Our Solar System 07 – Mars

 

 

เอนทรี่นี้เป็นหนึ่งในซีรี่ส์ชุด “Our Solar System” ซึ่งผมแปลและเรียบเรียงจากสื่อสิ่งพิมพ์ “Our Solar System” ขององค์การ NASA ที่เผยแพร่สู่สาธารณชนในเดือนกันยายน ค.ศ.2013 ซึ่งไม่ได้เรียงลำดับการแปลตามลำดับเนื้อหาในต้นฉบับ แต่ลำดับก่อนหลังในการแปลขึ้นกับความสะดวกของผู้แปล และความยากง่ายของหัวข้อนั้นๆ

ถึงแม้เนื้อหาในบทความจะไม่มีสมการเลย แต่ต้องใช้พื้นฐานทางฟิสิกส์ ธรณีวิทยาและเคมีจาก ม.ปลาย อีกทั้งตามต้นฉบับระบุชัดเจนว่า “สำหรับครูผู้สอนวิชาดาราศาสตร์ในระดับ Grade K-12 (เทียบเท่า ม.6) ขึ้นไป”

ทางผมจึงคิดว่าซีรีส์นี้มีเนื้อหาเหมาะสม ตั้งแต่ระดับมัธยมตอนปลายขึ้นไป (ม.ต้นก็ศึกษาได้ หากมีพื้นฐานทางฟิสิกส์ ธรณีวิทยาและเคมีพอ)

 

 

 แปลและเรียบเรียง: หนุ่มแทจ็อน (https://daejeonastronomy.wordpress.com)

 

 

——————————————————————————————–

 

 

ถึงแม้ว่าร่องรอยภูมิประเทศต่างๆบนดาวอังคารจะสังเกตการณ์ได้ค่อนข้างยากเมื่อมองจากโลก แต่การสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์หลายครั้งในช่วงเวลาที่ต่างกัน ก็แสดงให้เห็นถึงลักษณะภูมิประเทศและพื้นที่สีขาวบริเวณขั้วดาว ที่เปลี่ยนแปลงไปตามฤดูกาลของดาวอังคาร  ซึ่งผู้คนในสมัยก่อน ต่างคาดคิดว่าพื้นผิวสีอ่อนสลับกับพื้นผิวสีเข้มบนดาวอังคาร แสดงถึงหย่อมพื้นที่เกษตรกรรมมานานนับทศวรรษ หมายความว่าดาวอังคารน่าจะเป็นดาวเคราะห์ที่มีสิ่งมีชีวิตทรงภูมิปัญญาอาศัยอยู่ และอาจจะมีน้ำที่ขั้วน้ำแข็งของดาวอังคาร

 

รูปภาพ

แผนที่ดาวอังคารที่สเก็ตซ์จากการสังเกตการณ์ดาวเคราะห์ดวงนี้ของ Giovanni Schiaparelli นักดาราศาสตร์ชาวอิตาเลียน ระหว่างปี ค.ศ.1877-1886

[ที่มาของภาพ: http://history.nasa.gov/SP-4212/ch1-2.html ]

 

รูปภาพ

แผนที่ส่วนหนึ่งของพื้นผิวดาวอังคารจากการสังเกตการณ์ดาวเคราะห์ดวงนี้ของ Percival Lowell นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน ซึ่งได้ตีพิมพ์งานการสังเกตการณ์ดาวอังคารในช่วงระหว่างปี ค.ศ.1895-1908

[ที่มาของภาพ: http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/fix/student/chapter11/11b01.html ]

 

รูปภาพ

ภาพวาดถึง “คลอง” บนดาวอังคาร ตามความคิดของผู้คนสมัยก่อน ปรากฏในหนังสือ Les Terres du Ciel ซึ่งตีพิมพ์ในปี ค.ศ.1884

[ที่มาของภาพ: http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Marscanals.html ]

 

รูปภาพ

ภาพเปรียบเทียบระหว่างแผนที่ดาวอังคาร ฉบับปี ค.ศ.1894  โดย Eugene Antoniadi และวาดใหม่โดย Lowell Hess (ภาพซ้าย) และภาพถ่ายดาวอังคารจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ซึ่งแสดงพื้นผิวดาวในบริเวณเดียวกัน (ภาพขวา) ซึ่ง “คลอง” ลักษณะลายเส้นขนาดใหญ่นี้อาจเป็นผลมาจากการที่กล้องโทรทรรศน์ในสมัยนั้นคุณภาพยังไม่เท่าของสมัยปัจจุบัน จนส่งผลให้เกิดความผิดพลาดในการตีความภาพที่ได้จากการสังเกตการณ์

[Credit ภาพ: Tom Ruen, Eugene Antoniadi, Lowell Hess, Roy A. Gallant, HST, NASA]

 

 

เมื่อยานอวกาศ Mariner 4 โคจรผ่านใกล้ดาวอังคารในปี ค.ศ.1965 ได้ส่งข้อมูลภาพ ซึ่งแสดงสภาพพื้นผิวดาวที่แห้งแล้งและเต็มไปด้วยหลุมอุกกาบาต ทำให้นักวิทยาศาสตร์ประหลาดใจ เนื่องจากดาวอังคารดูเป็น “ดาวเคราะห์ที่ตายแล้ว” (แบบดาวพุธหรือดวงจันทร์) มากกว่า “ดาวเคราะห์ที่มีชีวิตชีวา” อย่างที่เคยคาดไว้ แต่อย่างไรก็ตาม ข้อมูลจากยานอวกาศที่ส่งไปสำรวจดาวอังคารรุ่นหลังๆ แสดงให้เห็นว่าดาวอังคารเป็นดาวเคราะห์ที่มีความซับซ้อน และยังมีปริศนาหลายอย่างที่ยังไม่ค้นพบคำตอบ โดยมีประเด็นสำคัญมากข้อหนึ่งคือ ดาวอังคารเคยมีสภาพที่เหมาะสมต่อการดำรงอยู่ของสิ่งมีชีวิตในรูปแบบจุลชีพ (Microbes) หรือไม่

 

 

 

รูปภาพ

ชุดข้อมูลภาพพื้นผิวดาวอังคารที่ยาน Mariner 4 ถ่ายภาพมา จะเห็นว่ามีหลายภาพที่พื้นที่ที่ปรากฏในภาพมีหลุมอุกกาบาตอยู่มาก ส่วนภาพดาวอังคารที่มุมขวาล่างเป็นภาพถ่ายเบลอๆที่ถ่ายผ่านกล้องโทรทรรศน์สมัยก่อน ซึ่งเป็นซีกดาวส่วนที่ยาน Mariner 4 ได้ถ่ายภาพ

 

นอกจากนี้ ยังสามารถเปรียบเทียบภูมิประเทศบริเวณเดียวกันระหว่างภาพถ่ายจากยาน Mariner 4 กับยาน Vikings ในลิงก์นี้

 

http://www.planetary.org/multimedia/space-images/mars/mariner-4-viking-compared.html

 

[Credit ภาพ: NASA/JPL/Ted Stryk]

 

 

 

ดาวอังคารเป็นดาวเคราะห์หินที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณครึ่งหนึ่งของโลก ซึ่งจากการที่ดาวอังคารเป็นดาวเคราะห์หิน ทำให้กระบวนการทางภูเขาไฟ การพุ่งชนของอุกกาบาต การเคลื่อนตัวของเปลือกดาว และสภาพบรรยากาศ (เช่น พายุฝุ่น) เป็นปัจจัยในการเปลี่ยนแปลงสภาพพื้นผิวของดาวอังคาร

 

ดาวอังคารมีดาวบริวารขนาดเล็กอยู่ 2 ดวง ได้แก่ “โฟบอส” (Phobos) และ “ดีมอส” (Deimos) ซึ่งนักวิทยาศาสตร์คิดว่าทั้งสองดวงนี้เป็นดาวเคราะห์น้อยที่โคจรเข้ามาใกล้ดาวอังคารมากพอ จนความโน้มถ่วงของดาวอังคารดึงดูดมาเป็นดาวบริวาร การที่โฟบอสและดีมอสมีรูปร่างไม่สม่ำเสมอคล้ายมันฝรั่ง เนื่องจากดาวบริวารทั้งคู่ต่างมีมวลไม่มากพอ ที่จะมีแรงโน้มถ่วงช่วยปรับรูปร่างของดาวให้เป็นทรงกลมได้ ซึ่งโฟบอส เป็นดาวบริวารดวงในสุด มีหลุมอุกกาบาตอยู่มาก และมีร่องลึกปรากฏอยู่บนพื้นผิว

 

รูปภาพ

ภาพต่อเปรียบเทียบขนาดของโฟบอส (22.2 km) และไดมอส (12.6 km)

 

[Credit ภาพ: NASA]

 

 

 

ดาวอังคารก็มีฤดูกาลเช่นเดียวกันกับโลก เนื่องจากแกนหมุนรอบตัวเองของดาวอังคารเอียงไปจาก “แกนตั้งฉากระนาบวงโคจร” ขณะที่ดาวอังคารอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 1.5 เท่าของระยะห่างจากโลกถึงดวงอาทิตย์ และวงโคจรรูปวงรีของดาวอังคารมีค่าความเยื้องศูนย์กลาง (Eccentricity: โดยวงรีจะมีค่านี้ระหว่าง 0 กับ 1) ค่อนข้างสูงเมื่อเทียบกับวงโคจรของดาวเคราะห์ดวงอื่น ระยะห่างของดาวอังคารจากดวงอาทิตย์จึงเปลี่ยนแปลงไป ส่งผลกระทบต่อความยาวนานของฤดูกาลบนดาวอังคาร โดยแต่ละฤดูจะมีความยาวนานไม่เท่ากัน ซึ่งขนาดพื้นที่ของพืดน้ำแข็งที่ขั้วทั้งสองของดาวอังคารก็ขยายตัวและหดตัวลงตามฤดูกาลด้วย นอกจากนี้ พื้นที่ที่มีลักษณะเป็นชั้นๆบริเวณขั้วดาวยังแสดงให้เห็นว่าภูมิอากาศของดาวอังคารเคยผ่านการเปลี่ยนแปลงมามากกว่า 1 ครั้ง

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงฤดูกาลของซีกเหนือและซีกใต้ของดาวอังคาร        

– เมื่อดาวอังคารอยู่ทางซ้ายของภาพ ดาวอังคารหันซีกใต้เอียงเข้าหาดวงอาทิตย์ หันซีกเหนือออกจากดวงอาทิตย์ (ซีกใต้ได้รับแสงอาทิตย์มากกว่าซีกเหนือ) เป็นช่วงฤดูหนาวของซีกเหนือ ช่วงฤดูร้อนสำหรับซีกใต้

– เมื่อเวลาผ่านไป ดาวอังคารโคจรมาอยู่ทางขวาของภาพ ดาวอังคารหันซีกใต้ออกจากดวงอาทิตย์ หันซีกเหนือเอียงเข้าหาดวงอาทิตย์ (ซีกเหนือได้รับแสงอาทิตย์มากกว่าซีกใต้) เป็นช่วงฤดูร้อนของซีกเหนือ ช่วงฤดูหนาวสำหรับซีกใต้

 

ในทางดาราศาสตร์แล้ว ฤดูกาลหมายถึง ปรากฏการณ์ที่พื้นผิวในซีกเหนือและซีกใต้ของดาวเคราะห์ได้รับรังสีที่ดวง อาทิตย์แผ่ออกมาแตกต่างกันไปตามช่วงเวลาต่างๆ ไม่เกี่ยวข้องกับความใกล้ไกลระหว่างดาวเคราะห์กับดวงอาทิตย์  ปรากฏการณ์นี้จะเห็นได้ชัดสำหรับดาวเคราะห์ที่มีแกนหมุนรอบตัวเองเอียงไปมาก จากแกนตั้งฉากระนาบวงโคจร เช่น โลก ดาวอังคาร ดาวเสาร์ หรือดาวยูเรนัส

[Credit ภาพ: http://www.universetoday.com]

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงผลกระทบของการที่ดาวอังคารมีวงโคจรรูปวงรีต่อความยาวนานของฤดูกาล โดยดาวอังคารจะหันขั้วเหนือออกห่างจากดวงอาทิตย์มากที่สุด (ช่วง Winter Soltice) ในช่วงใกล้เคียงกับจังหวะที่ดาวอังคารผ่านตำแหน่งใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุดในวงโคจร (ตำแหน่ง Perihelion) ซึ่งดาวอังคารจะมีอัตราเร็วในการโคจร ขณะเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าในขณะที่ดาวอังคารอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ ทำให้สำหรับซีกเหนือของดาวอังคารแล้ว ฤดูใบไม้ร่วงและฤดูหนาวจะสั้นกว่าฤดูใบไม้ผลิและฤดูร้อน (ส่วนซีกใต้ของดาวอังคารจะเป็นตรงกันข้าม)

[Credit ภาพ: ESA]    

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงการหมุนควงของแกนหมุนรอบตัวเองของโลก รอบแกนตั้งฉากระนาบวงโคจรของโลก ซึ่งเรียกปรากฏการณ์นี้ว่า Axial Precession สำหรับ Axial Precession ของโลกจะครบหนึ่งรอบ ใช้เวลาประมาณ 26,000 ปีของโลก ขณะที่ Axial Precession ของดาวอังคารจะครบหนึ่งรอบ ใช้เวลาประมาณ 175,000 ปีของโลก (93,000 ปีของดาวอังคาร)

[ที่มาของภาพ: http://earthobservatory.nasa.gov/Features/Milankovitch/milankovitch_2.php ]

 

รูปภาพ

การที่ดาวเคราะห์ไม่ได้มีรูปร่างเป็นรูปทรงกลมสม่ำเสมอ แต่มีรูปร่างแป้นแบบผลส้ม โดยป่องออกบริเวณเส้นศูนย์สูตร ทำให้แรงโน้มถ่วงที่อีกวัตถุกระทำต่อวัสดุประกอบดาวเคราะห์บริเวณเส้นศูนย์สูตรด้านไกลวัตถุกับด้านใกล้วัตถุมีขนาดและทิศทางที่แตกต่างกัน (ซึ่งพยายามตั้งแกนหมุนรอบตัวเองของดาวเคราะห์ให้ตั้งตรง) และเกิดทอร์ก (Torque) ในทิศทางตั้งฉากกับแกนหมุนรอบตัวเองของโลก (สำหรับรูปนี้ ทิศทางของทอร์กจะพุ่งออกจากหน้าจอ)

แต่เนื่องจากทิศทางของทอร์ก กับแกนการหมุนรอบตัวเองของโลก (หรือ “ทิศทางเวกเตอร์ของโมเมนตัมเชิงมุม” ในอีกความหมาย) ตั้งฉากกัน ส่งผลให้แกนหมุนรอบตัวเองของโลกเกิดการหมุนควง (แทนที่จะตั้งตรง) แต่ถ้าหากดาวเคราะห์มีรูปร่างเป็นรูปทรงกลมสม่ำเสมอ ก็จะไม่เกิดการหมุนควงของแกนหมุนรอบตัวเอง

ซึ่งการสาธิตเรื่องการหมุนควงของแกนหมุนรอบตัวเองของวัตถุเนื่องจากทอร์กนั้น สามารถดูได้ที่นี่ http://www.youtube.com/watch?v=ty9QSiVC2g0

ปรากฏการณ์ Axial Precession สำหรับกรณีโลก ส่วนใหญ่จะเป็นผลจากแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์และดวงจันทร์ แต่กรณีของดาวอังคาร ส่วนใหญ่จะเป็นผลจากแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์

[ที่มาของภาพ: http://thaiastro.nectec.or.th/library/grandconjunction/grandconjunction.html ]

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงการเปลี่ยนแปลงของมุมเอียงระหว่างแกนหมุนรอบตัวเองของดาวเคราะห์ กับแกนตั้งฉากระนาบวงโคจรของดาวเคราะห์ (Axial tilt หรือบางทีก็เรียกว่า Obliquity) เรียกว่า “ปรากฏการณ์ Nutation” เกิดจากแรงโน้มถ่วงรบกวนของวัตถุอื่นๆ ซึ่งในกรณีของโลก ปรากฏการณ์ Nutation จะทำให้มุมเอียงดังกล่าวมีค่าแกว่งระหว่าง 22.1-24.5 องศา และใช้เวลาครบรอบประมาณ 41,000 ปี แต่ปรากฏการณ์นี้ในกรณีของดาวอังคารจะรุนแรงกว่ามาก (มุมเอียงมีค่าตั้งแต่ประมาณ 15-35 องศา แต่นักวิทยาศาสตร์ส่วนหนึ่งก็คาดว่ามีค่าตั้งแต่ 0-60 องศา) เนื่องจากดาวบริวารของดาวอังคารมีมวลไม่มาก ซึ่งส่งผลให้แรงโน้มถ่วงรบกวนจากดาวบริวาร ที่พยายามทำให้แกนหมุนรอบตัวเองของดาวเคราะห์ดวงแม่ตั้งตรง ของกรณีดาวอังคารน้อยกว่ากรณีของโลก

[Credit ภาพ: Robert Simmon, NASA GSFC]

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงทิศทางการหมุนรอบตัวเองของดาวเคราะห์ (R) และลักษณะการหมุนควงของแกนการหมุนรอบตัวเองของดาวเคราะห์ โดยพิจารณาทั้ง Axial Precession (P) และ Nutation (N)

ทั้ง Axial Precession และ Nutation เป็นปัจจัยหลักที่ทำให้เกิดวัฏจักรการเปลี่ยนแปลงสภาพภูมิอากาศของดาวเคราะห์ ที่เป็นผลจากความเปลี่ยนแปลงของแกนหมุนรอบตัวเองของดาว (แต่ความเปลี่ยนแปลงทางด้านวงโคจร เช่น การเปลี่ยนแปลงค่าความรีของวงโคจร ก็ส่งผลต่อการเปลี่ยนแปลงสภาพภูมิอากาศของดาวเคราะห์ด้วย)

[Credit ภาพ: User “Herbye” – Wikipedia]

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงผลกระทบของปรากฏการณ์ Nutation ต่อขั้วน้ำแข็งบนดาวอังคาร และยังมีผลต่อสภาพภูมิอากาศของดาวอังคารด้วย ซึ่งแสดงพื้นที่ที่ปกคลุมด้วยน้ำแข็งตลอดปี (สีขาวขุ่น) และพื้นที่ที่มีน้ำแข็งปกคลุมพื้นผิวเฉพาะในฤดูหนาว (สีขาวใส)

– ช่วงที่แกนหมุนรอบตัวเองของดาวอังคารตั้งตรงมากที่สุด (มุมเอียงประมาณ 10 องศา):

 ปริมาณพลังงานต่อพื้นที่จากแสงอาทิตย์ที่ส่องลงมายังพื้นผิวดาวอังคาร สำหรับบริเวณเส้นศูนย์สูตรดาว (แสงส่องตรงๆ) จะมีมากกว่าบริเวณขั้วดาว (แสงส่องเฉียงๆ) ทำให้น้ำแข็งคงอยู่เฉพาะบริเวณขั้วดาว และการที่มีน้ำแข็งดังกล่าวกลายเป็นไอน้ำในบรรยากาศค่อนข้างน้อย ส่งผลให้บรรยากาศของดาวอังคารค่อนข้างแห้ง

– ช่วงที่แกนหมุนรอบตัวเองของดาวอังคารเอียงปานกลาง (มุมเอียงประมาณ 27-40 องศา):

 เมื่อแกนหมุนรอบตัวเองของดาวอังคารมีมุมเอียงมากขึ้น ปริมาณพลังงานจากแสงอาทิตย์ในบริเวณขั้วดาวอังคารก็จะมากขึ้น ขณะที่ในบริเวณเส้นศูนย์สูตรดาวจะลดลง (สังเกตได้โดยเฉพาะในช่วง Solstice – ดาวอังคารหันขั้วดาวขั้วหนึ่งเข้าหาดวงอาทิตย์มากที่สุด) น้ำแข็งที่ขั้วดาวระเหิดกลายเป็นไอน้ำในบรรยากาศ (ภูมิอากาศบริเวณขั้วดาวจึงมีความชื้นมากขึ้น) ก่อนที่จะแข็งตัวกลับมาเป็นน้ำแข็งมาตกทับถมในบริเวณใกล้เส้นศูนย์สูตรมากขึ้น ส่งผลให้ขนาดพื้นที่ของพืดน้ำแข็งตามฤดูกาลขยายตัว

– ช่วงที่แกนหมุนรอบตัวเองของดาวอังคารเอียงมาก (มุมเอียงประมาณ 40-60 องศา):

ขั้วของดาวอังคารจะได้รับพลังงานจากดวงอาทิตย์มากขึ้นไปอีก ขณะที่บริเวณเส้นศูนย์สูตรดาวจะได้รับพลังงานน้อยลงไปอีกเช่นเดียวกัน ส่งผลให้ในช่วงนี้ ไม่เหลือพื้นที่ที่มีน้ำแข็งอยู่ตลอดทั้งปีที่บริเวณขั้วดาวอังคาร และพื้นที่ของพืดน้ำแข็งตามฤดูกาลขยายตัวไปใกล้เส้นศูนย์สูตรได้มากที่สุด

– ปัจจุบัน (มุมเอียงประมาณ 25.2 องศา):

น้ำแข็งตามผิวดินบนดาวอังคารถูกจำกัดแต่ในบริเวณขั้วดาว ซึ่งนักวิทยาศาสตร์หลายคนคิดว่าดาวอังคารมีน้ำแข็งอยู่ใต้ผิวดิน โดยอยู่ในรูปของน้ำแข็งอายุน้อยที่แทรกตัวตามรูพรุนของดิน (พื้นที่สีน้ำเงินในภาพแยก) และชั้นน้ำแข็งใต้ดิน (พื้นที่สีฟ้าในภาพแยก) จึงส่งยานอวกาศ Phoenix ไปตรวจหาน้ำแข็งใต้ผิวดินเหล่านี้ โดยนักวิทยาศาสตร์ยังคิดว่าบริเวณพื้นที่ Vastitas Borealis ซึ่งเป็นพื้นที่ลงจอดของยาน จะมีน้ำแข็งใต้ผิวดินอยู่ในระดับลึกลงไปไม่ถึง 1 เมตร

[ที่มาของภาพ: http://www.science.org.au/nova/newscientist/019ns_002.htm

 

รูปภาพ

ข้อมูลที่ได้จากระบบเรดาร์ที่ใช้ศึกษาโครงสร้างใต้พื้นผิวลงไปในระดับตื้นๆ (Shallow Radar: SHARAD) โดยยาน Mars Reconnaissance Orbiter เพื่อทำแผนที่โครงสร้างน้ำแข็งที่เป็นชั้นๆใต้ผิวดินบริเวณขั้วเหนือของดาวอังคาร

– ภาพย่อย a: แสดงข้อมูลที่ได้จากอุปกรณ์ SHARAD ของยาน แสดงภาคตัดขวาง (Cross-section) ของพื้นที่บริเวณขั้วเหนือของดาวอังคาร โดยตีความจากระยะเวลาระหว่างที่ส่งคลื่นวิทยุลงไปจนกระทั่งได้รับคลื่นวิทยุที่โครงสร้างแต่ละชั้นสะท้อนกลับมา แสดงถึง “ลักษณะที่มีการทับถมเป็นชั้นๆ” (Layered Deposits) ของน้ำแข็งวางตัวอยู่เหนือ “หน่วยหินที่เป็นฐาน” (Basal Unit)

จะเห็นได้ว่าใน Layered Deposits ก็มีการแยกเป็นชั้นย่อยๆอีก (ปรากฏเป็นชั้นสีขาวสลับกับชั้นสีดำ) ซึ่งเป็นผลจากสมบัติการสะท้อนเรดาร์ที่แตกต่างกัน อันเนื่องมาจากสมบัติทางไฟฟ้าที่แตกต่างกันของวัสดุแต่ละชนิด ซึ่งโดยปกติแล้วน้ำแข็งจะสะท้อนเรดาร์ได้ดีกว่าหิน ทำให้นักวิทยาศาสตร์ตีความว่าโครงสร้างเป็นชั้นๆที่สลับกันนี้เป็นชั้นน้ำแข็งที่สลับกับชั้นน้ำแข็งที่มีฝุ่นหรือกรวดหินปะปน

นักวิทยาศาสตร์ยังทำการเปรียบเทียบรูปแบบการสลับชั้นของโครงสร้างจากการทับถมนี้ กับแบบจำลองทางทฤษฎีเกี่ยวกับปรากฏการณ์ Nutation ของดาวอังคาร ซึ่งพบว่ารูปแบบการสลับชั้นที่สังเกตการณ์ได้ไม่สอดคล้องกับการตีความที่ว่า ชั้นที่มีฝุ่นปะปนมากเกิดจากการทับถมในช่วงที่แกนหมุนรอบตัวเองของดาวอังคารเอียงมาก แต่กลับสอดคล้องกับการตีความแบบอื่นที่ว่าชั้นที่มีฝุ่นปะปนมากเกิดจากการทับถมในช่วงที่มีฝุ่นแขวนลอยอยู่ในอากาศมาก ซึ่งแสดงถึงการเปลี่ยนแปลงสภาพภูมิอากาศ หากพิจารณาในแง่มุมของฝุ่นที่ปะปนในอากาศ

เนื้อหาส่วนนี้สามารถอ่านเพิ่มเติมได้ที่นี่ http://www.nasa.gov/mission_pages/MRO/news/mro-20090922.html

– ภาพย่อย b: ภาพถ่ายจากกล้องถ่ายภาพความละเอียดสูง HiRISE ของยาน Mars Reconnaissance Orbiter แสดงให้เห็น “ลักษณะที่มีการทับถมกันเป็นชั้นๆ” (Layered Deposits), “หน่วยหินที่เป็นฐาน” (Basal Unit) ที่ปรากฏในลักษณะ “พื้นที่หินโผล่” (Outcrop) ในบริเวณใกล้ขอบขั้วน้ำแข็งของดาวอังคาร

– ภาพย่อย c: แผนที่แสดงระดับความความสูงต่ำของผิวดินบริเวณขั้วเหนือของดาวอังคาร จากการสำรวจด้วยเรดาร์ เส้นสีขาวที่ลากระหว่างตำแหน่ง A กับ A’ แสดงแนวตำแหน่งที่ใช้ศึกษาภาคตัดขวางตามที่ปรากฏในภาพย่อย a ส่วนเส้นประสีเหลืองแสดงขอบเขตของ “หน่วยหินที่เป็นฐาน” (พื้นที่บริเวณซ้ายบนของภาพย่อย) และ “ลักษณะที่มีการทับถมกันเป็นชั้นๆ” ส่วนเฉดสีต่างๆในภาพแสดงถึงระดับความสูงต่ำของพื้นผิว ตั้งแต่ใต้ระดับอ้างอิงของพื้นผิวดาวอังคาร 2.3 กิโลเมตร (สีเหลือง) ไปจนถึง 5.8 กิโลเมตร (สีม่วง)

– ภาพย่อย d: แผนที่แสดงระดับความความสูงต่ำของพื้นผิวส่วนที่อยู่ใต้ชั้นน้ำแข็งที่ทับถมกัน บริเวณขั้วเหนือของดาวอังคารจากการสำรวจด้วยเรดาร์

