วัตถุทุกชนิดในเอกภพมีอุณหภูมิ ดังนั้นมันจะปล่อยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีชื่อเรียกแตกต่างกันออกมาตั้งแต่รังสีแกมมา รังสีเอ็กซ์ รังสีเหนือม่วง แสงที่ตาเห็น รังอินฟราเรด คลื่นไมโครเวฟ และคลื่นวิทยุซึ่งจะเป็นคลื่นที่มีความยาวคลื่นสั้นคือรังสีแกมมา จนถึงคลื่นที่มีความยาวคลื่นยาวคือคลื่นวิทยุแต่วัตถุจะปล่อยคลื่นชนิดใดมากก็ขึ้นกับอุณหภูมิของวัตถุนั้น
ในกรณีของ supernova ซึ่งมีอุณหภูมิสูงมาก เพราะเป็นดาวที่ระเบิดตัวเอง มันจะเปล่งแสงที่ตาเห็นออกมาจ้ามากในปริมาณเทียบเท่ากับดวงอาทิตย์จำนวนนับพันล้านดวง นอกจากแสงที่ตาเห็นแล้วมันยังปล่อยรังสีแกมมา และรังสีเอ็กซ์ออกมาด้วย ซึ่งช่วยให้นักดาราศาสตร์สามารถเห็นจุดจบของมันได้ โดยใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศ เช่น Chandra รับคลื่นดังกล่าว
แต่ในกรณีดาวหาง หรือดาวเคราะห์น้อยซึ่งเป็นวัตถุที่มีอุณหภูมิต่ำระดับ -200 องศาเซลเซียส ดาวประเภทนี้ตามปกติจะปล่อยรังสีอินฟราเรดออกมาเป็นส่วนใหญ่ เพราะอินฟราเรดมีความยาวคลื่นมากกว่าแสงที่ตาเห็น ดังนั้นกล้องโทรทรรศน์ที่จะใช้ดูดาวหาง หรือดาวเคราะห์น้อยได้ดี จึงเป็นกล้องโทรทรรศน์ เช่น กล้อง Herschel
สำหรับเมฆอวกาศ ฝุ่นละอองที่อยู่รอบๆ ดาวฤกษ์ซึ่งกำลังให้กำเนิดดาวเคราะห์ที่เกิดจากการรวมตัวของแก๊ส และฝุ่นละออง ฝุ่นเหล่านี้มีอุณหภูมิสูงกว่าดาวหาง แต่ก็ไม่สูงเท่า supernova ดังนั้นการจะเห็นฝุ่นละออง และแก๊สเหล่านี้ นักดาราศาสตร์จำเป็นต้องใช้กล้องโทรทรรศน์รูปแบบใหม่ที่ประกอบด้วยจานรับสัญญาณเรียกกล้องโทรทรรศน์วิทยุ (radio telescope) เพื่อรับคลื่นวิทยุจากฝุ่นละออง เพราะคลื่นวิทยุมีความยาวคลื่นมากกว่าคลื่นอินฟราเรด แต่ก็ได้พบว่าคลื่นวิทยุมักถูกไอน้ำในบรรยากาศดูดกลืน ดังนั้นการใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุจึงต้องคำนึงถึงข้อจำกัดนี้ ยิ่งไปกว่านั้นไอน้ำเองก็ปล่อยคลื่นอินฟราเรดออกมาด้วย ดังนั้นคลื่นอินฟราเรดจากดาวที่อยู่ไกลๆ จึงถูกคลื่นอินฟราเรดจากไอน้ำรบกวนอย่างหลีกเลี่ยงได้ แต่ถ้ากล้องโทรทรรศน์วิทยุอยู่ในที่มีอากาศแห้ง คือ ปลอดไอน้ำที่จะมารบกวน การทำงานของกล้องก็จะสมบูรณ์
ความจริงกล้องโทรทรรศน์วิทยุเครื่องแรกของโลกถือกำเนิดเมื่อปี 1933 เมื่อ Karl Jansky แห่ง Bell Telephone Laboratories ที่ New Jersey ในอเมริกาได้ออกแบบจานรับที่มีเสาอากาศ (antenna) เพื่อหาวิธีกำจัดคลื่นที่มารบกวนคลื่นวิทยุที่ถูกส่งข้ามมหาสมุทร Atlantic และได้พบว่าคลื่นที่มารบกวนมาจากใจกลางของกาแล็กซี่ทางช้างเผือก Jansky จึงรู้สึกประหลาดใจมากที่สามารถรับคลื่นวิทยุจากอวกาศได้เป็นครั้งแรก ผลที่เกิดตามมาคือการถือกำเนิดของวิทยาการด้านดาราศาสตร์วิทยุ
