กฎบุนเซน-เคียร์ชฮอฟฟ์ ซึ่งได้แก่

1. วัตถุตันและร้อนเปล่งแสงเป็นสเปกตรัมต่อเนื่อง (continuous spectrum) หมายถึงสเปกตรัมหลากสีต่อเนื่องเป็นแถบเหมือนสายรุ้ง เกิดจากกลุ่มแก๊สหนาแน่นหรือวัตถุตันซึ่งแผ่รังสีความร้อนในตัวออกไปเป็นแสงหลายความยาวคลื่น ดาวฤกษ์เปล่งแสงออกมาเป็นสเปกตรัมต่อเนื่องเกือบจะทุกย่านความยาวคลื่น สิ่งอื่นที่เปล่งแสงเป็นสเปกตรัมต่อเนื่องยังมีหลอดไฟฟ้าชนิดมีไส้ ขดเหล็กร้อนในเตาหุงต้มไฟฟ้า เปลวไฟ หรือแม้แต่ตัวเราเอง เพียงแต่พวกเราเปล่งแสงในย่านอินฟราเรด จึงพ้นวิสัยการมองเห็นของตามนุษย์

2. แก๊สร้อนและบางเบาเปล่งแสงเป็นสเปกตรัมเส้นที่บางความยาวคลื่นเท่านั้น หมายถึงสเปกตรัมเส้นเปล่งแสง (emission spectrum) คือสว่างเฉพาะบางสี ส่วนใหญ่นอกนั้นมืด สี (เท่ากับความยาวคลื่น) ของแสง ที่เปล่งออกมาขึ้นอยู่กับองค์ประกอบของกลุ่มแก๊ส เช่นถ้าประกอบด้วยไฮโดรเจนก็จะเป็นเส้นเปล่งแสงชุดหนึ่งซึ่งต่างจากของฮีเลียม เป็นต้น

3. วัตถุตันและร้อนที่ถูกบังไว้ด้วยแก๊สบางเบาแต่เย็น (กว่า) จะเปล่งแสงเกือบเป็นสเปกตรัมต่อเนื่อง โดยมีช่องว่างในหลายความถี่คลื่น ขึ้นอยู่กับระดับพลังงานของอะตอมในกลุ่มแก๊สนั้น ช่องว่างดังกล่าวคือสเปกตรัมเส้นดูดกลืน (absorption spectrum) มีลักษณะตรงข้ามกับสเปกตรัมเส้นเปล่งแสง หมายถึงแทนที่จะเปล่งแสงที่ความยาวคลื่นของตัว กลับดูดกลืนแสงที่ความยาวคลื่นนั้นเอาไว้ ทำให้เห็นเป็นเส้นมืด การเห็นเส้นมืดได้จะต้องมีฉากหลังที่สว่าง ฉากหลังของเส้นมืดในที่นี้คือสเปกตรัมต่อเนื่องของดาวฤกษ์นั่นเอง

สเปกตรัมที่เรามองเห็นมาจากแหล่งกำเนิดและสิ่งแวดล้อมต่างๆ กัน

กลุ่มแก๊สหนึ่งๆ จะดูดกลืนแสงและเปล่งแสงที่ความยาวคลื่นเดียวกันเสมอ

สเปกตรัมเส้นเปล่งแสงสามารถเกิดขึ้นและมีลักษณะจำเพาะสำหรับแต่ละธาตุหรือโมเลกุลเนื่องจาก

ตามหลักกลศาสตร์ควอนตัม ฝูงอิเล็กตรอนที่โคจรรอบนิวเคลียสของอะตอมจะมีระดับพลังงานหลายระดับที่เป็นจำเพาะของตนเองอยู่ชุดหนึ่ง ดังนั้นธาตุทั้งหลายในตารางธาตุจึงต่างมีระดับพลังงานหลายระดับที่เป็นจำเพาะของตนเอง แต่ละชุดต่างจากของธาตุอื่นในเกือบทุกกรณี

อะตอมมักดำรงสถานะอยู่ที่ระดับพลังงานต่ำสุด หรือสถานะพื้น (ground state) หมายถึงอิเล็กตรอนโคจรอยู่ในวงโคจรที่มีพลังงานต่ำที่สุด หากอะตอมถูกกระตุ้นจนอิเล็กตรอนกระโดดจากสถานะพื้นขึ้นสู่ระดับพลังงานขั้นสูงขึ้น ในที่สุดอะตอมนั้นจะต้องคายพลังงานออกเพื่อกลับเข้าสู่สถานะพื้น พลังงานที่ถูกคายออกมาคือโฟตอนหรือคลื่นแสงที่มีพลังงานเท่ากับความต่างของระดับพลังงานสองระดับของอะตอม