– ภาพย่อย e: แผนที่แสดงความหนาของ “ลักษณะที่มีการทับถมกันเป็นชั้นๆ” บริเวณขั้วเหนือของดาวอังคาร ซึ่งอาศัยผลต่างของข้อมูลในภาพย่อย c และภาพย่อย d พบว่าชั้นน้ำแข็งดังกล่าวมีปริมาตรเพียงประมาณ 30% ของปริมาตรพืดน้ำแข็งบนเกาะกรีนแลนด์ ส่วนเฉดสีต่างๆในภาพแสดงถึงระดับความหนา ตั้งแต่ 2 กิโลเมตร (สีเหลือง) ไปจนถึง 0 กิโลเมตร (สีดำ)

[ที่มาของภาพ: http://www.nasa.gov/mission_pages/MRO/multimedia/mro20090922.html ]

 

รูปภาพ

ข้อมูลภาพ 3 มิติที่ประมวลผลจากภาพถ่ายโดยกล้อง HiRISE ของยาน Mars Reconnaissance แสดงเนินของชั้นตะกอนที่ทับถมกันบริเวณก้นหลุมอุกกาบาต Becquelel (ละติจูด 22.1 องศาเหนือ) ในลักษณะเป็นขั้นบันได โดยชั้นตะกอนนี้ก็บ่งชี้ถึงการเปลี่ยนแปลงสภาพภูมิอากาศของดาวอังคารเช่นเดียวกับชั้นน้ำแข็งที่บริเวณขั้วเหนือ เพียงแต่ตัวการต่างกัน (น้ำแข็งกับน้ำ)

การที่หินตะกอนสีอ่อนนี้เป็นหินที่มีซัลเฟต (SO4) เป็นองค์ประกอบ ทำให้นักวิทยาศาสตร์คิดว่าหลุมอุกกาบาตแห่งนี้เคยเป็นทะเลสาบมาก่อน เมื่อดาวอังคารยังมีน้ำในสถานะของเหลวบนพื้นผิวในอดีต เพราะในกรณีบนโลกแล้ว ซัลเฟตจะเกิดขึ้นตามธรรมชาติผ่านการระเหยของน้ำ

โดยตะกอนที่หยาบกว่า (เม็ดตะกอนหยาบกว่า) จะตกทับถมกันในช่วงที่อุณหภูมิสูงกว่าปกติ ขณะที่ตะกอนที่ละเอียดกว่า (เม็ดตะกอนละเอียดกว่า) จะตกทับถมกันในช่วงที่อุณหภูมิต่ำกว่าปกติ ตะกอนทั้งสองแบบจะตกจมและทับถมกันเป็นชั้นตะกอนสลับกันไปตามสภาพภูมิอากาศที่เปลี่ยนแปลง

เมื่อน้ำในสถานะของเหลวหายไปจากพื้นผิวดาวอังคารแล้ว กระบวนการทับถมของตะกอนดังกล่าวก็หยุดลง ลมได้กลายมาเป็นตัวการหลักในการกัดกร่อน (Erosion) ชั้นตะกอนนี้ แต่เนื่องจากขนาดของเม็ดอนุภาคตะกอนมีผลต่อความคงทนของหินตะกอนต่อการกัดกร่อนโดยลม ทำให้ชั้นตะกอนดังกล่าวถูกกัดกร่อนจนผิวลาดด้านข้างของเนินตะกอนที่เหลือมีลักษณะเป็นขั้นบันได

[ที่มาของภาพ: Lewis, K.W. et al. (2008). Quasi-periodic bedding in the sedimentary rock record of Mars. Science 322, 1532. ]

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงกระบวนการเกิดเนินของชั้นตะกอนที่มีผิวลาดด้านข้างเป็นขั้นบันได ตามก้นหลุมอุกกาบาตบนดาวอังคาร โดยหลังจากที่เกิดหลุมอุกกาบาต หลุมดังกล่าวก็มีสภาพเป็นทะเลสาบ มีการทับถมของทราย (Sand) และทรายแป้ง (Silt) เป็นชั้นตะกอนสะสมไปเรื่อยๆ สลับกันตามการเปลี่ยนแปลงสภาพภูมิอากาศ จากนั้นลมก็เป็นตัวการหลักคอยกัดกร่อนชั้นตะกอนนี้ จนมีสภาพตามปัจจุบัน

[Credit ภาพ: User “Jimmarsmars” – Wikipedia]

 

 

กระบวนการทางภูเขาไฟ (Volcanism) ปรากฏบนพื้นผิวดาวอังคารทั้งบนพื้นที่สูง (Highland) และที่ราบ ภายในช่วงระยะเวลาก่อน 3 พันล้านปีที่แล้ว ซึ่งภูเขาไฟรูปโล่ (Shield Volcano) ขนาดใหญ่บางแห่งมีอายุน้อยกว่านั้น โดยก่อตัวขึ้นมาในช่วงระหว่าง 1 – 2 พันล้านปีที่แล้ว ดาวอังคารมีภูเขาไฟที่ใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะอย่าง Olympus Mons และยังมีเครือข่ายหุบเหวขนาดใหญ่ที่น่าสนใจบริเวณเส้นศูนย์สูตรของดาว ซึ่งมีชื่อว่า Valles Marineris

 

รูปภาพ

แผนที่สีเพี้ยนสำหรับแสดงระดับความสูงต่ำของพื้นผิวดาวอังคารจากระดับอ้างอิง (ระดับรัศมีเฉลี่ยของดาวอังคาร) โดยอาศัยข้อมูลจากเลเซอร์วัดระดับความสูงของพื้นผิว (Laser altimeter) ของยาน Mars Global Surveyor จะเห็นได้ว่าพื้นผิวดาวอังคารมีสภาพแตกต่างกันเป็นสองซีกอย่างเห็นได้ชัด

พื้นผิวซีกเหนือของดาวอังคารจะมีระดับค่อนข้างต่ำ มีสภาพเป็นที่ราบกว้างซึ่งมีหลุมอุกกาบาตน้อยกว่า ขณะที่พื้นผิวซีกใต้ของดาวอังคารจะมีระดับค่อนข้างสูง มีสภาพขรุขระซึ่งมีหลุมอุกกาบาตมากกว่า ความแตกต่างระหว่างสภาพพื้นผิวดาวอังคารทั้งสองซีกนี้ เรียกว่า “การแบ่งครึ่งพื้นผิวดาวอังคารตามสภาพภูมิประเทศที่แตกต่างกัน” (Martian dichotomy) บ่งชี้ว่าเปลือกดาวอังคารซีกเหนือจะบางกว่าเปลือกดาวอังคารซีกใต้ นักวิทยาศาสตร์ตั้งสมมติฐานว่า Martian dichotomy เกิดจากการที่ดาวอังคารถูกพุ่งชนครั้งใหญ่ในช่วงที่ดาวอังคารยังมีอายุน้อย

ทางซ้ายของภาพ จะสังเกตเห็นพื้นที่สีแดง-น้ำตาล-ขาว พื้นที่ดังกล่าวมีชื่อว่า “พื้นที่สูง Tharsis” ซึ่งภูเขาไฟขนาดใหญ่สามลูกเรียงกันเป็นแนวบริเวณนี้ เรียกรวมๆกันว่า “Tharsis Montes” ส่วนพื้นที่สีน้ำเงินที่ปรากฏบนซีกใต้ของดาวอังคารทางด้านขวาของภาพ เป็นที่ราบจากการพุ่งชน (Impact basin) ชื่อ Hellas ซึ่งเกิดจากการพุ่งชนในช่วง “การกระหน่ำพุ่งชนครั้งใหญ่ช่วงสุดท้าย” (Late Heavy Bombardment) ในช่วงระหว่าง 4.1 – 3.8 พันล้านปีที่แล้ว

[Credit ภาพ: NASA/JPL]

 

รูปภาพ

แผนที่ดาวอังคารบริเวณพื้นผิวดาวส่วนที่เป็นภูเขาไฟ Olympus Mons และกลุ่มภูเขาไฟ Tharsis Montes ได้แก่ Ascraeus Mons, Pavonis Mons และ Arsia Mons

[ที่มาของภาพ: http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2007/mars_volcanoes.html ]

 

รูปภาพ

ภาพที่สร้างจากคอมพิวเตอร์ แสดงภูเขาไฟ Olympus Mons ภูเขาไฟลูกนี้มีความสูงถึงเกือบ 22 กิโลเมตร และเป็นหนึ่งในภูเขาไฟลูกที่มีอายุน้อยมากสำหรับธรณีกาลของดาวอังคาร โดยเกิดภายในยุค Amazonian ซึ่งเป็นยุคทางธรณีกาลของดาวอังคาร ที่เริ่มตั้งแต่ 3,000 ล้านปีที่แล้วจนกระทั่งปัจจุบัน

จากรูปนี้จะเห็นได้ว่าภูเขาไฟ Olympus Mons มีลักษณะเป็นภูเขาไฟรูปโล่ (Shield Volcano) เกิดจากการเอ่อขึ้นมาของลาวาความหนืดต่ำ ซึ่งมีสภาพไหลได้ดีและไหลแผ่ไปได้เป็นบริเวณกว้าง ส่งผลให้ภูเขาไฟประเภทนี้มีความสูงค่อนข้างน้อยเมื่อเทียบกับขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางของฐานภูเขาไฟ และพื้นลาดทางด้านข้างของภูเขาไฟรูปโล่ทำมุมเอียงจากแนวระนาบค่อนข้างต่ำ

[Credit ภาพ: NASA/MOLA Science Team/O.de Goursac, Adrian Lark]

 

รูปภาพ

แผนภาพเปรียบเทียบการเกิดภูเขาไฟแบบ Hotspot ระหว่างกรณีหมู่เกาะฮาวายบนโลก กับภูเขาไฟ Olympus Mons ของดาวอังคาร

Hotspot เป็นตำแหน่งบนพื้นผิวที่วัสดุในชั้นแมนเทิลลึกลงไปได้รับความร้อนที่มากกว่าระดับปกติจากแก่นดาว ทำให้วัสดุดังกล่าวเกิดการแทรกตัวขึ้นมา และเมื่อแทรกตัวมาถึงรอยต่อกับธรณีภาค (Lithosphere: แมนเทิลชั้นบนสุดและเปลือกดาว ซึ่งมีสภาพเป็นของแข็ง) วัสดุจากชั้นแมนเทิลแทรกตัวขึ้นมาจะมีความดันลดลง จึงเกิดการหลอมเหลวเป็นแมกม่า แล้วแทรกตัวขึ้นผ่านชั้นธรณีภาคต่อไป เกิดเป็นภูเขาไฟขึ้นบนพื้นผิว ซึ่งลักษณะเป็นลำของวัสดุที่แทรกตัวจากชั้นแมนเทิลมายังชั้นธรณีภาคเรียกว่า Mantle plume (บางตำราก็เรียก Heat plume หรือ Magma plume)

กรณีหมู่เกาะฮาวายบนโลก: Mantle plume อยู่ที่ตำแหน่งเดิม แต่ชั้นธรณีภาคของโลกมีการแบ่งออกเป็นแผ่นๆ และแต่ละแผ่นธรณีภาคมีการเคลื่อนที่ (เรียกปรากฏการณ์นี้ว่า Plate Tectonics) การที่แผ่นธรณีภาคเคลื่อนที่ไปเหนือ Mantle plume ทำให้เกิดกลุ่มภูเขาไฟที่เรียงกันเป็นแนว

กรณีภูเขาไฟ Olympus Mons ของดาวอังคาร: ในช่วงยุคที่มี Mantle plume ที่ทำให้เกิดภูเขาไฟลูกนี้ ชั้นธรณีภาคของดาวอังคารไม่มีการเคลื่อนที่ ทำให้ลาวาที่เอ่อจาก Mantle plume เย็นตัวและแข็งตัวซ้ำๆกันที่เดิม ทำให้เกิดเป็นภูเขาไฟเดี่ยวขนาดใหญ่

[ที่มาของภาพ: http://abyss.uoregon.edu/~js/ast121/lectures/lec12.html ]

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงกระบวนการเกิดกลุ่มภูเขาไฟ Tharsis Volcaneos ซึ่งเกิดจาก Hotspot เช่นเดียวกับกรณีของภูเขาไฟ Olympus Mons แต่มีรายละเอียดที่ต่างกัน

ภูเขาไฟขนาดใหญ่ 3 ลูกบริเวณพื้นที่สูง Tharsis เกิดขึ้นในยุค Noachian ของดาวอังคาร (ระหว่าง 4,200 – 3,700 ล้านปีที่แล้ว) เกิดจากการที่ Mantle plume จากโครงสร้างลึกลงไปภายในดาวอังคาร ผุดขึ้นมาบริเวณ Tharsis region เกิดเป็น Hotspot บนพื้นผิวดาวอังคารในบริเวณนั้น

แต่เนื่องจากเปลือกดาวอังคารมีความไม่สมมาตร (Crust dichotomy: เปลือกดาวซีกเหนือบาง เปลือกดาวซีกใต้หนา) และการที่โครงสร้างภายในของดาวอังคารตอนนั้นยังมีสภาพเป็นของไหลอยู่มากกว่า จึงเกิดการเคลื่อนตัวของเปลือกดาว (tectonics) ซึ่งต่างจาก Plate Tectonics บนโลก ตรงที่เปลือกดาวอังคารหมุนไปทั้งหมด ไม่มีการแบ่งเป็นแผ่นย่อยๆแบบโลก จึงเกิดเป็นกลุ่มภูเขาไฟ Tharsis Volcanoes

เมื่อเวลาผ่านไป โครงสร้างภายในของดาวอังคารเย็นตัวลงและแข็งตัวมากขึ้น ทำให้ Tectonics ของดาวอังคารหยุดลง

Hotspot ของดาวอังคารในช่วงหลัง จึงไม่ทำให้เกิดกลุ่มภูเขาไฟเรียงกันเป็นแนว แบบกลุ่มภูเขาไฟ Tharsis Volcanoes แต่มีลาวาเอ่อหรือประทุซ้ำที่เดิมๆ ทำให้เกิดภูเขาไฟขนาดใหญ่แบบ Olympus Mons ซึ่งเกิดในยุค Amazonian (ตั้งแต่ 3,000 ล้านปีที่แล้วจนปัจจุบัน)

[Credit ภาพ: Shijie Zhong/ ที่มาของภาพ: http://www.sciencedaily.com/releases/2008/12/081215121607.htm ]

 

รูปภาพ

ภาพถ่ายโมเสกจากข้อมูลภาพ 102 ภาพที่ยานโคจรรอบดาวอังคารของ Viking 1 ถ่ายภาพมาเมื่อเดือนกุมภาพันธ์ ค.ศ.1980 ลักษณะภูมิประเทศที่ปรากฏเป็นแถบเส้นตรงกลางของภาพ คือเครือข่ายหุบเหวขนาดใหญ่ที่สุดบนดาวอังคารที่ชื่อว่า Valles Marineris ซึ่งทอดตัวยาวเหยียดถึงกว่า 4,000 กิโลเมตร มีความกว้างประมาณ 200 กิโลเมตร จุดที่ลึกที่สุดของหุบเหวนี้ลึกถึง 7 กิโลเมตร อยู่ทางตะวันออกของพื้นที่สูง Tharsis

ในปัจจุบันนี้ สมมติฐานเกี่ยวกับ Valles Marineris ที่ได้รับการยอมรับมากที่สุดคือ Valles Marineris เป็นผลจากการก่อตัวของพื้นที่สูง Tharsis (พื้นที่สูงจากการทับถมของลาวาที่เอ่อจากกลุ่มภูเขาไฟ Tharsis Volcanoes) โดยเมื่อลาวาจาก Tharsis Volcanoes ทับถมหนาขึ้นเรื่อยๆ จนความเครียด (Strain: อัตราส่วนระหว่างความยาวของวัสดุที่เปลี่ยนแปลงไป ต่อความยาวเดิมของวัสดุนั้น โดยพิจารณาความยาวของวัสดุในแนวแรงที่กระทำต่อวัสดุนั้น บ่งชี้ถึงการเปลี่ยนรูปของวัสดุเมื่อมีแรงกระทำต่อวัสดุ) ที่สะสมในเปลือกดาวทำให้เปลือกดาวอังคารเกิดการปริแตก ปรากฏเป็นรอยเลื่อนและรอยแตกขนาดใหญ่ ก่อนที่จะขยายตัวกว้างขึ้นจากการกัดกร่อนและการทรุดตัวถล่มลงมาของผนังหุบเหว

เนื้อหาเพิ่มเติมเกี่ยวกับ Valles Marineris สามารถอ่านเพิ่มเติมได้ที่ http://themis.asu.edu/vallesspecial

[Credit ภาพ: NASA/USGS]

 

 

ในปัจจุบันนี้ ดาวอังคารไม่มีสนามแม่เหล็กห่อหุ้มทั่วทั้งดวงแล้ว แต่ยานโคจรรอบดาวอังคาร Mars Global Surveyor ขององค์การ NASA ได้พบพื้นที่หลายแห่งบนเปลือกดาวบริเวณซีกใต้ของดาวอังคาร ซึ่งมีสภาพความเป็นแม่เหล็กค่อนข้างสูง (เมื่อเทียบกับความเข้มสนามแม่เหล็กเฉลี่ยของดาวอังคาร) บ่งชี้ว่าร่องรอยของสนามเหล็กดาวอังคารจากช่วง 4 พันล้านปีที่แล้ว ยังคงหลงเหลืออยู่

 

รูปภาพ

ข้อมูลแสดงความเข้มของสนามแม่เหล็กแต่ละพื้นที่ที่เกิดจากวัสดุในเปลือกดาวอังคาร ซึ่งตรวจวัดโดยเครื่องวัดสภาพแม่เหล็ก (Magnetometer)  โดยนำมาซ้อนทับกับแผนที่ดาวอังคาร จะเห็นได้ว่าความเข้มของสนามแม่เหล็กจะน้อยมากในบริเวณที่ราบตามซีกเหนือของดาวอังคาร ที่ราบจากการพุ่งชน (Impact basin) ที่มีระดับลึก และพื้นที่สูง Tharsis แต่ความเข้มของสนามแม่เหล็กจะมากในบริเวณเปลือกดาวที่มีอายุมากทางซีกใต้ของดาว ที่ไม่เคยถูกรบกวนจากการพุ่งชนครั้งใหญ่ หรือกระบวนการทางภูเขาไฟ

พื้นที่ที่มีความเข้มของสนามแม่เหล็กมากทางซีกใต้ของดาวอังคารจะปรากฏเป็นแถบสีแดงสลับน้ำเงิน แสดงถึงการสลับกันระหว่างแถบพื้นที่ที่สนามแม่เหล็กมีทิศทางพุ่งขึ้นจากพื้นผิว และทิศทางพุ่งลงมายังพื้นผิวดาว

ส่วนประเด็นที่ซีกใต้ของดาวอังคารมีความเข้มของสนามแม่เหล็กมากกว่าซีกเหนือนั้น จากงานวิจัยโดยใช้แบบจำลองทางคอมพิวเตอร์ในประเด็นนี้ พบว่าอาจเป็นผลจากการที่บริเวณรอยต่อระหว่างแก่นดาว-แมนเทิลที่ซีกเหนือของดาว มีอุณหภูมิสูงกว่าที่ซีกใต้ ซึ่งอาจเป็นผลต่อเนื่องจากการพุ่งชนดาวอังคาร ตามสมมติฐานการเกิด Martian Dichotomy

อย่างไรก็ตาม ในปัจจุบันนี้ ความเข้มของสนามแม่เหล็กที่พื้นผิวดาวอังคารที่มีค่ามากที่สุด (1.5 นาโนเทสลา) ก็ยังน้อยกว่าความเข้มสนามแม่เหล็กที่พื้นผิวโลกถึงราว 3,000 เท่า

เรื่องสนามแม่เหล็กที่ซีกใต้ของดาวอังคารสามารถอ่านเพิ่มเติมได้ที่ http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2008/1710.html

[Credit ภาพ: NASA/University of California, Berkeley]

 

 

นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่าดาวอังคารเคยผ่านสถานการณ์ที่เกิดน้ำท่วมครั้งใหญ่เป็นบริเวณกว้าง เมื่อประมาณ 3.5 พันล้านปีก่อน ถึงแม้เราจะไม่ทราบว่าน้ำจำนวนมากที่เคยท่วมอยู่บนพื้นผิวดาวอังคารสมัยก่อนนั้นมาจากไหน น้ำเหล่านี้คงอยู่บนพื้นผิวดาวนานเท่าไหร่ และน้ำเหล่านี้หายไปไหน

 

รูปภาพ

ภาพจินตนาการแสดงถึงพื้นที่ที่มีน้ำท่วมเป็นบริเวณกว้าง หรือมหาสมุทรบนดาวอังคารในช่วงหลายพันล้านปีที่แล้ว ก่อนที่น้ำในสถานะของเหลวจะหายไปจากพื้นผิวดาวอังคาร ตามสมมติฐานของนักวิทยาศาสตร์

 

 

ภารกิจการสำรวจดาวอังคารในช่วงหลังๆมานี้ ได้ค้นพบสัญญาณบ่งชี้ที่น่าสนใจเกี่ยวกับประเด็นเรื่องน้ำบนดาวอังคาร เช่น การค้นพบพื้นที่ที่มีการกักเก็บไฮโดรเจนเป็นจำนวนมากเมื่อเทียบกับพื้นที่อื่นๆ ในบริเวณชั้วเหนือของดาวอังคาร โดยยาน Mars Odyssey ในปี ค.ศ.2002 ซึ่งบ่งชี้ว่าอาจมีน้ำแข็งปริมาณมากอยู่ใต้พื้นผิวในระดับใกล้ผิวดินบริเวณขั้วเหนือ และจากการสังเกตการณ์หลังจากนั้น ก็พบไฮโดรเจนในบริเวณอื่นด้วย ถ้าหากน้ำแข็งใต้ดินดังกล่าวแทรกซึมไปทั่วทุกพื้นที่บนดาวอังคาร ก็อาจหมายความว่า ดาวอังคารมีชั้นน้ำแข็งใต้ดินเป็นโครงสร้างภายในของดาวอีกชั้นหนึ่ง

 

รูปภาพ

ข้อมูลแผนที่ในบริเวณขั้วเหนือ (ละติจูด 60 องศาเหนือขึ้นไป) และบริเวณขั้วใต้ (ละติจูด 60 องศาใต้ลงมา) ของดาวอังคาร แสดงถึงปริมาณน้ำแข็งที่อยู่ในระดับลึกลงไปใต้ผิวดินประมาณ 1 เมตรในแต่ละพื้นที่ โดยเรียงตั้งแต่พื้นที่ที่มีน้ำแข็งใต้ผิวดินอยู่มาก (พื้นที่สีแดง) ไปจนถึงพื้นที่ที่มีน้ำแข็งใต้ผิวดินอยู่น้อย (พื้นที่สีน้ำเงิน) จะเห็นได้ว่า พื้นที่ใกล้ขั้วเหนือของดาวอังคารมีน้ำแข็งอยู่ลึกลงไปไม่กี่เมตรใต้ผิวดินอยู่มาก

 

ข้อมูลนี้ได้จากการวัดอัตราของนิวตรอนกลุ่มที่มีพลังงานแบบ Epithermal Neutrons (นิวตรอนกลุ่มที่มีพลังงานตั้งแต่ 0.025-1 eV) ที่ออกมาจากพื้นผิวดาวอังคาร ด้วยเครื่องวัดสเปกตรัมของนิวตรอน (Neutron Spectrometer) ของยาน 2001 Mars Odyssey ซึ่งการตรวจหาน้ำที่อยู่ใต้ผิวดินโดยอาศัยการวัดอัตราของนิวตรอนที่หลุดออกมานั้น ต้องพิจารณาด้วยว่าที่พื้นผิวของดาวเคราะห์มีรังสีคอสมิคปะทะอยู่ตลอดด้วย สามารถอ่านเพิ่มเติมได้ที่ https://daejeonastronomy.wordpress.com/2014/02/02/planetary-science-on-youtube-01-lend-the-lunar-neutron-counter/

 

[Credit ภาพ: Feldman, W.C., Prettyman, T.H., Maurice, S., et al., Los Alamos National Laboratory/JPL]

 

 

ในปี ค.ศ.2004 รถหุ่นยนต์สำรวจพื้นผิวดาวอังคารที่ชื่อ Opportunity ได้ตรวจพบโครงสร้างและแร่ที่บ่งชี้ว่าน้ำในสถานะของเหลวเคยมีอยู่มาก่อนในอดีต ในบริเวณพื้นที่ลงจอดของรถหุ่นยนต์ ขณะที่รถหุ่นยนต์ฝาแฝดที่ชื่อ Spirit ก็ตรวจพบสัญญาณบ่งชี้ถึงน้ำในอดีต ในบริเวณพื้นที่ลงจอดเช่นเดียวกัน ซึ่งพื้นที่ลงจอดของ Opportunity กับ Spirit บนดาวอังคารนั้นอยู่ฝั่งตรงข้ามกัน

 

ตัวอย่างโครงสร้างและแร่ที่บ่งชี้ถึงน้ำที่เคยปรากฏอยู่บนพื้นผิวดาวอังคารในอดีต ได้แก่ “มวลสารพอกฮีมาไทต์” และ “สายแร่

 

 

จากสภาวะของดาวอังคารในปัจจุบัน ที่อุณหภูมิที่พื้นผิวดาวค่อนข้างเย็นและบรรยากาศที่เบาบาง ทำให้น้ำไม่สามารถคงสถานะเป็นของเหลวบนพื้นผิวดาวได้นาน โดยปริมาณน้ำที่มากพอสำหรับการกัดเซาะพื้นผิวดาวจนเกิดเป็นร่องรอยลำธารและที่ราบน้ำท่วมถึงนั้น ก็ไม่ได้ปรากฏอย่างชัดเจนแล้วในปัจจุบัน ซึ่งการแก้ปริศนาในเรื่องราวของน้ำบนดาวอังคารนั้น มีความสำคัญต่อการศึกษาเรื่องประวัติความเป็นมาของสภาพภูมิอากาศบนดาวอังคาร และจะช่วยเราในการทำความเข้าใจวิวัฒนาการของดาวเคราะห์ต่อไปได้ดีขึ้น

 

รูปภาพ

แผนภาพเฟส (Phase Diagram) ของน้ำ ซึ่งเป็นแผนภาพที่ได้จากการทดลองเกี่ยวกับสถานะของน้ำที่มีค่าปริมาตรค่าหนึ่ง ภายใต้อุณหภูมิ (Temperature: แกน x) และความดัน (Pressure: แกน y) ที่ค่าต่างๆ จะเห็นได้ว่ามีทั้งของแข็ง (พื้นที่สีฟ้า), ของเหลว (พื้นที่สีเขียว) และก๊าซ (พื้นที่สีเหลือง)

 

