นับตั้งแต่สมัย “โบราณ” (ก่อนปี 1930) เวลาใครพูดถึงวิชาดาราศาสตร์ ทุกคนจะรู้และเข้าใจว่า เขาหมายถึงดาราศาสตร์แสง (optical astronomy) ที่ใช้แสงที่ตาเห็น (visible light) เป็นสื่อเพื่อศึกษาธรรมชาติของเอกภพ
ทั้งๆ ที่ในความเป็นจริง แสงที่ตาเห็นเป็นเพียงคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความยาวคลื่นตั้งแต่ 380-750 นาโนเมตรเท่านั้น และเพราะดาวกับกาแล็กซีต่าง ๆ อยู่ไกลจากโลกมาก ดังนั้นความเข้มแสงที่กล้องโทรทรรศน์ธรรมดาจะรับได้จึงมีค่าน้อย ทำให้นักดาราศาสตร์จำเป็นต้องใช้เลนส์ที่มีขนาดใหญ่ ให้โฟกัสแสงลงบนฟิล์มถ่ายภาพ เพื่อทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงทางเคมีจนเกิดเป็นภาพให้เราเห็นได้ หรือไม่นักวิทยาศาสตร์ก็จะใช้อุปกรณ์ที่เรียกว่า spectrometer แยกคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความยาวคลื่นต่างๆ กัน ออกเป็นส่วนๆ ตามความยาวคลื่นเหล่านั้น เพราะการรู้ความยาวคลื่นของแสงต่าง ๆ จะทำให้นักวิทยาศาสตร์รู้ชัดว่า บนดาวดวงที่ส่งแสงนั้นมายังโลก มีธาตุหรือสารประกอบชนิดใดบ้าง
ตามปกติ นักวิทยาศาสตร์มีชื่อเรียกคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าตามความยาวคลื่นของมัน เช่น คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความยาวคลื่นมากกว่าแสงที่ตาเห็น จะได้แก่ รังสี infrared, microwave และคลื่นวิทยุ ตามลำดับจากความยาวคลื่นจากน้อยไปยังมาก ส่วนคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความยาวคลื่นน้อยกว่าแสงที่ตาเห็น ก็ได้แก่ รังสี ultraviolet, x-ray และ gamma ray ซึ่งมีความยาวคลื่นจากมากไปหาน้อยตามลำดับ โดยทั่วไปเทหวัตุในอวกาศจะปล่อยคลื่นทั้งหมดนี้ออกมาพร้อมกัน แต่จะปล่อยคลื่นชนิดใดมากหรือน้อย ก็ขึ้นกับอายุ องค์ประกอบ และอุณหภูมิของเทหวัตถุนั้น ด้วยเหตุนี้เราจึงมีดาวหลายประเภท เช่น quasar, magnetar, pulsar, white dwarf, red giant ตลอดจนถึงหลุมดำ ที่นักดาราศาสตร์ยุคเก่า คือ ก่อนปี 1930 ไม่รู้จักเลย
มนุษย์เริ่มก้าวล่วงเข้าสู่โลกดาราศาสตร์ยุคใหม่ ในปี 1931 เมื่อวิศวกรชื่อ Karl Jansky (1905-1950) แห่งบริษัท Bell Telephone Laboratories ที่เมือง Holmdel ในรัฐ New Jersey ประเทศสหรัฐอเมริกา ตรวจรับคลื่นวิทยุที่ถูกส่งมาจากบริเวณใจกลางของกาแล็กซีทางช้างเผือกได้โดยบังเอิญ หลังจากที่ได้รับมอบหมายให้พยายามกำจัดคลื่นวิทยุที่ชอบรบกวนการทำงานของระบบการสื่อสารบนโลกตลอดเวลา ในการวิเคราะห์หาสาเหตุของการรบกวนนี้ Jansky ได้ใช้เสาอากาศที่สามารถปรับทิศทางได้ จะได้หมุนเสาอากาศไป-มา จนพบว่าคลื่นรบกวนจะเกิดขึ้นในเวลาเดียวกันทุกวัน คือ ก่อนดวงอาทิตย์ขึ้นประมาณ 4 นาที ข้อมูลนี้จึงแสดงให้เห็นว่า แหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุที่มารบกวนนั้น อยู่ ณ ตำแหน่งคงที่ในท้องฟ้า ในที่สุด Jansky ก็รู้ว่า แหล่งที่ส่งคลื่นรบกวนมาจากใจกลางของกาแล็กซีทางช้างเผือก วิชาดาราศาสตร์วิทยุจึงได้ถือกำเนิดตั้งแต่นั้นเป็นต้นมา แต่ Jansky ก็ไม่ได้รับรางวัลโนเบลฟิสิกส์จากการค้นพบนี้ เพราะได้เสียชีวิตไป ตั้งแต่ปี 1950
พัฒนาการด้านเรดาร์ของกองทัพพันธมิตรในช่วงเวลาที่เกิดสงครามโลกครั้งที่ 2 (1939-1945) ได้ทำให้วิทยาการสาขาดาราศาสตร์วิทยุ (radio astronomy) ก้าวหน้าไปมาก โดยความสามารถของนักดาราศาสตร์วิทยุคนสำคัญชื่อ Bernard Lovell (1913-2012) แห่งหอดูดาว Jodrell Bank ซึ่งตั้งอยู่ใกล้เมือง Manchester ในอังกฤษ กับนักดาราศาสตร์แห่งราชสำนักชื่อ Martin Ryle (1918-1984) ในสังกัดมหาวิทยาลัย Cambridge ซึ่งได้รับรางวัลโนเบลฟิสิกส์ปี 1974 จากผลงานการคิดสร้างเทคนิคการสังเคราะห์จานโทรทรรศน์รับคลื่นจำนวนมากให้เป็นจานรับเดี่ยว (aperture synthesis) โดยให้กล้องโทรทรรศน์วิทยุหลายกล้องทำงานประสานกันด้วยการใช้เทคนิคการแทรกสอดของคลื่น ทำให้สามารถถ่ายภาพของแหล่งกำเนิดคลื่นได้อย่างคมชัด (กล้องเปลี่ยนคลื่นสัญญาณวิทยุเป็นภาพได้ ทั้ง ๆ ที่ตาเราไม่เห็นคลื่นวิทยุ) จึงสามารถถ่ายภาพดาว pulsar ที่อยู่ในเนบิวลาปู (Crab nebula) ได้ นอกจากนี้ Ryle ก็ยังได้พบกาแล็กซีแรกนอกกาแล็กซีทางช้างเผือกที่ส่งคลื่นวิทยุ ซึ่งก็คือ กาแล็กซีหงส์ (Cygnus A.) ด้วย
ดังได้กล่าวแล้วว่า ดาวต่างๆ เช่น pulsar, quasar black hole ฯลฯ และรังสีคอสมิกไมโครเวฟภูมิหลัง (cosmic microwave background radiation, CMB) ล้วนส่งคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าออกมาด้วยความถี่และความยาวคลื่นต่าง ๆ กัน แต่ในที่นี้จะกล่าวถึง คลื่นวิทยุเท่านั้น เช่น ดาวพฤหัสบดีส่งคลื่นวิทยุที่เกิดจากความปั่นป่วนของพายุในบรรยากาศเหนือดาว ทำให้เกิดคลื่นที่มีความถี่ 22.55-26.1 MHz (megahertz) หรือดาว pulsar ที่ส่งคลื่นวิทยุ ซึ่ง Jocelyn Bell ได้ยินเมื่อปี 1967 จนทำให้เธอคิดไปว่า มนุษย์ต่างดาวกำลังพยายามติดต่อกับมนุษย์โลก และคลื่นนี้เกิดจากดาวนิวตรอนที่หมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็วมาก เป็นคลื่นที่มีความถี่ 81.5 MHz (คือ มีความยาวคลื่นประมาณ 3 เมตร) นอกจากนี้ก็มีคลื่นวิทยุจากอวกาศที่นับว่าสำคัญมาก คือ คลื่นที่มีความยาวคลื่น 21 เซนติเมตร (1,420 MHz) ซึ่งพบในปี 1951 โดย Harold Ewen (1922-2015) กับ Edward Purcell (1912-1997) ผู้เป็นเจ้าของรางวัลโนเบลฟิสิกส์ปี 1952 จากการพบปรากฏการณ์ Nuclear Magnetic Resonance (NMR) ในของแข็งและของเหลว โดยคลื่นวิทยุความถี่นี้ เกิดจากการเปลี่ยนแปลงของอะตอมไฮโดรเจนที่อยู่รอบดาวฤกษ์ การศึกษาคลื่นนี้จึงทำให้นักดาราศาสตร์รู้วิวัฒนาการของกาแล็กซี และประวัติความเป็นมาของเอกภพได้ นอกจากนี้นักดาราศาสตร์หลายคนก็ยังคิดว่า ถ้ามนุษย์ต่างดาวต้องการจะติดต่อกับมนุษย์โลก เขาก็คงจะใช้คลื่นวิทยุที่มีความถี่นี้ส่งมา เพราะเขาคงรู้ว่าไฮโดรเจนเป็นธาตุที่มีอยู่อย่างอุดมสมบูรณ์มากที่สุดในเอกภพ ดังนั้นมนุษย์บนโลกก็คงจะรับคลื่นได้
เมื่อคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในธรรมชาติมีหลายชนิด ตั้งแต่รังสีแกมมา ตลอดไปจนถึงคลื่นวิทยุ ดังนั้นกล้องโทรทรรศน์ที่นักดาราศาสตร์จะใช้ศึกษาธรรมชาติของเอกภพ จึงต้องมีความสามารถในการรับคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเแต่ละชนิดแยกกัน ด้วยเหตุนี้เราจึงมีกล้องโทรทรรศน์นานาชนิด เช่น Compton gamma ray observatory ที่รับรังสีแกมมาโดยเฉพาะ กล้องโทรทรรศน์จันทรา Chandra X-ray observatory เพื่อรับรังสีเอกซ์ กล้องโทรทรรศน์อวกาศ James Webb Space Telescope (JWST) ซึ่งรับรังสีอินฟราเรด และรังสีที่ตาเห็น ส่วนกล้องโทรทรรศน์อวกาศ Hubble Space Telescope (HST) นั้นรับรังสี UV, IR และแสงที่ตาเห็นเป็นหลัก
ถึงวันนี้ เราก็ยังไม่มีกล้องโทรทรรศน์ที่สามารถรับคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าได้ทุกความถี่ และทุกความยาวคลื่น หรือพูดง่าย ๆ ก็คือ เรายังไม่มีกล้องโทรทรรศน์ กล้องเดียวที่สามารถเห็นทุกสิ่งทุกอย่างบนฟ้าได้โดยตัวของมันเอง
โดยทั่วไปปัจจัยสำคัญที่ทำให้กล้องโทรทรรศน์มีความสามารถในการเห็นภาพได้อย่างชัดเจน คือ กำลังในการแยกภาพให้ชัด (resolving power) ซึ่งสามารถช่วยให้นักดาราศาสตร์เห็นวัตถุ 2 ก้อนที่อยู่ใกล้กันได้แยกกันตามความเป็นจริง เพราะเวลาวัตถุทั้งสองนั้นอยู่ไกลจากกล้องมาก กล้องจะเห็นวัตถุทั้งสองก้อนนั้นเป็นวัตถุก้อนเดียว ทำให้ไม่สามารถเห็นรายละเอียดต่าง ๆ ของวัตถุแต่ละก้อนได้
ค่าของกำลังในการแยกภาพให้ชัดนี้ สามารถคำนวณได้จากสูตร θ=1.22 λ/D เมื่อ λ คือ ความยาวคลื่นของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่กล้องโทรทรรศน์รับ
และ D คือ ความยาวของเส้นผ่านศูนย์กลางของจานรับคลื่น