คลื่นแสงและพลังงานมีความสัมพันธ์ต่อกันโดยตรง ตามกฎของพลังค์

E = hν

E คือพลังงานโฟตอนมีค่าเป็นจูล
ν หมายถึงความถี่ของรังสี มีหน่วยเป็นเฮิรตซ์ และ
h คือค่าคงตัวของพลังค์ มีค่าเท่ากับ 6.63 x 10-34 จูล

และความยาวคลื่นกับความถี่ก็มีความสัมพันธ์โดยตรงด้วยสูตร

c = λν

c คือความเร็วแสง (3 x 108 เมตรต่อวินาที)
λ หมายถึงความยาวคลื่น หน่วยเป็นนาโนเมตร และ
ν หมายถึงความถี่

ตัวอย่างเช่น อะตอมของไฮโดรเจน ลดระดับพลังงาน จากระดับ 2 ลงสู่ระดับ 1 (สถานะพื้น) และส่งคลื่นแสงที่มีพลังงานเท่ากับความแตกต่างของระดับ 2 กับระดับ 1 ออกมา พลังงานนี้เป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า มีความยาวคลื่นจำเพาะ เราจึงเห็นการเปล่งแสงเฉพาะที่ความยาวคลื่นนั้นเท่านั้น ไม่มีแสงที่ความยาวคลื่นอื่น เป็นที่มาของสเปกตรัมเส้นเปล่งแสง

การลดระดับของพลังงานในอะตอม ถ้าลดลงเพียงหนึ่งหรือสองระดับ จะคายโฟตอนพลังงานน้อย ความยาวคลื่นสูง เช่นคลื่นวิทยุ หากลดลงทีเดียวหลายระดับโฟตอนที่ได้จะมีพลังงานสูงมาก เช่นรังสีอัลตราไวโอเลต รังสีเอกซ์ หรือรังสีแกมมา

อะตอมของไฮโดรเจนที่ถูกกระตุ้นคลายตัวจากระดับพลังงานระดับ 2
ลงสู่ระดับ 1 พร้อมคายโฟตอน ทำให้เกิดสเปกตรัมเส้นเปล่งแสง
ภาพดัดแปลงจากภาพของ Craig Kulesa, Astronomy Camp (http://loke.as.arizona.edu/~ckulesa/camp/)

สเปกตรัมเส้นดูดกลืนเกิดจากกลุ่มแก๊สเบาบางเย็นจัดที่ลอยอยู่เบื้องหน้าแหล่งความร้อน เช่นดาวฤกษ์ การดูดกลืนแสงบางส่วนของสเปกตรัมดาวฤกษ์เกิดจาก

เมื่ออะตอมที่สถานะพื้นชนเข้ากับโฟตอนซึ่งมีพลังงานเท่ากับที่เปล่งออกมาเป็นสเปกตรัมเส้นเปล่งแสง สิ่งที่เกิดขึ้นคืออะตอมนั้นจะเข้าสู่สถานะถูกกระตุ้น อิเล็กตรอนในอะตอมจะกระโดดขึ้นสู่วงโคจรที่สูงขึ้น ทำให้อะตอมมีระดับพลังงานที่สูงขึ้น ระดับพลังงานที่สูงขึ้นเท่ากับพลังงานของโฟตอนที่พุ่งชน พลังงานนั้นมาจากการดูดกลืนโฟตอนนั่นเอง

ตัวอย่างเช่น อะตอมของไฮโดรเจนสถานะพื้น ถูกกระตุ้นโดยโฟตอน จึงยกระดับพลังงานไปสู่ระดับที่ 2 และดูดกลืนโฟตอนเข้าไป โฟตอนที่ถูกดูดกลืนมีพลังงานหรือความยาวคลื่นใด แสงที่เห็นในความยาวคลื่นนั้นก็จะหายไป เราจึงเห็นเป็นเส้นดูดกลืน

ชื่อของเส้นเปล่งแสงและเส้นดูดกลืนมักถูกเรียกตามธาตุที่ก่อให้เกิดเส้นนั้นๆ บวกกับสถานะการแตกตัวเป็นไอออน (ionization state) ของกลุ่มแก๊ส