หากเราพิจารณาน้ำที่อยู่ภายใต้ภาวะความดันคงที่ที่ 1 บรรยากาศ (1 atm) ซึ่งค่า 1 atm นิยามจากความกดดันเฉลี่ยเนื่องจากบรรยากาศโลกที่ระดับน้ำทะเลปานกลางบริเวณละติจูดเดียวกันกับกรุงปารีส เมื่อพิจารณาอุณหภูมิติดลบแล้วเพิ่มอุณหภูมิไปเรื่อยๆ น้ำในสถานะของแข็งจะเกิดการหลอมเหลว (เปลี่ยนสถานะจากของแข็งเป็นของเหลว) ที่ “จุดหลอมเหลวปกติ” (ความดัน 1 atm, อุณหภูมิ 0 องศาเซลเซียส) แล้วน้ำจะมีสถานะของเหลวจนกระทั่งถึง “จุดเดือดปกติ” (ความดัน 1 atm, อุณหภูมิ 100 องศาเซลเซียส) น้ำจะเปลี่ยนสถานะกลายเป็นไอ จะเห็นได้ว่าภายใต้ความกดดันจากบรรยากาศที่บริเวณระดับน้ำทะเลปานกลางบนโลก (ประมาณ 1 atm) ช่วงของอุณหภูมิที่มีน้ำในสถานะของเหลวอยู่ที่ประมาณ 100 องศาเซลเซียส

 

แต่สำหรับกรณีของดาวอังคารในปัจจุบัน ซึ่งมีความกดดันจากบรรยากาศบนพื้นผิวดาวมีค่าที่หลากหลายตั้งแต่ 30 ปาสคาล (3 x 10-4 atm) ที่บริเวณยอดเขา Olympus Mons ไปจนถึง 1,155 ปาสคาล (1.14 x 10-2 atm) ที่บริเวณก้นที่ราบจากการพุ่งชน Hellas

 

กรณีความดันอากาศสูงบนพื้นผิวดาวอังคาร (ต่ำกว่า 1,155 ปาสคาล): จาก Phase Diagram จะเห็นว่าน้ำสามารถมีสถานะเป็นของเหลวได้ แต่ก็ต้องพิจารณาถึงอุณหภูมิที่พื้นผิวดาวด้วย  ทำให้นักวิทยาศาสตร์คิดว่าถึงบนพื้นผิวดาวอังคาร อาจมีสักพื้นที่ที่มีสภาวะเหมาะสมที่น้ำจะอยู่ในสถานะของเหลว แต่ก็จะเป็นของเหลวได้ไม่นาน

 

กรณีความดันอากาศต่ำบนพื้นผิวดาวอังคาร (เกิน 30 ปาสคาล): จาก Phase Diagram จะเห็นว่าน้ำจะมีการเปลี่ยนสถานะไปมาระหว่างของแข็งกับก๊าซเท่านั้น

 

[ที่มาของภาพ: http://www.il.mahidol.ac.th/e-media/ap-chemistry2/liquid_solution/liquid_phase_diagram.htm ]    

 

 

เท่าที่เราทราบ น้ำเป็นองค์ประกอบที่สำคัญมากต่อสิ่งมีชีวิต หลักฐานเกี่ยวกับการคงอยู่ของน้ำเป็นเวลายาวนานในอดีต หรือหลักฐานเกี่ยวกับน้ำบนดาวอังคารในปัจจุบัน ต่างมีข้อมูลในประเด็นเกี่ยวกับสภาพของดาวอังคาร ว่าดาวเคราะห์ดวงนี้เคยมีสิ่งมีชีวิตอยู่อาศัยในอดีตหรือไม่

 

ในปี ค.ศ.2008 ยานอวกาศที่ลงจอดบนดาวอังคารชื่อ Phoenix เป็นยานลำแรกที่ได้ตรวจพบน้ำแข็งบริเวณเขตอาร์กติก (พื้นที่ใกล้ขั้วเหนือ) ของดาวอังคาร ยาน Phoenix ยังได้ทำการตรวจสอบหยาดน้ำฟ้า (Precipitation) ในรูปของหิมะที่ตกลงมาจากเมฆ ซึ่งปรากฏการณ์นี้ได้รับการยืนยันโดยข้อมูลจากยาน Mars Reconnaissance Orbiter ส่วนการทดลองเกี่ยวกับสภาพทางเคมีของดินของยานลำนี้ ทำให้นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่าบริเวณพื้นที่ลงจอดของยาน เคยมีสภาพภูมิอากาศที่ชุ่มชื้นกว่าและร้อนกว่าในช่วงไม่นานมานี้ (ประมาณช่วงไม่กี่ล้านปีที่แล้ว)

 

รูปภาพ

ภาพถ่ายจากยาน Phoenix ในปี ค.ศ.2008 แสดงน้ำแข็งใต้ผิวดินที่ค้นพบโดยการใช้แขนกลขุดดิน โดยจะเห็นได้ว่าน้ำแข็งใต้ผิวดินดังกล่าวเกิดการระเหิดไปเล็กน้อย ระหว่าง Sol 20 กับ Sol 24 (Sol เป็นคำแสดงวันที่บนดาวอังคาร โดยเริ่มจากการเริ่มภารกิจของยานบนพื้นผิวดาว)

[Credit ภาพ: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/Texas A&M University]

 

 

ภารกิจ Mars Science Laboratory ขององค์การ NASA ซึ่งเป็นการส่งรถหุ่นยนต์ขนาดใหญ่ชื่อ Curiosity ไปสำรวจพื้นผิวดาวอังคาร โดยได้ทำการตรวจสอบหินและดินในบริเวณพื้นที่หลุมอุกกาบาต Gale, ตรวจหาแร่ที่ก่อตัวในสภาวะที่มีน้ำ, หาตัวบ่งชี้ถึงน้ำใต้ดิน และค้นหาโมเลกุลของสารประกอบอินทรีย์ที่มีคาร์บอนเป็นโครงหลักของโมเลกุล ซึ่งเป็นหน่วยพื้นฐานของสิ่งมีชีวิต (Building blocks of life) ในทางเคมี ข้อมูลต่างๆเหล่านี้จะเป็นตัวช่วยให้แก่นักวิทยาศาสตร์ในการศึกษาว่า ดาวอังคารในอดีตและในปัจจุบัน มีขีดความเอื้ออำนวยต่อการดำรงอยู่ของสิ่งมีชีวิตแค่ไหน เพื่อใช้ศึกษาและพิจารณาว่ามนุษย์จะดำรงชีวิตให้อยู่รอดบนดาวอังคารได้อย่างไรในอนาคตต่อไป

       

 

 

ข้อมูลของดาวอังคารโดยสังเขป

 

สมญานามในเทพนิยายกรีก-โรมัน

เทพเจ้าแห่งการสงคราม

 

ระยะห่างเฉลี่ยจากดวงอาทิตย์

141.63 ล้านกิโลเมตร

 

คาบการโคจรรอบดวงอาทิตย์ครบรอบ

686.98 วันของโลก (1.8807 ปีของโลก)

 

ค่าความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจร (กรณีวงกลม ค่านี้=0, กรณีวงรี ค่านี้จะมากกว่า 0 แต่น้อยกว่า 1)

0.0934

 

มุมเอียงระหว่างระนาบวงโคจรของดาวอังคารกับระนาบวงโคจรของโลก

1.8 องศา

 

มุมเอียงระหว่างระนาบเส้นศูนย์สูตรกับระนาบวงโคจรของดาวอังคาร

25.19 องศา

 

คาบการหมุนรอบตัวเองครบรอบ

24.62 ชั่วโมง

 

ระยะเวลาระหว่างดวงอาทิตย์ขึ้นจนถึงดวงอาทิตย์ขึ้นครั้งถัดไปบนดาวอังคาร

24.660 ชั่วโมง

 

ขนาดรัศมีดาวที่เส้นศูนย์สูตร

3,397 กิโลเมตร

 

มวลของดาวอังคาร

0.10744 เท่าของมวลโลก

 

ความหนาแน่นเฉลี่ยของดาวอังคาร

3.934 กรัม/ลูกบาศก์เซนติเมตร (0.714 เท่าของความหนาแน่นเฉลี่ยของโลก)

 

ความโน้มถ่วงที่พื้นผิวดาว

0.38 เท่าของความโน้มถ่วงที่พื้นผิวโลก

 

องค์ประกอบหลักทางเคมีของบรรยากาศ

คาร์บอนไดออกไซด์, ไนโตรเจน, อาร์กอน

 

ช่วงของอุณหภูมิบนดาวอังคาร

-87 ถึง -5 องศาเซลเซียส

 

จำนวนดาวบริวาร

2 ดวง

 

จำนวนวงแหวน

0 วง

 

 

 

ช่วงเวลาที่สำคัญในการศึกษาดาวอังคาร

 

 

ค.ศ.1877

Asaph Hall นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันได้ค้นพบดาวบริวารสองดวงของดาวอังคาร

 

 

ค.ศ.1965

ยานอวกาศ Mariner 4 ได้ส่งข้อมูลภาพถ่ายพื้นผิวดาวอังคาร 22 ภาพกลับมา นับเป็นการถ่ายภาพดาวเคราะห์ดวงอื่นในระยะใกล้จากยานอวกาศเป็นครั้งแรก

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงอุปกรณ์ต่างๆบนยาน Mariner 4 ได้แก่

 

–       เสาอากาศรับ-ส่งสัญญาณหลายทิศทาง (Low-Gain Antenna)

–       เครื่องวัดสนามแม่เหล็ก (Magnetometer)

–       ตัวตรวจวัดการแผ่รังสีโดยมีไอออนบรรจุไว้ภายใน (Ion Chamber)

–       จานรับ-ส่งสัญญาณในทิศทางเดียว (High-Gain Antenna)

–       ตัวตรวจวัดฝุ่นในอวกาศ (Cosmic Dust Sensor)

–       เครื่องตรวจพลาสมา (Plasma Probe)

–       เครื่องตรวจการแผ่รังสีจากพลาสมาหรืออนุภาคจากรังสีคอสมิคที่ถูกสนามแม่เหล็กของดาวเคราะห์ดักจับ (Trapped Radiation Instrument)

–       แผงบานเกล็ดสำหรับควบคุมระดับความร้อน (Thermal Control Louvers)

–       แผ่นใบรับความดันจากการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์ (Solar Pressure Vane)

–       อุปกรณ์เกี่ยวกับการดูดกลืนพลังงานที่ได้รับจากดวงอาทิตย์ (Solar Absorptivity Standards)

–       แผงเซลล์สุริยะ (Solar Panel)

–       เซนเซอร์ตรวจหาตำแหน่งดวงอาทิตย์ (Sun Sensors)

–       ส่วนอุปกรณ์ขับดัน (Propulsion Assembly)

–       ชิ้นส่วนตัวอย่างทางอิเล็กทรอนิกส์ (Typical Electronics)

–       เซนเซอร์ตรวจหาตำแหน่งดาวคาโนปุส (Canopus Sensor)

–       กล้องถ่ายภาพโทรทัศน์ (TV Camera)

–       เซนเซอร์ตรวจหาตำแหน่งดาวเคราะห์ (Planet Scan Sensor)

–       กล้องโทรทรรศน์สำหรับศึกษารังสีคอสมิค (Cosmic Ray Telescope)

[Credit ภาพ: NASA]

 

รูปภาพ

แผนที่ในการวางแผนการเข้าใกล้ดาวอังคารของยาน Mariner 4 แสดงพื้นที่ที่ถูกถ่ายภาพแบบกราดถ่ายขณะที่ยานเข้าใกล้ดาวอังคาร โดยอาศัยแผนที่ดาวอังคารในช่วงปลายคริสตศตวรรษที่ 19

[Credit ภาพ: NASA]

 

 

ค.ศ.1976

ยานอวกาศ Viking 1 และ 2 ลงจอดบนดาวอังคาร

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงการลงจอดของยานลงจอดบนพื้นผิวดาว (Lander) ของยาน Viking โดย Lander จะบรรจุอยู่แคปซูล ที่ครึ่งบนเก็บร่มชูชีพ (Parachute) ส่วนครึ่งล่างเป็นโล่ทนความร้อน (Heat Shield) โดยการลงจอดแบ่งเป็นขั้นตอน ดังนี้

–       แยกตัวจากส่วนยานโคจรรอบดาวอังคาร และออกจากวงโคจรรอบดาวอังคาร (Separation & Deorbit)

–       ช่วงเข้าสู่บรรยากาศของอาวังคาร และทิ้งตัวลงสู่พื้นผิวดาว (Entry & Chute)

–       ช่วงสุดท้ายในการลดระดับลงมาของยาน (Terminal Descent) โดยหลังจากทิ้งส่วนครึ่งบนของแคปซูลที่มีร่มชูชีพ ยานจะใช้เครื่องขับดันไอพ่นในการชะลออัตราเร็วของยาน

–       ยานลงจอดบนพื้นผิวดาว (Touchdown)

[ที่มาของภาพ: http://www.exploremars.org/msl-picture-of-the-day-t-12-days-feet-on-mars-vikings ]

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงการติดต่อสื่อสารผ่านคลื่นวิทยุระหว่างศูนย์ควบคุมภาคพื้นดินบนโลก กับยานลงจอดบนพื้นผิวดาว โดยที่ยานโคจรรอบดาวอังคาร (Orbiter) ยังมีหน้าที่ถ่ายภาพและทำแผนที่พื้นผิวดาวอังคารด้วย

[Credit ภาพ: NASA]

 

 

ค.ศ.1997

 

ยานอวกาศ Mars Pathfinder ลงจอดบนดาวอังคาร และปล่อยยาน Sojourner ซึ่งเป็นรถหุ่นยนต์สำหรับสำรวจพื้นผิวดาวอังคารลำแรกที่ทำภารกิจสำเร็จ

 

รูปภาพ

ยานอวกาศ Mars Path finder มีลักษณะเป็นพีระมิดฐานสามเหลี่ยมที่สามารถคลี่ “กลีบ” แผงเซลล์สุริยะออกมา โดยรถหุ่นยนต์ Sojourner จะติดตั้งไว้ที่กลีบด้านหนึ่ง

 [Credit ภาพ: NASA]

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงกระบวนการลงจอดของยาน Mars Pathfinder โดยยานจะบรรจุในแคปซูลที่ถูกส่งมาจากโลก

 

 

       ขณะที่แคปซูลเข้าสู่บรรยากาศของดาวอังคาร จะเกิดการเสียดสีที่โล่ทนความร้อนของแคปซูล

 

       เมื่อการลุกไหม้จากการเสียดสีกับบรรยากาศหยุดลง และยานลดระดับถึงความสูงระดับหนึ่ง จะกางร่มชูชีพ และปล่อยโล่ทนความร้อนทิ้งไป

 

       เมื่ออัตราเร็วของยานที่กำลังลงมาลดลง (ผลจากร่มชูชีพ) ถุงลมกันกระแทกที่พับติดตั้งไว้ที่กลีบยานจะพองออก และเริ่มหย่อนยานออกจากโล่ส่วนครึ่งหลังที่มีร่มชูชีพ

 

       เมื่อถึงระดับความสูงจากพื้นผิวดาวระดับหนึ่ง ตัวยานกับโล่ส่วนครึ่งหลังส่วนที่มีร่มชูชีพจะแยกออกจากกัน ทำให้ยานที่มีถุงลมกันกระแทกพองอยู่เด้งไปบนพื้นผิวดาวจนกว่าจะหยุด

 

       ยานปล่อยลมออกจากถุงลมกันกระแทกให้แฟบลง กางกลีบแผงเซลล์สุริยะ แล้วปล่อยรถหุ่นยนต์ Sojourner ออกไปสำรวจพื้นผิวดาว

 

 [Credit ภาพ: Hamilton Design LLC]

 

 

ค.ศ.2002

 

ยานอวกาศ 2001 Mars Odyssey เริ่มทำการสังเกตการณ์ดาวอังคารทั้งดวง ในการตรวจหาน้ำแข็งที่อยู่ใต้ผิวดินของดาวอังคาร

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงอุปกรณ์ต่างๆของยาน 2001 Mars Odyssey ได้แก่

–       แผงเซลล์สุริยะ (Solar Array)

–       จานรับ-ส่งสัญญาณในทิศทางเดียว (High Gain Antenna)

–       แบตเตอรี่

–       อุปกรณ์ศึกษาสภาพแวดล้อมด้านการแผ่รังสีของดาวอังคาร (Mars Radiation Environment Experiment: MARIE)

–       ตัวตรวจวัดนิวตรอนพลังงานสูง (High Energy Neutron Detector: HEND)

–       เสาอากาศระบบ UHF (UHF Antenna)

–       ระบบถ่ายภาพการแผ่ความร้อน (Thermal Emission Imaging System: THEMIS)

–       หัวตรวจวัดรังสีแกมมา (Gamma Sensor Head)

–       เครื่องวัดสเปกตรัมของนิวตรอน (Neutron Spectrometer)

 [ที่มาของภาพ: http://science.howstuffworks.com/mars-odyssey1.htm ]

 

 

 

ค.ศ.2004

 

รถหุ่นยนต์ฝาแฝดในโครงการ Mars Exploration Rover ที่มีชื่อว่า Spirit กับ Opportunity ได้ตรวจพบหลักฐานที่บ่งชี้ว่า ดาวอังคารเคยมีน้ำในสถานะของเหลวบนพื้นผิวอย่างต่อเนื่องยาวนานในยุคสมัยหนึ่ง

 

รูปภาพ

ภาพถ่ายเปรียบเทียบขนาดของรถหุ่นยนต์ที่สำรวจพื้นผิวดาวอังคารทั้ง 3 รุ่น กับขนาดของมนุษย์วัยผู้ใหญ่ ได้แก่ Sojourner (รุ่นแรก: รถหุ่นยนต์คันเล็กสุด), Mars Exploration Rovers (รุ่นที่ 2: ทางซ้ายของภาพ) และ Cutiosity (รุ่นที่ 3: รถหุ่นยนต์คันใหญ่สุด)

[Credit ภาพ: NASA]

 

 

ค.ศ.2006

 

ยานอวกาศสำหรับโคจรรอบดาวอังคาร Mars Reconnaissance Orbiter ได้เริ่มส่งข้อมูลภาพความละเอียดสูงกลับมายังโลก เพื่อศึกษาประวัติความเป็นมาของน้ำบนดาวอังคาร และความเปลี่ยนแปลงที่เกิดขึ้นตามฤดูกาลของดาวเคราะห์ดวงนี้

 

รูปภาพ

 

แผนภาพแสดงการทำงานของอุปกรณ์ศึกษาทางวิทยาศาสตร์ของยาน Mars Reconnaissance Orbiter โดยแต่ละอุปกรณ์จะทำการศึกษาในช่วงความยาวคลื่นต่างๆ

 

 

       SHARAD (Shallow Subsurface Radar): เป็นอุปกรณ์ระบบเรดาร์ที่ยิงคลื่นวิทยุลงไปยังพื้นผิวดาว และรอรับคลื่นวิทยุที่สะท้อนกลับมา ซึ่งอุปกรณ์นี้จะตรวจสอบลักษณะการสะท้อนคลื่นวิทยุของโครงสร้างต่างๆใต้ผิวดิน เพื่อศึกษาโครงสร้างชั้นหิน ชั้นน้ำแข็งใต้ผิวดิน

 

       MCS (Mars Climate Sounder): เป็นเครื่องวัดสเปกตรัม (Spectrometer) ในย่านรังสีอินฟราเรด เพื่อวัดอุณหภูมิ ความดัน ปริมาณไอน้ำและฝุ่นในบรรยากาศของดาวอังคาร

 

       CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer on Mars): เป็นเครื่องวัดสเปกตรัมในย่านช่วงแสงที่มองเห็นได้และรังสีอินฟราเรดใกล้ (Near-Infrared) เพื่อทำแผนที่การกระจายตัวของแร่และองค์ประกอบทางเคมีบนพื้นผิวดาวอังคาร

 

       HiRISE (High Resulotion Imaging Science Experiment): กล้องถ่ายภาพพื้นผิวดาวอังคารความละเอียดสูง (รายละเอียด 0.3 เมตร/พิกเซล) โดยถ่ายภาพในย่านช่วงแสงที่มองเห็นได้

 

       MARCI (Mars Color Imager): กล้องถ่ายภาพมุมกว้างความละเอียดต่ำ (รายละเอียด 1-10 กิโลเมตร/พิกเซล) เพื่อทำแผนที่ดาวอังคารที่แสดงลักษณะสภาพอากาศ, ความแปรปรวนของสภาพอากาศตามฤดูกาลหรือในรอบปี, แผนที่การกระจายตัวของไอน้ำและโอโซนในบรรยากาศ

 

       CTX (Context Camera): ใช้ทำแผนที่แวดล้อม (Context map) เพื่อใช้ในการวางแผนและชี้เป้าหมายสำหรับการถ่ายภาพของ HiRISE และ CRISM ต่อไป, ใช้ทำภาพโมเสกสำหรับพื้นที่ขนาดใหญ่, ใช้แสดงพื้นที่บนดาวอังคารที่มีความเปลี่ยนแปลงเมื่อเวลาผ่านไป และทำแผนที่สามมิติของพื้นที่ที่ทำการศึกษา หรือพื้นที่ที่อาจใช้เป็นพื้นที่ลงจอดของยานลำอื่นในอนาคต

 

 [Credit ภาพ: NASA/JPL/Corby Waste]

 

 

ค.ศ.2008

ยานอวกาศ Phoenix ได้ตรวจพบสัญญาณที่บ่งชี้ถึงความเอื้ออำนวยต่อการคงอยู่ของสิ่งมีชีวิตบนดาวอังคาร รวมถึงการที่น้ำมีสถานะของเหลวเป็นครั้งคราว หรือสภาพทางเคมีของดินที่อาจมีความเหมาะสม

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงอุปกรณ์ต่างๆของยาน Phoenix ได้แก่

–       อุปกรณ์วิเคราะห์ตัวอย่างดิน ทั้งสภาพในระดับไมโครเมตร, สภาพทางไฟฟ้าเคมี และสภาพการเหนี่ยวนำความร้อนและไฟฟ้า (Microscopy, Electrochemistry & Conductivity Analyzer)

–       อุปกรณ์วิเคราะห์สภาพทางความร้อนของตัวอย่างดิน และก๊าซที่ออกมาเมื่อให้ความร้อนแก่ตัวอย่างดิน (Thermal & Evolved-Gas Analyzer)

–       แขนกล (Robotic Arm) สำหรับขุดดิน และกล้องถ่ายภาพบนแขนกล

–       กล้องถ่ายภาพขณะยานลดระดับลงจอด (Mars Descent Imager) สำหรับถ่ายภาพพื้นที่ลงจอดก่อนการลงจอด 3 นาทีสุดท้าย

–       กล้องถ่ายภาพพื้นผิวดาวอังคาร 3 มิติ (Surface Stereoscopic Imager)

–       อุปกรณ์ตรวจวัดสภาพทางอุตุนิยมวิทยา (Meteorological Station)

 [Credit ภาพ: NASA/JPL-Caltech/UA/Lockheed Martin]

 

 

ค.ศ.2012

รถหุ่นยนต์สำรวจพื้นผิวดาวอังคาร Curiosity ลงจอดในบริเวณหลุมอุกกาบาต Gale และตรวจพบสภาพแวดล้อมที่ครั้งหนึ่ง อาจเคยเหมาะสมต่อการดำรงอยู่ของจุลชีพบนดาวอังคารในอดีต

 

ซึ่งข้อมูลจากอุปกรณ์วิเคราะห์ตัวอย่างและอุปกรณ์ศึกษาสภาพทางแร่และเคมีของยาน บ่งชี้ว่าพื้นที่ที่ชื่อ Yellowknife Bay ที่ยานทำการสำรวจเคยเป็นพื้นที่ปลายน้ำของแม่น้ำ หรืออาจเป็นก้นของทะเลสาบที่มีน้ำท่วมเป็นพักๆ และจากการตรวจสภาพหินตะกอนซึ่งเป็นหินโคลน (Mudstone) พบเม็ดตะกอนขนาดละเอียดของแร่ดิน (Clay Mineral), แร่ซัลเฟต และธาตุอื่นๆ ซึ่งบ่งชี้ว่าพื้นที่ที่เคยชุ่มน้ำในอดีตแห่งนี้ไม่ได้มีสภาพออกซิไดส์ (Oxidizing), สภาพเป็นกรด หรือสภาพเค็มจัดในอดีต พื้นที่นี้ในอดีตจึงอาจเหมาะสมต่อพวกจุลชีพ

 

อ่านเนื้อหาส่วนนี้เพิ่มเติมได้ที่ http://www.nasa.gov/mission_pages/msl/news/msl20130312.html

 

 

 

Our Solar System 12 – Galilean Moons of Jupiter

 

 

เอนทรี่นี้เป็นหนึ่งในซีรี่ส์ชุด “Our Solar System” ซึ่งผมแปลและเรียบเรียงจากสื่อสิ่งพิมพ์ “Our Solar System” ขององค์การ NASA ที่เผยแพร่สู่สาธารณชนในเดือนกันยายน ค.ศ.2009 ครับ

 

 

ย้ายมาจาก: http://daejeonastronomy.exteen.com/20120919/our-solar-system-12

 

 

แปลและเรียบเรียง: หนุ่มแทจ็อน (https://daejeonastronomy.wordpress.com)

 

 

——————————————————————————————–

 

 

กลุ่มของดาวบริวารที่มีขนาดใหญ่ที่สุด 4 ดวงในบรรดาดาวบริวารของดาวพฤหัสบดี เรียกว่า “ดวงจันทร์กาลิเลียน” (Galilean Moons) หลังจากที่กาลิเลโอ กาลิเลอี (Galileo Galilei) นักดาราศาสตร์ชาวอิตาเลียนได้ค้นพบเป็นคนแรกด้วยการสังเกตการณ์ผ่าน กล้องโทรทรรศน์ในปี ค.ศ.1610 ถึงแม้ว่าไซมอน มาริอุส (Simon Marius) นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมันก็ค้นพบดาวบริวารทั้ง 4 ดวงนี้ในช่วงเวลาเดียวกัน

 

 

ซึ่งมาริอุสเป็นผู้เสนอชื่อของดาวบริวารแต่ละดวงในกลุ่มเมื่อปี ค.ศ.1614 ด้วยคำแนะนำของโยฮันเนส เคปเลอร์ (Johannes Kepler) นักดาราศาสตร์ชาติเดียวกัน ที่เสนอว่าชื่อดาวบริวารควรเป็นชื่อคนรักของเทพซีอุสของกรีกโบราณ (องค์เดียวกันกับเทพจูปีเตอร์ของทางโรมัน) ได้แก่ ไอโอ (Io), ยูโรปา (Europa), แกนิมีด (Ganymede) และคัลลิสโต (Callisto) โดยใช้เป็นชื่อของดวงจันทร์กาลิเลียนแต่ละดวงมาจนถึงปัจจุบัน 

 

 

รูปภาพ

ภาพถ่ายดาวพฤหัสบดีและดาวบริวารกลุ่มที่มีขนาดใหญ่ที่สุด 4 ดวงผ่านกล้องโทรทรรศน์ขนาดหน้ากล้อง 10 นิ้ว

[Credit ภาพ: Jan Sandberg]

 

รูปภาพ

ภาพแสดงขนาดเปรียบเทียบระหว่างดวงจันทร์กาลิเลียนทั้ง 4 ดวง กับโลกและดวงจันทร์ของโลก
[Credit ภาพ: NASA ตัดต่อโดย Brian May]

 

 