ดังนั้น เมื่อนำสูตรนี้มาใช้ในกรณีของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ซึ่งเป็นจานกลมที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางยาว 500 เมตร เพื่อรับคลื่นที่มีความยาวคลื่น 21 เซนติเมตร ก็จะได้ กำลังในการแยกภาพ เท่ากับ 5.124×10−4 เรเดียน หรือ 0.03 องศา เพราะฉะนั้นวัตถุ 2 ก้อนที่รองรับมุมน้อยกว่า 0.03 องศา ก็จะทำให้ได้ภาพไม่ชัด
สูตรข้างบนนี้ ยังแสดงให้เห็นได้ว่า ถ้าจานรับคลื่นมีเส้นผ่านศูนย์กลางที่ยาวมาก θ ก็จะมีค่าน้อย ดังนั้นเพื่อจะให้ได้เห็นรายละเอียดชัด เราจำเป็นต้องใช้กล้องที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางยาวมาก ซึ่งก็เป็นเรื่องที่วิศวกรจะสร้างได้ยาก เพราะต้องใช้งบประมาณในการสร้างมาก และต้องการความสามารถด้านวิศวกรรมระดับสูง ดังเช่น จานรับคลื่นวิทยุที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางยาว 500 เมตร ที่หมู่บ้าน Jinke ในมณฑล Guizhou ของจีน ซึ่งเป็นกล้องโทรทรรศน์วิทยุที่มีขนาดใหญ่ที่สุดในโลก ชื่อ FAST (จากคำเต็ม Five-hundred meter Aperture Spherical radio Telescope) ซึ่งต้องใช้เวลาสร้างถึง 5 ปี ด้วยงบประมาณที่มากถึง 6,000 ล้านบาท เป็นต้น
แต่นักดาราศาสตร์ก็มีวิธีจะก้าวข้ามข้อจำกัดด้านนี้ได้ ด้วยการสร้างจานรับคลื่นวิทยุที่มีขนาดเล็กหลายจาน โดยให้ทำงานประสานกัน ด้วยการใช้หลักการแทรกสอดของคลื่น แล้วสูตรกำลังในการแยกภาพให้ชัด ก็จะถูกแทนที่โดย θ=206,000λ/B เมื่อ B เป็นระยะทางระหว่างจานรับ 2 จานที่อยู่ไกลกันมากที่สุด
สำหรับประเด็นความเป็นประโยชน์ของกล้องโทรทรรศน์วิทยุที่เหนือกว่ากล้องโทรทรรศน์แสงที่ตาเห็นนั้น มีหลายประการ เช่น
ประการแรก คลื่นวิทยุจะไม่ถูกเมฆ หมอกรบกวน ดังนั้นแม้ท้องฟ้าจะมีเมฆครึ้ม และหมอกลงจัด คลื่นวิทยุก็สามารถทะลุผ่านลงมาถึงกล้องได้
ประการที่สอง นักดาราศาสตร์สามารถสังเกตปรากฏการณ์ต่าง ๆ ทางดาราศาสตร์ได้ทั้งในเวลากลางวันและกลางคืน
ประการที่สาม คลื่นวิทยุจากกาแล็กซี สามารถทะลุผ่านฝุ่นละออง และเมฆในอวกาศได้โดยไม่ถูกดูดกลืน ดังนั้นเราจึงสามารถใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุสังเกตดูหลุมดำที่อยู่ ณ ใจกลางกาแล็กซีต่าง ๆ ได้ และนี่ก็เป็นผลงานหนึ่งที่กล้องโทรทรรศน์วิทยุ Event Horizon สามารถถ่ายภาพหลุมดำได้เป็นครั้งแรก
