ศูนย์รวมความรู้

กระทรวงเทคโนโลยี
สารสนเทศและการสื่อสาร

รายละเอียดแนวทางการพัฒนากิจการอวกาศ
ของประเทศไทย
 


หน่วยงานในสังกัดกระทรวงไอซีที












<< เชื่อมโยงเว็บไซต์ >>

  หน้าหลัก \ ศูนย์รวมความรู้

    ศูนย์รวมความรู้

โดย วิษณุ เอื้อชูเกียรติ

การใช้สเปกโทรสโกปีในดาราศาสตร์
การค้นพบว่าแสงของวัตถุท้องฟ้าบ่งบอกถึงสมบัติทางเคมี ทั้งยังบอกได้ถึงความเร็วและทิศทางในการเคลื่อนที่ของวัตถุ ทำให้เกิดวิชาฟิสิกส์ดาราศาสตร์ ซึ่งเป็นสาขาที่ก้าวหน้าอย่างรวดเร็วที่สุดสาขาหนึ่งของดาราศาสตร์ในปัจจุบัน จุดแสงที่เห็นอยู่ในกล้องโทรทรรศน์ไม่บอกอะไรเรามากนัก แต่ด้วยสเปกโทรสโกปี นักดาราศาสตร์จึงบอกได้ว่าจุดแสงที่เห็นในกล้องโทรทรรศน์คืออะไร และถ้าจุดแสงนั้นเป็นดาวฤกษ์ ก็ยังอาจบอกต่อไปได้ด้วยว่า ดาวดวงนั้นมีดาวเคราะห์โคจรรอบอยู่หรือไม่

ในฟากฟ้ามีจุดแสงหน้าตาเหมือนกันหมดอยู่มากมายแต่ความจริงจุดแสงเหล่านั้น
มีกำเนิดมาจากวัตถุท้องฟ้าหลายชนิดเรารู้ความจริงข้อนี้ได้ด้วยสเปกโทรสโกปี
ภาพจาก Stellar Spectroscopy ของ Travis Rector

ดาวฤกษ์
เราได้รู้มาจากตอนที่แล้วในส่วนที่เกี่ยวกับสเปกตรัมต่อเนื่องว่า ดาวฤกษ์เป็นแหล่งกำเนิดของสเปกตรัมต่อเนื่อง ทั้งนี้เพราะใจกลางดาวฤกษ์เป็นจุดที่มีความหนาแน่นและความร้อนสูง ในขณะเดียวกัน บรรยากาศเหนือดาวฤกษ์กลับประกอบด้วยแก๊สบางเบา ซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดของเส้นดูดกลืนในสเปกตรัมดาวฤกษ์ เส้นเหล่านี้เองที่บอกเราว่าดาวฤกษ์ดวงนั้นมีองค์ประกอบทางเคมีอย่างไร ส่วนสเปกตรัมต่อเนื่องที่เกิดจากตัวดาวนั้นไม่บอกองค์ประกอบทางเคมี แต่ก็เป็นตัวบ่งชี้อุณหภูมิของดาว ตามอัตราการแผ่พลังงานสูงสุดของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่แปรเปลี่ยนไปตามอุณหภูมิ และปรากฏเป็นสีต่างๆ ของดาวฤกษ์ (ดู แผนภูมิเฮิร์ตซปรุง-รัสเซลล์)

กฎการเลื่อนของวีน (Wien's Displacement Law)
เมื่อดาวฤกษ์มีอัตราการแผ่พลังงานสูงสุดของแสงที่ความยาวคลื่นใด เราก็จะเห็นดาวดวงนั้นเป็นสีของความยาวคลื่นนั้น สีนี้เองที่ทำให้เราจำแนกอุณหภูมิของดาวได้ ความสัมพันธ์ระหว่างอัตราการแผ่พลังงานสูงสุดของสี หรือความยาวคลื่น ในแต่ละระดับอุณหภูมิ สามารถแสดงได้ด้วยกฎการเลื่อนของวีน

T   =  
2.897 x 107
-------------------
λmax

ในที่นี้
T       คืออุณหภูมิ หน่วยเป็นเคลวิน
λmax   ความยาวคลื่นที่มีอัตราการแผ่พลังงานสูงสุด
และ
2.897 x 107 KÅ   เป็นค่าคงตัวการเลื่อนของวีน (Wien’s displacement constant) หน่วยเป็นกิโลอังสตรอม ปกติมีหน่วยเป็นเมตร แต่ในกรณีใช้กับความยาวคลื่นของแสงมักใช้หน่วยเป็นอังสตรอม