ดาวบริวารไอโอ เป็นวัตถุที่มีกระบวนการทางภูเขาไฟ (Volcanism) บ่อยครั้งที่สุดในระบบสุริยะ พื้นผิวของไอโอจึงถูกปกคลุมไปด้วยกำมะถัน (Sulfur) และลาวา การที่ดาวบริวารไอโอมีวงโคจรรอบดาวพฤหัสบดีเป็นรูปวงรี ร่วมกับแรงโน้มถ่วงอันมหาศาลของดาวพฤหัสบดี ทำให้ตัวดาวบริวารไอโอเปลี่ยนรูปไปมา หรือถูก “ยืด-หด” เป็นระยะทางถึงราว 100 เมตร การที่ไอโอถูก “ยืด-หด” ตลอดเวลาเมื่อโคจรไปรอบดาวพฤหัสบดี ส่งผลให้วัสดุประกอบดาวบริวารเกิดการเสียดสีกัน จนเกิดความร้อนที่มากพอที่จะทำให้หิน-โลหะภายในตัวไอโอหลอมละลายเป็นแมกมา แมกมาซิลิเกตเหล่านี้ก็กลายเป็นตัวขับเคลื่อนให้เกิดกระบวนการทางภูเขาไฟบนพื้นผิวดาว และทำให้ไอโอสูญเสียน้ำไป

 

รูปภาพ

ภาพถ่ายดาวบริวารไอโอจากยานอวกาศกาลิเลโอ แสดงให้เห็นร่องรอยจุดปื้นสีดำที่เกิดจากการระเบิดของภูเขาไฟ Pillan Patera ในปี ค.ศ.1997 ที่เศษหินเศษฝุ่นจากการระเบิดตกลงมาทับถมรอบภูเขาไฟ ซ้อนทับกับปื้นวงแหวนสีแดง ที่เป็นบริเวณตกทับถมของกำมะถันจากการระเบิดของภูเขาไฟอีกลูกหนึ่ง

[Credit ภาพ: NASA/JPL]

 

รูปภาพ

ภาพถ่ายเปรียบเทียบการเปลี่ยนแปลงบนพื้นผิวของไอโอในบางตำแหน่ง ระหว่างตอนที่ยานกาลิเลโอสำรวจดาวบริวารดวงนี้ในปี ค.ศ.1999 กับตอนที่ยานนิว ฮอไรซอนส์ เคลื่อนเฉียดผ่านดาวพฤหัสบดีระหว่างการเดินทางไปสำรวจดาวพลูโต ในปี ค.ศ.2007
[Credit: NASA/JPL]

 

รูปภาพ

ภาพถ่ายพื้นที่ Tvashtar Paterae จากยานกาลิเลโอ ในเดือนพฤศจิกายน ค.ศ.1999 (ภาพซ้าย – พื้นที่สีขาวเกือบกลางภาพ เป็นบริเวณที่พิกเซลเกิดการอิ่มตัว เพราะได้รับแสงมากเกินที่เครื่องมือจะรับได้) และเดือนกุมภาพันธ์ ค.ศ.2000 แสดงให้เห็นถึงลาวาที่ผุดออกมาบนพื้นที่นี้

[Credit ภาพ: NASA/JPL]

 

รูปภาพ

ภาพอนิเมชั่นจากภาพถ่าย 5 ภาพที่ถ่ายโดยยานอวกาศนิว ฮอไรซอนส์ แสดงการพ่นวัสดุต่างๆจากภูเขาไฟ Tvashtar  ถึงระดับความสูงราว 330 กิโลเมตร ก่อนที่วัสดุเหล่านี้จะตกกลับมายังพื้นผิวของไอโอ

[Credit ภาพ: NASA]

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงกระบวนการ Tidal Heating ของดาวบริวารไอโอ (การสร้างความร้อนภายในตัวดาวบริวารด้วยแรงไทดัล) โดยแรงไทดัล (Tidal Force) เป็นแรงเสมือนที่เกิดจากผลต่างระหว่างแรงโน้มถ่วงที่ดาวเคราะห์กระทำต่อพื้น ผิวดาวบริวารด้านใกล้ดาวเคราะห์ กับแรงโน้มถ่วงที่ดาวเคราะห์กระทำต่อพื้นผิวดาวบริวารด้านไกลดาวเคราะห์ ซึ่งเมื่อดาวบริวารยิ่งเข้าใกล้ดาวเคราะห์ดวงแม่ แรงไทดัลก็ยิ่งมาก (ผลต่างระหว่างแรงโน้มถ่วงยิ่งมาก)

 

ดังนั้น เมื่อดาวบริวารโคจรรอบดาวเคราะห์ดวงแม่เป็นรูปวงรี แรงไทดัลที่ดาวบริวารจะไม่เท่ากันตลอดเวลา การเปลี่ยนแปลงของแรงไทดัลไปพร้อมๆกับที่ดาวบริวารกำลังโคจรอยู่นี้ ทำให้เกิดการ “ยืด-หด” และการเสียดสีของวัสดุประกอบภายในดาวบริวาร ทำให้โครงสร้างภายในของดาวบริวารร้อนขึ้น (ภาพการ “ยืด-หด” ของไอโอไม่ได้เป็นไปตามมาตราส่วนจริง)

 

 

พื้นผิวของดาวบริวารยูโรปาเกือบทั้งหมดเป็นน้ำแข็ง (Water Ice) ซึ่งนักวิทยาศาสตร์ตั้งสมมติฐานว่าเปลือกน้ำแข็ง (Icy Crust) ดังกล่าวห่อหุ้มอยู่เหนือมหาสมุทรที่อยู่ลึกลงไป (มหาสมุทรนี้ครอบคลุมยูโรปาทั่วทั้งดวง ไม่เหมือนมหาสมุทรบนโลก) โดยปริมาณของน้ำทั้งหมดบนยูโรปามีมากถึงสองเท่าของปริมาณน้ำทั้งหมดบนโลก นอกจากนี้ สำหรับสิ่งมีชีวิตที่อาศัยอยู่ใต้สมุทรลึกๆบนโลกนั้น จะอาศัยอยู่ใกล้ๆกับภูเขาไฟใต้สมุทร และยังมีสิ่งมีชีวิตชนิดอื่นๆที่สามารถอยู่อาศัยในสภาพแวดล้อมแบบสุดขั้วบนโลกได้ (ความเป็นกรด-ด่างจัด, อุณหภูมิสูง เป็นต้น) นักชีวดาราศาสตร์เห็นว่ายูโรปาเองก็มีโอกาสที่จะมีมหาสมุทรเหมือนบนโลก จึงให้ความสนใจดาวบริวารยูโรปาในฐานะวัตถุที่อาจเป็น “สถานที่ที่เอื้อต่อการอยู่อาศัยของสิ่งมีชีวิต” ดวงอื่นนอกจากโลก

 

รูปภาพ

ภาพถ่ายยูโรปาในความยาวคลื่นช่วงแสงที่มองเห็นได้ โดยภาพซ้ายเป็นภาพที่ไม่ผ่านการปรับแต่ง ขณะที่ภาพขวาเป็นภาพที่ผ่านการปรับแต่งสี (Enhance) เพื่อให้แยกสีบนพื้นผิวได้ชัดเจนขึ้น พื้นผิวสีขาว-ฟ้าอ่อนเป็นพื้นผิวส่วนที่เป็นน้ำแข็ง ขณะที่พื้นผิวส่วนที่ออกสีน้ำตาลแสดงถึงการเจือปนของเกลือในน้ำ (Hydrated Salt) ส่วนร่องรอยลายเส้นเป็นรอยแตกหรือรอยร้าวบนเปลือกน้ำแข็งของยูโรปา

[Credit ภาพ: NASA/JPL/University of Arizona]

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงโครงสร้างภายในของยูโรปา (ทางฝั่งซ้ายของภาพ) ได้แก่ แก่นกลางที่มีโลหะประกอบเป็นส่วนใหญ่ (Metallic Core), ชั้นแมนเทิลหิน (ในรูปนี้ใช้คำว่า “Rocky Interior”), ชั้นของน้ำ (H2O Layer – รวมชั้นเปลือกน้ำแข็งและชั้นที่อยู่ใต้เปลือกน้ำแข็ง)

 

สำหรับโครงสร้างชั้นที่อยู่ใต้เปลือกน้ำแข็งนั้น มีสมมติฐานอยู่ 2 แบบ ได้แก่

 

1. เป็นชั้นของน้ำแข็งหนาไม่กี่กิโลเมตรที่อุ่นกว่าเปลือกน้ำแข็งข้างบน และมีการเคลื่อนที่หมุนวน (Warm Convecting Ice Layer) ตามฝั่งบนของรูป

 

2. เป็นชั้นของมหาสมุทรที่มีน้ำในสถานะของเหลว ซึ่งอาจมีความลึกถึงประมาณ 100 กิโลเมตร ตามฝั่งล่างของรูป

 

น้ำในมหาสมุทรบนโลกนั้นมีโซเดียมคลอไรด์ (NaCl – เกลือแกงทั่วไป) ปะปนอยู่ แต่น้ำหรือน้ำแข็งบนยูโรปากลับมีเกลือของแมกนีเซียมซัลเฟต (MgSO4) เจือปน

 

ถึงแม้ข้อมูลจากเครื่องมือหลายชิ้นบนยานกาลิเลโอจะบ่งชี้ในแนวโน้มว่ายูโรปาอาจ มีมหาสมุทรใต้เปลือกน้ำแข็งแต่ก็ยังไม่มีการพิสูจน์แน่ชัด (เพราะยังไม่มียานอวกาศที่ขุดลงไปใต้เปลือกน้ำแข็งนี้) ทำให้โลกเป็นสถานที่เดียวในระบบสุริยะที่มีมหาสมุทรของน้ำในสถานะของเหลว เท่าที่มนุษย์ทราบในปัจจุบัน

 

[Credit ภาพ: NASA/JPL]

 

 

สำหรับแกนิมีด ดาวบริวารที่มีขนาดใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะ (มีขนาดใหญ่กว่าดาวพุธเสียอีก) เป็นดาวบริวารดวงเดียวที่นักวิทยาศาสตร์ทราบว่ามีสนามแม่เหล็กที่ขับเคลื่อน จากโครงสร้างภายในดาว ส่วนพื้นผิวของคัลลิสโตถูกพุ่งชนจนเต็มไปด้วยหลุมอุกาบาต โดยหลุมอุกาบาตเหล่านี้ต่างมีอายุเก่าแก่  เป็นหลักฐานแสดงถึงการพุ่งชนในช่วงที่ระบบสุริยะยังมีอายุน้อย อย่างไรก็ตาม เมื่อพิจารณาพื้นผิวของคัลลิสโตในสเกลเล็กลง จะพบว่าคัลลิสโตมีหลุมอุกาบาตขนาดเล็กอยู่น้อย แสดงว่ามีกระบวนการดินถล่ม (Landslide) ค่อยๆทำลายหลุมอุกาบาตเหล่านี้ไป

 

รูปภาพ

ภาพถ่ายดาวบริวารแกนิมีด และพื้นผิวของดาวบริวารจากยานอวกาศกาลิเลโอ แสดงให้เห็นพื้นผิวของแกนิมีดที่แบ่งเป็นพื้นที่สีเข้ม และพื้นที่สีอ่อน โดยพื้นที่สีเข้มเป็นพื้นผิวส่วนที่ถูกปูพรมพุ่งชนอย่างหนัก และเป็นพื้นผิวส่วนที่มีอายุมากหลายพันล้านปี ขณะที่พื้นที่สีอ่อนเป็นพื้นผิวส่วนที่มีอายุน้อยกว่า เป็นบริเวณที่น้ำในสถานะของเหลวพุ่งขึ้นมากลบทับพื้นผิวเดิม พื้นที่สีอ่อนนี้ปรากฏหุบร่องเป็นแนวยาว ซึ่งอาจก่อตัวจากแรงเครียดที่สะสมจากการเคลื่อนตัวของเปลือกดาว หรืออาจเกิดจากการที่มีน้ำผุดออกมาตามแนวรอยร้าวบนเปลือกดาว เมื่อน้ำที่ผุดเหล่านี้แข็งตัวก็เกิดการขยายตัวดันให้หุบร่องนี้ขยายตัว

 

รูปภาพ

ภาพถ่ายดาวบริวารคัลลิสโตซีกที่หันออกจากดาวพฤหัสบดี  (Anti-Jovian Hemisphere) ที่ยานกาลิเลโอถ่ายภาพมาในปี ค.ศ. 2001 แสดงให้เห็นพื้นผิวที่เต็มไปด้วยหลุมอุกาบาต

[Credit ภาพ: NASA/JPL/DLR]

 

รูปภาพ

ภาพถ่ายแสดงร่องรอยดินถล่มบริเวณขอบด้านในของผนังหลุมอุกาบาตบนคัลลิสโต
[Credit ภาพ: NASA/JPL/Jeff Moore]

 

 

โครงสร้างภายในของไอโอ, ยูโรปา และแกนิมีดมีการแยกเป็นโครงสร้างชั้นต่างๆเช่นเดียวกับโลก ดังนี้

 

– ไอโอมีแก่นกลาง (Core), ชั้นแมนเทิล (Mantle) ที่มีหินหลอมเหลว (Magma) อยู่ และเปลือกดาว (Crust) ของหินแข็งที่ปกคลุมไปด้วยสารประกอบกำมะถัน (Sulfur Compounds)

 

– ยูโรปาและแกนิมีด มีแก่นกลางที่อุดมไปด้วยธาตุเหล็ก (Iron-rich core), ชั้นของหินที่ห่อหุ้มแก่นดาว (Rock Mantle), ชั้นมหาสมุทร (ในกรณียูโรปาและแกนิมีด) หรือชั้นแมนเทิลของน้ำแข็ง (Water Ice mantle – ในกรณีของแกนิมีด) และเปลือกน้ำแข็งปนเปื้อน (Impure Water Ice Crust)

 

สำหรับกรณีของคัลลิสโต โครงสร้างภายในแยกกันไม่ค่อยชัดเจนเท่าดาวบริวารสามดวงแรก โดยองค์ประกอบหลักเป็นของผสมระหว่างหินและน้ำแข็ง นอกจากนี้ แกนิมีดและคัลลิสโตก็มีมหาสมุทรใต้เปลือกดาว เพียงแต่มหาสมุทรอยู่ลึกลงไปจากเปลือกน้ำแข็งมากกว่า จึงสำรวจได้ยากกว่ามหาสมุทรของยูโรปา และมหาสมุทรของแกนิมีดกับคัลลิสโตเป็นชั้นที่อยู่ระหว่างชั้นน้ำแข็ง (เปลือกน้ำแข็งที่อยู่เหนือขึ้นไป และแมนเทิลน้ำแข็งที่อยู่ใต้ลงมา) ต่างจากมหาสมุทรของยูโรปาที่อยู่ระหว่างเปลือกน้ำแข็งกับชั้นแมนเทิลหิน

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงโครงสร้างภายในของดาวบริวารกาลิเลียนทั้ง 4 ดวง ตามแนวคิดของนักวิทยาศาสตร์ เรียงจากโครงสร้างชั้นในสุดมาโครงสร้างชั้นนอกสุด ดังนี้

 

– ไอโอ: แก่นดาวที่ประกอบด้วยโลหะ (ส่วนมากมักเป็นธาตุเหล็ก), ชั้นแมนเทิลของหินซิลิเกตหลอมเหลว (Molten Mantle) และเปลือกดาวที่เป็นหินแข็ง (Rocky Crust)

– ยูโรปา: แก่นดาวที่ประกอบด้วยโลหะ (ส่วนมากมักเป็นธาตุเหล็ก),ชั้นแมนเทิลของหินซิลิเกตที่มีทั้งส่วนที่ หลอมเหลวและเป็นหินแข็ง (Rocky Mantle), ชั้นของน้ำแข็งหมุนวน หรืออาจจะเป็นมหาสมุทร และชั้นเปลือกน้ำแข็ง (Icy Crust)

– แกนิมีด: แก่นดาวที่ประกอบด้วยโลหะ (ส่วนมากมักเป็นธาตุเหล็ก), ชั้นแมนเทิลของหินซิลิเกต (Rocky Mantle), ชั้นแมนเทิลของน้ำแข็ง (Icy Mantle) และชั้นเปลือกน้ำแข็ง (Icy Crust) สำหรับแบบจำลองโครงสร้างภายในของแกนิมีด ช่วงหลังๆจะมีชั้นมหาสมุทรอยู่ระหว่างชั้น Icy Mantle กับ Icy Crust เพิ่มมาด้วย

– คัลลิสโต: ชั้นของผสมระหว่างหินและน้ำแข็ง, ชั้นมหาสมุทร (เป็นสมมติฐานอยู่) และชั้นเปลือกน้ำแข็ง (Icy Crust)

[ที่มาของภาพ: universe-review.ca]

 

 

ดาวบริวารกาลิเลียนสามดวงยังมีอิทธิพลระหว่างกันในอีกรูปแบบหนึ่ง โดยไอโอ ยูโรปา และแกนิมีดส่งแรงโน้มถ่วงกระทำระหว่างกัน จนทำให้การโคจรของดาวบริวารทั้งสามดวงเกิดความสอดคล้องกัน คือยูโรปามีคาบการโคจรรอบดาวพฤหัสบดีครบรอบเป็น 2 เท่าของคาบการโคจรของไอโอ และแกนิมีดก็มีคาบการโคจรครบรอบเป็น 2 เท่าของคาบการโคจรของยูโรปา (หมายความว่า เมื่อแกนิมีดโคจรรอบดาวพฤหัสบดีครบ 1 รอบ ยูโรปาจะโคจรครบ 2 รอบและไอโอจะโคจรครบ 4 รอบพอดี) และดาวบริวารกาลิเลียนทั้งสี่ดวงนี้ยังหันพื้นผิวด้านเดียวเข้าหาดาวพฤหัสบดีอยู่ตลอดเวลา (หมายความว่า ดาวบริวารเหล่านี้ใช้เวลาหมุนรอบตัวเองเท่ากับคาบการโคจรรอบดาวพฤหัสบดี)

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงการโคจรที่สอดคล้องกันระหว่างดาวบริวารไอโอ, ยูโรปาและแกนิมีด โดยเมื่อแกนิมีดโคจรรอบดาวพฤหัสบดีครบรอบ ยูโรปาจะโคจรครบ 2 รอบ และไอโอจะโคจรครบ 4 รอบพอดี

 

 

ยานอวกาศวอยเอเจอร์ 1 และวอยเอเจอร์ 2 (Voyager 1 & Voyager 2) ได้ถ่ายภาพสีของดาวบริวารกาลิเลียนระหว่างที่ยานอวกาศกำลังเคลื่อนผ่านเฉียดดาวพฤหัสบดี ในปี ค.ศ.1979 ในเวลาต่อมา ระหว่างปี ค.ศ.1995-2003 ยานอวกาศกาลิเลโอก็ได้ทำการสำรวจระหว่างที่โคจรไปรอบดาวพฤหัสบดี และมีจังหวะที่ยานได้เคลื่อนเฉียดผ่านดาวบริวารเหล่านี้หลายครั้ง ซึ่งในจังหวะนี้เอง ยานอวกาศกาลิเลโอก็ได้ถ่ายภาพดาวบริวารในระยะใกล้เพื่อให้นักวิทยาศาสตร์ได้ ศึกษาข้อมูลของดาวบริวารได้ละเอียดมากขึ้น

 

ภาพถ่ายระยะใกล้จากยานอวกาศกาลิเลโอแสดงพื้นผิวของดาวบริวารยูโรปาที่เป็นเปลือกน้ำ แข็งแตกร้าวและมีการเคลื่อนที่แยกออกจากกัน ซึ่งอธิบายได้ด้วยสมมติฐานที่ว่าใต้ชั้นเปลือกน้ำแข็งเป็นมหาสมุทร โดยน้ำในมหาสมุทรใต้เปลือกน้ำแข็งอาจจะผุดขึ้นมาที่บริเวณรอยแตกนี้ก่อนน้ำ ที่ผุดจะแข็งตัวอยู่ที่พื้นผิว การที่พื้นผิวของยูโรปามีหลุมอุกาบาตอยู่น้อยทำให้นักวิทยาศาสตร์ต่างคิดว่า มหาสมุทรใต้เปลือกน้ำแข็งอาจจะยังคงอยู่จนถึงปัจจุบัน (เพราะสมมติฐานที่ว่าการไหลวนของน้ำในมหาสมุทรนี้ ทำให้เกิดการชนกัน-แยกตัวของแผ่นเปลือกน้ำแข็ง ส่งผลให้ลักษณะภูมิประเทศต่างๆอย่างหลุมอุกาบาตที่อยู่บนเปลือกน้ำแข็งนี้ เกิดการเปลี่ยนแปลง)

 

รูปภาพ

ภาพถ่าย 2 รูปด้านซ้ายแสดงแนวรอยแตกบนเปลือกน้ำแข็งบนยูโรปา ส่วนแผนภาพด้านขวา แสดงการชนกันและแยกออกจากกันของแผ่นเปลือกน้ำแข็งตามแนวรอยแตก เมื่ออธิบายโดยใช้สมมติฐาน “มหาสมุทรใต้เปลือกน้ำแข็ง” โดยเมื่ออยู่ในจังหวะ “น้ำลง” แผ่นเปลือกน้ำแข็งจะมาชนกัน เกิดการบดขยี้น้ำแข็งที่ชนกันบริเวณรอยแตก แต่เมื่อถึงจังหวะ “น้ำขึ้น” น้ำในมหาสมุทรมีระดับสูงขึ้น ดันให้แผ่นเปลือกน้ำแข็งแยกออกจากกัน ทำให้เศษน้ำแข็งที่อยู่กลางรอยแตกร่วงลงมา นอกจากนี้ การชนกัน-แยกออกจากกันของแผ่นเปลือกน้ำแข็งตามแนวรอยแตกก็เกิดจากการหมุนวนของน้ำในมหาสมุทรได้เช่นกัน

 

 

การที่น้ำแข็งในชั้นลึกๆถูกละลายจนกลายเป็นมหาสมุทรใต้เปลือกน้ำแข็งต้องใช้ ความร้อนในระดับหนึ่งที่เพียงพอ แต่ยูโรปาก็อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์มากกว่าโลกหลายเท่า นักวิทยาศาสตร์จึงคิดว่าความร้อนที่เกิดจากการเสียดสี-เปลี่ยนรูปของวัสดุ ประกอบดาวบริวาร อันเป็นผลจากแรงไทดัลและวงโคจรรูปวงรี (เรียกกระบวนการสร้างความร้อนภายในตัวดาวแบบนี้ว่า “Tidal Heating”) เป็นสาเหตุที่ทำให้เกิดมหาสมุทรใต้เปลือกน้ำแข็งบนยูโรปา เช่นเดียวกับที่ Tidal Heating ทำให้โครงสร้างภายในของไอโอหลอมเหลวจนเกิดกระบวนการทางภูเขาไฟต่างๆบนพื้นผิว

 

การที่นักวิทยาศาสตร์ตั้งสมมติฐานว่าอาจมีสิ่งมีชีวิตอยู่ในมหาสมุทรใต้เปลือกน้ำแข็งของยูโรปา ได้กระตุ้นให้มีการวางแผนโครงการอวกาศเพื่อไปสำรวจดาวบริวารดวงนี้โดยเฉพาะในอนาคต

 

 

 

ข้อมูลโดยสังเขปของดาวบริวารกาลิเลียน

 

รูปภาพ

 

 

 

ช่วงเวลาสำคัญในการศึกษาดาวบริวารกาลิเลียน

 

ค.ศ.1610

Galileo Galilei นักดาราศาสตร์ชาวอิตาเลียน และ Simon Marius นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน ได้ค้นพบดาวบริวาร 4 ดวงที่โคจรรอบดาวพฤหัสบดี (แบบต่างคนต่างพบโดยไม่ทราบว่าอีกฝ่ายก็ค้นพบด้วย) การค้นพบของกาลิเลโอนี้ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงความคิดของผู้คนเกี่ยวกับ วัตถุท้องฟ้า โดยแนวคิดที่ยอมรับต่อเนื่องกันมาจนถึงสมัยนั้นคือ วัตถุท้องฟ้าทุกวัตถุล้วนโคจรรอบโลก การค้นพบว่าดาวเคราะห์ดวงอื่นมีดาวบริวารโคจรอยู่รอบๆเป็นหนึ่งในหลักฐานที่ โต้แย้งแบบจำลองระบบสุริยะที่มีโลกเป็นศูนย์กลาง (Geocentric Model)

 

ค.ศ.1979

ภาพถ่ายจากยานอวกาศ Voyager 1 แสดงเหตุการณ์ภูเขาไฟระเบิดบนไอโอ นับเป็นภาพถ่ายเหตุการณ์ภูเขาไฟระเบิดที่ไม่ได้เกิดบนโลกรูปแรก

 

ค.ศ.1979-2000

ข้อมูลที่รวบรวมจากยานอวกาศ Voyager ทั้งสองลำและยาน Galileo บ่งชี้ถึงมหาสมุทรที่อยู่ใต้เปลือกน้ำแข็งของยูโรปา นอกจากนี้ข้อมูลจากยาน Galileo ก็บ่งชี้ถึงมหาสมุทรใต้เปลือกน้ำแข็งของแกนิมีดและคัลลิสโตด้วย

 

ค.ศ.2003

สิ้นสุดโครงการอวกาศ Galileo โดยตัวยานได้รับคำสั่งให้พุ่งฝ่าลึกลงไปในชั้นบรรยากาศดาวพฤหัสบดี ก่อนที่ความร้อนจากการเสียดสีกับชั้นบรรยากาศจะทำให้ตัวยานระเหยกลายเป็นไอ จุดประสงค์ที่ศูนย์ควบคุมภาคพื้นดินบนโลกป้อนคำสั่งนี้ เพื่อให้หมดโอกาสที่ยานจะไปพุ่งชนยูโรปาหลังจากจบภารกิจ หลีกเลี่ยงไม่ให้ยูโรปาต้องปนเปื้อนจุลชีพจากบนโลกที่อาจติดมากับตัวยาน

 

 

 

Planetary Science on Youtube (03): Dawn’s Farewell Portrait of Asteroid Vesta

 

 

ซีรี่ย์ Planetary Science on Youtube เป็นซีรี่ย์ของเอนทรี่ที่ “หนุ่มแทจ็อน” แปลและเรียบเรียงจากคลิปที่เกี่ยวกับการศึกษาเรื่องระบบสุริยะที่น่าสนใจ ซึ่งหัวข้อในแต่ละเอนทรี่ของซีรี่ย์นี้จะเลือกตามความสะดวกของผมครับ

 

 

——————————————————————————————–

 

 

Credit คลิป: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA

ช่วงเวลาที่ลงคลิป: 30 สิงหาคม ค.ศ.2012

 

 

คลิปอนิเมชั่นนี้ได้อาศัยข้อมูลภาพจากยานอวกาศดอว์น (DAWN) ขององค์การ NASA ที่โคจรรอบดาวเคราะห์น้อยเวสตา (Vesta) และถ่ายภาพพื้นผิวดาวตั้งแต่ ค.ศ.2011-2012 แสดงถึงลักษณะภูมิประเทศบนดาวเคราะห์น้อยดวงนี้ ซึ่งเป็นดาวเคราะห์น้อยที่มีมวลมากเป็นอันดับ 2 ในระบบสุริยะ รองจากซีเรส (Ceres)

