NASA Nancy Grace Roman Space Telescope นักล่า Exoplanet ที่กำลังจะถูกปล่อยภายในปี 2025
Nancy Grace Roman Space Telescope นักล่า Exoplanet ที่กำลังจะถูกปล่อยภายในปี 2025

Chottiwatt Jittprasong

Nancy Grace Roman Space Telescope นักล่า Exoplanet ที่กำลังจะถูกปล่อยภายในปี 2025

August 29, 2020

Nancy Grace Roman Space Telescope หรือ Roman Space Telescope (RST) กล้องโทรทรรศน์อวกาศช่วงความคลื่นอินฟราเรดที่กำลังจะตามกล้องโทรทรรศน์อวกาศเรือธงอย่าง Jame Webb Space Telescope (JWST) ไปที่จุดลากรางจ์ L2 ของโลกภายในปี 2025 นี้ โดย Nancy Grace Roman Space Telescope เดิมมีชื่อว่า Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) ภายหลัง Jim Bridenstine ผอ. ของ NASA ประกาศว่า WFIRST จะถูกตั้งชื่อตามคุณ Nancy Grace Roman อดีตหัวหน้าคณะนักดาราศาสตร์คนแรกของ NASA และยังเป็นสตรีคนแรกที่มีตำแหน่งเป็นเจ้าหน้าที่ระดับสูงของ NASA ด้วย โดยคุณ Nancy เป็นหนึ่งในผู้บุกเบิกของโครงการกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

Roman Space Telescope คืออะไร

Roman Space Telescope (RST) เป็นกล้องโทรทรรศน์อวกาศที่มีกระจกปฐมภูมิขนาด 2.4 เมตร ซึ่งมาพร้อมกับอุปกรณ์ทางวิทยาศาสตร์สองอุปกรณ์โดยอุปกรณ์แรกคือ Wide-Field Instrument ไว้สำหรับการถ่ายภาพมุมกว้างขนาด 288 megapixels ในช่วงความยาวคลื่นอินฟราเรด ซึ่งเมื่อนำไปเทียบกับ Hubble Space Telescope (HST) แล้วละก็ Field-of-view หรือมุมมองของภาพจาก RST จะใหญ่กว่าถึง 100 เท่าเลยทีเดียว ส่วนอีกอุปกรณ์ก็คือ Coronagraphic Instrument ที่ไม่ใช่ไวรัสโคโรน่าแต่เป็นเครื่องมือที่อาศัยหลักการดูโคโรน่าของดวงอาทิตย์มาใช้หาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะหรือ Exoplanet

ภาพสามมิติของ Nancy Grace Roman Space Telescope – ที่มา NASA

โครงการ RST เริ่มต้นขึ้นในปี 2010 เมื่อคณะกรรมการการวิจัยของสหรัฐอเมริกาประกาศให้ WFIRST (ชื่อในขณะนั้น) เป็นหนึ่งในภารกิจที่สำคัญที่สุดในช่วงระยะเวลาทศวรรษนั้น ๆ และทศวรรษต่อไปซึ่งก็คือระหว่าง 2010 – 2030 นั่นเอง อย่างไรก็ตามภารกิจ WFIRST เคยเกือบโดนยุบมาแล้วในวันที่ 12 กุมภาพันธ์ 2018 เมื่อประธานาธิบดี Donald Trump ยื่นเรื่องขอให้สภาคองเกรสพิจารณายกเลิกภารกิจ WFIRST ไปเพราะว่างบประมาณของ NASA นั้นน้อยเต็มทีและยังมีภารกิจอย่างอื่นที่สำคัญกว่า แต่ในเดือน มีนาคม 2018 สภาคองเกรสไม่อนุมัติให้ยกเลิกภารกิจและให้ภารกิจดำเนินต่อไปโดยให้เหตุผลว่าถ้าคณะกรรมการวิจัยเป็นคนประกาศว่าเป็นภารกิจที่สำคัญก็ไม่ควรยกเลิก