เมื่อกลุ่มแก๊สร้อนขึ้นมากพอ อะตอมในกลุ่มแก๊สจะเริ่มสูญเสียอิเล็กตรอนโดยการดูดกลืนโฟตอน หรือโดยการชนกับอนุภาคชนิดอื่น อะตอมที่สูญเสียอิเล็กตรอนไปแล้วหนึ่งหรือมากกว่าหนึ่งอิเล็กตรอนเรียกว่า อะตอมที่ถูกทำให้แตกตัวเป็นไอออน (ionized) อะตอมดังกล่าวจะเปล่งแสงและดูดกลืนความยาวคลื่นต่างไปจากอะตอมในสถานะปกติ ฉะนั้นความรู้ถึงสถานะการแตกตัวเป็นไอออนจึงเป็นสิ่งจำเป็น โดยชื่อธาตุจะถูกต่อท้ายด้วยเลขโรมันที่มากขึ้น เป็นการแสดงสถานะการแตกตัวเป็นไอออน เช่น Na I หมายถึงโซเดียมปกติ Ca II หมายถึงแคลเซียมที่สูญเสียอิเล็กตรอนหนึ่งอิเล็กตรอน

อะตอมของไฮโดรเจนที่สถานะพื้นถูกกระตุ้นโดยโฟตอนซึ่งมีพลังงานระดับ "พอดี"
ที่จะยกระดับพลังงานของอะตอมขึ้นเป็นระดับ 2 และดูดกลืนโฟตอนไปพร้อมกัน เกิดเป็นสเปกตรัมเส้นดูดกลืน
ภาพดัดแปลงจากภาพของ Craig Kulesa, Astronomy Camp (http://loke.as.arizona.edu/~ckulesa/camp/)

โดยทั่วไป ยิ่งแก๊สร้อนขึ้นเท่าไร การแตกตัวเป็นไอออนจะยิ่งทวีความเข้มข้น ชื่อของเส้นบางเส้นก็อาจไม่เป็นไปตามชื่อธาตุ เพราะมีมาก่อนนักวิทยาศาสตร์จะเริ่มคิดใช้เกณฑ์ชื่อธาตุ โดยเฉพาะเส้นของไฮโดรเจน เช่น เส้นไลแมน-แอลฟา (Ly α) เส้นเข้มข้นในย่านอัลตราไวโอเลตซึ่งเกิดจากไฮโดรเจนปกติ (H I) หรือเส้นไฮโดรเจนแอลฟา (Hα) หมายถึงเส้นไฮโดรเจนปกติที่เกิดจากการเคลื่อนจากระดับพลังงานที่ 3 ลงสู่ระดับพลังงานที่ 2 เป็นต้น

มองฟ้าด้วยสเปกโทรสโกป
การใช้สเปกโทรสโกปเพื่อสังเกตการณ์เชิงดาราศาสตร์เริ่มมีขึ้นอย่างจริงจังเมื่อวิลเลียม ฮักกินส์ นักดาราศาสตร์สมัครเล่น ประดิษฐ์สเปกโทรสโกปรุ่นใหม่ ไว้ใช้สังเกตและถ่ายภาพสเปกตรัมของวัตถุท้องฟ้า เมื่อ ค.ศ. 1864 เขาตีพิมพ์ผลการสังเกตสเปกตรัมของเนบิวลา 6 เนบิวลา ผลการสังเกตของฮักกินส์แยกแยะได้อย่างชัดเจนว่าสิ่งที่เรียกรวมๆ กันว่าเนบิวลานั้น บางแห่งมีสเปกตรัมเหมือนกับสเปกตรัมที่มีแหล่งกำเนิดเป็นกลุ่มแก๊สบางเบา แต่บางแห่งดูเหมือนดาวฤกษ์ เขาสรุปว่าเนบิวลาสว่างใหญ่ในกลุ่มดาวนายพรานเป็นก้อนแก๊ส และมีไฮโดรเจนอยู่ด้วย เช่นเดียวกับที่เคยพบในดวงอาทิตย์มาแล้ว นอกจากนั้น ฮักกินส์ยังใช้สเปกโทรสโกปีในการวัดความเร็วและทิศทางการเคลื่อนที่ของดาวซิริอัสอีกด้วย