 

สีของพื้นผิวดาวเคราะห์น้อยที่ปรากฏในคลิป ได้ผ่านการปรับแก้ให้เหมาะสม (Enhance) เพื่อแสดงลักษณะภูมิประเทศได้เด่นชัดขึ้น

 

สำหรับศัพท์เทคนิคที่ปรากฏในคลิป ได้แก่

 

1. Impact Basin = ถ้าแปลตรงตัวคือ “ที่ราบ(Basin)ที่เกิดจากการพุ่งชน(Impact)” เป็นภูมิประเทศที่เป็นหลุมอุกกาบาตที่มีขนาดใหญ่และอายุมาก ซึ่งผนังหลุมอุกกาบาตไม่เด่นชัด หรือสูงชันเท่าหลุมอุกกาบาตอายุน้อย ทำให้มองเผินๆแล้วเหมือนที่ราบ

 

2. Crater = หลุมอุกกาบาตที่สังเกตได้ชัดเจน ซึ่งบางครั้งจะใช้คำว่า Impact crater เพื่อเลี่ยงความสับสนกับ Volcanic crater (ปากปล่องภูเขาไฟ)

http://en.wikipedia.org/wiki/Impact_crater

 

3. Rupes = คำภาษาละตินที่แปลว่า “หน้าผา” เป็นคำแสดงประเภทของลักษณะภูมิประเทศที่เป็นแนวหน้าผาที่ชันและยาวเหยียด ซึ่งอาจเกิดจากความเค้นของการหดตัว (Compressional strain) จากการเย็นตัวลงของเปลือกดาว หรือการเคลื่อนตัวของเปลือกดาวในสเกลใหญ่ อันเนื่องมาจากการพุ่งชน

http://en.wikipedia.org/wiki/Rupes

 

4. Fossa (พหูพจน์: Fossae) = คำภาษาละตินที่แปลว่า “คู” หรือ “ท้องร่อง” เป็นคำแสดงประเภทของลักษณะภูมิประเทศที่ปรากฏเป็นร่องแคบและยาวเหยียด ที่ปรากฏบนพื้นผิวของดาวเคราะห์หิน, ดาวบริวาร, ดาวเคราะห์น้อยดวงอื่น

ทางหน่วยงานสำรวจทางธรณีวิทยาแห่งสหรัฐฯ (USGS) และสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (IAU) ใช้เป็นคำบ่งชี้ลักษณะภูมิประเทศที่ยังไม่แน่ใจว่าเกิดจากกระบวนการใด หรือยังมีข้อมูลไม่เพียงพอ

http://en.wikipedia.org/wiki/Fossa_%28geology%29

 

5. Tholus (พหูพจน์: Tholi) = มาจากภาษากรีกว่า θόλος ที่แปลว่า “อาคารที่มีผังเป็นรูปวงกลม มีหลังคาทรงกรวยหรือหลังคาโค้ง” และภาษาละติน Tholus ที่แปลว่า “หอหลังคาโดม” (Cupola) เป็นคำแสดงประเภทของลักษณะภูมิประเทศที่เป็นเนินเขาหรือภูเขาเล็กๆรูปโดม

http://en.wikipedia.org/wiki/Tholus

 

คำว่า Crater, Rupes, Tholus เป็นคำในทางธรณีวิทยาดาวเคราะห์ (Planetary geology) ใช้ต่อท้ายชื่อของลักษณะภูมิประเทศ เพื่อแสดงประเภทของลักษณะภูมิประเทศนั้น

 

ปล. ส่วนตัวผมชอบดนตรีประกอบคลิปนี้นะ (ดนตรีโดย S.Elgner จากศูนย์การบินและอวกาศเยอรมัน (DLR))

 

 

 

SOKENDAI Asian Winter School 2012@NAOJ, Tokyo (7)

 

 

เอนทรี่นี้เป็นหนึ่งในบันทึกประสบการณ์ของ “หนุ่มแทจ็อน” ในการไปอบรมดาราศาสตร์ที่ NAOJ (หอดูดาวแห่งชาติญี่ปุ่น) เมื่อช่วงต้นเดือนธันวาคม 2012 ที่ผ่านมา ในฐานะที่เป็นการอบรมวิชาการนอกประเทศไทยครั้งแรก และเป็นการไปญี่ปุ่นครั้งแรกของผม แม้จะเป็นเวลาสั้นๆ เพียง 3 วัน 3 คืนครับ

 

 

เอนทรี่นี้ย้ายมาจาก: http://daejeonastronomy.exteen.com/20130129/sokendai-asian-winter-school-2012-naoj-tokyo-7

 

เอนทรี่ที่เกี่ยวข้อง:

ตอนที่ 1 – ก่อนสมัครเข้าอบรมและเตรียมตัว
ตอนที่ 2 – ออกเดินทาง, แข่งกับ “รถไฟขบวนสุดท้าย” และ ภาษาอังกฤษแทบไม่ช่วยอะไร…ที่ชานเมืองโตเกียว
ตอนที่ 3 – มุ่งสู่ NAOJ และไปตายซะ! จนเป็นซอมบี้ทั้งวัน
ตอนที่ 4 – เมื่อผม Error กับคอมพิวเตอร์ และเงินกำลังจะหมุนไป…จากกระเป๋าตังค์ของผม
ตอนที่ 5 – ท้องฟ้าจำลอง 4 มิติกับโครงการ 4D2U, อาคารพิพิธภัณฑ์หอดูดาว ทางเดินระบบสุริยะ และโดมกล้อง 20 cm
ตอนที่ 6 – หอไอน์สไตน์ ห้องนิทรรศการ และ Gautier Meridian Circle

 

เอนทรี่ที่แนะนำให้อ่านประกอบ: บทความจากซีรี่ส์แนะนำ NAOJ

ตอนที่ 1 – เป้าหมายและโครงสร้างภายในองค์กร

ตอนที่ 2 – โครงสร้างเพื่อการสังเกตการณ์และการวิจัย

– Nikon Kenkyukai Meeting ที่สำนักงาน NAOJ เมืองมิตากะ จ.โตเกียว เมื่อเดือนตุลาคม ค.ศ.2011 (Link)

ฝั่งเขามีนักดาราศาสตร์จาก NAOJ เป็นไกด์พาเยี่ยมชมด้วย ขณะที่พวกผมคนไทยเดินชม NAOJ กันเอง ไม่มีไกด์ครับ ในลิงก์จึงมีภาพในมุมที่ผมไม่สามารถเข้าไปได้ หรือมุมที่ผมมองข้ามไป (นิทรรศการ บอร์ดต่างๆที่ NAOJ เป็นภาษาญี่ปุ่นเกือบทั้งหมดครับ) 

 

——————————————————————————————–

 

 

หอ Photoelectric Meridian Circle

 

    

หอ Photoelectric Meridian Circle  (PMC บางครั้งก็เรียกว่า Tokyo Photoelectric Meridian Circle) เป็นหอสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ที่มีอุปกรณ์ Meridian Circle ชนิดที่อาศัยปรากฏการณ์ Photoelectric ในการทำงานของอุปกรณ์ (Photoelectric เป็นปรากฏการณ์ที่อิเล็กตรอนหลุดออกมาจากอะตอมในสสาร ซึ่งเป็นผลลัพธ์จากการที่สสารดังกล่าว ได้รับพลังงานที่เพียงพอจากคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มาตกกระทบ ปรากฏการณ์นี้ถูกสอนในวิชาฟิสิกส์ ม.ปลาย)

 

หอนี้สร้างขึ้นและเริ่มติดตั้งอุปกรณ์ในปี ค.ศ.1982 (ตัวอุปกรณ์ Photoelectric Meridian Circle ผลิตจากบริษัท Carl Zeiss ประเทศเยอรมนี) มีจุดประสงค์การใช้งานเพื่อระบุพิกัดตำแหน่งของวัตถุท้องฟ้าให้ละเอียด แม่นยำมากขึ้น ต่อมา หอนี้ถูกใช้เป็นพิพิธภัณฑ์เพื่อสะสม เก็บรักษา และจัดแสดงอุปกรณ์ทางดาราศาสตร์จากหอดูดาวต่างๆในญี่ปุ่นในปัจจุบัน

 

(สำหรับ Meridian Circle หรือที่หลายครั้งก็เรียกว่า Transit Instrument ผมเคยอธิบายเกี่ยวกับ Transit Instrument ไปแล้วในเอนทรี่นี้ แต่เนื่องจากจำเป็นต้องใช้ความรู้ดาราศาสตร์เข้ามาอธิบายด้วย หากไม่เข้าใจก็สามารถข้ามไปได้ครับ)

 

 รูปภาพ

ภาพถ่ายภายนอกของหอ Photoelectric Meridian Circle ในบริเวณพื้นที่สำนักงาน NAOJ ที่เมืองมิทากะ จ.โตเกียว เมื่อปี ค.ศ.2008 [Credit รูป: User-Kestrel @ Wikipedia]

 

รูปภาพ

ภาพถ่ายอุปกรณ์ Photoelectric Meridian Circle [จากบทที่ 1: ภาพรวมขององค์กร ในรายงานประจำปี ค.ศ.1997 ของทาง NAOJ]

 

 

นักดาราศาสตร์ของทาง NAOJ ใช้อุปกรณ์ Photoelectric Meridian Circle เพื่อระบุพิกัดตำแหน่งของวัตถุท้องฟ้าสำหรับบันทึกเป็นข้อมูลในบัญชีรายชื่อของวัตถุท้องฟ้า (Sky Catalog) รวมไปถึงใช้ศึกษาถึงการเคลื่อนที่ของวัตถุท้องฟ้าด้วย

 

การตรวจสอบและระบุพิกัดตำแหน่งวัตถุท้องฟ้าด้วยสายตานั้นมีความคลาด เคลื่อนค่อนข้างมากและขึ้นกับทางผู้สังเกตพอสมควร ทาง NAOJ จึงได้ใช้อุปกรณ์ Photoelectric Micrometer แบบมีสลิตคู่ (Micrometer เป็นอุปกรณ์ทางมาตรวิทยา ใช้วัดขนาดหรือระยะห่างในสเกลละเอียดมาก) ร่วมกับ Photoelectric Meridian Circle เพื่อลดค่าความคลาดเคลื่อนในการวัดพิกัดตำแหน่งของวัตถุท้องฟ้า

 

อุปกรณ์ Photoelectric Meridian Circle ของหอนี้จึงสามารถวัดพิกัดตำแหน่งของวัตถุท้องฟ้า โดยสามารถตรวจจับวัตถุท้องฟ้าที่มีโชติมาตรมากที่สุดที่ 12 (โชติมาตร หรือ Magnitude คือค่า“อันดับ”ความสว่างของวัตถุท้องฟ้า ค่าโชติมาตรยิ่งน้อยแสดงว่าวัตถุท้องฟ้ายิ่งสว่าง เช่น ดวงอาทิตย์มีโชติมาตร -26.74 หรือวัตถุท้องฟ้าที่ริบหรี่ที่สุดเท่าที่มนุษย์สังเกตเห็นมีโชติมาตร 6) และมีความคลาดเคลื่อนระดับ 0.01 พิลิปดา (1/360000 ของมุม 1 องศา) หอนี้สามารถใช้สังเกตการณ์ดวงอาทิตย์ในช่วงกลางวัน และสังเกตการณ์วัตถุท้องฟ้าต่างๆในช่วงกลางคืน โดยมีอัตรา 1 วัตถุท้องฟ้าในทุกๆ 3 นาที

 

ทาง NAOJ เริ่มใช้อุปกรณ์ Photoelectric Meridian Circle ทำการสังเกตการณ์วัตถุท้องฟ้าอย่างเป็นระบบในปี ค.ศ.1985 โดยเลือกวัดพิกัดตำแหน่งของดาว 33,000 ดวงจากบัญชีรายชื่อวัตถุท้องฟ้าบัญชีอื่นที่มีอยู่เดิม แล้วตีพิมพ์เป็นข้อมูลในบัญชีรายชื่อวัตถุท้องฟ้า Tokyo PMC Catalog ตลอดช่วง 8 ปี (ค.ศ.1985 – 1993)

 

น่าเสียดายว่าภาพอุปกรณ์ต่างๆที่จัดแสดงในตึกนี้ส่วนใหญ่จะเป็นภาพเสีย หรือไม่ก็มองข้ามไปเพราะอ่านภาษาญี่ปุ่นแบบจัดเต็มไม่ออก เลยมีอยู่ไม่กี่ภาพครับ

 

 รูปภาพ

โมเดลหอสังเกตการณ์ดวงอาทิตย์โนริคุระ (Norikura Solar Observatory) แสดงถึงโมเดลของกล้อง Coronagraph (อุปกรณ์ที่ใช้ในการศึกษาชั้น Corona บรรยากาศชั้นนอกสุดของดวงอาทิตย์) ที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางหน้ากล้องจริง 10 cm โมเดลหอดูดาวและกล้องมีมาตราส่วน 1:8

 

 รูปภาพ

เลคเชอร์ในสมัยก่อนของนักดาราศาสตร์ชาวญี่ปุ่นยุคแรกๆ ทางผมไม่แน่ใจว่าเป็นเลคเชอร์วิชาฟิสิกส์หรือดาราศาสตร์

 

 รูปภาพ

โมเดลทรงกลมท้องฟ้า (Celestial Sphere) ในสมัยก่อน ซึ่งโมเดลนี้ใช้ในการอธิบายตำแหน่งปรากฏ และการขึ้น-ตกของวัตถุท้องฟ้า

 

หอ Photoelectric Meridian Circle นับเป็นหอสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์แห่งสุดท้ายที่ผมได้เข้าไปชมในพื้นที่ สำนักงานใหญ่ของ NAOJ ก่อนที่จะไปอาคารเป้าหมายหลังสุดท้าย “บ้านหนังสือภาพมิตากะ” ครับ

 

 รูปภาพ

อาคาร Gautier Meridian Circle ที่แวะถ่ายข้างนอกสักหน่อย

                           

รูปภาพ 

รูปภาพ

ทิวทัศน์ใบไม้เปลี่ยนสีสองข้างทางตามถนนในพื้นที่สำนักงานใหญ่ NAOJ

 

 

บ้านหนังสือภาพมิตากะ (ครึ่งแรก)

 

 

รูปภาพ

พวกผมคนไทย 3 คนก็เดินตามแผนที่ไปเรื่อยๆ จนถึงบริเวณ “บ้านหนังสือภาพมิตากะ” ซึ่งปรากฏในแผนที่ NAOJ เป็นภาษาอังกฤษว่า Mitaka Picture Book House แต่กลับเจอบ้านแบบโบราณหลังนี้ และที่ลานมีของเล่นพื้นบ้านประเภทที่ใช้เล่นกลางแจ้ง อย่างเช่น เคนดามะ (けん玉) ซึ่งเท่าที่เห็นก็มีสักสองสามชนิด เพียงแต่ผมจำได้และนึกออกเพียงชนิดเดียวครับ

 

ผมเองลองถามยามที่อยู่ในป้อมยามใกล้ๆเพื่อถามว่าที่นี่ใช่บ้านหนังสือภาพมิตากะหรือเปล่า เพราะจากชื่อในภาษาอังกฤษ ทำให้ผมนึกถึงพวกหอสมุด แกลลอรี่ หอศิลป์ประมาณนั้น พอมาเจอบ้านโบราณที่มีลานวางกล่องใส่ของเล่นพื้นบ้านวางไว้ เลยรู้สึกงงๆเล็กน้อยว่ามาถูกที่ไหม ยามเขาก็บอกว่ามาถูกที่แล้ว

 

เมื่อพวกผมเข้าไปข้างใน ก็พบว่าภายในมีเด็กๆกับผู้ปกครองมากันค่อนข้างเยอะ ห้องแรกที่ได้เข้ามาจะเป็นล็อบบี้เล็กๆ มีเจ้าหน้าที่อยู่ เจ้าหน้าที่ที่เห็นพวกผมเข้ามาแล้วดูเก้ๆกังๆ เลยบอกให้พวกผมเอากระเป๋าสัมภาระใส่ล็อกเกอร์ก่อน โดยต้องหยอดเหรียญไปประมาณ 100-200 เยน (ตรงนี้จำไม่ได้แน่ชัด) เพียงแต่เมื่อจะออกจากที่บ้านหลังนี้ พอเอากุญแจมาไขล็อกเกอร์ เอาสัมภาระออกมาแล้วจึงจะได้รับเงินคืนครับ

 

รูปภาพ 

รูปภาพ

ทางเดินภายในบ้านหนังสือภาพมิทากะ แขวนภาพเขียนไว้สองข้าง

 

 รูปภาพ

ทางเดินภายในบ้านหนังสือมิตากะ ทางขวาของรูปนี้ออกไปจะเป็นลานกิจกรรมสำหรับเด็ก ซึ่งผมก็เห็นเด็กๆหลายคนเล่นกันสนุกเลย ส่วนใหญ่จะเล่นที่ลานนี่มากกว่าอยู่ในบ้าน และเห็นว่าผู้ปกครองดูแลอยู่ด้วย เลยไม่อยากไปขัดจังหวะขอถ่ายรูปเท่าไหร่

 

รูปภาพ 

รูปภาพ

รูปภาพ

ส่วนห้องวาดภาพ (Drawing Room) ของบ้านหนังสือภาพมิตากะ ตู้ในห้องนี้ใส่ของเล่นพื้นบ้านของญี่ปุ่นไว้ด้วย

 

 รูปภาพ

ผนังส่วนหนึ่งถูกนำมาแสดงให้เห็นถึงโครงสร้างของฝาผนังบ้านแบบญี่ปุ่น

 

 รูปภาพ

แผนภาพแสดงวงโคจรของโลกที่วางตัวอยู่ภายใน Habitable Zone ของระบบสุริยะเรา (แถบสีน้ำเงินในแผนภาพ) Habitable Zone เป็นพื้นที่รอบดาวฤกษ์ดวงแม่ ที่หากมีวงโคจรของดาวเคราะห์หินหรือดาวบริวารที่มีมวล, องค์ประกอบทางเคมี และความดันบรรยากาศใกล้เคียงกับโลกอยู่ในพื้นที่นั้น ดาวเคราะห์หินหรือดาวบริวารดวงนั้นจะสามารถทำให้น้ำคงสถานะเป็นของเหลวที่พื้นผิวอยู่ได้

 

รูปภาพ 

รูปภาพ

รูปภาพ

พื้นที่ส่วนห้องสมุดของบ้านหนังสือภาพมิตากะ ผมพบว่ามีหนังสือภาพที่เป็นหนังสือดาราศาสตร์ และวิทยาศาสตร์สำหรับเด็กเยอะพอสมควร จากสภาพแวดล้อมที่ผมเข้ามาเจอในบ้านหลังนี้ ทำให้ผมคิดว่า “บ้านหนังสือภาพมิตากะ” แห่งนี้เป็นแหล่งกิจกรรมการเรียนรู้สำหรับเด็กและครอบครัว มากกว่าหอสมุด แกลลอรี่ หรือหอศิลป์อย่างที่ผมคาดไว้ในตอนแรกครับ

 

รูปภาพ 

รูปภาพ

ภายในห้องวิทยาศาสตร์สำหรับเด็ก (Science Room) มีสมุดบันทึกที่เด็กๆจดไว้ (น่าจะเป็นหนึ่งในกิจกรรมการเรียนรู้สำหรับเด็กของที่นี่) โมเดลดวงจันทร์ และหุ่นจำลองสัตว์น้ำ ดูๆไปก็น่ารักไปอีกแบบ ถ้าผมจำไม่ผิด เหมือนผมจะเห็นกล้องจุลทรรศน์ในห้องนี้ด้วยนะ และที่สำคัญ เท่าที่ผมดูสภาพข้าวของในนี้ เหมือนกับได้รับการดูแล ไม่ปล่อยทิ้งปล่อยขว้างให้สภาพโทรม อุปกรณ์การเรียนรู้ในนี้ไม่มีที่กลายเป็นของพังเลย

 

รูปภาพ

รูปภาพ

ที่บริเวณทางเดินในบ้านหนังสือภาพมิตากะ แขวนภาพดวงจันทร์ในช่วงต่างๆ เพื่อแสดงข้างขึ้น-ข้างแรมของดวงจันทร์ แต่ผมลองคิดว่าถ้าผมเป็นเด็กคงไม่ได้สังเกตเห็นล่ะครับ คงจะสนใจหนังสือภาพไม่ก็ไปเล่นกับเพื่อนๆที่ลานกิจกรรมมากกว่า

 

 

 

 

Planetary Science on Youtube (02): Water on the Moon

ซีรี่ย์ Planetary Science on Youtube เป็นซีรี่ย์ของเอนทรี่ที่ “หนุ่มแทจ็อน” แปลและเรียบเรียงจากคลิปที่เกี่ยวกับการศึกษาเรื่องระบบสุริยะที่น่าสนใจ ซึ่งหัวข้อในแต่ละเอนทรี่ของซีรี่ย์นี้จะเลือกตามความสะดวกของผมครับ

——————————————————————————————–

Credit คลิป: ศูนย์อวกาศ Goddard (Goddard Space Flight Center) ขององค์การ NASA

ช่วงเวลาที่ลงคลิป: 3 มิถุนายน ค.ศ.2013

เอนทรี่ที่แนะนำให้อ่านประกอบ: Planetary Science on Youtube (01): LEND – The Lunar Neutron Counter

ตั้งแต่คริสตทศวรรษ 1960 นักวิทยาศาสตร์ได้เริ่มคาดว่าน่าจะมีน้ำแข็งที่หลงเหลือในหลุมอุกกาบาตที่ อยู่ในเงามืดอย่างถาวรบริเวณขั้วใต้ของดวงจันทร์ ซึ่งทั้งไฮโดรเจนและออกซิเจนถูกกักอยู่ในดินของดวงจันทร์

ดังนั้น ในการหาน้ำบนดวงจันทร์ นักวิทยาศาสตร์จึงมองหาสัญญาณบ่งชี้ถึงไฮโดรเจน โดยอาศัยอุปกรณ์ตรวจวัดนิวตรอน LEND (ย่อมาจาก Lunar Exploration Neutron Detector) ที่ติดตั้งกับยานอวกาศโคจรรอบดวงจันทร์ “ลูนาร์ รีคอนเนสซองส์” (Lunar Reconnaissance Orbiter: LRO) ของทางองค์การ NASA

อุปกรณ์นี้จะสังเกตอันตรกิริยาของนิวตรอนต่ออนุภาคในดิน ทำให้นักวิทยาศาสตร์สามารถตีความว่าน่าจะมีปริมาณไฮโดรเจนในพื้นที่นั้นประมาณเท่าไหร่ และเพื่อการตีความที่ละเอียดขึ้น จึงต้องให้อุปกรณ์ LEND ตรวจวัดนิวตรอนที่หลุดออกจากดวงจันทร์สู่อวกาศ ให้ได้จำนวนข้อมูลในปริมาณมาก

แต่เนื่องจากยาน Lunar Reconnaissance โคจรรอบดวงจันทร์ ทำให้อุปกรณ์ LEND ไม่สามารถตรวจวัดนิวตรอนเหนือพื้นที่ใดพื้นที่หนึ่งได้นานพอ นักวิทยาศาสตร์จึงใช้อุปกรณ์ LEND วัดนิวตรอนบริเวณขั้วใต้ของดวงจันทร์เมื่อยานโคจรผ่านเหนือพื้นที่นี้หลายๆ รอบ

เมื่อยานโคจรผ่านพื้นที่ขั้วใต้ของดวงจันทร์ไปเรื่อยๆในแต่ละรอบ ข้อมูลจากอุปกรณ์ LEND ก็จะมากขึ้น และสามารถแสดงความเปลี่ยนแปลงของปริมาณนิวตรอนอย่างต่อเนื่องเมื่อเวลาผ่านไป

ซึ่งพื้นที่สีน้ำเงิน (ในคลิป) จะแสดงพื้นที่บริเวณขั้วใต้ของดวงจันทร์ที่มีปริมาณนิวตรอนค่อนข้างน้อย เนื่องจากอันตรกิริยาของไฮโดรเจน ซึ่งบ่งชี้ว่าพื้นที่เหล่านี้น่าจะมีน้ำแข็งอยู่ในดิน

ถึงแม้การสำรวจดวงจันทร์ครั้งก่อน (การบังคับให้ยานอวกาศ LCROSS ไปพุ่งชนพื้นผิวบริเวณขั้วใต้ของดวงจันทร์ ซึ่งยาน Lunar Reconnaissance จะคอยสังเกตผลจากการพุ่งชน) จะแสดงสัญญาณบ่งชี้ถึงไฮโดรเจน แต่ผลจากการตรวจวัดของอุปกรณ์ LEND นั้นเป็นการยืนยันครั้งแรกว่าน่าจะมีไฮโดรเจนและน้ำในพื้นที่บริเวณขั้วของดวงจันทร์

ซึ่งการเก็บข้อมูลของ LEND หลายๆปี จะทำให้นักวิทยาศาสตร์มีหลักฐานสะสมเกี่ยวกับน้ำบนดวงจันทร์มากขึ้น และการที่ยาน Lunar Reconnaissance ส่งข้อมูลกลับมาอย่างต่อเนื่อง จะทำให้เรามีข้อมูลเกี่ยวกับดวงจันทร์ และน้ำบนดวงจันทร์ได้ดีขึ้น

Planetary Science on Youtube (01): LEND – The Lunar Neutron Counter

 

 

ซีรี่ย์ Planetary Science on Youtube เป็นซีรี่ย์ของเอนทรี่ที่ “หนุ่มแทจ็อน” แปลและเรียบเรียงจากคลิปที่เกี่ยวกับการศึกษาเรื่องระบบสุริยะที่น่าสนใจ ซึ่งหัวข้อในแต่ละเอนทรี่ของซีรี่ย์นี้จะเลือกตามความสะดวกของผมครับ

 

 

——————————————————————————————–

 

 

 

Credit คลิป: ศูนย์อวกาศ Goddard (Goddard Space Flight Center) ขององค์การ NASA

ช่วงเวลาที่ลงคลิป: 31 มีนาคม ค.ศ.2011

 

หมายเหตุ เนื้อหาในตอนนี้ มีส่วนที่ใช้หลักการในวิชาฟิสิกส์ ม.ปลาย ในเรื่องของกลศาสตร์ (พลังงานจลน์ และโมเมนตัม)

 

 

หากคุณจะมองหาน้ำบนดวงจันทร์ ควรจะทำอย่างไรเพื่อหาสถานที่ที่เหมาะสมในการขุดหา? มีคำตอบจากยานอวกาศโคจรรอบดวงจันทร์ “ลูนาร์ รีคอนเนสซองส์” (Lunar Reconnaissance Orbiter: LRO) ของทางองค์การ NASA อยู่ ซึ่งก็คือ การตรวจวัดนิวตรอนที่มาจากดวงจันทร์

 

อุปกรณ์ “LEND” (ย่อมาจาก Lunar Exploration Neutron Detector) ถูกออกแบบให้มาตรวจวัดนิวตรอนโดยเฉพาะ แต่ตัวนับนิวตรอนตัวนี้จะช่วยตรวจหาน้ำได้อย่างไร?