แต่ก็ยังไม่จบเพราะว่าในเดือนกรกฎาคม 2018 Jim Bridenstine ผอ. ของ NASA แนะนำคองเกรสให้ชะลอโครงการรวมถึงการจ่ายงบประมาณออกไปก่อนเพราะยังมีอย่างอื่นที่สำคัญกว่าอย่างเช่น Jame Webb Space Telescope ที่งบก็เริ่มไม่พอแล้ว รวมถึงในปีงบประมาณ 2020 ประธานาธิบดี Donald Trump ก็ยังขอให้คองเกรสพิจารณายกเลิกภารกิจ WFIRST อยู่เหมือนเดิม อย่างไรก็ตมเมื่อวันที่ 2 มีนาคม 2020 NASA ก็ประกาศว่า WFIRST ได้อยู่ต่อและจะได้รับเพดานงบประมาณสูงสุดที่ 3.934 พันล้านเหรียญสหรัฐ

RST จะเป็นกล้องโทรทรรศน์อวกาศที่มีไว้สำหรับถ่ายรูปดาวเคราะห์นอกระบบโดยตรง (Exoplanets Direct Imaging) โดยตอนแรกมันถูกพิจารณาว่าจะเอาไปวางไว้ที่วงโคจร Geosynchronous ซึ่งหมุนไปพร้อม ๆ กับโลกหรือว่าจะเอาไปวางไว้ที่ Lagrange 2 หลังโลกดี แต่ภายหลังก็ถูกพิจารณาให้เอาไปจอดไว้ที่ L2 เพราะว่าที่ L2 นั้นถึงแม้จะมีข้อเสียเรื่องเชื้อเพลิงในการรักษาวงโคจรและการส่งข้อมูลแล้วแต่ L2 ก็ยังเป็นจุดที่ง่ายต่อการสำรวจเพราะว่าไม่มีอะไรมาบังเหมือนอยู่ในวงโคจรโลกบวกกับที่จุด L2 อุณหภูมินั้นต่ำมากทำให้กล้องโทรทรรศน์ที่ไว้ต่อแสงอินฟราเรดอย่าง RST ปลอดภัยจากการรบกวนของดวงอาทิตย์ (สามารถอ่านบทความเกี่ยวกับจุดลากรางจ์ได้ที่นี่ Lagrangian Point คืออะไร ทำไมยานอวกาศถึงต้องไปอยู่ตรงนั้น)

Lagrangian Points ในระบบ Sun-Earth – ที่มา WikiCommons

ปัจจุบัน Hubble Space Telescope ก็มีอายุเกิน 30 ปีแล้ว การจะเปลี่ยนและหากล้องโทรทรรศน์ใหม่ก็ไม่ใช่เรื่องแปลกเพราะทุกวันนี้เทคโนโลยีด้านอวกาศเราก้าวหน้าไปมากแล้ว กล้อง RST ซึ่งเป็นกล้อง Wide-field หมายความว่ามันจะสามารถถ่ายภาพในมุมที่กว้างมาก ๆ ได้ คล้าย ๆ กับกล้องเลนส์ Wide บนโทรศัพท์นั่นแหละ Wide ของกล้องโทรทรรศน์คือระดับไหน Wide ของ RST คือสามารถถ่ายรูปของเอกภพที่มี Footprint ขนาดพอ ๆ กับที่เราเห็นดวงจันทร์บนโลกได้ หมายความว่าเราสามารถถ่ายรูปด้วยพื้นที่ที่กว้าง ๆ ได้เลยเปรียบเทียบกับฮับเบิลที่มีมุมกล้องแคบกว่าหมายความว่ามันจะถ่ายได้ทีละนิด ๆ ทีละหน่อยแล้วค่อยเอาภาพแต่ละชิ้นเล็ก ๆ มาต่อกันเป็นภาพใหญ่ แต่บน RST เราไม่จำเป็นต้องทำแบบนั้นอีกแล้ว