ถึงปี 1942 Grote Reber ได้ใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุทำแผนที่ของแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุทั้งหมดในทางช้างเผือก จากนั้น Martin Ryle และ Antony Hewish ก็ได้พัฒนาการทำงานของกล้องโทรทรรศน์วิทยุให้ดียิ่งขึ้น เพราะได้พบว่าถ้าใช้กล้องเดียวที่ประกอบด้วยจานและมีเสาอากาศเดียว ภาพที่เห็นจะไม่ชัด แต่ถ้าใช้กล้อง 2 กล้องทำงานประสานกัน โดยใช้หลักการแทรกสอดของคลื่น ภาพที่เห็นจะชัดขึ้น และถ้าใช้กล้อง 3 กล้อง คือ A, B และ C โดยให้มีการประสานการทำงาน ในแนว AB, BC และ CA รวม 3 เส้นทาง ก็จะทำให้กล้องมีประสิทธิภาพมากขึ้นไปอีก หรือถ้าใช้กล้อง 4 กล้อง คือ A, B, C, D เส้นทางการแทรกสอดจะประกอบด้วย AB, AC, AD, BC BD และ CD รวม 6 คู่ สัญญาณที่ได้รับจะคมชัด เพราะสัญญาณรบกวนจะถูกกำจัดไปมาก
นี่คือผลงาน aperture synthesis ที่ Ryle และ Hewish ได้สร้างขึ้นหลังสงครามโลกครั้งที่สอง เพื่อสังเคราะห์การทำงานของบรรดากล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดเล็กจำนวนมากให้ทำงานเป็นหนึ่งเดียวเสมือนเป็นกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดใหญ่ โดยใช้หลักการแทรกสอดของคลื่น เพื่อศึกษาดาวที่ส่งคลื่นวิทยุจำนวนกว่า 2,000 ดวง และผลงานนี้ทำให้นักดาราศาสตร์ทั้งสองได้รับรางวัลโนเบลฟิสิกส์ประจำปี 1974 ร่วมกัน
ลุถึงปี 2013 กล้องโทรทรรศน์วิทยุ ALMA จากคำเต็ม Atacama Large Millimeter/submillimeter Array ก็ได้เริ่มทำงาน กล้องนี้ประกอบด้วยจานรับ 66 จาน จึงมีคู่ทำงาน 1,291 คู่ และมีความไวสูงสุดในบรรดากล้องโทรทรรศน์วิทยุทั้งหลายของโลกเพราะสามารถเห็นรายละเอียดของแหล่งกำเนิดคลื่นได้มากที่สุด โดยเฉพาะคลื่นที่มีความยาวคลื่นระหว่างอินฟราเรดกับไมโครเวฟ คือมีความยาวคลื่นตั้งแต่ 10-2 ถึง 10-4 เมตร ซึ่งเป็นคลื่นที่กลุ่มแก๊สเย็นซึ่งล้อมรอบกาแล็กซี่ปล่อยออกมา กล้อง ALMA ตั้งอยู่ที่ทะเลทราย Atacama ของประเทศ Chile ใกล้ยอดเขา Cerro Chajnantor ซึ่งเป็นบริเวณที่แห้งแล้ง (แทบปราศจากไอน้ำ) เพราะที่นี่มีฝนตกปีละไม่เกิน 1 เซนติเมตร และอยู่ที่ระดับสูง 5,000 เมตร โดยมีจานรับทั้ง 66 จานวางเรียงรายบนที่แบนราบที่สุดในโลกของเทือกเขา Andes ในบริเวณที่มีพื้นที่ 675 ตารางกิโลเมตร
วิศวกรจากองค์การ ESO (European Southern Observatory) NRAO (National Radar Astronomy Observatory) และ NSF (National Science Foundation) ได้ร่วมมือกันติดตั้งจานรับ ที่แต่ละจานมีเส้นผ่านศูนย์กลางยาว 12 เมตร และอยู่เรียงรายเพื่อทำงานเป็นเครือข่าย ในปี 2007 โดยใช้ supercomputer ควบคุมทิศของจานให้โฟกัสที่ดาวดวงเดียวกันอย่างผิดพลาดไม่เกิน 0.5 องศา อนึ่งในการทำงานของจานรับสัญญาณ นักวิทยาศาสตร์ต้องใช้ supercomputer พิจารณาการขยายตัวหรือหดตัวของสายเคเบิลที่เชื่อมโยงระหว่างจานรับ ขณะอุณหภูมิโดยรอบ ALMA เปลี่ยนแปลงด้วย
ลุถึงปี 2013 ALMA ก็เริ่มทำงาน โดยใช้จานรับสัญญาณเพียง 16 จาน เพื่อศึกษาการถือกำเนิดของกาแล็กซี่ 26 กาแล็กซีที่อยู่ห่างออกไป 11,700 ล้านปีแสง ซึ่งเป็นเวลาที่เอกภพเพิ่งมีอายุได้ 2,000 ล้านปี และข้อมูลที่ได้แสดงว่า ความเข้าใจเดิมๆ ที่ว่า กาแล็กซีเริ่มถือกำเนิดเมื่อ 3,000 ล้านปีหลัง Big Bang นั้นผิด เพราะตัวเลขระบุว่ากาแล็กซีถือกำเนิดเมื่อเวลา 2,000 ล้านปีหลัง Big Bang