จากกฎนี้จะเห็นได้ว่า เมื่ออุณหภูมิต่ำลง ความยาวคลื่นที่มีอัตราการแผ่พลังงานสูงสุดจะเพิ่มขึ้น ดังนั้นในเอกภพจึงมีตั้งแต่ดาวฤกษ์อุณหภูมิสูง ที่มีอัตราการแผ่พลังงานสูงสุดอยู่ที่ความยาวคลื่นของแสงสีน้ำเงิน ไปจนถึงดาวฤกษ์อุณหภูมิต่ำ ที่มีอัตราการแผ่พลังงานสูงสุดอยู่ที่ความยาวคลื่นแสงสีแดง และในวัตถุที่อุณหภูมิต่ำกว่านั้น เช่นร่างกายมนุษย์ ความยาวคลื่นที่มีอัตราการแผ่พลังงานสูงสุดจะเป็นความยาวคลื่นของแสงอินฟราเรด

วัตถุดำที่อุณหภูมิ (T ) ต่างกัน 5 วัตถุ จะมีอัตราการแผ่พลังงานสูงสุดที่ความยาวคลื่นต่างกัน
อุณหภูมิยิ่งสูงขึ้น ความยาวคลื่นที่มีอัตราการแผ่พลังงานสูงสุดจะลดลง นั่นคือขยับไปใกล้สีน้ำเงินมากขึ้น
ภาพจาก http://en.wikipedia.org

ทำไมไม่มีดาวเขียว
น่าแปลกไหม ที่เราเห็นดาวเป็นสีฟ้า สีเหลือง สีแดง เกือบครบสีสเปกตรัมอยู่แล้ว แต่ทำไมไม่มีสีเขียว ที่เป็นอย่างนี้เพราะตาของเราถนัดที่จะมองสีฟ้า เหลือง แดง สามสีนี้เท่านั้น ฉะนั้น แม้ในเอกภพจะมีดาวที่มีอัตราการแผ่พลังงานสูงสุดในย่านสีเขียวอยู่จริง เราก็มองดาวพวกนั้นเป็นดาวสีขาวไปเสียหมด

อย่างไรก็ตาม ดาวสีเขียวเป็นดาวร้อนแรง เช่นเดียวกับดาวสีน้ำเงิน ดาวเหล่านี้อายุสั้น จึงมีจำนวนน้อยกว่าดาวอายุยืนซึ่งมักเป็นดาวแดงซึ่งมีอยู่มากที่สุดในฟากฟ้า


ชนิดสเปกตรัม
เมื่อรู้ว่าสีของดาวบอกอุณหภูมิได้ นักดาราศาสตร์จึงเปลี่ยนวิธีแบ่งชนิดสเปกตรัมดาวฤกษ์ จากการนับเส้นดูดกลืนไฮโดรเจนตั้งแต่ชัดมากจำนวนมาก ไปจนจางมากจำนวนน้อย หันไปใช้วิธีจำแนกตามอุณหภูมิของดาวออกเป็น 7 ชนิด ตั้งแต่ชนิดที่ร้อนที่สุด คือชนิด O ไปถึงชนิดที่ร้อนน้อยที่สุด คือ M เป็นลำดับ O B A F G K M

ชนิดสเปกตรัม
อุณหภูมิพื้นผิวดาว
สีของดาว
เส้นดูดกลืนไฮโดรเจน
O
30,000–60,000 K
ฟ้า
จาง
B
10,000–30,000 K
ฟ้าขาว
เห็นชัด
A
7,500–10,000 K
ขาว
คมชัดมาก
F
6,000–7,500 K
ขาว
เห็นชัด
G
5,000–6,000 K
ขาวเหลือง
จาง
K
3,500–5,000 K
ส้มเหลือง
จางมาก
M
2,000–3,500 K
แดงส้ม
จางมาก