ภาพเปรียบเทียบขนาดของกระจกปฐมภูมิและเซนเซอร์แสงของ HST, RST และ JWST – ที่มา NASA’s

กระจกปฐมภูมิของ HST และ RST หรือ WFIRST (ชื่อในอดีต) มีขนาดเท่ากันคือ 2.4 เมตร หมายความว่าแสงที่ RST จะได้รับเท่ากับแสงที่ HST ได้รับ แต่กระจกปฐมภูมิของ RST มีขนาดเบากว่ากระจกของ HST กว่า 4 เท่าเลยทีเดียว แสดงให้เห็นว่าเทคโนโลยีเราก้าวหน้าไปมาก แต่สิ่งที่ทำให้ RST เหนือกว่า HST มาก ๆ คือเซนเซอร์รับแสงขนาด 4096×4096 pixels ของมันซึ่งใหญ่กว่าของ HST กว่า 100 เท่า หมายความว่ารูปที่ถ่ายจาก RST 1 รูป จะต้องใช้รูปจาก HST กว่า 100 รูปมาประกอบกันถึงจะได้รูปแบบเดียวกันนั่นเอง และเพราะเหตุนี้ในปีแรกของภารกิจหลังจากถูกส่งขึ้นไปในอวกาศ RST จะสามารถถ่ายภาพได้มากกว่า 50 เท่าของภาพที่ Hubble ถ่ายมาทั้งหมดเป็นเวลากว่า 30 ปี

ภาพเปรียบเทียบ Footprint ของ RST (WFIRST) และ Hubble – ที่มา DSS, NASA

ซึ่งการมี Field of view ที่กว้างขึ้นจะทำให้ RST สามารถเก็บข้อมูลได้มหาศาลภายในระยะเวลา 5 ปีของอายุภารกิจของมัน ซึ่งต่างจาก Hubble ที่ต้องค่อย ๆ ถ่ายทีละนิดทีละหน่อยแล้วเอามาประกอบกันเป็นภาพใหญ่ซึ่งใช้เวลานานมากและอาจทำให้ภาพที่ได้คลาดเคลื่อนไปจากเดิมเพราะภาพแต่ละภาพใช้เวลาในการถ่ายพอสมควรเลยนั่นเอง ข้อมูลทั้งหมดที่ Hubble เก็บมาตั้งแต่ปี 1990 มีขนาดประมาณ 172 terabytes เฉลี่ยแล้วส่งข้อมูลกลับโลก 2.7 gigabytes ต่อวัน นักดาราศาสตร์คาดว่าภายในระยะเวลาภารกิจ 5 ปีของ RST มันจะเก็บข้อมูลได้กว่า 20,000 terabytes (20 petabytes) ซึ่งเฉลี่ยเป็น 1,375 gigabytes ต่อวันเลยทีเดียว

Daily data volume comparison between Hubble and Roman

เป้าหมายของ RST

Roman Space Telescope เป็นกล้องโทรทรรศน์อวกาศในด้านการวิจัยดาวเคราะห์นอกระบบและสสารมืด เป้าหมายแรกของ RST คือการหาคำตอบเกี่ยวกับเรื่องของพลังงานมืดและจุดกำเนิดของเอกภพว่าเกิดขึ้นมาได้อย่างไรเราทราบดีว่า 68% ของพลังงานในเอกภพเป็นพลังงานมืด ในภารกิจก่อน ๆ ของ NASA พอจะให้คำบอกใบ้กับเราแล้วว่าพลังงานมืดมีอยู่จริงอย่างเช่นการสำรวจในปี 1998 ของ HST ซึ่งตรวจพบว่าการเคลื่อนที่ของ Supernova ที่อยู่ไกลมาก ๆ นั้นไม่ได้เคลื่อนที่ช้าลงตามที่เราเคยเข้าใจว่ามันจะต้องเคลื่อนที่ช้าลงเพราะแรงโน้มถ่วง แต่มันดันเคลื่อนที่เร็วกว่าเดิม ซึ่งนักดาราศาสตร์คาดว่ามันต้องเกี่ยวกับพลังงานมืดแน่ ๆ