วิลเลียม ฮักกินส์ อาศัยปรากฏการดอปเพลอร์สังเกตการเลื่อนของเส้นดูดกลืน
จึงสามารถบอกได้ว่าหากสเปกตรัมเส้นดูดกลืนของดาวเลื่อนไปทางเขตสีแดงของสเปกตรัม
ดาวดวงนั้นกำลังเคลื่อนห่างจากโลก และในทางกลับกัน หากเส้นสเปกตรัมเส้นดูดกลืนของดาวเลื่อนไปทางเขตสีน้ำเงิน
ดาวดวงนั้นก็กำลังเคลื่อนเข้าหาโลก รวมทั้งสามารถคาดคะเนความเร็วในการเคลื่อนที่ได้อีกด้วย

สเปกโทรสโกปที่ฮักกินส์สร้างขึ้นเป็นนวัตกรรมในยุคของเขา ในสเปกโตรสโกปมีการแสดงสเปกตรัมเปรียบเทียบไว้พร้อมกับสเปกตรัมเป้าหมาย เพื่อการเทียบตำแหน่งความยาวคลื่นได้อย่างแม่นยำ ซึ่งแนวคิดนี้ยังคงนิยมใช้กันอยู่แม้ในสเปกโทรสโกปปัจจุบัน

ในขณะที่ฮักกินส์มองดูดาว เซอร์นอร์แมน ล็อกเยอร์ ก็ใช้ข้อมูลการสังเกตสเปกสเปกตรัมจากดวงอาทิตย์ เมื่อเดือนตุลาคม ค.ศ. 1868 เขาใช้สเปกโทรสโกปใหม่ของเขาส่องดูเปลวสุริยะพบเส้นสีเหลืองซึ่งไม่เคยพบว่าเป็นธาตุใดในโลกมาก่อน ล็อกเยอร์เชื่อว่าเขาค้นพบธาตุใหม่บนดวงอาทิตย์ แต่ความจริงปีแยร์ ชองส์ซอง ผู้สังเกตการณ์ ปรากฏการณ์สุริยุปราคาเต็มดวงที่เมืองคุนตูร์ (Guntur) ประเทศอินเดีย เมื่อเดือนสิงหาคม ค.ศ. 1868 ก็เห็นเส้นดังกล่าวและคิดแบบเดียวกัน ล็อกเยอร์ตั้งชื่อธาตุที่ค้นพบใหม่ว่าฮีเลียม หมายถึงมาจากดวงอาทิตย์ (ฮีเลียส – Helios) ต่อมาอีก 27 ปีจึงมีการค้นพบในโลกโดยเซอร์วิลเลียม แรมเซย์ เมื่อ ค.ศ. 1895

ปีแยร์ ชูลส์ ชองส์ซอง (ค.ศ. 1824 - ค.ศ. 1907) นักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศสผู้ค้นพบธาตุฮีเลียมในดวงอาทิตย์
จากการสังเกตสุริยุปราคาเต็มดวง ค.ศ. 1868 (คราสหว้ากอ) ที่เมืองคุนตูร์ ประเทศอินเดีย
ภาพจาก http://en.wikipedia.org/

หลังจากการค้นพบฮีเลียม มีธาตุอื่นที่นักดาราศาสตร์ในยุคปลายคริสต์ศตวรรษที่ 19 เห็นจากสเปกตรัมของวัตถุฟากฟ้าอีกสองธาตุ คือคอโรเนียม เนื่องจากสเปกตรัมเส้นเปล่งแสงในคอโรนาที่ไม่มีธาตุอ้างอิง และเนบิวเลียม จากสเปกตรัมเส้นเปล่งแสงในเนบิวลา แต่ทั้งสองกรณีไม่ใช่ธาตุใหม่ เป็นเพียงธาตุที่เรารู้จักอยู่แล้วในสถานะเกินปกติอย่างมากเท่านั้น

บันทึกจากคุนตูร์
สุริยุปราคาเต็มดวงเมื่อ ค.ศ. 1868 คือคราสหว้ากอ 18 สิงหาคม พ.ศ. 2411 ซึ่งที่ประเทศอินเดียเห็นก่อนประเทศไทย ผู้สังเกตการณ์อีกคณะหนึ่งที่เมืองคุนตูร์ในวันนั้นเป็นคณะที่นำโดยพันตรีเทนแนนต์ก็เห็นเช่นกันว่ามีบางเส้นที่ดูแปลกตา เขาเขียนเกี่ยวกับเส้นฮีเลียมไว้ว่า