ในดาวชนิดโอที่ร้อนจัดที่สุด ฮีเลียมซึ่งปกติจะไม่แตกตัวเป็นไอออนก็จะแตกตัวเป็นไอออน ทำให้เกิดเส้นดูดกลืนของฮีเลียมที่แตกตัวเป็นไออน หรือเส้น HeII เส้นดูดกลืนนี้จะไม่ปรากฏในดาวที่ร้อนน้อยกว่านี้ ดังนั้นในดาวชนิดบี ซึ่งร้อนน้อยกว่าแต่ก็ยังกระตุ้นอะตอมของฮีเลียมได้จึงมีเพียงเส้นดูดกลืนของฮีเลียมปกติ หรือ HeI แต่ในดาวชนิดเอลงไปจะไม่ปรากฏเส้นดูดกลืนของธาตุฮีเลียมเลย

ในดาวที่อุณหภูมิสูงกว่า 10,000 K ไฮโดรเจนในสถานะแก๊สที่ห่อหุ้มเป็นบรรยากาศอยู่รอบดวงดาวจะแตกตัวเป็นไอออน หมายความว่าสูญเสียอิเล็กตรอน แต่เนื่องจากไฮไดรเจนมีอิเล็กตรอนเพียงอิเล็กตรอนเดียว ซึ่งตามหลักการเกิดสเปกตรัมเส้นเปล่งแสงและเส้นดูดกลืนที่กล่าวถึงในตอนที่แล้ว อะตอมไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออนเหลือแต่โปรตอนจะไม่สามารถก่อให้เกิดเส้นสเปกตรัม ดาวชนิดโอจึงมักไม่มีเส้นไฮโดรเจน ในขณะที่ดาวชนิดบี เอ และเอฟ มีอุณหภูมิที่สามารถกระตุ้นอะตอมของไฮโดรเจนโดยไม่ทำให้สูญเสียอิเล็กตรอน (ไม่แตกตัวเป็นไอออน) เส้นดูดกลืนของไฮโดรเจน หรือเส้นบาล์เมอร์ จึงปรากฏให้เห็นอย่างเด่นชัดถึงชัดมาก พออุณหภูมิลดลงไปถึงระดับดาวชนิดจี หรือต่ำกว่า เส้นบาล์เมอร์จะจางลงเรื่อยๆ จนเกือบไม่เห็นเลยในดาวชนิดเอ็ม

ธาตุอื่นนอกเหนือจากไฮโดรเจนและฮีเลียม ซึ่งในทางดาราศาสตร์เรียกรวมกันว่าโลหะ ล้วนเป็นธาตุซึ่งแตกตัวเป็นไอออนในอุณหภูมิที่ไม่สูงมากนัก คือประมาณ 5000 K ถึง 9000 K ธาตุเหล่านี้จึงมีเส้นดูดกลืนในสภาวะแตกตัวเป็นไอออนปรากฏให้เห็นทั่วไปในดาวชนิดเอ เอฟ และจี และด้วยความที่โลหะมีอิเล็กตรอนมากกว่าไฮโดรเจนหรือฮีเลียม เส้นดูดกลืนของโลหะจึงมีมากกว่า ยิ่งอุณหภูมิต่ำลง เส้นดูดกลืนของโลหะจะมีจำนวนมากขึ้น เส้นแคลเซียมที่แตกตัวเป็นไอออนที่ความยาวคลื่น 3933 อังสตรอม และ 3968 อังสตรอม (CaII 3933, CaII 3968 หรือเส้น H และ K ในเส้นสเปกตรัมดวงอาทิตย์) เป็นเส้นคู่ที่เห็นได้ชัดเจนในดาวอุณหภูมิต่ำ ยิ่งในดาวชนิดเอฟหรือเย็นกว่านั้น เส้นแคลเซียมจะเด่นกว่าเส้นบาล์เมอร์ด้วยซ้ำ


ดาวชนิดจีและเค เป็นดาวที่มีอุณหภูมิค่อนข้างต่ำ เส้นดูดกลืนของโลหะจะเปลี่ยนจากโลหะในสถานะแตกตัวเป็นไอออนเป็นโลหะในสถานะปกติ พอถึงดาวชนิดเอ็ม อุณหภูมิของดาวจะต่ำพอให้โมเลกุลเกิดขึ้นได้ แต่เส้นดูดกลืนของโมเลกุลจะมีลักษณะเป็นปื้นหนายิ่งกว่าจะเป็นเส้น ทำให้ยากต่อการสังเกตเชิงสเปกโตรสโกปี