บทความในวันนี้จะกล่าวถึง กล้องโทรทรรศน์วิทยุ ชื่อ "ALMA" (จากคำเต็ม Atacama Large Millimeter / submillimeter Array) ซึ่งเป็นกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ที่ทำงานอยู่ ณ ที่สูงที่สุดในโลก คือ สูงจากระดับน้ำทะเลถึง 5,059 เมตร และอยู่ในทะเลทราย Atacama บนเทือกเขา Andes ในประเทศ Chile ที่ราบ Llano de Chajnantor นั้นเป็นบริเวณที่แห้งแล้งมากที่สุดแห่งหนึ่งของโลก เพราะทุกปีแทบไม่มีฝนตกเลย ส่วนบรรยากาศเหนือที่ราบนอกจากจะมีความชื้นน้อยแล้ว อากาศก็ยังหนาวมากด้วย เพราะมีอุณหภูมิต่ำกว่า 0 องศาเซลเซียสมาก แต่ท้องฟ้าเหนือที่ราบแทบไม่มีเมฆและหมอก ดังนั้นบริเวณนี้จึงเป็นสวรรค์บนดินของนักดาราศาสตร์ เพราะพวกเขาสามารถทำงานได้ตลอดเวลา แม้ว่าที่ระยะสูง 5,000 เมตรนั้น จะมีออกซิเจนในปริมาณน้อยจนทำให้การหายใจไม่สะดวก และคนที่แพ้ความสูงหลายคนเป็นลม ดังนั้นเวลาใครจะขึ้นไปทำงานที่หอดูดาว เขาก็จะต้องผ่านการตรวจสุขภาพก่อน จึงจะขึ้นไปดูแสงจากดาวในอวกาศที่อยู่ไกลโพ้นได้ และได้เห็นความลึกลับต่าง ๆ มากมาย แม้แต่ในบริเวณที่ดูเหมือนมืดสนิท ก็ยังมีคลื่นวิทยุออกมา เพราะนั่นเป็นบริเวณที่กาแล็กซีกำลังถือกำเนิด
กล้องโทรทรรศน์วิทยุ ALMA ประกอบด้วยจานรับคลื่นวิทยุทั้งหมด 66 จาน วางเรียงราย และทำงานประสานกัน โดยมี 12 จาน ที่แต่ละจานมีเส้นผ่านศูนย์กลางยาว 7 เมตร และมีจานรับอีก 4 จาน ที่แต่ละจานมีเส้นผ่านศูนย์กลางยาว 12 เมตร โดยจานทั้ง 16 นี้ อยู่ในความดูแลของนักดาราศาสตร์ญี่ปุ่น และที่อยู่ห่างจากจานรับชุดนี้ ก็มีจานรับอีก 25 จาน ซึ่งแต่ละจานมีเส้นผ่านศูนย์กลางยาว 12 เมตร อยู่ในความดูแลของนักดาราศาสตร์อเมริกัน ส่วนอีก 25 จานรับที่เหลือ ซึ่งแต่ละจานมีเส้นผ่านศูนย์กลางยาว 12 เมตร ก็อยู่ในความควบคุมของนักดาราศาสตร์จากสหภาพยุโรป
ALMA จึงเป็นกล้องโทรทรรศน์วิทยุนานาชาติที่มีสมาชิกสำคัญ คือ European Southern Observatory (ESO) ของสหภาพยุโรป กับ National Astronomical Observatory (NAO) ของญี่ปุ่น และ National Radio Astronomy Observatory (NRAO) ในความอุปถัมภ์ของ National Science Foundation (NSF) ของสหรัฐอเมริกา เป็นสามองค์การหลักที่ทำหน้าที่บริหาร ALMA ซึ่งได้เริ่มดำเนินการอย่างเต็มรูปแบบ ตั้งแต่ปี 2013 หลังจากที่ได้ใช้งบประมาณไป 6,000 ล้านบาทแล้ว นอกจากนี้ก็มีนักดาราศาสตร์จากเอเชียอีก 3 ชาติ ที่เข้าร่วมโครงการ ALMA ซึ่งได้แก่ ญี่ปุ่น เกาหลีใต้ และไต้หวัน จากชาติทั้งหมด 19 ชาติ สำหรับประเทศ Chile ซึ่งเป็นเจ้าภาพด้านสถานที่นั้น ก็มีสิทธิ์ได้ใช้ 10% ของเวลาทั้งหมดในการดูดาวของ ALMA
