Deep Space รู้จัก Telescope Array เครือข่ายกล้องโทรทรรศน์ทั่วโลก เบื้องหลังการค้นพบทางดาราศาสตร์
รู้จัก Telescope Array เครือข่ายกล้องโทรทรรศน์ทั่วโลก เบื้องหลังการค้นพบทางดาราศาสตร์

Chottiwatt Jittprasong

รู้จัก Telescope Array เครือข่ายกล้องโทรทรรศน์ทั่วโลก เบื้องหลังการค้นพบทางดาราศาสตร์

April 8, 2020

เราอาจจะเคยได้ยินคำว่า VLA, VLBI หรือ VLT มาผ่าน ๆ ในบทความก่อนหน้านี้ แต่เราอาจจะไม่ทราบว่าทั้งหมดนี้ที่เรียกรวม ๆ ว่า Telescope Array ต่างช่วยเราในการค้นพบสิ่งใหม่ ๆ ในห้วงอวกาศลึกมาแล้วนับไม่ถ้วน ไม่ว่าจะเป็น ดาวฤกษ์แบบ Binary System, Quasar, Blazar หรือแม้แต่ภาพหลุมดำภาพแรกจากโครงการ EHT

Radio telescope array รวมถึง Optical telescope array ใช้เทคนิค interferometry ในการรวมสัญญาณหรือรวมภาพถ่ายจากกล้องหลาย ๆ กล้องเข้าด้วยกัน ซึ่งการทำ Interferometry จะเปรียบเสมือนกับการเอากล้องหลาย ๆ อันมารวมเข้าเป็นเหมือนกล้องอันเดียว

Astronomical Interferometry คืออะไร

Interferometry ในทางดาราศาสตร์คือการเอาข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์ไม่ว่าจะเป็นภาพหรือสัญญาณจากสองกล้องหรือมากกว่ามารวมกันเพื่อให้ได้สัญญาณที่เข้มข้นขึ้น การทำ Interferometry จะเปรียบเสมือนการเอากล้องโทรทรรศน์หลาย ๆ กล้องที่ใช้มาจำลองว่าเป็นกล้อง ๆ เดียวเพื่อแยกภาพ เสมือนกับมีกล้องโทรทรรศน์กล้องใหญ่ตัวนึงที่มีเส้นผ่านศูนย์กล้างเท่ากับระยะห่างของกล้องโทรทรรศน์ ซึ่งระยะห่างระหว่างกล้องโทรทรรศน์เราจะเรียกว่า Baseline

ซึ่งยิ่งกล้องห่างกันมากเท่าไหร่ก็ยิ่งได้กำลังแยกภาพ (Angular Resolution) สูงขึ้นเท่านั้น กล้องโทรทรรศน์แบบแรกที่ใช้หลักการ Interferometry คือกล้อง Interferometers ที่ Mount Wilson Observatory เพื่อใช้ในการวัดเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์ ดาว Betelgeuse ก็ใช้หลักการ Interferometry ในการวัดเส้นผ่านศูนย์กลางเช่นกัน

Angular Resolution หรือความละเอียดเชิงมุมในเชิงดาราศาสตร์มีความสำคัญอย่างยิ่งในการสำรวจอวกาศ มีผลต่อกำลังแยกภาพของกล้องโทรทรรศน์ ถ้านึกไม่ออก ตาเรามี Angular resolution ประมาณ 1 อาร์คนาที หรือประมาณ 0.02 องศา นั้นหมายความว่าวัตถุที่มีความห่างกัน (Angular seperation) น้อยกว่า 1 อาร์คนาทีเราจะเห็นมันเป็นอันเดียวกัน

ภาพข้างล่างคือการเลี้ยวเบนของแสง เกิดจากการที่แหล่งกำเนิดแสงสองแห่งผ่านกันซึ่งภาพบนสุดคือแหล่งกำเนิดแสงอยู่ห่างกันมากพอที่จะสามารถแยกแหล่งกำเนิดแสงได้ ส่วนภาพล่างสุดคือภาพที่แหล่งกำเนิดแสงอยู่ใกล้กันกว่าค่า Rayleight criteration หมายความว่ากำลังแยกภาพไม่พอ ทำให้วัตถุดูเหมือนเป็นอันเดียวกัน