เนบิวลา
แม้เมื่อมองผ่านกล้องโทรทรรศน์กำลังขยายต่ำ เนบิวลาและดาราจักรจะมีลักษณะคล้ายกันก็ตามวิลเลียม ฮักกินส์ก็ได้พิสูจน์แล้วว่าเนบิวลามีสเปกตรัมที่ต่างจากดาราจักรมาก ข้อสำคัญคือเนบิวลาไม่มีสเปกตรัมต่อเนื่องเหมือนดาวฤกษ์หรือดาราจักร จะมีก็แต่สเปกตรัมเส้นเปล่งแสงเพียงไม่กี่เส้น ซึ่งดูไม่เหมือนสเปกตรัมเส้นเปล่งแสงของธาตุใดในโลก แต่ภายหลังมีการค้นพบว่าเส้นเหล่านั้นเกิดจากออกซิเจนที่ถูกทำให้แตกตัวเป็นไอออนโดยสูญเสียอิเล็กตรอนสองอิเล็กตรอนในสภาวะความหนาแน่นต่ำอย่างที่สุด ธาตุและสถานะการแตกตัวเป็นไอออนที่ไม่เปล่งแสงในความหนาแน่นปกติอาจมีเส้นเปล่งแสงขึ้นได้ในเนบิวลา เส้นเหล่านี้เรียกกันว่า เส้นต้องห้าม (forbidden line) และเป็นเส้นที่เห็นได้ชัดเจนในสเปกตรัมของเนบิวลาส่วนใหญ่

ดาราจักร
การศึกษาดาราจักรด้วยสเปกโทรสโกปีเริ่มขึ้นอย่างจริงจังในตั้งแต่ต้นศตวรรษที่ 20 เมื่อไชเนอร์ ถ่ายภาพสเปกตรัมของดาราจักร M31 (แอนดรอเมดา) ได้เป็นครั้งแรกเมื่อ ค.ศ. 1899 เขาตั้งข้อสังเกตว่าสเปกตรัมของดาราจักร M31 ซึ่งในยุคนั้นยังเข้าใจกันว่าเป็นเนบิวลา มีรูปลักษณ์ที่คล้ายคลึงกับสเปกตรัมของดวงอาทิตย์เป็นอย่างยิ่ง และไม่มีอะไรเหมือนกับสเปกตรัมของเนบิวลาเลย ซึ่งปัจจุบันเราทราบแล้วว่าเป็นเพราะดาราจักรคือที่รวมของดวงดาวนับล้านดวง สเปกตรัมของดาราจักรย่อมเป็นไปในลักษณะเดียวกับสเปกตรัมของดาวฤกษ์

ดาราจักร M31 ในกลุ่มดาวแอนดรอเมดา
ภาพจาก http://hubblesite.org

การค้นพบในวงการดาราศาสตร์หลายอย่างเกิดขึ้นจากการใช้สเปกโทรสโกปีกับดาราจักร ในช่วงทศวรรษ 1920 เอดวิน ฮับเบิล ใช้สเปกโทรสโกปของกล้องโทร- ทรรศน์ใหญ่ที่สุดในโลกในยุคนั้นที่หอดูดาวเมานต์วิลสัน ค้นพบว่าเว้นแต่ดาราจักรในกลุ่มท้องถิ่นที่อยู่ใกล้ดาราจักรทางช้างเผือก ดาราจักรนอกนั้นเกือบทั้งหมดกำลังเคลื่อนที่ห่างออกไปจากโลกในทุกทิศทาง ยิ่งอยู่ห่างยิ่งเคลื่อนออกไปเร็วยิ่งขึ้น การค้นพบนี้พาให้คิดต่อไปว่าเอกภพอาจมีจุดเริ่มจากที่ใดที่หนึ่ง และคลี่คลายเป็นทฤษฎีบิกแบงกับการค้นพบรังสีไมโครเวฟพื้นหลังเอกภพในเวลาต่อมา