โครงการดาราศาสตร์ที่ ALMA ให้ความสำคัญมากเป็นพิเศษ คือ การรับรังสีอินฟราเรดและคลื่นวิทยุที่ออกมาจากฝุ่นอวกาศ ซึ่งตามปกติจะห้อมล้อมกาแล็กซีที่ถือกำเนิดใหม่ เพราะการศึกษารังสีนี้ จะทำให้เราเข้าใจว่ากาแล็กซีถือกำเนิดได้อย่างไร กล้องโทรทรรศน์ JWST ก็ต้องการจะศึกษาเหตุการณ์เดียวกันนี้ ดังนั้น JWST กับ ALMA จึงทำงานเสริมกัน และตรวจสอบซึ่งกันและกัน
วัตถุประสงค์อีกประการหนึ่งของ ALMA คือจะศึกษาและวิเคราะห์แสงที่ออกมาจากโมเลกุลในเมฆอวกาศ เพื่อจะได้รู้องค์ประกอบของเมฆนั้น และถ้าโชคดีก็อาจจะได้เห็นอินทรีย์โมเลกุล ที่เป็นต้นกำเนิดของสิ่งมีชีวิตด้วย
นอกจากนี้ ALMA จะพยายามวัดระยะทางที่กาแล็กซีต่าง ๆ อยู่ห่างจากโลกให้ละเอียดยิ่งขึ้น ซึ่งจะทำให้รู้ว่ากาแล็กซีเหล่านั้นมีอายุมากเพียงใดด้วย โดยจะวัดความยาวคลื่นของคลื่นวิทยุที่เปลี่ยนแปลงไปด้วย spectroscope ซึ่งจะให้ข้อมูลความเร็วของกาแล็กซี และเมื่อหารความเร็วนี้ ด้วยค่าคงตัว Hubble ก็จะได้ระยะทางที่กาแล็กซีอยู่ห่างจากโลก
ในอนาคตเมื่อ ALMA ติดตั้งจานรับคลื่นวิทยุให้มีจำนวนมากขึ้น ในพื้นที่ที่แต่ละด้านมีความยาวมากถึง 10 กิโลเมตร นักดาราศาสตร์ก็จะสามารถเห็นความเป็นไปและรายละเอียดต่าง ๆ ขณะดาวฤกษ์ถือกำเนิด และอาจจะเห็นกลุ่มแก๊สที่หมุนวนรอบดาวฤกษ์เหล่านั้น จับตัวกันเป็นดาวเคราะห์บริวารของดาวฤกษ์ได้
ALMA ยังมีโครงการ “deep-field survey” ซึ่งจะบังคับกล้องให้โฟกัสไปที่บริเวณสลัวๆ ในอวกาศ คือ บริเวณที่แทบไม่มีแสงเลย แล้วเปิดหน้ากล้องเป็นเวลานานหลายวัน เพื่อจะได้เห็นการถือกำเนิดของกาแล็กซีแรกในเอกภพด้วย
การค้นพบที่สำคัญ (highlight) ของ ALMA ตลอดช่วงระยะเวลา 10 ปีที่ผ่านมา คือ ตั้งแต่ปี 2011 - 2021 ได้แก่ การเห็นจานเมฆรอบดาวฤกษ์ HL Tauri ในกลุ่มดาว Taurus เห็นภาพวงแหวน Einstein (Einstein ring) ที่คมชัด รวมถึงได้พบโมเลกุลเชิงซ้อนหลายชนิดบนดาวฤกษ์ที่ถือกำเนิดใหม่ๆ และได้เป็นส่วนหนึ่งของกล้องโทรทรรศน์ Event Horizon ที่นักดาราศาสตร์สามารถถ่ายภาพหลุมดำได้เป็นครั้งแรก ซึ่งหลุมดำนี้อยู่ที่ใจกลางกาแล็กซี M87 (Messier 87) เมื่อปี 2019
อ่านเพิ่มเติมจาก Essential Radio Astronomy โดย James J. Condon และ Scott M. Ransom จัดพิมพ์โดย Princeton University Press (April 5, 2016)
ศ.ดร.สุทัศน์ ยกส้าน : ประวัติการทำงาน - ราชบัณฑิต สำนักวิทยาศาสตร์ สาขาฟิสิกส์และดาราศาสตร์ และ ศาสตราจารย์ ระดับ 11 ภาควิชาฟิสิกส์ มหาวิทยาลัยศรีนครินทรวิโรฒ, นักวิทยาศาสตร์ดีเด่นและนักวิจัยดีเด่นแห่งชาติ สาขากายภาพและคณิตศาสตร์ ประวัติการศึกษา-ปริญญาตรีและโทจากมหาวิทยาลัยลอนดอน, ปริญญาเอกจากมหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย
อ่านบทความ "โลกวิทยาการ" ได้ทุกวันศุกร์