 

คำตอบอยู่ที่ “ไฮโดรเจน” ซึ่งเป็นอะตอมธาตุที่มีขนาดเล็กที่สุด และอันตรกิริยาระหว่างนิวตรอนกับอะตอมไฮโดรเจน แล้วนิวตรอนที่จะตรวจวัดมาจากไหน และนิวตรอนเหล่านี้จะมีกระบวนการอะไร

 

ดวงจันทร์ถูกรังสีคอสมิคปูพรมพุ่งชนด้วยอัตราคงที่ ซึ่งในบางครั้งแล้ว รังสีคอสมิคก็พุ่งชนอะตอมในดินของดวงจันทร์จนนิวตรอนหลุดออกมาจากอะตอม นิวตรอนที่หลุดออกมาจะชนกับอะตอมอื่นๆในดิน ก่อนที่นิวตรอนตัวนั้นจะหลุดออกสู่อวกาศ

 

ในกรณีของดินที่ไม่ค่อยมีอะตอมไฮโดรเจนมาปะปน การที่นิวตรอนมีมวลน้อยกว่าอะตอมของดินโดยรอบ ที่นิวตรอนพุ่งชนอยู่มาก ทำให้ความเร็วของนิวตรอนที่ออกมาไม่ช้าลงไปมากนัก

 

แต่ในกรณีของดินที่มีอะตอมไฮโดรเจนมาปะปนมากกว่า นิวตรอนส่วนหนึ่งจะชนเข้ากับอะตอมไฮโดรเจนที่มีมวลใกล้เคียงกับนิวตรอน การพุ่งชนอะตอมไฮโดรเจนของนิวตรอน ทำให้พลังงานจลน์ของนิวตรอนหลังการพุ่งชนลดลงไปมากกว่ากรณีแรก ซึ่งส่งผลให้ความเร็วของนิวตรอนช้าลงมากกว่า

 

จากการวัดอัตราของนิวตรอนที่หลุดออกมาจากพื้นผิวดวงจันทร์ (ทั้งนิวตรอนความเร็วสูง และนิวตรอนความเร็วต่ำ) ที่มีค่าต่างๆในแต่ละพื้นที่บนดวงจันทร์  นักวิทยาศาสตร์จึงสามารถใช้ข้อมูลที่วัดได้จากอุปกรณ์ LEND ในการประมาณปริมาณไฮโดรเจนตามพื้นที่ต่างๆบนพื้นผิวดวงจันทร์ และนักวิทยาศาสตร์คิดว่าหากบริเวณใดมีไฮโดรเจนในดินอยู่มาก ก็น่าจะมีโอกาสมากที่ดินในบริเวณนั้นมีโมเลกุลของน้ำปะปนอยู่ด้วย

 

อุปกรณ์ LEND จะคอยตรวจวัดอัตราของนิวตรอนที่หลุดออกมาจากพื้นผิวดวงจันทร์ เพื่อช่วยการสำรวจและตรวจหาน้ำบนดวงจันทร์ ซึ่งเป็นหนึ่งในภารกิจของยาน LRO

 

 

 

SOKENDAI Asian Winter School 2012@NAOJ, Tokyo (6)

 

 

เอนทรี่นี้เป็นหนึ่งในบันทึกประสบการณ์ของ “หนุ่มแทจ็อน” ในการไปอบรมดาราศาสตร์ที่ NAOJ (หอดูดาวแห่งชาติญี่ปุ่น) เมื่อช่วงต้นเดือนธันวาคม 2012 ที่ผ่านมา ในฐานะที่เป็นการอบรมวิชาการนอกประเทศไทยครั้งแรก และเป็นการไปญี่ปุ่นครั้งแรกของผม แม้จะเป็นเวลาสั้นๆ เพียง 3 วัน 3 คืนครับ

 

 

เอนทรี่นี้ย้ายมาจาก: http://daejeonastronomy.exteen.com/20130117/sokendai-asian-winter-school-2012-naoj-tokyo-6-1

 

เอนทรี่ที่เกี่ยวข้อง:

ตอนที่ 1 – ก่อนสมัครเข้าอบรมและเตรียมตัว
ตอนที่ 2 – ออกเดินทาง, แข่งกับ “รถไฟขบวนสุดท้าย” และ ภาษาอังกฤษแทบไม่ช่วยอะไร…ที่ชานเมืองโตเกียว
ตอนที่ 3 – มุ่งสู่ NAOJ และไปตายซะ! จนเป็นซอมบี้ทั้งวัน
ตอนที่ 4 – เมื่อผม Error กับคอมพิวเตอร์ และเงินกำลังจะหมุนไป…จากกระเป๋าตังค์ของผม
ตอนที่ 5 – ท้องฟ้าจำลอง 4 มิติกับโครงการ 4D2U, อาคารพิพิธภัณฑ์หอดูดาว ทางเดินระบบสุริยะ และโดมกล้อง 20 cm

 

เอนทรี่ที่แนะนำให้อ่านประกอบ: บทความจากซีรี่ส์แนะนำ NAOJ

ตอนที่ 1 – เป้าหมายและโครงสร้างภายในองค์กร

ตอนที่ 2 – โครงสร้างเพื่อการสังเกตการณ์และการวิจัย

– Nikon Kenkyukai Meeting ที่สำนักงาน NAOJ เมืองมิตากะ จ.โตเกียว เมื่อเดือนตุลาคม ค.ศ.2011 (Link)

ฝั่งเขามีนักดาราศาสตร์จาก NAOJ เป็นไกด์พาเยี่ยมชมด้วย ขณะที่พวกผมคนไทยเดินชม NAOJ กันเอง ไม่มีไกด์ครับ ในลิงก์จึงมีภาพในมุมที่ผมไม่สามารถเข้าไปได้ หรือมุมที่ผมมองข้ามไป (นิทรรศการ บอร์ดต่างๆที่ NAOJ เป็นภาษาญี่ปุ่นเกือบทั้งหมดครับ) 

 

——————————————————————————————–

 

 

หอไอน์สไตน์ ห้องนิทรรศการ และ Gautier Meridian Circle

       

ออกมาจากโดมกล้องโทรทรรศน์ขนาด 20 cm ก็ถ่ายรูปแถวๆนั้นอีกซะหน่อย

รูปภาพ

 

รูปภาพ 

บริเวณซอยทางเข้าอาคารสถาบันดาราศาสตร์ คณะวิทยาศาสตร์ ม.โตเกียว (โทได) ซึ่งเป็นอาคารที่ตั้งอยู่ในพื้นที่ขององค์การหอดูดาวแห่งชาติญี่ปุ่น (NAOJ) ด้วย

 

รูปภาพ

ถ่ายรูปโดมกล้องโทรทรรศน์ขนาด 20 cm อีกสักรูป

 

จากนั้นพวกผมก็ย้อนกลับมาเดินตามทางเดินระบบสุริยะก่อนเลี้ยวเข้าซอย เพื่อไปดู “หอไอน์สไตน์” (Einstein Tower)

 

รูปภาพ

 

“หอไอน์สไตน์” เป็นอาคารที่ทั้งตัวตึกทำหน้าที่เสมือนกล้องโทรทรรศน์สำหรับสังเกตการณ์และศึกษาดวงอาทิตย์ (Solar Tower Telescope) ก่อสร้างในปี ค.ศ.1930 ออกแบบโดยทางมหาวิทยาลัยหลวงโตเกียว (東京帝國大學 หากแปลตรงตัวจะเป็น “มหาวิทยาลัยจักรวรรดิแห่งโตเกียว” ซึ่งเป็น ม.โตเกียวสมัยจักรวรรดิญี่ปุ่น)

 

อาคารหลังนี้ได้รับการขึ้นทะเบียนให้เป็นสมบัติทางวัฒนธรรมที่จับต้องได้ แห่งญี่ปุ่น (Tangible Cultural Property of Japan) ในปี ค.ศ.1998 เนื่องจากเป็นตัวอย่างสถาปัตยกรรมในยุคไทโช (Taisho Era ค.ศ.1912-1926)

 

การที่ตัวหอทำหน้าที่เป็นเสมือนลำกล้องนั้น ทำให้บางครั้งอาคารหอสังเกตการณ์ลักษณะนี้ถูกเรียกว่า “Tower Telescope” หอไอน์สไตน์ของ NAOJ หลังนี้มีความสูง 18.6 เมตร แบ่งเป็น 5 ชั้นเหนือพื้นดิน และมีอีกชั้นอยู่ใต้ดิน ในปัจจุบันนี้ ทาง NAOJ ไม่อนุญาตให้บุคคลทั่วไปเข้าไปในอาคารนี้แล้ว พวกผมจึงได้แต่ดูจากภายนอกเท่านั้นครับ

 

รูปภาพ 

แผ่นป้ายที่หอไอน์สไตน์ แสดงถึงแผนผังภายในอาคารและแนะนำถึงหอไอน์สไตน์หลังนี้

 

เมื่อแสงอาทิตย์ผ่านช่องเปิดของโดม จะไปตกกระทบตั้งฉากกับเครื่อง Coelostat ซึ่งประกอบด้วยกระจก 2 บาน เพื่อสะท้อนแสงอาทิตย์ต่อไปยังอุปกรณ์ตัวอื่น สำหรับกระจก 2 ตัวของ Coelostat ในหอไอน์สไตน์หลังนี้ มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 60 cm ผลิตจากผลึกทนความร้อน (Heat-resistant crystal) จากบริษัท Carl Zeiss ของเยอรมนี

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงโครงสร้างของ Coelostat ซึ่งเป็นกระจกราบ 2 บาน (C1 และ C2 ในแผนภาพ) โดยกระจกบานแรก (C1) จะมีระนาบกระจกวางตัวตามแกนขนานแกนการหมุนรอบตัวเองของโลก (แกนที่ชี้ไปยัง Celestial Pole ในแผนภาพ) คอยสะท้อนแสงอาทิตย์ที่มาตกกระทบไปยังกระจกบานที่ 2 (C2) แล้วกระจกบานที่ 2 จะสะท้อนแสงอาทิตย์ไปยังอุปกรณ์ตัวอื่น

[Credit แผนภาพ: C.Beck, R.Schlichenmaier, M.Collados, L.Bellot Rubio, T.Kentischer/วารสารงานวิจัย Astronomy&Astrophysics]

 

แสงอาทิตย์ที่สะท้อนจากเครื่อง Coelostat จะส่องลงมากระทบกับเลนส์วัตถุ (ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางเลนส์ 45 cm ความยาวโฟกัส 14.5 เมตร) ซึ่งตั้งปิดบนลำท่อที่เป็นโครงเหล็ก เลนส์วัตถุนี้จะรวมแสงอาทิตย์ที่สะท้อนจากเครื่อง Coelostat ลงมาตามลำท่อโครงเหล็กไปยังชั้นใต้ดินของหอไอน์สไตน์นี้ การที่ลำท่อโครงเหล็กนี้เป็นแกนกลางของหอไอน์สไตน์ จึงทำให้ตัวหอทำหน้าที่เสมือนลำกล้องไปในตัว

 

เมื่อแสงอาทิตย์มาถึงชั้นใต้ดิน กระจกที่วางในชั้นนี้ให้ตรงกับบริเวณจุดโฟกัสของเลนส์วัตถุจะสะท้อนแสง อาทิตย์ต่อไปยังสเปกโตรกราฟ (Spectrograph) ซึ่งเป็นอุปกรณ์ที่แสดงสเปกตรัมจากแสงของวัตถุท้องฟ้า (ตัวอย่างของสเปกตรัมที่น่าจะเคยเห็นกันในชั่วโมงเรียนวิทยาศาสตร์ คือ แสงอาทิตย์ที่ผ่านแท่งปริซึมแล้วได้แถบแสงสีรุ้ง ไล่จากสีม่วงไปยังสีแดง ซึ่งแถบสีรุ้งดังกล่าวเป็นสเปกตรัมในช่วงแสงที่มองเห็นได้เท่านั้น) ส่วนสเปกโตรกราฟนี้จะประกอบด้วย “สลิต” (Diffraction Slit) ซึ่งเป็นช่องแคบๆให้แสงผ่านได้ และแท่งแก้วปริซึม

 

รูปภาพ

แผนภาพแสดงทางเดินแสงอาทิตย์ในหอไอน์สไตน์ โดยแสงอาทิตย์ผ่านช่องเปิดของหลังคาโดม มาตกกระทบและสะท้อนกับกระจกทั้งสองบานของ Coelostat ก่อนส่องผ่านเลนส์วัตถุ ลงมาตามลำท่อโครงเหล็ก เจอกับกระจกที่ชั้นใต้ดิน สะท้อนแสงอาทิตย์นี้ไปยังสเปกโตรกราฟที่อยู่ในห้องมืด (ห้องสีเทาในแผนภาพ)

[แผนภาพนี้มาจากแผ่นพับของทาง NAOJ แล้วเจ้าของบลอกนำมาเพิ่มทางเดินแสงอาทิตย์ภายหลัง]

 

อาคารหอสังเกตการณ์หลังนี้ได้ชื่อ “หอไอน์สไตน์” ภายหลังจากที่มีการก่อสร้างหอไอน์ไสตน์ ซึ่งเป็นหอสังเกตการณ์ทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ที่เมืองพอทสดัม ประเทศเยอรมนี หอไอน์สไตน์ทั้งฝั่งญี่ปุ่นและเยอรมนีมีโครงสร้างใกล้เคียงกัน มีเป้าหมายในการค้นหา “การเลื่อนของสเปกตรัมไปทางสีแดง” (Spectral Redshift) ของสเปกตรัมดวงอาทิตย์ ซึ่งเกิดจากผลจากแรงโน้มถ่วง เหตุการณ์นี้เป็นสิ่งที่ทฤษฏีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ (Einstein’s General Relativity Theory) ได้คาดการณ์ไว้

 

แต่ผลจากการสังเกตการณ์สเปกตรัมดวงอาทิตย์ที่หอไอน์สไตน์ที่ญี่ปุ่นกลับล้ม เหลวที่จะใช้ยืนยันทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปได้ ระบบอุปกรณ์ทางแสงของหอไอน์สไตน์หลังนี้จึงถูกปรับปรุงใหม่ในช่วงหลังสงคราม โลกครั้งที่ 2 เพื่อใช้ในการศึกษาเปลวสุริยะ (Solar Flare), สนามแม่เหล็กบริเวณจุดบนดวงอาทิตย์ การหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์ และสเปกตรัมของดวงอาทิตย์ หอไอน์สไตน์หลังนี้จึงถือได้ว่าเป็นหนึ่งในอนุสาวรีย์ทางประวัติศาสตร์ สำหรับวงการฟิสิกส์และดาราศาสตร์ของญี่ปุ่นครับ

 

หลังจากที่พวกผมเดินชมภายนอกของหอไอน์สไตน์เสร็จก็มุ่งหน้าไปชมห้อง นิทรรศการของทาง NAOJ แต่เมื่อไปถึงก็พบว่าเป็นเพียงห้องนิทรรศการเล็กๆ และที่สำคัญ….รายละเอียดข้อมูลต่างๆในห้องนิทรรศการนี้เป็นภาษาญี่ปุ่นแบบจัดเต็ม! ผมจึงแทบไม่รู้รายละเอียดอะไรเลยจากห้องนิทรรศการนี้ (รายละเอียดหลายๆอย่างในนี้ ผมต้องหาข้อมูลเพิ่มเติมจากข้อมูลภาษาอังกฤษในอินเตอร์เนตครับ)

 

 รูปภาพ

โมเดลหอดูดาวและกล้องโทรทรรศน์ขนาดหน้ากล้อง 30 เมตร (Thirty Meter Telescope: TMT) TMT เป็นโครงการกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ที่ศึกษาในรังสีช่วงใกล้อัลตราไวโอเลต (Near UV), ช่วงแสงที่มองเห็นได้ (Visible light) และอินฟราเรด โดยในปัจจุบันนี้อยู่ระหว่างแผนงานเตรียมการก่อสร้างที่ยอดเขาเมานา เคีย (Mauna Kea) ที่ฮาวาย โดยมีกำหนดการแล้วเสร็จในปี ค.ศ.2018 นอกจากนี้ โครงการ TMT เป็นโครงการความร่วมมือนานาชาติผ่านหน่วยงาน ดังนี้

– สมาคมมหาวิทยาลัยแห่งแคนาดาเพื่อการวิจัยด้านดาราศาสตร์ (Association of Canadian Universities for Research in Astronomy: ACURA)

– สถาบันเทคโนโลยีแคลิฟอร์เนีย (California Institute of Technology: Caltech)

– มหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย (University of California: UC)

– องค์การหอดูดาวแห่งชาติจีน (National Astronomical Observatory of China: NAOC)

– องค์การหอดูดาวแห่งชาติญี่ปุ่น (National Astronomical Observatory of Japan: NAOJ)

– กรมวิทยาศาสตร์และเทคโนโลยีแห่งอินเดีย (Department of Science and Technology of India)

 

TMT เป็นโครงการหอดูดาวที่มีหัวข้อเป้าหมายในการศึกษาทางดาราศาสตร์ ดังนี้

– พลังงานมืด, สสารมืด, การทดสอบสมมติฐานและทฤษฎีทางฟิสิกส์อนุภาค (Particle Physics)

– ลักษณะของดาวฤกษ์และกาแล็กซี่กลุ่มแรกๆที่กำเนิดขึ้นมาในจักรวาล

– กระจุกกาแล็กซี่ และการวิวัฒนาการตลอดช่วง 1 หมื่น 3 พันล้านปีที่ผ่านมา

– ความสัมพันธ์ระหว่างหลุมดำมวลมหาศาล (Supermassive Blackhole) และกาแล็กซี่

– ฟิสิกส์ของการกำเนิดหรือการก่อตัวของดาวฤกษ์และดาวเคราะห์

– การค้นหาและศึกษาลักษณะของดาวเคราะห์ในระบบสุริยะอื่น (Exoplanets)

– สมบัติทางเคมีของพื้นผิววัตถุในแถบคอยเปอร์ (Kuiper Belt: แถบวัตถุน้ำแข็งที่อยู่เลยวงโคจรดาวเนปจูนออกไป)

– สภาพทางเคมีและอุตุนิยมวิทยาของบรรยากาศดาวเคราะห์ในระบบสุริยะเรา

– การศึกษาทางชีวดาราศาสตร์ (Astrobiology) เพื่อค้นหาสัญญาณของสิ่งมีชีวิตบนดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์ดวงอื่นๆ

สำหรับรายละเอียดเพิ่มเติมของโครงการ TMT ลองดูได้ในเวบไซต์ของทาง TMT ดูนะครับ (Link)

 

 รูปภาพ

รูปนี้มีโมเดลไว้เทียบขนาดคนกับกล้องโทรทรรศน์ด้วย (ทางขวามือของกล้องโทรทรรศน์)

 

นอกจากนี้ ในห้องนิทรรศการยังมีโมเดลหอดูดาวและกล้องโทรทรรศน์สึบารุ (Subaru Telescope) ซึ่งเป็นกล้องโทรทรรศน์แบบสะท้อนแสงชนิดริชชี-เครเทียน (Ritchey-Chretien Reflector Telescope) ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางหน้ากล้อง 8.2 เมตร ตั้งอยู่บนภูเขาเมานา เคีย (Mauna Kea) ที่ฮาวาย โมเดลนี้มีปุ่มกดหมุนหลังคา และหมุนโมเดลกล้องตามแนวราบกับแนวดิ่งได้ แต่เสียดายที่รูปโมเดลกล้องซึบารุที่ผมถ่ายมาเสียทุกรูปครับ

 

รูปภาพ

รูปภาพ

โมเดลของกล้องโทรทรรศน์วิทยุโนเบยามะ (Nobeyama Radio Telescope) ของทาง NAOJ ซึ่งกล้องโทรทรรศน์วิทยุเป็นอุปกรณ์ที่นักดาราศาสตร์ใช้รับสัญญาณ คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในช่วงคลื่นวิทยุ ที่วัตถุท้องฟ้าแผ่ออกมา เพื่อการศึกษาในทางดาราศาสตร์วิทยุ (Radio Astronomy – การศึกษาวัตถุท้องฟ้าในช่วงความถี่ของคลื่นวิทยุ) ต่อไป กล้องโทรทรรศน์วิทยุจะมีรูปร่างคล้ายๆกับจานรับสัญญาณดาวเทียม สำหรับกล้องโทรทรรศน์วิทยุโนเบยามะนั้น มีเส้นผ่านศูนย์กลางจานรับสัญญาณถึง 45 เมตร ตั้งอยู่ที่บริเวณตอนกลางของประเทศญี่ปุ่น

 

รูปภาพ

โมเดลของ ALMA (Atacama Large Millimeter Array: เครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุในช่วงความยาวคลื่นระดับมิลลิเมตรแห่งอะทาคา มา) ALMA เป็นเครือข่ายของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ที่ตั้งอยู่บริเวณทะเลทรายอะทาคามา ทางตอนเหนือของประเทศชิลี ซึ่งเป็นพื้นที่ที่ราบสูง (ระดับความสูงเหนือระดับน้ำทะเลปานกลางประมาณ 5,000 เมตร) ที่มีสภาพอากาศแห้งเหมาะสมต่อการรับสัญญาณคลื่นวิทยุในช่วงความยาวคลื่น ระดับมิลลิเมตร ALMA ประกอบด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางจานรับสัญญาณ 7 เมตรและ 12 เมตรรวมกัน 66 ตัว  มีเป้าหมายในการศึกษาการกำเนิดดาวฤกษ์ในช่วงที่จักรวาลยังมีอายุน้อย รวมไปถึงการก่อตัวของดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์ดวงอื่น

 

รูปภาพ 

ALMA เป็นโครงการความร่วมมือในระดับนานาชาติระหว่างหน่วยงานต่างๆ ดังนี้

– องค์การหอดูดาวท้องฟ้าซีกใต้แห่งยุโรป (European Southern Observatory: ESO)

– องค์การหอสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์วิทยุแห่งชาติของสหรัฐฯ (National Radio Astronomy Observatory: NRAO)

– สภาวิจัยแห่งชาติแคนาดา (National Research Council of Canada: NRC)

– สถาบันดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ ภายใต้สถาบันวิชาการแห่งไต้หวัน (Academia Sinica Institute of Astronomy & Astrophysics: ASIAA)

– องค์การหอดูดาวแห่งชาติญี่ปุ่น (National Astronomical Observatory of Japan: NAOJ)

– รัฐบาลสาธารณรัฐชิลี

ด้วยงบประมาณของโครงการ ALMA นี้ที่มากกว่าหนึ่งพันล้านเหรียญสหรัฐฯ ทำให้ ALMA เป็นโครงการกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินที่อยู่ระหว่างการก่อสร้างที่แพงที่สุด ในปัจจุบัน (มกราคม ค.ศ.2013) โดยมีกำหนดการเริ่มใช้ปฏิบัติการณ์จริงในเดือนมีนาคม ค.ศ.2013

 

 รูปภาพ

โปสเตอร์เกี่ยวกับโครงการสำรวจดวงจันทร์ของญี่ปุ่น โปสเตอร์ทางซ้ายเป็นแผนที่ดวงจันทร์ 3 มิติ (ต้องใส่แว่น 3 มิติดู) ส่วนโปสเตอร์ด้านขวาผมเข้าใจแต่หัวเรื่องว่า “จากยานคางุยะ ถึงยานคางุยะ 2” ซึ่งเน้นไปทาง Selenodesy ซึ่งเป็นการทำระบบรังวัดเพื่อทำแผนที่ดวงจันทร์ครับ

หัวข้องานวิจัยด้าน Selenodesy ของทาง NAOJ นี้ผมเองก็สนใจอยากไปดูแลบนี้มาก แต่พอมาอบรมก็รู้ว่าแลบ Selenodesy นี้ไม่ได้อยู่ที่โตเกียว แต่ไปอยู่ทางภาคเหนือของญี่ปุ่นครับ (อยู่ที่มิสึซาวะ เหนือเมืองเซนไดไปอีก แต่ยังไม่ถึงเกาะฮอกไกโด) เลยไม่ได้ไปดูแลบนี้ตามที่หวังไว้

 

 รูปภาพ

หลังจากที่พวกผมออกจากห้องนิทรรศการของทาง NAOJ (แบบมึนๆจากการเจอภาษาญี่ปุ่น) ก็มาชมอาคาร Gautier Meridian Circle ซึ่งเจ้าอุปกรณ์ Gautier Meridian Circle นี้เป็น Transit Instrument อีกแบบหนึ่ง (ผมเคยอธิบายเกี่ยวกับ Transit Instrument ไปแล้วในเอนทรี่นี้ แต่เนื่องจากจำเป็นต้องใช้ความรู้ดาราศาสตร์เข้ามาอธิบายด้วย หากไม่เข้าใจก็สามารถข้ามไปได้)

อุปกรณ์ Gautier Meridian Circle นี้ใช้เป็นอุปการณ์ในการสังเกตการณ์เพื่อวัดตำแหน่งของวัตถุท้องฟ้าให้แม่นยำ หลังคาของอาคารหลังนี้มีลักษณะเป็นครึ่งวงกลม แทนที่จะเป็นโดมครึ่งทรงกลมแบบหอดูดาวอื่นๆที่เราคุ้นตากันครับ การสังเกตการณ์และตรวจสอบตำแหน่งวัตถุท้องฟ้าด้วยสายตาผ่านกล้อง ได้ทำต่อเนื่องกันมาหลายปี จนกระทั่งมีการประยุกต์ใช้กล้อง CCD ในการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ ซึ่งให้ผลแม่นยำกว่าการใช้สายตาแบบเดิม

 

รูปภาพ

พอออกจากอาคาร Gautier Meridian Circle ก็เห็นมีเจ้ากล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดมินิอยู่กลางสนามข้างนอก ผมเองก็ไม่แน่ใจว่าเป็นแค่โมเดล หรือใช้งานได้จริงครับ

 

รูปภาพ

 

 

SOKENDAI Asian Winter School 2012@NAOJ, Tokyo (5)

 

 

เอนทรี่นี้เป็นหนึ่งในบันทึกประสบการณ์ของ “หนุ่มแทจ็อน” ในการไปอบรมดาราศาสตร์ที่ NAOJ (หอดูดาวแห่งชาติญี่ปุ่น) เมื่อช่วงต้นเดือนธันวาคม 2012 ที่ผ่านมา ในฐานะที่เป็นการอบรมวิชาการนอกประเทศไทยครั้งแรก และเป็นการไปญี่ปุ่นครั้งแรกของผม แม้จะเป็นเวลาสั้นๆ เพียง 3 วัน 3 คืนครับ

 

 

เอนทรี่นี้ย้ายมาจาก: http://daejeonastronomy.exteen.com/20121225/sokendai-asian-winter-school-2012-naoj-tokyo-5

 

เอนทรี่ที่เกี่ยวข้อง:

ตอนที่ 1 – ก่อนสมัครเข้าอบรมและเตรียมตัว
ตอนที่ 2 – ออกเดินทาง, แข่งกับ “รถไฟขบวนสุดท้าย” และ ภาษาอังกฤษแทบไม่ช่วยอะไร…ที่ชานเมืองโตเกียว
ตอนที่ 3 – มุ่งสู่ NAOJ และไปตายซะ! จนเป็นซอมบี้ทั้งวัน
ตอนที่ 4 – เมื่อผม Error กับคอมพิวเตอร์ และเงินกำลังจะหมุนไป…จากกระเป๋าตังค์ของผม