เพราะว่ามันคือสสารมืด หมายความว่าเราไม่สามารถมองเห็นได้ การจะรู้ว่ามันมีอยู่จริงนั้นต้องผ่านการทดลองที่ไม่ใช่การถ่ายรูปซึ่งในที่นี้คือแรงโน้มถ่วง ถึงแม้เราจะมองไม่เห็นมันแต่มันต้องมีแรงโน้มถ่วงเหมือนสสารทั่วไปแน่ ๆ ปกติแล้วแสงเดินทางเป็นเส้นตรงแต่ไม่ใช่กับในอวกาศ เวลาก็เช่นกัน แสงและเวลาสามารถบิดเบี้ยวได้ตามสนามแรงโน้มถ่วงอ้างอิงจากทฤษฎีสัมพัทธภาพ ซึ่งถูกพิสูจน์แล้วว่าเกิดขึ้นจริงโดยเฉพาะเมื่อเราถ่ายรูป Galaxy Cluster ที่อยู่ไกล แสงจาก Cluster ที่อยู่พื้นหลังไปอีกจะถูกแรงโน้มถ่วงดึงดูดให้เกิดการ Distort ของแสงซึ่งนำมาสู่ปรากฏการณ์ Lensing (Lensing Effect) แต่นักดาราศาสตร์คำนวณแล้วว่ามวลทั่วไปเฉลี่ยของเอกภพเองไม่น่าทำให้เกิด Lensing effect ได้ขนาดนี้ แสดงว่าจะต้องมีอย่างอื่นมาทำให้เกิดแรงโน้มถ่วงที่รุนแรงกว่าเดิมทำให้เกิดการ Distort ของแสงมากขึ้น และเราเรียกมันว่า “สสารมืด”

ภาพของ Galaxy Cluster จำนวนมากซึ่งอยู่ห่างออกไป 300 ล้านปีแสงซึ่งปรากฏให้เห็น Lensing Effect เมื่อแสงจาก Galaxy พื้นหลังบิดเบี้ยวและถูกยืดออก – ที่มา NASA/ESA/J. Mack

RST จะถูกใช้ในการสำรวจ Gravitational microlensing ซึ่งจะคอยติดตามการเปลี่ยนรูปร่างของการ Distort ของแสงจากกาแลกซีที่อยู่ใกล้ ๆ จะช่วยให้นักดาราศาสตร์เข้าใจสสารมืดมากขึ้นและทราบคุณสมบัติที่แท้จริงของมัน

เป้าหมายที่สองของ RST คือการสำรวจหาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะและการถ่ายรูปดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะด้วยเทคนิค Coronagraph เพื่อสานต่อข้อมูลที่ Kepler และ TESS ได้หาไว้แล้ว นอกจากนี้มันยังจะใช้หลักการ Gravitation microlensing หรือเลนส์ความโน้มถ่วงในการหาดาวเคราะห์นอกระบบด้วย

Gravitational Microlensing คืออะไร

Gravitational microlensing หรือปรากฏการณ์เลนส์ความโน้มถ่วงเป็นการอาศัยความช่วยเหลือจากทฤษฏีสัมพัทธภาพของไอน์สไตน์ซึ่งระบุว่าแสงจากดาวใด ๆ เมื่อเดินทางผ่านพื้นที่ที่มีแรงโน้มถ่วงสูงซึ่งจะทำให้ Spacetime บิดเบี้ยว หมายความว่าแสงที่เดินทางผ่านมาก็จะบิดเบี้ยวไปด้วยตามที่ได้อธิบายไปก่อนหน้านี้ ซึ่งพื้นที่ที่มีแรงโน้มถ่วงในที่นี้ก็คือดาวฤกษ์นั่นเองแต่ก็ไม่ใช่แค่ดาวฤกษ์เท่านั้นที่สามารถบิด Spacetime ได้ แต่ดาวเคราะห์ก็สามารถทำได้เช่นกัน จึงเป็นที่มาของเทคนิค Gravitational microlensing