จินตนาการว่าเรากำลังมองรถยนต์ตอนกลางคืนที่มีไฟหน้าสองข้าง ถ้ารถอยู่ใกล้เรา เราจะสามารถแยกได้ว่ามันมีไฟสองข้างและคือรถยนต์เพราะว่าความห่างของแหล่งกำเนิดแสงยังมากกว่า 1 อาร์คนาที แต่ถ้ารถยนต์อยู่ไกลเรามาก ๆ ประมาณ 3 กิโลเมตรหรือไกลกว่านั้น ไฟหน้าของรถยนต์จะมีความห่างจากมุมมองของผู้สังเกตุการณ์น้อยกว่า 1 อาร์คนาที ดังนั้นเราจะไม่สามารถแยกได้ว่าไฟที่เห็นนั้นเป็นไฟที่มาจากรถมอเตอร์ไซค์ซึ่งมีไฟเดียว หรือไฟจากรถยนต์เพราะเราไม่สามารถแยกแหล่งกำเนิดแสงได้ (แหล่งกำเนิดแสงใกล้กันจนเสมือนกับว่ามันผสมกัน)

chapter 6 in the 4th edition of Bennett et al.
Angular Resolution – ที่มา UGA Physics and Astronomy

ซึ่งเหตุการณ์นี้จะเกิดขึ้นแบบเดียวกันกับกล้องโทรทรรศน์แบบใช้แสง เพราะว่าวัตถุในห้วงอวกาศลึกอยู่ไกลหลายล้านปีแสง การจะถ่ายภาพอะไรก็ตามที่อยู่ใกล้กันมากจะทำได้อยากมากถ้าไม่มีเทคนิค Interferometry อย่างเช่นการถ่ายระบบดาวคู่ Binary System ซึ่งมันอาจจะดูเหมือนว่ามันก็อยู่ไกลกัน แต่แท้จริงแล้ว ที่ระยะกว่าล้านปีแสง แสงไฟเหล่านี้จะกลายเป็นจุดแสงโง่ ๆ จุดเดียวเลยถ้ามองด้วยตาเปล่า การถ่ายภาพวัตถุที่ใกล้กันจึงต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ที่มีกำลังแยกภาพสูง

APOD: 2019 October 16 - BHB2007: A Baby Binary Star in Formation
ภาพระบบดาวคู่ BHB2007 – ที่มา NASA

Interferometer สามารถนำไปประยุกต์ได้กับกล้องโทรทรรศน์ทั้งแบบใช้แสงและแบบวิทยุ ซึ่งแบบใช้แสงยกตัวอย่างเช่นกล้องโทรทรรศน์ Keck Interferometer ตั้งอยู่ที่ Mauna Kea, Hawaii ซึ่งมี Baseline ห่างกันประมาณ 85 เมตร ทำให้ Keck มี Angular resolution ประมาณ 0.04 อาร์ควินาที ซึ่งที่ Angular resolution เท่านี้ สามารถถ่ายภาพเหรียญสองเหรียญที่ห่างกว่า 300 กิโลเมตรได้ แต่ถ้าทำงานแยกกันหมายความว่าไม่ใช้ Interferometry จะได้กำลังแยกภาพเพียง 0.4 อาร์ควินาที

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/20/Kecknasa.jpg
กล้องโทรทรรศน์ Keck 1 และ Keck 2 – ที่มา JPL/NASA

Very Large Array (VLA)

Very Large Array อย่างที่ Karl G. Jansky VLA เป็นกล้องโทรทรรศน์แบบ Radio interferometer ที่เราอาจจะเห็นกันบ่อยในหนังเช่น Contact (1997) ตั้งอยู่ที่ Socorro County, New Mexico เหนือระดับน้ำทะเล 2,124 เมตร VLA ประกอบไปด้วยจานดาวเทียมขนาด 25 เมตร 28 จาน (27 จานทำงานอยู่ อีก 1 จานกำลังอยู่ระหว่างการซ่อม) เรียงกันเป็น Array แบบตัว Y VLA ทำงานที่ช่วงคลื่น 0.6 cm (50 GHz) – 410 cm (73 MHz) มี Angular resolution อยู่ระหว่าง 0.2 อาร์ควินาทีจนถึง 0.04 อาร์ควินาที (พอ ๆ กับ Keck Interferometer ที่ maximum angular resolution)

Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) – ที่มา NRAO

VLA ใช้หลักการ Aperture synthesis ซึ่งเป็นหนึ่งในวิธีการทำ Interferometry Aperture synthesis คือการจำลอง Baseline ของ Array เช่นการใช้การหมุนรอบตัวเองของโลกในการขยาย Baseline Aperture synthesis ยังเป็นต้นแบบของ VLBI หรือ Very Long Baseline Interferometry อีกด้วย

Very Large Telescope (VLT)