งานชิ้นต่อไปของ ALMA คือ ศึกษาเหตุผลว่า เหตุใดกาแล็กซีที่มีมวลมากๆ จึงไม่ค่อยจะมีในเอกภพ และดาวเคราะห์ถือกำเนิดอย่างไร รวมถึงเอกภพหลัง Big Bang ใหม่ๆ มีสภาพอย่างไร ฯลฯ
ALMA จะทำให้ทุกคนตื่นตา และตื่นใจในองค์ความรู้เกี่ยวกับเอกภพที่ไม่มีใครเคยรู้มาก่อน
ในขณะที่โลกตะวันตกมี ALMA จีน ซึ่งเป็นมหาอำนาจทางวิทยาศาสตร์ของโลกตะวันออกก็มี FAST จากคำเต็มที่ว่า Five hundred meter Aperture Spherical Radio Telescope เป็นอุปกรณ์ที่ทำงานได้อย่างวิเศษไม่แพ้กัน
FAST เป็นจานรับคลื่นวิทยุที่มีขนาดใหญ่ประมาณ 5 เท่าของสนามฟุตบอลอยู่ที่มณฑล Guizhou จานนี้มีรูปลักษณะเดียวกับจานรับ Arecibo ที่ Puerto Rico ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางยาว 305 เมตร เพราะ FAST มีจานรับเป็นจานใหญ่เพียงจานเดียวจึงทำงานได้เร็วกว่าจานเล็กหลายจานที่ทำงานประสานกัน ดังนั้น FAST จึงว่องไวกว่า Arecibo ประมาณ 2 เท่า และสามารถเห็นเอกภพได้กว้างกว่า Arecibo
นักวิทยาศาสตร์จีนได้ให้เหตุผลการใช้จานรับจานเดียว แต่มีขนาดใหญ่ เพราะตระหนักว่าผลงานดาราศาสตร์ที่ทำให้ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์มาจากจานรับสัญญาณเพียงจานเดียว ดังที่ Russell Hulse และ Joseph Taylor ได้สังเกตเห็นคลื่นโน้มถ่วงโดยทางอ้อมเมื่อปี 1974 และได้รับรางวัลในปี 1993 โดยใช้จานรับสัญญาณเพียงจานเดียว
นอกจากนี้ส่วนดีของ FAST ที่เหนือ Arecibo คือ แผ่นกระเบื้อง 4,600 แผ่นที่นำมาประกอบเป็นผิวของจานโค้งรูป parabola นั้นสามารถปรับทิศได้ ในขณะที่จานรับของ Arecibo ปรับความยาวโฟกัสไม่ได้
FAST ได้ศึกษา pulsar มาแล้วร่วม 10,000 ดวง แต่ก็ยังไม่เห็น pulsar ที่กำลังโคจรรอบหลุมดำ ซึ่งถ้าเห็น นั่นจะเป็นความสำเร็จสุดยอดของ FAST เพราะสิ่งที่เห็นจะสามารถใช้ทดสอบทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของ Einstein ในกรณีที่ความเข้มสนามโน้มถ่วงมีค่าสูงมากได้
นักวิทยาศาสตร์จีนจะใช้ FAST ดูกาแล็กซีที่มีอุณหภูมิต่ำ คือ กาแลกซี่ที่แทบไม่เปล่งแสงใดๆ รวมถึงดูดาวเคราะห์ประมาณ 5,000 ดวงที่โคจรรอบดาวฤกษ์นอกระบบสุริยะ และค้นหาสัญญาณจากมนุษย์ต่างดาวด้วย
อ่านเพิ่มเติมจาก The Invisible Universe: The Story of Radio Astronomy โดย G. Verschuur จัดพิมพ์โดย Springer Science Business Media ปี 2007
เกี่ยวกับผู้เขียน
สุทัศน์ ยกส้าน
ประวัติการทำงาน-ราชบัณฑิต สำนักวิทยาศาสตร์ สาขาฟิสิกส์และดาราศาสตร์ และ ศาสตราจารย์ ระดับ 11 ภาควิชาฟิสิกส์ มหาวิทยาลัยศรีนครินทรวิโรฒ, นักวิทยาศาสตร์ดีเด่นและนักวิจัยดีเด่นแห่งชาติ สาขากายภาพและคณิตศาสตร์ ประวัติการศึกษา-ปริญญาตรีและโทจากมหาวิทยาลัยลอนดอน, ปริญญาเอกจากมหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย
อ่านบทความ สุทัศน์ ยกส้าน ได้ทุกวันศุกร์