"เป็นที่ชัดเจนจากสิ่งที่คณะอื่นได้เห็น ว่าข้าพเจ้าอาจเข้าใจผิดเกี่ยวกับรูปพรรณที่แท้จริงของเส้นเหลืองที่ข้าพเจ้าเรียกว่าเส้น D และลงความเห็นว่าเป็นโซเดียมและเส้นเขียวซึ่งข้าพเจ้าบอกว่าเป็น b ดูเหมือนจะไม่ถูกพบเห็นอีกเลย จากไปรษณีย์เที่ยวเดียวกับที่ส่งแผ่นพิสูจน์อักษรของเอกสารนี้มาถึงข้าพเจ้า ข้าพเจ้าได้รับทราบว่ามิสเตอร์ล็อกเยอร์ได้สังเกตเห็นหลักฐานของทั้งโซเดียมและแบเรียมจากเปลวสุริยะที่สูงเป็นพิเศษเช่นกัน ส่วนเส้น b นั้น ความมีอยู่ของเส้นในบริเวณใกล้เคียงก็ได้รับการยืนยันโดยมิสเตอร์ชองส์ซอง ซึ่งอยู่ที่คุนตูร์เช่นกัน และโดย ม. สเตฟานที่กรุงสยาม … บัดนี้ดูไม่ใช่จะเป็นไปไม่ได้ที่เส้น D และเส้นธรรมดาสักเส้นจะเข้ามาอยู่ในความรับรู้ของข้าพเจ้าพร้อมกันที่ตำแหน่ง 238 บนมาตราของข้าพเจ้า"

ม. สเตฟาน ที่กรุงสยาม หมายถึง เอดูอารด์ สเตฟาน นักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศสในคณะนักดาราศาสตร์ชาวต่างชาติที่หว้ากอ ผู้ร่วมสังเกตการณ์สุริยุปราคาเต็มดวงพร้อมกับพระบาทสมเด็จพระจอมเกล้าเจ้าอยู่หัว ชื่อของสเตฟานเป็นที่รู้จักกันดีในปัจจุบันเพราะชื่อ กลุ่มดาราจักรทั้งห้าของสเตฟาน (Stephan’s quintet) ซึ่งเขาเป็นผู้ค้นพบ

เส้นทางสุริยุปราคาเต็มดวง 18 สิงหาคม พ.ศ. 2411 ที่ผ่านเมืองคุนตูร์ฝั่งตะวันออกของประเทศอินเดีย
ก่อนข้ามอ่าวเบงกอลมาถึงตำบลหว้ากอในประเทศไทย ปรากฏการณ์ครั้งนั้นเป็นเหตุการณ์สำคัญ
ทั้งในประวัติศาสตร์วิทยาศาสตร์และประวัติศาสตร์ไทย
ภาพจาก http://eclipse.gsfc.nasa.gov/

แหล่งข้อมูลอ้างอิง
    [1] Advanced Skywatching; Burnham, Robert, et al; The Nature Company Guides
    [2] Amateur spectroscopy; http://www.amateurspectroscopy.com
    [3] Astronomy Camp Spectroscopy; Kulesa, Craig; http://loke.as.arizona.edu/~ckulesa/camp/
    [4] Astronomy Tools - Spectroscopy; http://astronomyonline.org/Science/Spectroscopy.asp
    [5] Collins Encyclopedia of the Universe; Ian Ridpath ed.
    [6] Foundations of Spectroscopy; Thompson, Stephen; Staley, Joe; http://www.smallscalechemistry.colostate.edu
    [7] Gustav Kirchoff; http://en.wikipedia.org/wiki/Gustav_Kirchhoff
    [8] H-alpha; http://en.wikipedia.org
    [9] The Handy Space Answer Book; Engelbert, Philis and Dupuis, Diane L.; Visible Ink Press
    [10] National Geographic Encyclopedia of Space; Linda K. Glover et al
    [11] Optical Astronomical Spectroscopy; Kitchin, C. R.; IOP Publishing
    [12] Spectra; Fowler, Michael; http://galileo.phys.virginia.edu/classes/252/spectra.html
    [13] Stellar Spectroscopy: The Message of Starlight; Rector, Travis A.; NOAO
    [14] พจนานุกรมศัพท์ดาราศาสตร์ อังกฤษ-ไทย; สมาคมดาราศาสตร์ไทย
    [15] รายงาน เรื่อง สุริยุปราคาเต็มดวง 17-18 สิงหาคม 1868; พันตรี เจ. เอฟ. เทนแนนต์; Memoirs of the Royal Astronomical Society, vol 37; วิษณุ เอื้อชูเกียรติ แปล; เอกสารยังไม่ได้ตีพิมพ์

แก้ไขล่าสุด 2 พฤษภาคม 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]