Diagram จำลองปรากฏการณ์ Gravitational Microlensing กับกล้องโทรทรรศน์อวกาส RST – ที่มา NASA Goddard Space Flight Center

สมมติว่าเรามีระบบดาว A ซึ่งมีดาวฤกษ์หนึ่งดวงพร้อมกับดาวเคราะห์นอกระบบอีกหนึ่งดวง หากเราอยากรู้ว่าระบบดาวฤกษ์นี้มีดาวเคราะห์หรือไม่ด้วยวิธี Gravitational microlensing สิ่งที่เราจะต้องทำก็คือการหาดาวพื้นหลังของระบบดาว A มาเพื่อใช้แสงของมันในการทำการทดลองจากนั้นทำการวัดแสงของดาวพื้นหลังว่าเปลี่ยนไปอย่างไร โดยปกติเมื่อแสงเดินทางเข้าใกล้ดาวฤกษ์เฉย ๆ มันก็จะค่อย ๆ Distort เพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ จนถึงจุดที่มันอยู่ใกล้ดาวฤกษ์มากที่สุดจากนั้นก็จะค่อย ๆ Distort น้อยลง แต่ถ้าระบบดาว A ดันมีดาวเคราะห์ขึ้นมาแล้วจังหวะพอดีกันคือดาวเคราะห์เคลื่อนที่ผ่านมาตรงที่เรากำลังวัดแสงพอดี ดาวเคราะห์ที่ว่าซึ่งมีแรงโน้มถ่วงเหมือนกันและทำให้ Spacetime บิดเบี้ยวได้เหมือนกันแต่น้อยกว่าดาวฤกษ์จะทำหน้าที่เปรียบเสมือนเหมือนเลนส์ขนาดเล็กอีกอันซึ่งทำให้เกิดการ Distort เพิ่มขึ้นอย่างฉับพลันและทำให้ความสว่างเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็ว จุดนั้นเราจึงจะรู้ว่าระบบดาว A มีดาวเคราะห์นั่นเอง

แอนิเมชั่นจำลองปรากฏการณ์ Gravitational Microlensing – ที่มา NASA’s Goddard Space Flight Center

นอกจากนี้เทคนิค Gravitational microlensing ยังสามารถใช้หาสิ่งที่เรียกว่า Rogue planet ด้วย ซึ่ง Rogue planet ก็คือดาวเคราะห์นอกระบบชนิดหนึ่งแต่เป็นดาวเคราะห์นอกระบบที่ไม่มีระบบ หมายความว่ามันไม่โคจรรอบดาวฤกษ์ไม่โคจรรอบอะไรเลย ล่องลอยในอวกาศไปวัน ๆ แบบไร้จุดหมาย ซึ่งการค้นพบ Rogue planet จะช่วยให้เราสามารถหาแหล่งกำเนิดของมันได้และศึกษาไปต่อว่ามันเกิดขึ้นมาได้ยังไง แล้วทำไมมันถึงไม่อยู่ในระบบดาวแต่ดันมาลอยเคว้งคว้างเช่นนั้น

ภาพจำลอง Rogue planet – ที่มา NASA/JPL

และเพราะว่ามันไม่มีระบบดาวมันจึงไม่มีแสงในตัวเองและไม่มีดาวฤกษ์ให้สะท้อนแสง การถ่ายรูป Rogue planet จึงเป็นไปไม่ได้เลย แต่ Rogue planet มีสิ่งหนึ่งที่ทุกสิ่งในเอกภาพมี นั่นก็คือแรงโน้มถ่วงนั่นเอง การที่มันมีแรงโน้มถ่วงหมายความว่าเราสามารถใช้เทคนิค Gravitational microlensing ได้ เพื่อตรวจจับ Rogue planet ด้วยการหันหน้ากล้อง RST ไปพื้นที่เปล่า ๆ มืด ๆ เลยแล้ววัดค่าการเปลี่ยนแปลงของแสง ถึงจะมีโอกาสน้อยมากที่จะมี Rogue planet ผ่านมาพอดีแต่ก็ยังเป็นโอกาสที่คุ้มต่อการลอง