ในช่วงเดียวกับการค้นพบของฮับเบิล ฟริตซ์ ซวิกกี ก็ใช้สเปกโทรสโกปีตรวจสอบการเลื่อนดอปเพลอร์ของดาราจักรจำนวนมาก และพบว่าดาราจักรส่วนใหญ่เคลื่อนที่เร็วเกินคาด เพราะหากคำนวณจากมวลเพียงเท่าที่สังเกตได้ ดาราจักรเหล่านั้นไม่น่าจะเคลื่อนที่หรือโคจรรอบตัวเองได้เร็วถึงขนาดนั้น ซวิกกีสันนิษฐานว่าเป็นเพราะยังมีสสารที่มองไม่เห็นอยู่อีกมากมายมหาศาลในแต่ละดาราจักร และในกระจุกดาราจักร ปัจจุบันเราเรียกสสารที่ยังคงค้นหาไม่พบนี้ว่า สสารมืด (dark matter)

ฟริตซ์ ซวิกกี (ค.ศ. 1898-1974) นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ผู้ค้นพบสสารมืดจากการสังเกตเชิงสเปกโทรสโกปีกับกระจุกดาราจักร
ภาพจาก http://www.nmspacemuseum.org/halloffame, Nasa Image Archive

เควซาร์
ในช่วงทศวรรษ 1950 นักดาราศาสตร์วิทยุได้ค้นพบแหล่งคลื่นวิทยุในอวกาศซึ่งสามารถกำหนดหมายไปยังวัตถุท้องฟ้าแสงริบหรี่จำนวนหนึ่ง วัตถุเหล่านั้นมีสีฟ้าจัดมาก และเมื่อแยกสเปกตรัมออกดูก็พบว่าเส้นดูดกลืนของมันปรากฏอยู่ในความยาวคลื่นซึ่งไม่น่าจะมีเส้นดูดกลืนอยู่เลย ต่อมานักดาราศาสตร์จึงสรุปได้ว่าสเปกตรัมดังกล่าวเป็นสเปกตรัมจากดาราจักรธรรมดา เพียงแต่เลื่อนไปทางแดงอย่างมากเท่านั้น แปลว่าวัตถุซึ่งต่อมาเรียกว่าเควซาร์ (Quasar – มาจากคำว่า Quasi Stellar radio source) นี้อยู่ห่างไกลจากโลกมาก และก็ต้องสว่างมากด้วย

ณ ใจกลางดาราจักรไกลโพ้น เควซาร์คือวงแก๊สและฝุ่นที่ถูกดึงดูดเข้าสู่หลุมดำมวลยวดยิ่งตรงศูนย์กลาง
แก๊สและฝุ่นที่ร้อนจัดขณะหมุนวนเข้าสู่หลุมดำเปล่งรังสีเอกซ์ออกมาอย่างเจิดจ้าจนเห็นได้จากโลก
(ภาพจากจินตนาการของศิลปิน)
ภาพจาก http://en.wikipedia.org

เควซาร์เป็นวัตถุที่สว่างที่สุดและมีพลังมากที่สุดในเอกภพ ปัจจุบันนักดาราศาสตร์สันนิษฐานว่าเควซาร์คือดาราจักรในเอกภพยุคแรก แกนของดาราจักรคือหลุมดำมวลยวดยิ่งที่จานพอกพูนมวลปลดปล่อยพลังงานออกมามากกว่าสิ่งอื่นใดในเอกภพ

ดาวเคราะห์
ตัวดาวเคราะห์เองเป็นวัตถุไม่มีแสง เราเห็นดาวเคราะห์ได้จากแสงของดาวฤกษ์ที่มันสะท้อนออกมา สำหรับดาวเคราะห์หินเช่นดาวอังคารหรือโลก แสงที่สะท้อนออกมาจะเต็มไปด้วยแถบดูดกลืนของแร่ธาตุต่างๆ ส่วนดาวเคราะห์แก๊สก็จะมีแถบดูดกลืนของโมเลกุลและเส้นดูดกลืนของธาตุในบรรยากาศรอบดาว

นอกจากดาวเคราะห์ในระบบสุริยะ ในช่วงสองทศวรรษที่ผ่านมานักดาราศาสตร์ได้ใช้สเปกโทรสโกปีช่วยในการค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะได้เป็นผลสำเร็จมาแล้วเป็นจำนวนมาก ด้วยหลักการที่ว่า ขณะดาวเคราะห์โคจรรอบดาวฤกษ์ ความโน้มถ่วงของดาวเคราะห์จะมีผลกระทบต่อการโคจรของดาวฤกษ์ดวงนั้น ทำให้ดาวดวงนั้นดูเหมือนโยกเข้าๆ ออกๆ เป็นผลให้สเปกตรัมของดาวมีการเลื่อนดอปเพลอร์เมื่อมองจากโลก