Very Large Telescope (VLT) หรือ Very Large Telescope Interferometer (VLTI) เป็นกล้องโทรทรรศน์ของ European Observatory ตั้งอยู่ที่ทะเลทราย Atacama ทางตอนเหนือของ Chile VLT มีกล้องโทรทรรศน์ 4 กล้อง หรือ 4 Unit Telescope มีกระจกปฐมภูมิเส้นผ่านศูนย์กลาง 8.2 เมตรที่ VLT Site ยังมีกล้องย่อยอีก 4 ตัวเรียกว่า Auxiliary Telescope (AT) มีกระจกปฐมภูมิขนาด 1.8 เมตร

กล้อง Unit Telescope ของ VLT จำนวน 4 ตัว – ที่มา ESO

VLT สังเกตุการณ์ในช่วงแสงที่มองเห็นได้และช่วงคลื่น Infrared VLT มี Angular resolution ต่อกล้องอยู่ที่ 0.05 อาร์ควินาที เมื่อใช้ระบบ Interferometer ของทั้ง 4 กล้องรวมกันจะได้ Angular resolution สูงสุดถึง 0.002 อาร์ควินาที VLT ยังมีระบบ Adaptive optics ที่คล้าย ๆ ระบบ Stablizer ในกล้อง Digital ไว้สำหรับแก้ความคลาดเคลื่อนของกระจกปฐมภูมิที่เกิดจากการรบกวนของสภาพอากาศ ทำให้ภาพจาก VLT คมชัดมาก ถ้าหากว่าเราเอา VLT แค่ Unit เดียวไปไว้ในอวกาศ VLT จะคมชัดกว่ากล้อง Hubble กว่า 3 เท่าเลยทีเดียว (แต่ยกไปไว้ไม่ได้ไง ฮ่า)

กล้อง Auxiliary Telescope ที่ VLT – ที่มา ESO

ส่วนกล้องย่อย AT ขนาด 1.8 เมตร ก็ยังสามารถทำ Interferometry ร่วมกับกล้องหลักได้เช่นกันทำให้ VLTI มีกล้องใน Interferometry กว่า 8 ตัวซึ่งสามารถใช้สังเกตุการณ์วัตถุที่มีความสว่างสูงและ Angular seperation ต่ำได้

ภาพจำลองดาวเคราะห์นอกระบบ Beta Pictoris b กับดาวแม่ Beta Pictoris ของมัน – ที่มา ESO

VLT มีส่วนช่วยในการสังเกตุการณ์มากมายในห้วงอวกาศลึกเช่นการค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบ เช่นดาวเคราะห์นอกระบบ Beta Pictoris b ในระบบดาว Beta Pictoris ด้วยวิธีการถ่ายรูปหรือ Direct imaging จากกล้อง VLT กล้อง VLT ยังมีหน้าที่ในการติดตามดาวที่หมุนรอบ Supermassive black hole Sagittarius A ใจกลางกาแลกซี่ทางช้างเผือกด้วย

Astronomical Multi-Beam Recombiner ก่อนการติดตั้ง – ที่มา Fmillour

VLTI มีอุปกรณ์ที่เรียกว่า AMBER หรือ Astronomical Multi-Beam Recombiner ซึ่งเป็นอุปกรณ์ในการรวมแสงจากกล้องโทรทรรศน์ ใช้กระจกสะท้อนแสงที่รับได้จากกระจกประฐมภูมิทั้งสี่กล้องสะท้อนลงมาที่ฐานกล้อง แล้วสะท้อนซ้ำผ่านอุโมงค์แสงไปยังห้องปฎิบัติการที่มีเครื่องรวมแสงอยู่ ซึ่งก็คือเครื่อง AMBER ซึ่งจะได้ Angular resolution ประมาณ 0.8 อาร์ควินาที ซึ่งเทียบเท่ากับการใช้ CHARA Array ที่ตั้งอยู่ที่ Mount Wilson, California ซึ่งมีกล้องกระจกปฐมภูมิขนาด 1 เมตร ทั้งหมด 6 กล้อง ใช้หลักการเดียวกับ VLTI คือการรวบรวมแสงจากทั้งหกกล้องให้เป็นแสง ๆ เดียว

Very Large Telescope – ที่มา ESO

จากภาพข้างล่างจะเห็นอุโมงค์กระจกสะท้อนแสงออกมาจากกล้องทั้ง 4 กล้อง (อุโมงค์สีขาว) ใช้สำหรับสะท้อนแสงจากกล้องเพื่อไปรวมไว้ที่ห้องปฎิบัติการณ์ที่มีเครื่อง AMBER ตรงกลาง

Very Long Baseline Interferometry (VLBI)