แอนิเมชั่นจำลองปรากฏการณ์ Gravitational Microlensing ใน Rogue planet – ที่มา NASA’s Goddard Space Flight Center

และก็อย่างที่ได้กล่าวไปก่อนหน้านี้ Microlensing สามารถนำมาใช้หาวัตถุหลาย ๆ อันพร้อมกันได้ด้วยการทำ Gravitational microlensing กับกาแลกซีอย่างกาแลกซีทางช้างเผือก โดยพื้นที่ที่เราหันหน้ากล้องไปนั้นมีดาวจำนวนนับไม่ถ้วนผ่านตลอดเวลาซึ่งจะทำให้เราสามารถสแกนหาดาวได้เป็นจำนวนมากเช่นกัน

Coronagraph คืออะไร

Coronagraph เดิมเป็นเทคนิคที่อาศัยการบังแสงโดยตรงจากดาวฤกษ์อย่างเช่นดวงอาทิตย์เพื่อที่จะสำรวจบริเวณรอบ ๆ ดาวซึ่งปกติแสงโดยตรงของดาวจะบังจนไม่สามารถมองเห็นได้ คล้าย ๆ กับเวลาเกิดสุริยุปราคาเต็มดวงที่ดวงจันทร์เป็นวัตถุที่มาบังแสงโดยตรงจากดวงอาทิตย์ทำให้เราสามารถเห็นชั้นบรรยากาศข้างนอกของดวงอาทิตย์ซึ่งเรียกว่าโคโรน่าได้

ภาพ Coronagraph ของดวงอาทิตย์ – ที่มา NASA

โดยปกติแสงจากดาวเคราะห์นอกระบบซึ่งเป็นแสงที่สะท้อนมาจากดาวฤกษ์ของมันอีกทีจะน้อยมากในระดับ Factor มากกว่า ต่อ 100,000,000 เลยทีเดยว แต่การทำ Coronagraph กับระบบดาวอื่นนั้นยากกว่าการทำ Coronagraph กับดวงอาทิตย์มากเพราะว่าดวงอาทิตย์อยู่ใกล้กับโลก ขนาดปรากฏของดวงอาทิตย์คือประมาณ 1900 อาร์ควินาที ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่ใกล้ ๆ เราจะมีขนาดปรากฏเพียง 0.0005 – 0.0002 อาร์ควินาที หมายความว่าขั้นตอนการกรองแสงดาวฤกษ์นั้นจะซับซ้อนมากนั่นเอง นอกจากนี้พื้นที่การสำรวจยังต้องมีอุณหภูมิที่คงที่ด้วยจึงเป็นเหตุผลที่ RST จะไปอยู่ที่จุด L2 นั่นเอง

Coronagraph อาศัยการบังแสงจากดาวฤกษ์แล้วถ่ายรูประบบดาว ซึ่งภาพที่ได้เราจะเห็นแสงที่สะท้อนมาจากดาวเคราะห์นอกระบบซึ่งสะท้อนมาจากดาวฤกษ์ของระบบอีกทีนั่นเอง

การถ่ายภาพดาวเคราะห์นอกระบบด้วยเทคนิค Coronagraph – ที่มา NASA/JPL/Palomar Observatory

เรียบเรียงโดย ทีมงาน SPACETH.CO

อ้างอิง

Nancy Grace Roman Space Telescope





Read More

บทความอื่น ๆ ที่ควรอ่านต่อ



เรื่องราวน่าสนใจ

อัพเดทเรื่องราว ข่าว และบทวิเคราะห์เจาะลึก