การสังเกตความเร็วแนวรัศมี (radial velocity) ของดาวที่วัดได้จากการเลื่อนดอปเพลอร์ ทำให้นักดาราศาสตร์แน่ใจว่ามีดาวเคราะห์อยู่นอกระบบสุริยะ และยังสามารถกำหนดลักษณะการโคจรของดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์ดวงอื่นได้อีกด้วย

ความเร็วแนวรัศมี 29 จุด ที่วัดได้จากการเลื่อนดอปเพลอร์ของสเปกตรัมจากดาวกลีเซ 86 (Gliese 86)
ทำให้นักดาราศาสตร์สรุปได้ว่าดาวดังกล่าวมีดาวเคราะห์โคจรเป็นบริวารอยู่
ภาพจาก http://www.eso.org

ดาวเคราะห์น้อย
เราสามารถจำแนกดาวเคราะห์น้อยตามรูปแบบสเปกตรัมได้เป็น 3 ชนิดหลัก คือดาวเคราะห์น้อยชนิดซี (C-type asteroid) เป็นคาร์บอน สีเทาดำ มีดัชนีสะท้อนประมาณ 5 เปอร์เซ็นต์ มีมากถึง 75 เปอร์เซ็นต์ของดาวเคราะห์น้อยทั้งหมด ดาวเคราะห์น้อยชนิดเอส (S-type asteroid) ประกอบด้วยหินเป็นหลัก มักมีสีเทา คาดว่ามีซิลิเกตเป็นส่วนประกอบคล้ายกับอุกกาบาตหิน และดาวเคราะห์น้อยชนิดเอ็ม (M-type asteroid) มีองค์ประกอบเป็นโลหะคล้ายกับอุกกาบาตเหล็ก (iron meteorite) มีดัชนีสะท้อนปานกลาง

ดาวหาง
สเปกตรัมของดาวหางมีทั้งส่วนที่เป็นสเปกตรัมของดวงอาทิตย์ คือแสงอาทิตย์ที่สะท้อนมาจากหางฝุ่นของดาวหาง และส่วนที่เป็นสเปกตรัมเส้นเปล่งแสงจากอะตอมและโมเลกุลในหางแก๊สที่ถูกแสงอาทิตย์กระตุ้น หรือจากปฏิกิริยาเคมี นักดาราศาสตร์สังเกตการ์ดาวหางด้วยสเปกโทรสโกป จึงสามารถอธิบายองค์ประกอบของดาวหางได้โดยไม่ต้องส่งยานอวกาศไปถึงตัวดาวหางเลย

สเปกตรัมของดาวหางแมกนอต ถ่ายเมื่อ 3 กุมภาพันธ์ 2007 โดยหอดูดาวยุโรเปียนเซาเทิร์น
ภาพจาก http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2007/phot-07-07.html

สเปกโทรสโกปีในหอดูดาว
แม้การศึกษาสเปกตรัมได้เกิดขึ้นในโลกมาหลายร้อยปีแล้วก็ตาม พัฒนาการของสเปกโทรสโกปีถือได้ว่าเริ่มต้นเมื่อปลายคริสต์ศตวรรษที่ 19 เติบโตขึ้นอย่างมากในคริสต์ศตวรรษที่ 20 จนกลายเป็นเครื่องมือหลักสำหรับงานฟิสิกส์ดาราศาสตร์ จากความสำคัญของสเปกโทรสโกปี สเปกโทรสโกปจึงเป็นอุปกรณ์ที่มักขาดไม่ได้ในหอดูดาวขนาดใหญ่ ถึงขนาดที่กล้องโทรทรรศน์บางกล้องถูกสร้างขึ้นมาเพื่อใช้งานสเปกโทรสโกปีโดยเฉพาะ กล้องโทรทรรศน์อวกาศหลายกล้องเป็นทั้งกล้องโทรทรรศน์และสเปกโทรสโกปในกล้องเดียวกัน เช่นกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทรา

สายรุ้งของนิวตันอยู่กับเรามานาน และจะยังคงพาเราไปสู่ดินแดนแห่งความรู้ใหม่ๆ อีกต่อไปในอนาคต

แหล่งข้อมูลอ้างอิง

แก้ไขล่าสุด 21 สิงหาคม 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]