Very Long Baseline Interferometry หรือ VLBI เป็นการทำ Inteferometry ด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุ VLBI รวบรวมสัญญาณจากกล้องหลาย ๆ กล้องที่ตั้งอยู่คนละที่กัน เช่น การเล็งกล้องโทรทรรศน์วิทยุจาก Array อย่างน้อย 2 arrays ไปที่ Quasar เพิ่มจับสัญญาณที่รับได้พร้อม ๆ กัน ซึ่งข้อมูลจากทั้งสอง Array จะมี Timestamp จาก Atomic clock อย่าง Hydrogen maser เพื่อความแม่นยำของข้อมูล เพราะ สัญญาณที่ได้รับจากทั้งสอง Array จะเดินทางมาถึงจานในเวลาที่แตกต่างกันระดับมิลลิวินาที

Atacama Large Millimeter Array (ALMA) ส่วนหนึ่งของ VLBI – ที่มา ESO

VLBI เป็น Interferometry ที่ทำง่ายกว่า Interferometry ทั่วไปเพราะไม่ต้องมีการสะท้อนลำแสงเหมือนกล้องที่ใช้กระจก และไม่ต้องใช้สายใยแก้วนำแสงหรือ Coaxial ในการส่งข้อมูลจากกล้องเหมือน Interferometry แต่ก่อน เช่น VLA

VLBI Arrays ต้งอยู่เกือบทุกมุมโลกทั้ง ยุโรป แคนดา สหรัฐ รัสเซีย จีน เกาหลีใต้ ญี่ปุ่น เม็กซิโก ออสเตรเลีย ซึ่ง VLBI Array ที่เรียกได้ว่ามีความ Sensitive ต่อสัญญาณสูงสุดคือ European VLBI Network (EVN) ซึ่งระบบ EVN ยังเชื่อมต่อกับ Array อื่น ๆ ด้วยวิธีการที่เรียกว่า e-VLBI ซึ่งเป็นการเชื่อมต่อกันผ่าน Research network อย่าง GEANT2 network

ข้อมูลจาก EVN Array จะถูกส่งไป Process ที่ Joint Institute for VLBI in Europe (JIVE) นอกจากนี้ยังมี Array ของ VLBI ที่เรียกว่า Very Long Baseline Array (VLBA) เป็น Array ของจานดาวเทียม Interferometer 10 จานขนาด 25 เมตร ผ่ากลางสหรัฐรวมเป็นระยะทาง Baseline กว่า 5351 miles (8611 km) ซึ่งถ้าเราเอา EVN กับ VLBA มาทำ Interferometry ด้วยกัน แล้วลิงค์กับ space-based VLBI antenna ที่อยู่ในอวกาศอย่าง HALCO หรือ Spektr-R เราจะได้ Angular resolution สูงที่สุดเท่าที่อุปกรณ์เราจะทำได้ด้วย Angular resolution ในระดับ microarcseconds (ไมโครอาร์ควินาที)

ภาพถ่าย IRC+10420 – ที่มา Joint Institute for VLBI in Europe

ภาพถ่ายข้างบนเป็นภาพถ่ายของแหล่งกำเนิดสัญญาณ IRC+10420 ภาพด้านซ้ายเป็นภาพที่ความละเอียดต่ำกว่า ถ่ายด้วยกล้อง MERLIN Array ซึ่งแสดงให้เห็นถึงกลุ่มแก๊สที่กำลังขยายตัวในพื้นหลัง ส่วนภาพด้านขวาเป็นภาพที่ถ่ายด้วย EVN e-VLBI ซึ่งคมชัดกว่าภาพด้านซ้ายเพราะกำลังแยกภาพสูงทำให้เกิดการ Diffraction ในภาพต่ำ

Space Very Long Baseline Interferometry (SVLBI)

การทดลองทำ Space Very Long Baseline Interferometry หรือ SVLBI เกิดขึ้นเป็นครั้งแรกกับสถานี Salyut-6 ของโซเวียตซึ่งถูกปล้อยขึ้นสู่วงโคจรเมื่อวันที่ 29 กันยายน 1977 พร้อมกล้องโทรทรรศน์วิทยุ KRT-10 ขนาด 10 เมตร ซึ่งจริง ๆ กล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาด 10 เมตรสามารถจับได้แต่สัญญาณที่เข้มพอเท่านั้นทำให้ KRT-10 ยังไม่สามารถสำรวจอวกาศห้วงลึกได้อย่างมีประสิทธิภาพเท่าโลก VLBI บนโลก