 

เอนทรี่ที่แนะนำให้อ่านประกอบ: บทความจากซีรี่ส์แนะนำ NAOJ

ตอนที่ 1 – เป้าหมายและโครงสร้างภายในองค์กร

ตอนที่ 2 – โครงสร้างเพื่อการสังเกตการณ์และการวิจัย

 

 

——————————————————————————————–

 

 

ท้องฟ้าจำลอง 4 มิติ และโครงการ 4D2U ของ NAOJ

 

 

เช้าวันสุดท้ายของการอบรมนี้ (5 ธ.ค.) ผมตื่นสายกว่าปกติเล็กน้อย เนื่องจากคืนนั้นผมหลับสนิทมาก แต่ยังดีที่ไป NAOJ ทัน สำหรับเช้านี้ ทางเจ้าภาพมีการแนะนำถึง SOKENDAI ซึ่งเป็นหน่วยงานมหาวิทยาลัยหลักที่ให้งบประมาณสนับสนุนการอบรมครั้งนี้ (ซึ่ง NAOJ ก็เป็นหนึ่งในสถาบันที่สังกัดกับ SOKENDAI) และให้ผู้เข้าร่วมการอบรมแนะนำตัวเอง พูดถึงงานวิจัยหรือสายงานที่เกี่ยวข้องกับดาราศาสตร์ที่ตนเองทำอยู่ และความรู้สึกต่อการอบรม จำได้ว่าผมพูดไปว่าอยากมาฝึกงานหรือฝึกทำวิจัยเกี่ยวกับวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ที่นี่สักอย่างน้อย 1 เดือนในอนาคต แต่ผมคงต้องไปพัฒนาภาษาญี่ปุ่นใหม่ เพราะดูจากสถานการณ์แล้ว ภาษาญี่ปุ่นผมแทบเอาตัวไม่รอดในประเทศนี้ รวมถึงทักษะภาษาอังกฤษและคอมพิวเตอร์มาก่อนด้วย

 

จากนั้น “เซนเซย์” (先生 : คำเรียกที่หมายถึง “ครู/อาจารย์” ในภาษาญี่ปุ่น แต่บางครั้งก็มีการใช้คำนี้เรียกแพทย์อยู่ ส่วนตัวผมมักใช้คำนี้เรียกอาจารย์ที่สอนวิชาภาษาญี่ปุ่น หรืออาจารย์ชาวญี่ปุ่นครับ) ที่เป็นผู้ประสานงานก็พากลุ่มผู้เข้ารับการอบรมทั้ง 6 ชาติ เข้าชมท้องฟ้าจำลอง 4 มิติ (โครงการ 4D2U)ของ NAOJ ในช่วงสายๆ ซึ่งก่อนอื่นผมขอกล่าวถึงรายละเอียดของท้องฟ้าจำลอง 4 มิติที่นี่สักหน่อยครับ

 

 

โครงการ 4D2U (เรียกได้อีกแบบว่า 4D to you) เป็นการรวบรวมข้อมูลทางดาราศาสตร์เพื่อสร้าง-พัฒนาซิมูเลชั่นทางคอมพิวเตอร์กราฟฟิก ที่จำลองและแสดงให้เห็นถึงวัตถุต่างๆทางดาราศาสตร์ที่มีสเกลขนาดที่หลากหลาย นับตั้งแต่สเกลของระบบดาวเคราะห์ ระบบสุริยะ กาแล็กซี่ไปจนถึงสเกลขอบเขตของจักรวาลเท่าที่มนุษย์รู้จัก โดย 4D (Four dimensions) หมายถึงอวกาศ (มี 3 มิติ กว้าง ยาวและสูง) และเวลา (มิติที่ 4 – เนื่องจากโครงการนี้มีการจำลองซิมูเลชั่นของเหตุการณ์ทางดาราศาสตร์ เช่น การโคจรของดาวบริวารรอบดาวเคราะห์, สมมติฐานการที่โลกถูกพุ่งชนจนกำเนิดดวงจันทร์ หรือการพุ่งชน-ควบรวมกันของ 2 กาแล็กซี่ ซึ่งมีสเกลความยาวนานของเวลาที่ต่างกัน)

 

โครงการ 4D2U เป็นโครงการของหอดูดาวแห่งชาติญี่ปุ่น (NAOJ) ที่เริ่มต้นตั้งแต่ปี ค.ศ.2001 นอกจากโครงการนี้มีการพัฒนาโปรแกรมซิมูเลชั่นและฐานข้อมูลวัตถุทาง ดาราศาสตร์สำหรับการจำลองแล้ว ยังรวมไปถึงการสร้างโดมท้องฟ้าจำลอง และพัฒนาเครื่องมือสำหรับการฉายในโดมท้องฟ้าจำลองด้วย

 

ท้องฟ้าจำลอง 4 มิติของโครงการ 4D2U เริ่มเปิดให้บริการที่สำนักงานใหญ่ NAOJ (เมืองมิตากะ จ.โตเกียว) ในเดือนเมษายน ค.ศ.2008 โดยเปิดให้บริการเพียง 2 ครั้งในรอบ 1 เดือน คือในวันศุกร์ครั้งที่ 2 ของเดือน และวันเสาร์ครั้งที่ 4 ของเดือน ซึ่งต้องทำการจองคิวกับทาง NAOJ ก่อน และโดยปกติแล้ว การบรรยายในท้องฟ้าจำลองแห่งนี้เป็นภาษาญี่ปุ่นเท่านั้น

 

หากใครสนใจเกี่ยวกับโครงการ 4D2U นี้ ลองดูได้ที่เวบไซต์หลักของโครงการครับ (Link) แต่ดูเหมือนว่าจะไม่ได้อัพเดทเวบไซต์นานแล้ว

 

 รูปภาพ

ขณะเซนเซย์ผู้ประสานงานการอบรมกล่าวลากลุ่มผู้เข้าร่วมการอบรมทั้ง 6 ชาติ ที่หน้าท้องฟ้าจำลอง 4 มิติ ซึ่งการอบรม SOKENDAI Asian Winter School ครั้งนี้ไม่มีพิธีปิดเลย เซนเซย์กล่าวลาเสร็จก็ขอตัวไปทำงานที่แลบต่อ พวกผมก็เข้าชมท้องฟ้าจำลองก่อนแล้วค่อยตัดสินใจภายหลังว่าจะไปไหนกันต่อก่อน กลับประเทศของแต่ละคน ก่อนหน้าที่เซนเซย์ผู้ประสานงานจะกล่าวลา ก็ได้ติดต่อทางท้องฟ้าจำลองแห่งนี้ขอให้มีการบรรยายเป็นภาษาอังกฤษเป็นกรณี พิเศษไว้แล้ว (กลุ่มพวกผม 22 คนจาก 6 ชาติเอเชีย หากคำบรรยายเป็นภาษาญี่ปุ่นล้วนนี่พวกผมคงงงกันแน่ๆ)

 

 รูปภาพ

ภาพดาวเสาร์ในโดมฉายดาวขณะพวกผมกำลังเข้าชมท้องฟ้าจำลองแห่งนี้ ซึ่งภาพจะดูเหมือนกับกล้องสั่น แต่ตอนนั้นกล้องผมไม่ได้สั่นครับ ภาพถูกทำให้เหลื่อมกันเพื่อให้มองเห็นเป็นภาพ 3 มิติเมื่อผู้ชมใส่แว่น 3 มิติของทางท้องฟ้าจำลอง (มีแจกให้ก่อนเข้าโดมฉายดาว และคืนหลังแสดงจบ) ซึ่งพอผมใส่แว่นแล้ว ตอนที่ท้องฟ้าจำลองฉายกระจุกกาแล็คซี่ ผมเห็นถึงความใกล้ไกลจนเกือบเผลอเอื้อมมือไปคว้ากาแล็คซี่ที่ปรากฏให้เห็นเป็นจุดเลย

 

 รูปภาพ

ภายในโดมฉายดาวหลังจบการแสดง ซึ่งเท่าที่ผมกะไว้คร่าวๆ โดมฉายดาวนี้รับได้ประมาณ 30 คน

 

 

นอกจากนี้ โครงการ 4D2U ยังสร้างซอฟท์แวร์ท้องฟ้าจำลองและซิมูเลชั่นทางดาราศาสตร์ ที่ดาวน์โหลดฟรีด้วย เป็นซอฟท์แวร์ชื่อ MITAKA (ตามชื่อเมืองมิตากะ ที่สำนักงานใหญ่ของ NAOJ ตั้งอยู่) ตาม Link นี้ เท่าที่ผมดูคร่าวๆจากหน้าเพจของซอฟท์แวร์ MITAKA เหมือนว่าจะมีโหมดทำให้แสดงออกมาเป็นภาพ 3 มิติได้ เพียงแต่ผู้ใช้ซอฟท์แวร์นี้ต้องหาแว่น 3 มิติเอง สำหรับผู้ที่จะโหลดซอฟท์แวร์ กรุณาเช็คสเปคเครื่องที่มีระบุไว้ใน Link ก่อนลงด้วยนะครับ แล้วก็ซอฟท์แวร์นี้มีเพียง 2 ภาษาคือภาษาญี่ปุ่นและภาษาอังกฤษเท่านั้นครับ

 

 

อาคารพิพิธภัณฑ์หอดูดาว ทางเดินระบบสุริยะและโดมกล้องโทรทรรศน์ขนาด 20 cm

 

 

จากท้องฟ้าจำลอง 4 มิติ พวกผมก็เดินชมพื้นที่ NAOJ โดยเริ่มต้นจากอาคารพิพิธภัณฑ์หอดูดาว (Observatory History Museum) เป็นอาคารโดมหอดูดาวสำหรับกล้องโทรทรรศน์แบบหักเหแสง ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางหน้ากล้อง 65 เซนติเมตร อาคารนี้มี 2 ชั้น ความสูง 19.5 เมตร ตัวโดมรูปครึ่งทรงกลมมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 15 เมตร ตัวอาคารสร้างขึ้นในปี ค.ศ.1926 สมัยนั้นวิศวกรชาวญี่ปุ่นยังไม่มีความรู้พอที่จะสร้างโดมที่มีรูปทรงครึ่ง ทรงกลมขนาดใหญ่ได้ จึงต้องอาศัยความช่วยเหลือจากช่างต่อเรือที่มีทักษะในการทำช่วงลำเรือ (ซึ่งค่อนข้างโค้ง) อาคารหลังนี้ได้รับการขึ้นทะเบียนให้เป็นสมบัติทางวัฒนธรรมที่จับต้องได้ แห่งญี่ปุ่น (Tangible Cultural Property of Japan) ในปี ค.ศ.2002

 

 รูปภาพ

อาคารพิพิธภัณฑ์หอดูดาว (โดมกล้องโทรทรรศน์ขนาด 65 cm)

 

เมื่อเข้าอาคารไปแล้ว จะเป็นห้องควบคุมกล้องซึ่งมีทั้งแผงควบคุมและมอเตอร์จ่ายกระแสไฟฟ้าให้แก่ กล้องโทรทรรศน์หน้ากล้อง 65 cm (แต่ผมไม่ได้ถ่ายภาพมา) แต่รู้สึกสะดุดกับกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็กที่ตั้งอยู่ข้างที่ใส่โบร์ชัวร์ครับ

 

รูปภาพ

กล้องโทรทรรศน์ตัวนี้มีมวล 20 kg ส่วนใหญ่ทำจากทองเหลือง ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางหน้ากล้อง 20 cm ความยาวทั้งหมดของลำกล้องโทรทรรศน์ 97 cm ความยาวของแกนหมุน 51 cm และยังเป็นกล้องโทรทรรศน์ที่เก่าแก่ที่สุดเท่าที่ NAOJ มีอยู่ในปัจจุบัน โดยมีการสลักคำว่า “Troughton & Simms, LONDON 1875,” ซึ่งเป็นบริษัทผู้ผลิต (ในภาพถ่ายผมไม่เห็นตราสลัก) ก่อนที่กล้องตัวนี้จะมาถึงหอดูดาวโตเกียว (Tokyo Astronomical Observatory – หน่วยงานทางดาราศาสตร์ที่มีมาก่อนหน้า NAOJ ในสมัยก่อน) ในปี ค.ศ.1888

 

 

ส่วนนี้เป็นความรู้เพิ่มเติม เหมาะสำหรับผู้มีความรู้ดาราศาสตร์พื้นฐานมาแล้ว (หากไม่เข้าใจ ข้ามตรงนี้ไปได้ครับ)

กล้องโทรทรรศน์ตัวนี้เป็นกล้องโทรทรรศน์แบบ Transit Instrument (Link) ซึ่งเป็นอุปกรณ์ที่ใช้วัดตำแหน่งของดาวเป้าหมาย รวมไปถึงวัดเวลาที่ดาวเป้าหมายตัดผ่านเส้นเมริเดียนท้องฟ้า (Celestial Meridian – เส้นสมมติที่ลากผ่านขั้วฟ้าเหนือ (บริเวณดาวเหนือ), จุดเหนือศีรษะ (Zenith), ขั้วฟ้าใต้ และจุด Nadir (อยู่บริเวณใต้เท้า ตรงข้ามกับจุด Zenith)) การที่ดาวเป้าหมายเคลื่อนที่ปรากฏตัดผ่านเส้นเมริเดียนท้องฟ้า เรียกว่า “Transit” สำหรับเวลาที่เกิด Transit ของดาวเป้าหมาย จะเป็นเวลาที่ดาวเป้าหมาย “สิ้นสุดการขึ้น เริ่มการตก” ซึ่ง Transit อีกฝั่งที่อยู่ตรงข้าม (“สิ้นสุดการตก เริ่มการขึ้น”) จะไม่สามารถสังเกตเห็นได้เพราะอยู่ใต้ขอบฟ้า

 

รูปภาพ

รูปภาพ

กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ภายในหอดูดาวหลังนี้ เป็นกล้องโทรทรรศน์แบบหักเหแสง (Refractor Telescope) สองตัวที่วางตัวขนานกัน ผลิตจากบริษัท Carl Zeiss ของเยอรมนี (บริษัทเดียวกันกับที่ผลิตเครื่องฉายดาวของท้องฟ้าจำลองเอกมัย) โดยกล้องโทรทรรศน์หลักมีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางเลนส์วัตถุ 65 cm ความยาวโฟกัสเลนส์วัตถุ 1,021 cm ส่วนกล้องโทรทรรศน์รองมีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางเลนส์วัตถุ 38 cm ความยาวโฟกัสเลนส์วัตถุ 1,083 cm

 

กล้องโทรทรรศน์หลักที่นี่เป็นกล้องโทรทรรศน์แบบหักเหแสงที่มีขนาดหน้ากล้องใหญ่ที่สุดในญี่ปุ่น สมัยที่มีการใช้งานกล้องโทรทรรศน์หลักนั้นจะใช้กล้องนี้ในการวัดตำแหน่งของ ดาวเป้าหมาย ซึ่งต่อมาได้มีการปลดระวางกล้องโทรทรรศน์ตัวนี้จากการสังเกตการณ์เพื่อทำ วิจัยในปี ค.ศ.1998 แต่ยังใช้ในสังเกตการณ์ดวงดาวบนท้องฟ้าตามงานบริการสาธารณะได้อยู่

 

 รูปภาพ

กล้องโทรทรรศน์ตัวนี้ยังไปโผล่ในปกหลังของมังงะ (หนังสือการ์ตูนญี่ปุ่น) เรื่อง Space Brothers (宇宙兄弟: “อุจู เคียวได”) ของจูยะ โคยามะ เล่ม 12 ด้วย มังงะเรื่องนี้เป็นมังงะแนวอวกาศที่ผมกำลังตามๆอยู่ นับว่าใช้ได้ทีเดียวครับ (ถึงว่าตอนเห็นกล้องโทรทรรศน์ตัวนี้ทำไมคุ้นๆ พอได้อ่านมังงะเรื่องนี้หลังกลับเมืองไทยถึงได้รู้)

 

นอกจากนี้ บริเวณชั้นบนและชั้นล่างของอาคารหอดูดาวหลังนี้ยังแสดงเกี่ยวกับความเป็นมา ตั้งแต่อดีตจนถึงปัจจุบันของ NAOJ ไว้ด้วย

 

รูปภาพ

 

รูปภาพ

 

จากนั้น พวกผมก็เดินไปดูอาคารหอดูดาวหลังที่ 2 (ระหว่างนี้ยังมีกลุ่มผู้อบรมชาติอื่นๆอยู่ด้วย ยังไม่ได้แยกทางไปกัน “อย่างสิ้นเชิง”) ถนนระหว่างอาคารพิพิธภัณฑ์หอดูดาวและหอดูดาวหลังที่ 2 ที่พวกผมไปกันนี้ มีระยะทางประมาณ 100 เมตร จะเป็น “ทางเดินระบบสุริยะ” (The Solar System Walking) โดยมีโมเดลของดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์ในระบบสุริยะ ซึ่งย่อส่วนทั้งขนาดของดาวและระยะห่างจากดาวเคราะห์ถึงดวงอาทิตย์ในอัตราส่วน 1:14,000,000,000 ของขนาดดาวและระยะห่างจริงในอวกาศ โดยที่โมเดลของดาวแต่ละดวงก็จะมีป้ายแสดงข้อมูลของดาวดวงนั้นเป็นภาษาญี่ปุ่น

 

โมเดลแสดงขนาดและระยะห่างเปรียบเทียบระหว่างดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์ในระบบสุริยะ ซึ่งโมเดลแสดงขนาดเปรียบเทียบของดวงอาทิตย์นั้น ถ้าทำเป็นลูกโลหะเหมือนโมเดลแสดงขนาดเปรียบเทียบของดาวเคราะห์ จะกินพื้นที่มาก เลยทำเป็นบอร์ดวงกลมแทน โมเดลเหล่านี้วางเรียงกันตามถนนแถวท้องฟ้าจำลอง 4 มิติครับ

 

รูปภาพ

รูปภาพ

ระหว่างที่เดินบนทางเดินระบบสุริยะ ก็เห็นมีคุณลุงมานั่งสเก็ตซ์รูปวิวแถวนี้อยู่ ถึงอยากดูผลงานแกแต่ก็ไม่กล้าไปแอบดู

 

รูปภาพ

รูปภาพ

ถ่ายรูปพี่คนไทยที่ไปอบรมด้วยกันกับป้ายตัวอักษรคันจิอีกป้ายที่แสดงถึง “องค์กรหอดูดาวแห่งชาติ” เช่นเดียวกับป้ายที่ประตูหน้าสำนักงานใหญ่ที่ผมถ่ายมาในเอนทรี่ที่ 2 ของซีรี่ส์บันทึกนี้  เพียงแต่ป้ายนี้สีสันดูสดกว่า และผมกะมุมมองถ่ายรูปพี่เขาพลาดจนดูตัวเล็กไป

 

รูปภาพ

อาคารโดมหอดูดาวลำดับที่ 2 ที่ผมแวะมานี้เป็นอาคารหอดูดาวที่เก่าแก่ที่สุดในบริเวณสำนักงานใหญ่ NAOJ ที่มิตากะแห่งนี้ เรียกกันว่า “โดมสำหรับกล้องโทรทรรศน์ขนาด 20 cm” (20 cm Telescope Dome) อาคารหอดูดาวหลังนี้เล็กกว่าอาคารพิพิธภัณฑ์หอดูดาวมาก สร้างขึ้นเมื่อปี ค.ศ.1921 และภายหลังก็ได้รับการขึ้นทะเบียนเป็นสมบัติทางวัฒนธรรมที่จับต้องได้แห่งญี่ปุ่น ในปี ค.ศ.2002 (พร้อมกันกับอาคารพิพิธภัณฑ์หอดูดาว) อาคารมี 2 ชั้น ชั้นบนติดตั้งกล้องโทรทรรศน์ ชั้นล่างเป็นส่วนเก็บของ ภายในหอดูดาวหลังนี้ไม่มีการประดับตกแต่งอะไร เน้นการใช้งานมากกว่า

 

 รูปภาพ

กล้องโทรทรรศน์หักเหแสง ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางเลนส์วัตถุ 20 cm ความยาวโฟกัสเลนส์วัตถุ 359 cm เป็นกล้องโทรทรรศน์หลักของหอดูดาวหลังนี้ ระบบฐานกล้องและตัวกล้องโทรทรรศน์ผลิตจากบริษัท Carl Zeiss ของเยอรมนีในปี ค.ศ. 1927 มีอุปกรณ์ Heliograph ต่อท้ายกล้องโทรทรรศน์ ซึ่งเป็นกล้องเฉพาะทางสำหรับถ่ายภาพดวงอาทิตย์ บางครั้งก็เรียกว่า Photoheliograph (Heliograph ไม่ปรากฏในรูปที่ผมถ่ายเพราะอยู่ล้นเฟรมครับ)

 

ชื่ออุปกรณ์ Heliograph เหมือนกัน แต่เป็นอุปกรณ์อีกชนิดหนึ่ง (Link) คืออุปกรณ์ที่ใช้กระจกสะท้อนแสงอาทิตย์เพื่อส่งสัญญาณไปยังพื้นที่ไกลๆได้  จึงมีการประยุกต์ใช้เป็นตัวส่งสัญญาณในทางการทหาร, การสำรวจและการเฝ้าระวังพื้นที่ป่าไม้ โดยมีการใช้อุปกรณ์ชนิดนี้ในกองทัพอังกฤษและกองทัพออสเตรเลียจนถึงช่วงคริสตทศวรรษ 1960

 

รูปภาพ

บริเวณฝาผนังภายในอาคารหอดูดาวหลังนี้ จะมีภาพถ่ายดวงอาทิตย์ และภาพสเก็ตซ์จุดบนดวงอาทิตย์ (Sunspot) เพื่อใช้ในงานวิจัยด้านดวงอาทิตย์ต่อไป ซึ่งเป็นภารกิจหลักของกล้องโทรทรรศน์หักเหแสงขนาดหน้ากล้อง 20 cm ตัวนี้มาเป็นระยะเวลา 60 ปี (ค.ศ.1939-1999) ก่อนถูกปลดระวางลง

 

 

 

SOKENDAI Asian Winter School 2012@NAOJ, Tokyo (1)

 

 

เอนทรี่นี้เป็นหนึ่งในบันทึกประสบการณ์ของ “หนุ่มแทจ็อนในการไปอบรมดาราศาสตร์ที่ NAOJ (หอดูดาวแห่งชาติญี่ปุ่น) เมื่อช่วงต้นเดือนธันวาคม 2012 ที่ผ่านมา ในฐานะที่เป็นการอบรมวิชาการนอกประเทศไทยครั้งแรก และเป็นการไปญี่ปุ่นครั้งแรกของผม แม้จะเป็นเวลาสั้นๆ เพียง 3 วัน 3 คืนครับ

 

 

เอนทรี่นี้ย้ายมาจาก: http://daejeonastronomy.exteen.com/20121215/sokendai-asian-winter-school-2012-naoj-tokyo-1

 

 

เอนทรี่ที่แนะนำให้อ่านประกอบ: บทความจากซีรี่ส์แนะนำ NAOJ

ตอนที่ 1 – เป้าหมายและโครงสร้างภายในองค์กร

ตอนที่ 2 – โครงสร้างเพื่อการสังเกตการณ์และการวิจัย

 

 

หมายเหตุ

ถึงแม้ว่าในปัจจุบัน (ปี 2014) นักท่องเที่ยวชาวไทยไม่ต้องทำเรื่องขอ VISA เพื่อท่องเที่ยวในประเทศญี่ปุ่นแล้ว แต่ในปีที่ผมไป (ปี 2012) ยังต้องทำเรื่องขอ VISA อยู่ และเพื่อเป็นการบันทึกประสบการณ์ตอนนั้นไว้ จึงไม่ตัดส่วนนี้ออกไป

 

 

 

——————————————————————————————–

 

 

 

ก่อนจะสมัครเข้าอบรม

 

 

 

ช่วงประมาณเดือนตุลาคม 2012 ตอนนั้นคิดว่าช่วงต้นธันวาคมที่กำลังจะเข้ามา จะได้ลองสอบวัดระดับภาษาญี่ปุ่น ระดับ N5 (ระดับง่ายสุดในการสอบ) เพราะเริ่มอ่านหนังสือวิชานี้มาเรื่อยๆถี่บ้างขาดบ้างมาสักเกือบครึ่งปี แต่แล้วอาจารย์ในห้องแลบดาราศาสตร์ที่ผมสังกัดอยู่ก็ได้โพสลิงก์ประกาศรับ สมัครอบรมวิชาการ SOKENDAI Asian Winter School ของทางหอดูดาวแห่งชาติญี่ปุ่น (NAOJ: National Observatory of Japan) ที่รับคนมาอบรมเพียง 15 คน โดยอบรมในวันที่ 3-5 ธันวาคม ที่สำนักงานของ NAOJ เมืองมิตากะ จ.โตเกียว

 

 

ตอนแรกผมเองก็ไม่แน่ใจว่าจะสมัครดีไหม เพราะผมเองเคยสมัครอบรมวิชาการ/ประชุมวิชาการทางดาราศาสตร์นอกประเทศไทยก่อนหน้าครั้งนี้มา  3 ครั้ง (ที่จีน, ญี่ปุ่น และสหรัฐฯ) แต่ก็ไม่ได้สักครั้ง อีกทั้งจำนวนคนที่เขารับค่อนข้างน้อย แต่พอลองพิจารณาดีๆก็พบว่า

 

 

1. เป็น School ที่รับสมัครนักศึกษาจากทวีปเอเชียเท่านั้น ผู้มีสิทธิ์สมัครเข้ารับการอบรมจึงถูกจำกัดด้านภูมิภาค เหลือเพียงจีน เกาหลีใต้ อาเซียน (ไทย, อินโดนีเซีย, ฟิลิปปินส์, ฯลฯ) หรือแถวอินเดีย (อาจจะมีโซนตะวันออกกลางมาสมัครด้วย)

 

2. ประเทศเจ้าภาพ คือ ญี่ปุ่น” ซึ่งเป็นประเทศที่ส่วนตัวผมคาดหวังว่าอยากไปเรียนต่อ พยายามหาประสบการณ์ชีวิตสั้นๆไม่กี่วันที่นั่นก็ยังดี

 

3. หัวข้อการอบรม เกี่ยวกับการศึกษาดาวเคราะห์ในระบบสุริยะอื่น (Extrasolar Planets/Exoplanets) ผมเองสนใจเกี่ยวกับด้านวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์อยู่แล้ว (เพียงแต่สนใจดาวเคราะห์ในระบบสุริยะเรามากกว่า)

 

4. หน่วยงานเจ้าภาพ คือ NAOJ ซึ่งมีแลบเกี่ยวกับการทำแผนที่และระบบรังวัดของพื้นผิวดวงจันทร์ (Selenodesy) โดยอาศัยข้อมูลจากยานอวกาศ และแลบศึกษาดาวเคราะห์ในระบบสุริยะอื่น ทั้ง 2 แลบเป็นแลบที่น่าสนใจสำหรับผม (เผื่อมีเวลาหลังอบรมขอไปดูแลบต่างๆเป็นประสบการณ์)

 

5. ทาง NAOJ ออกค่าที่พัก 3 คืน, ค่าทำ VISA (รวมถึงออกหนังสือรับรองสำหรับสมัคร VISA) และค่าเครื่องบินไป-กลับให้ (เพียงทั้งหมดนี้แต่จะจ่ายให้ในวันสุดท้ายของการอบรม) -> โอเคสำหรับผมมากสำหรับการไปประเทศที่ค่าครองชีพสูง

 

 

ด้วยข้อดีทั้ง 5 ข้อนี้ทำให้ผมตัดสินใจสมัครเข้ารับการอบรมไปในช่วงไม่ถึงสัปดาห์ก่อนหมดเขต สมัคร แล้วทางเจ้าภาพก็ขอใบยืนยันรับรองจากอาจารย์ที่ปรึกษา (ใบ recommend) ผมเห็นคำถามข้อหนึ่งที่เจ้าภาพถามในใบ recommend ว่า ใช้ระบบปฏิบัติการ LINUX เป็นไหม? ซึ่งผมเองก็ยังใช้ไม่เป็น ตรงนี้จะไปมีผลกับผมเต็มๆระหว่างอบรมค้วยครับ

 

 

 

เตรียมตัว

 

 

 

คืนเข้าวันที่ 13 พ.ย. เมื่อรู้ผลว่าได้ไปญี่ปุ่นแล้วก็ต้องจองเที่ยวบิน เท่าที่คุยกับญาติที่ผมรบกวนช่วยดูและติดต่อเรื่องเที่ยวบินไปกลับ ไทย-ญี่ปุ่นระหว่างที่ส่งใบสมัคร ก็เลือกการบินไทยที่มีเที่ยวบินโดยตรงจากสุวรรณภูมิไปยังสนามบินฮาเนดะหรือสนามบินนาริตะ เพียงแต่ว่าผมดันไปใจเย็นกับเรื่องที่ไม่ควรใจเย็น โอนเงินค่าตั๋วเครื่องบินให้ญาติช่วยจองตั๋วช้าไป 1 วัน ราคาตั๋วขึ้นจาก 29,000 เป็น 34,000 บาท และวันรุ่งขึ้นหลังจากวันที่จองตั๋วก็เขยิบเป็น 40,000 บาท (ไม่แน่ใจว่าการขึ้นราคาอย่างนี้เป็นเรื่องปกติของค่าตั๋วเครื่องบินหรือเปล่า?) เมื่อจองตั๋วได้แล้ว ก็ต้องโดดสอบภาษาญี่ปุ่นไปโดยปริยาย เนื่องจากวันสอบชนกับวันออกเดินทางพอดี (2 ธ.ค.)