กล้องโทรทรรศน์อวกาศแรกที่ออกแบบมาเพื่อการทำ SVLBI โดยเฉพาะคือกล้องโทรทรรศน์วิทยุ HALCA หรือ Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy สร้างโดย Japan Aersospace Exploration Agency หรือ JAXA

กล้องโทรทรรศน์วิทยุอวกาศ HALCA – ที่มา JAXA

HALCA มีจานรับสัญญาณขนาด 8 เมตร ซึ่งถูกปล่อยขึ้นสูวงโคจรแบบวงรี (Ellipticall orbit) ที่ Apogee 21,400 กิโลเมตร และ Perigee 560 กิโลเมตร เมื่อวันที่ 12 กุมภาพันธ์ 1997 แต่ด้วยจานขนาดเพียง 8 เมตร จึงทำให้ HALCA สามารถสังเกตุการณ์ได้เพียงคลื่นวิทยุที่มี Signal to Noise Ratio (SNR) สูงเท่านั้น แต่ก็นับได้ว่า JAXA ของประเทศญี่ปุ่น เป็นประเทศบุกเบิกในการทำ Space VLBI อย่างจริงจังเป็นประเทศแรก HALCA ยังมีส่วนช่วยในการถ่ายคลื่นวิทยุจากกาแลกซี่ M87 ร่วมกับกล้อง VLBA ภาคพื้นโลกอีกด้วย

ภาพคลื่นวิทยุที่ถ่ายได้จาก Very Large Array (VLA) ส่วนภาพมุมขวาล่างคือภาพที่ถ่ายจากการทำ Interferometry ระหว่าง VLBA และ HALCA – ที่มา JAXA

หลังจาก HALCA ถูกปลดประจำการเมื่อวันที่ 30 พฤศจิกายน 2005 ก็ไม่มีกล้อง Space VLBI อีกเลยจนกระทั่งปี 2011 เมื่อรัสเซียปล่อยกล้อง Spektr-R ขึ้นสู่วงโคจรวงรี (Highly elliptical) เมื่อวันที่ 18 กรกฎาคม 2011 ด้วย Apogee ที่ 390,000 km และ Perigee ที่ 10,000 km ซึ่งมี Apogee มากกว่ากล้อง Hubble กว่า 700 เท่า และ Perigee มากกว่า Hubble 20 เท่า

กล้องโทรทรรศน์วิทยุอวกาศ Spektr-R ที่มา RadioAstron

Spektr-R มีจานรับสัญญาณขนาด 10 เมตร ทำงานที่ช่วงความยาวคลื่น 1.35 – 6.0 cm และ 18.0 – 92.0 cm หน้าที่หลักของ Spektr-R คือการสังเกตุการณ์วัตถุทางดาราศาสตร์ที่แผ่คลื่นวิทยุร่วมกับ VLBA และ VLBI บนโลก เพื่อให้ได้ภาพที่มีกำลังแยกภาพสูงที่สุด ซึ่งหากทำ Interferometry ระหว่าง VLBA, VLBI และ Spektr-R จะสามารถถ่ายภาพที่มี Angular resolution ต่ำกว่า 1 ในล้านของ อาร์ควินาทีได้ (ซึ่งถือว่าละเอียดมาก ๆ)

แต่หน้าเสียดายที่เดอะแบกของ VLBI และ VLBA บนโลกอย่าง Spektr-R ที่เป็น Space VLBI ตัวเดียวที่เหลืออยู่ ดันไม่สามารถติดต่อได้อีกต่อไปในวันที่ 11 มกราคม 2019 ซึ่ง Mission control ก็พยายามติดต่อกับกล้องมาตลอดเพราะว่า Payload บนกล้อง Spektr-R ตัวอื่น ๆ ยังทำงานอยู่ ยกเว้นตัวกล้องเอง จนกระทั่งต้องประกาศจบภารกิจวันที่ 30 พฤษภาคม 2019 เพราะสูญเสียการสื่อสารกับกล้องไป

ทำให้ตอนนี้ยังไม่มี Space VLBI ที่ยังทำงานอยู่อีกต่อไป สุดท้ายนี้ก็ต้องรอดูว่า NASA หรือหน่วยงานอวกาศอื่น ๆ จะพยายามทำกล้องโทรทรรศน์ Space VLBI ออกมาหรือไม่

เรียบเรียงโดย ทีมงาน SPACETH.CO

อ้างอิง

Very Large Array | NRAO

Very Large Telescope | ESO

Very Long Baseline Interferometry | ESA

Space Very Long Baseline Interferometry | JPL and JAXA





Read More

บทความอื่น ๆ ที่ควรอ่านต่อ



In Coversation

เรื่องราวน่าสนใจที่กำลังเป็นบทสนทนา