 

 

สำหรับการทำพาสสปอร์ตนั้น ผมไปทำที่ศูนย์ราชการจังหวัดเชียงใหม่ คงเป็นเพราะไปในช่วงใกล้เที่ยงของวันทำงาน ใช้เวลาเพียงครึ่งชั่วโมงก็ทำเสร็จแล้ว (ใช้บัตรประชาชนที่ยังไม่หมดอายุ, ค่าธรรมเนียม 1,000 บาท และค่าส่งทางไปรษณีย์ 50 บาท)

 

 

ส่วนการทำ VISA เข้าญี่ปุ่น โชคดีที่มีสถานกงสุลญี่ปุ่นในตัวเมืองเชียงใหม่พอดี การทำ VISA นี้ส่วนตัวกังวลมากเรื่อง “สถานะว่างงาน” เนื่องจากเพิ่งจบ ป.ตรีมา รอสมัครเรียนต่อ ป.โท อยู่ ก็ไม่แปลกหากทางสถานกงสุลจะกังวลว่าผมจะไปโดดร่มไปเป็นโรบินฮู้ดหางานทำที่บ้านเขาหรือเปล่า อีกทั้งตอนแรกที่ผมโทรไปสอบถามทางสถานกงสุล ได้คำตอบว่าไปอบรมที่นั่นใช้ VISA ประเภทธุรกิจ (ใช้ใบรับรองสถานะนักศึกษาหรือใบรับรองสถานะการทำงานจากหน่วยงานที่สังกัด ซึ่งผมไม่มีทั้งสองอย่าง)

 

 

ตรงนี้ขอขอบคุณอาจารย์ที่ปรึกษาที่ช่วยออกหนังสือชี้แจงอีกใบว่าผมกำลังรอสมัครศึกษาต่อ ป.โท และช่วยงานห้องแลบดาราศาสตร์อยู่ รวมถึงทาง NAOJ ที่ส่งหนังสือเชิญและหนังสือรับรองภาษาญี่ปุ่นมา (เอกสารทั้งสองนี้ช่วยได้มากจริงๆ) พอถึงเวลาไปทำ VISA จริงกลับเป็น VISA ประเภทท่องเที่ยว พอถามทางสถานกงสุลอีกรอบ เห็นเจ้าหน้าที่ว่าพิจารณาจากหนังสือเชิญของเจ้าภาพที่ญี่ปุ่น และระยะเวลาที่อยู่ (เกิน 90 วันหรือไม่?)

 

 

พอเปลี่ยนประเภทการทำ VISA เป็นประเภทท่องเที่ยว ที่ต้องใช้ทะเบียนบ้านฉบับจริง ผมเองก็เข้าข่ายไม่มีทะเบียนบ้านฉบับจริงอยู่กับตัว หรือไม่สามารถนำทะเบียนบ้านฉบับจริงมาได้ (เช่น มีทะเบียนบ้านอยู่ที่หอพักของมหาวิทยาลัย) ทางสถานกงสุลให้ใช้ใบ ท.ร.14/1 (แบบรับรองรายการทะเบียนราษฎร จากฐานข้อมูลการทะเบียน) 1 ชุดแทน โดยไปทำที่ที่ว่าการอำเภอ หรือที่ใกล้สถานกงสุลญี่ปุ่นเชียงใหม่ที่สุดก็ที่ “เคาน์เตอร์บริการประชาชน” เซนทรัลแอร์พอร์ตชั้น 2 (อยู่ในพิสัยที่เดินจากสถานกงสุลญี่ปุ่นมาได้) ใบ ท.ร.14/1 ชุดละ 20 บาท ใช้ได้ภายใน 6 เดือน  ตรงนี้แนะนำไว้เผื่อมีผู้ที่มีปัญหาเรื่องทะเบียนบ้านฉบับจริงตอนทำ VISA ญี่ปุ่นเช่นเดียวกับผมครับ

 

 

[สำหรับรายละเอียดการทำ VISA เข้าญี่ปุ่น ดูได้ตามลิงก์นี้ครับ http://www.chiangmai.th.emb-japan.go.jp/thai/mado/vsd.pdf หรือ http://www.th.emb-japan.go.jp/th/consular/visaindex.htm]

 

 

 

 

 

แนะนำองค์การหอดูดาวแห่งชาติญี่ปุ่น (NAOJ): ตอนที่ 2 – โครงสร้างเพื่อการสังเกตการณ์และการวิจัย

 

 

เอนทรี่นี้เขียนขึ้นเพื่อตอบแทนทาง NAOJ ที่จัดการอบรม ประสานงานด้านงบประมาณ (ค่าที่พัก ค่าเดินทาง) ในการอบรม SOKENDAI Asian Winter School 2012 ที่ทางผมเคยร่วมมาครับ

 

ที่มาของข้อมูล

NAOJ Pamphlet (2012-2013)

 

เอนทรี่ที่เกี่ยวข้อง

[ซีรี่ส์ SOKENDAI Asian Winter School 2012 ในบล็อกหลักเดิม]

– ตอนที่ 1 (Link)
– ตอนที่ 2 (Link)
– ตอนที่ 3 (Link)
– ตอนที่ 4 (Link)
– ตอนที่ 5 (Link)
– ตอนที่ 6 (Link)
– ตอนที่ 7 (Link)
– ตอนที่ 8 (Link)

[ซีรี่ส์แนะนำองค์การหอดูดาวแห่งชาติญี่ปุ่น]

– ตอนที่ 1: เป้าหมายและโครงสร้างภายในองค์กร (Link)

 

——————————————————————————————–

 

 

โครงสร้างเพื่อการสังเกตการณ์และการวิจัยของ NAOJ

 

โครงสร้างต่างๆเพื่อการสังเกตการณ์และการวิจัยของทาง NAOJ ได้ถูกสร้างขึ้นกระจายไปตามภูมิภาคต่างๆทั่วญี่ปุ่น และยังมีที่ประเทศอื่นๆด้วย ซึ่งข้อมูลคุณภาพสูงที่ย่านความยาวคลื่นต่างๆ ทั้งในช่วงแสงที่ตามองเห็นได้และช่วงคลื่นวิทยุ เป็นสิ่งจำเป็นในการศึกษาทำความเข้าใจเกี่ยวกับดวงอาทิตย์ ดาวฤกษ์ สสารระหว่างดาวฤกษ์ กาแล็กซี่ และวัตถุท้องฟ้าอื่นๆ ทาง NAOJ จึงได้พยายามให้สถานที่และอุปกรณ์เพื่อการศึกษาวิจัยเหล่านี้อยู่ในพื้นที่ที่มีสภาพแวดล้อมธรรมชาติที่เหมาะสมที่สุด

 

 

โครงสร้างเพื่อการสังเกตการณ์และการวิจัยของ NAOJ ที่อยู่ในญี่ปุ่น

 

โครงสร้างเพื่อการสังเกตการณ์และการวิจัยของทาง NAOJ ที่ตั้งอยู่ภายในประเทศญี่ปุ่น กระจายไปตามภูมิภาคต่างๆดังแผนที่นี้

รูปภาพ

 

 

1. NAOJ สาขามิสึซาวะ (NAOJ Mizusawa) จ.อิวาเตะ

 

1.1 หอดูดาววิทยุ VLBI มิสึซาวะ (VERA)

รูปภาพ

[ที่มาของภาพ: http://www.miz.nao.ac.jp/vlbi/index.html ]

 

สาขาที่ทำวิจัยและปฏิบัติการณ์ที่นี่ ได้แก่

– สาขา Astrometry: สาขาย่อยหนึ่งของดาราศาสตร์ เกี่ยวข้องกับการวัดตำแหน่งและการเคลื่อนที่ของวัตถุท้องฟ้าอย่างแม่นยำ เพื่อใช้เป็นข้อมูลในการศึกษาเรื่องจลนศาสตร์และการกำเนิดทางกายภาพของระบบสุริยะและกาแล็กซี่ทางช้างเผือกต่อไป

– สาขา Geodesy: สาขาย่อยหนึ่งที่อาศัยความรู้ทางคณิตศาสตร์ประยุกต์กับวิทยาศาสตร์โลก เกี่ยวข้องกับการวัดเพื่อสร้างข้อมูลที่ใช้อธิบายสภาพทางกายภาพของโลก เช่น สนามโน้มถ่วงใน 3 มิติที่เปลี่ยนแปลงไปตามเวลา, ศึกษาเรื่องปรากฏการณ์ทางธรณีพลศาสตร์ (Geodynamics) เช่น การเคลื่อนตัวของเปลือกโลก, น้ำขึ้น-น้ำลง หรือการเปลี่ยนตำแหน่งของขั้วโลก โดยอาศัยเทคนิคหรือเครื่องมือต่างๆทั้งบนโลกหรือในอวกาศ และระบบพิกัดอ้างอิงทางภูมิศาสตร์

 

ที่นี่ยังมี “สำนักงานรักษาเวลา” (Time-Keeping Office) ที่รับผิดชอบการคำนวณเกี่ยวกับเวลามาตรฐานกลางของญี่ปุ่น (Japan Central Standard Time) และกล้องโทรทรรศน์วิทยุ VERA ที่นักวิทยาศาสตร์นำข้อมูลที่ได้จากกล้องตัวนี้มาสร้างแผนที่ 3 มิติของกาแล็กซี่ทางช้างเผือก

ส่วนสถานีตรวจวัดแรงน้ำขึ้น-น้ำลงที่เกิดบนโลกเอซาชิ (Esashi Earth Tides Station) จะแสดงข้อมูลที่ได้จากการตรวจวัดความเปลี่ยนแปลงของรูปร่างโลกเนื่องจากแรงน้ำขึ้น-น้ำลง (Tidal Force: ภาวะที่แรงโน้มถ่วงของดาวดวงหนึ่งกระทำต่อวัสดุภายในของดาวข้างเคียงแต่ละด้านไม่เท่ากัน ทำให้ดาวดวงนั้นมีรูปร่างเปลี่ยนแปลงไป สำหรับภาวะนี้ที่เกิดกับโลกแล้ว ส่วนใหญ่เป็นผลมาจากแรงโน้มถ่วงของดวงจันทร์) โดยใช้อุปกรณ์ตรวจวัดด้วยแสงเลเซอร์

 

1.2 โครงการ RISE (Research of Interior Structure and Evolution)

รูปภาพ

ยานอวกาศ Hayabusa-2 ยานสำรวจดาวเคราะห์น้อยที่ญี่ปุ่นจะส่งขึ้นสู่อวกาศในช่วง ค.ศ.2014-2015 ซึ่งโครงการ RISE จะอาศัยข้อมูลจากยานลำนี้ทำการศึกษาดาวเคราะห์น้อย

[Credit ภาพ: Akihiro Ikeshita]

 

หนึ่งในผลงานของโครงการนี้คือ แผนที่ภูมิประเทศและความโน้มถ่วงของดวงจันทร์ความละเอียดสูงฉบับแรก โดยอาศัยเครื่องวัดระดับความสูงต่ำของพื้นผิวโดยใช้แสงเลเซอร์ (Laser Altimeter), การถ่ายทอดสัญญาณของยานลำลูก และการใช้เทคนิค Interferometry (วิธีการที่ใช้การเสริมกันของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าจากแหล่งเดียวกันเพื่อถอดความข้อมูลของคลื่นนั้น) ระหว่างยานลำลูกที่อยู่ห่างกันมาก ในโครงการยานอวกาศคางุยะ

ส่วนการศึกษาโครงสร้างภายในของดวงจันทร์จะอาศัยอุปกรณ์สะท้อนแสงเลเซอร์ และแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุที่จะใช้เทคนิค Interferometry เหมือนกัน ที่จะติดตั้งไปกับยานอวกาศ SELENE-2

 

 

2. สถานีอิบารากิ หอดูดาววิทยุ VLBI มิสึซาวะ (Mizusawa VLBI Observatory: Ibaraki Station), จ.อิบารากิ

รูปภาพ

[ที่มาของภาพ: http://www.astro.sci.yamaguchi-u.ac.jp/eavn/index.html ]

 

 

3. NAOJ สาขามิตากะ (NAOJ Mitaka) จ.โตเกียว

รูปภาพ

ภาพถ่ายจากมุมสูง แสดงพื้นที่ NAOJ สาขามิตากะ (พื้นที่เต็มไปด้วยต้นไม้ที่ปรากฏกลางภาพ)

[Credit ภาพ: Shogo Nagayama]

 

สาขามิทาคะอยู่ในบริเวณตัวเมืองของกรุงโตเกียว มีฐานะเป็นสำนักงานใหญ่ของ NAOJ จึงเป็นที่ตั้งของสำนักงานบริหาร รวมถึงสำนักงานของโครงการและแผนกต่างๆ จำนวนมาก ได้แก่

3.1 หอสังเกตการณ์ดวงอาทิตย์ (Solar Observatory)

3.2 ศูนย์ฟิสิกส์ดาราศาสตร์เชิงคอมพิวเตอร์ (Center for Computational Astrophysics)

3.3 ศูนย์วิทยาศาสตร์ฮิโนเดะ (Hinode Science Center)

3.4 สำนักงานโครงการ TAMA (TAMA Project Office)

3.5 สำนักงานโครงการ TMT (TMT Project Office)

3.6 สำนักงานโครงการ JASMINE (JASMINE Project Office)

3.7 สำนักงานโครงการตรวจหาดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ (Extrasolar Planet Detection Project Office)

3.8 ศูนย์ข้อมูลดาราศาสตร์ (Astronomy Data Center)

3.9 ศูนย์เทคโนโลยีขั้นก้าวหน้า (Advanced Technology Center)

3.10 ศูนย์ประชาสัมพันธ์ (Public Relations Center)

3.11 แผนกดาราศาสตร์ในช่วงแสงที่ตามองเห็นและช่วงรังสีอินฟราเรด (Division of Optical and Infrared Astronomy)

3.12 แผนกดาราศาสตร์วิทยุ (Division of Radio Astronomy)

3.13 แผนกฟิสิกส์ดาราศาสตร์ของดวงอาทิตย์และพลาสมา (Division of Solar and Plasma Astrophysics)

3.14 แผนกดาราศาสตร์เชิงทฤษฎี (Division of Theoretical Astronomy)

3.15 สำนักงานวิเทศสัมพันธ์ (Office of International Relations)

 

 

4. สถานีโองาซาวาระ หอดูดาววิทยุ VLBI มิสึซาวะ (Mizusawa VLBI Observatory: Ogasawara Station), เกาะจิจิชิมะ หมู่เกาะโองาซาวาระ จ.โตเกียว

รูปภาพ

[ที่มาของภาพ: http://www.miz.nao.ac.jp/content/facility/vera-ogasawara-station ]

 

 

5. NAOJ สาขาโนเบยามะ (NAOJ Nobeyama), จ.นางาโนะ

 

5.1 หอดูดาววิทยุโนเบยามะ (Nobeyama Radio Observatory)

รูปภาพ

หอดูดาววิทยุโนเบยามะขณะกำลังทำการสังเกตการณ์ดาวหาง Hale-Bopp เมื่อเดือนมีนาคม ค.ศ.1997

[Credit ภาพ: Yasufumi Saito]

 

หอดูดาววิทยุโนเบยามะเป็นตัวผลักดันให้วงการดาราศาสตร์วิทยุของญี่ปุ่นเป็นที่ยอมรับในวงการดาราศาสตร์วิทยุระดับสากล กล้องโทรทรรศน์วิทยุของหอดูดาวแห่งนี้ เป็นกล้องโทรทรรศน์วิทยุที่ศึกษาในช่วงคลื่นวิทยุที่มีความยาวคลื่นระดับมิลลิเมตรที่ใหญ่ที่สุดในโลก ด้วยขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางจานรับสัญญาณ 45 เมตร

หอดูดาววิทยุโนเบยามะยังมีเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดเล็กลงมาอีก 6 ตัว ซึ่งการศึกษาจากกล้องโทรทรรศน์วิทยุหลายอันร่วมกันโดยใช้เทคนิค Interferometry จะให้ข้อมูลที่มีความสำคัญมากต่อนักวิทยาศาสตร์ ตัวอย่างเช่น การค้นพบโมเลกุลระหว่างดาว (Interstellar Molecule) ชนิดใหม่ และการค้นพบจานฝุ่นก๊าซรอบๆดาวฤกษ์ที่จะก่อตัวเป็นระบบดาวเคราะห์ต่อไป

นอกจากนี้ NAOJ สาขาโนเบยามะยังเปิดให้บุคคลทั่วไปที่สนใจมาเยี่ยมชมได้ทุกวัน

 

5.2 หอดูดาววิทยุสำหรับศึกษาดวงอาทิตย์โนเบยามะ (Nobeyama Solar Radio Observatory)

รูปภาพ

[ที่มาของภาพ: http://www.nao.ac.jp/en/project/nsro.html ]

 

ระบบ Radioheliograph ของที่นี่เป็นระบบเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดเล็กที่ใช้เทคนิค Interferometry ทำการศึกษาเฉพาะดวงอาทิตย์ โดยทำการสังเกตการณ์การประทุบนพื้นผิวดวงอาทิตย์ และติดตามปรากฏการณืต่างๆที่เกิดบนดวงอาทิตย์

 

 

6. NAOJ สาขาโอกายามะ (NAOJ Okayama), จ.โอกายามะ

 

6.1 หอดูดาวทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์โอกายามะ (Okayama Astrophysical Observatory)

รูปภาพ

[ที่มาของภาพ: http://www.nao.ac.jp/en/project/oao.html ]

 

อุปกรณ์หลักของหอดูดาวแห่งนี้คือ กล้องโทรทรรศน์ชนิดสะท้อนแสง ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางหน้ากล้อง 1.88 เมตร ซึ่งเป็นหนึ่งในกล้องโทรทรรศน์ที่ทำการสังเกตการณ์ในย่านช่วงแสงที่ตามองเห็น-ช่วงอินฟราเรดที่ใหญ่ที่สุดในประเทศญี่ปุ่น หอดูดาวแห่งนี้จึงเป็นศูนย์กลางของการสังเกตการณ์ในย่านดังกล่าวของญี่ปุ่น โดยเน้นการศึกษาเกี่ยวกับกาแล็กซี่ ดาวฤกษ์ และวัตถุในระบบสุริยะ นอกจากนี้ยังมีเครื่องวัดสเปกตรัมในช่วงอินฟราเรด (Infrared Spectrometer) และกล้องถ่ายภาพมุมกว้างในช่วงอินฟราเรด (Infrared Wide Field Camera) ที่กำลังอยู่ระหว่างการพัฒนาด้วย

 

 

7. สถานียามางุจิ หอดูดาววิทยุ VLBI มิสึซาวะ (Mizusawa VLBI Observatory: Yamaguchi Station), จ.ยามางุจิ

รูปภาพ

[ที่มาของภาพ: http://www.astro.sci.yamaguchi-u.ac.jp/eavn/index.html ]

 

8. สถานีหอดูดาววิทยุ VLBI 7 แห่ง (Seven VLBI Stations), อิริกิ, จ.คาโงชิมะ

รูปภาพ

[ที่มาของภาพ: http://www.astro.sci.yamaguchi-u.ac.jp/eavn/index.html ]

 

8.1 สถานีอิริกิ หอดูดาววิทยุ VLBI มิสึซาวะ (Mizusawa VLBI Observatory: Iriki Station)

 

 

9. สถานีคาโงชิมะ หอดูดาววิทยุ VLBI มิสึซาวะ (Mizusawa VLBI Observatory: Kagoshima Station), จ.คาโงชิมะ

รูปภาพ

[ที่มาของภาพ: http://www.miz.nao.ac.jp/en/content/facility/kagoshima-station ]

 

 

10. เกาะอิชิงากิ จ.โอกินาวะ

 

10.1 สถานีอิชิงากิชิมะ หอดูดาววิทยุ VLBI มิสึซาวะ (Mizusawa VLBI Observatory: Ishigaki-Jima Station)

รูปภาพ

[ที่มาของภาพ: http://www.astro.sci.yamaguchi-u.ac.jp/eavn/index.html ]

 

10.2 หอดูดาวอิชิงากิชิมะ (Ishigaki-Jima Astronomical Observatory)

ที่หอดูดาวแห่งนี้มีกล้องโทรทรรศน์ขนาดหน้ากล้อง 1.05 เมตรอยู่

รูปภาพ

[ที่มาของภาพ: http://www.nao.ac.jp/en/project/mizusawa.html ]

 

 

โครงสร้างเพื่อการสังเกตการณ์และการวิจัยของ NAOJ ที่อยู่นอกญี่ปุ่น

โครงสร้างเพื่อการสังเกตการณ์และการวิจัยของทาง NAOJ ที่ตั้งอยู่ภายนอกประเทศญี่ปุ่น จะอยู่ที่ฮาวาย สหรัฐฯ และประเทศชิลี

 

 

11. NAOJ สาขาฮาวาย (NAOJ Hawai’i), เกาะฮาวาย รัฐฮาวาย สหรัฐฯ

 

11.1 สำนักงานฮิโล (Hilo office)

รูปภาพ

[ที่มาของภาพ: http://www.naoj.org/Gallery/base.html ]

 

สำนักงานฮิโลเป็นโครงสร้างพื้นฐานให้กับกล้องโทรทรรศน์สึบารุ เพื่อสนับสนุนการสังเกตการณ์ยามกลางคืน ตั้งอยู่ที่ฮิโล (Hilo) บนเกาะฮาวาย โดยมีทั้งห้องปฏิบัติการณ์ โรงงานเครื่องกล สิ่งอำนวยความสะดวกทางคอมพิวเตอร์ และห้องควบคุมการสังเกตการณ์ทางไกล

 

11.2 กล้องโทรทรรศน์สึบารุ (Subaru Telescope)

รูปภาพ

กล้องโทรทรรศน์สึบารุภายในอาคารหอดูดาว

[ที่มาของภาพ: http://www.nao.ac.jp/en/project/hawaii.html ]

 

กล้องโทรทรรศน์สึบารุเป็นกล้องโทรทรรศน์ที่ทำการสังเกตการณ์วัตถุท้องฟ้า ในย่านช่วงแสงที่มองเห็นได้จนถึงช่วงอินฟราเรด ตั้งอยู่บริเวณยอดของภูเขาเมานา เคีย (Mauna Kea) ที่ระดับความสูง 4,200 เมตร เหนือระดับน้ำทะเลปานกลาง โดยเริ่มใช้งานในปี ค.ศ.2000

 

 

12. NAOJ สาขาชิลี (NAOJ Chile)

 

12.1 หอดูดาววิทยุชิลี (NAOJ Chile Observatory)

รูปภาพ

[Credit ภาพ: Tetsuo Hasegawa]

 

โครงการ “เครือข่ายขนาดใหญ่ของกล้องโทรทรรศน์วิทยุที่สังเกตการณ์ในช่วงความยาวคลื่นระดับมิลลิเมตร/เล็กกว่ามิลลิเมตรอะตาคามา” (The Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array เรียกย่อๆว่า “ALMA”) เป็นโครงการภายใต้ความร่วมมือระหว่างประเทศ (ได้แก่ ญี่ปุ่น, ไต้หวัน, ยุโรป, สหรัฐฯ, แคนาดา และชิลี) ในการสร้างโครงสร้างเพื่อการศึกษาวิจัยทางดาราศาสตร์วิทยุระดับนานาชาติ บนระดับความสูง 5,000 เมตรเหนือระดับน้ำทะเลปานกลางในทะเลทรายอะตาคามา ประเทศชิลี โดยเริ่มใช้งานเมื่อเดือนมีนาคม ค.ศ.2013

 

12.2 กล้องโทรทรรศน์วิทยุสำหรับการทดลองในช่วงความยาวคลื่นระดับเล็กกว่ามิลลิเมตรอะตาคามา (Atacama Submillimeter Telescope Experiment: ASTE)

รูปภาพ

[ที่มาของภาพ: http://alma.mtk.nao.ac.jp/aste/instruments/ ]

 

กล้องโทรทรรศน์วิทยุ ASTE จะทำการสังเกตการณ์วัตถุท้องฟ้าในช่วงความยาวคลื่นประมาณ 0.1 – 1 มิลลิเมตร โดยภายใต้สภาพบรรยากาศที่เหมาะสมของทะเลทรายอะตาคามานี้ ทำให้กล้องโทรทรรศน์วิทยุ ASTE ทำการสังเกตการณ์ที่นำไปสู่การค้นพบทางดาราศาสตร์ใหม่ๆ โดยเฉพาะการศึกษาใจกลางของกาแล็กซี่ทางช้างเผือก บริเวณที่กำลังก่อกำเนิดดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ระบบสุริยะ และกาแล็กซี่ที่อยู่ห่างไปมากจากกาแล็กซี่ทางช้างเผือก

 

 

——————————————————————————————–

 

 

 

 

Previous Older Entries