โครงการวิจัยการศึกษาโมเลกุลในห้วงอวกาศและเส้นสเปกตรัมของโมเลกุลประเภทต่าง ๆ โดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุแห่งประเทศไทย

        กระบวนการเกิดดาวเป็นหนึ่งในกระบวนการสำคัญ ที่นักดาราศาสตร์ยังคงเฝ้าค้นหาคำตอบตั้งแต่อดีตจนถึงปัจจุบัน โดยเฉพาะอย่างยิ่งในกรณีการเกิดดาวของบริเวณเกิดดาวมวลมาก ซึ่งมีการวิวัฒน์มาจากกลุ่มฝุ่นและแก๊สที่อยู่รวมกันเป็นกลุ่มก้อนอย่างมหาศาล ซึ่งในกลุ่มก้อนฝุ่นเหล่านั้น มีโมเลกุลต่าง ๆ อยู่ข้างใน หรือเรียกว่า กลุ่มหมอกโมเลกุล สาเหตุที่นักดาราศาสตร์สังเกตการณ์การเกิดดาวมวลมากได้ยาก เพราะเมื่อมันวิวัฒน์เป็นดาวแล้ว จะมีช่วงชีวิตที่สั้น และในกรณีที่ยังไม่วิวัฒน์เป็นดาว ก็ไม่สามารถสังเกตเห็นได้โดยตรงในย่านคลื่นที่ตามองเห็น เนื่องมาจากถูกปลกคลุมด้วยกลุ่มฝุ่นและแก๊สเป็นจำนวนมาก แต่อย่างไรก็ตาม พวกดาวอายุน้อยที่อยู่ภายในกลุ่มหมอกโมเลกุลเหล่านี้ ได้ปลดปล่อยรังสีอินฟาเรดออกมา ทำให้นักดาราศาสตร์สามารถศึกษาพฤติกรรมของดาวอายุน้อยที่อยู่ข้างในได้ โดยการสังเกตการณ์บริเวณดังกล่าวจะต้องอาศัยกล้องโทรทรรศน์ที่มีกำลังแยกเชิงมุมสูง รวมถึงสังเกตการณ์ในย่านความยาวคลื่นยาว เช่นคลื่นวิทยุ จึงจะทำให้ศึกษาบริเวณใจกลางของเมฆหมอกโมเลกุลได้

        เครื่องมือที่มีศักยภาพและทรงพลังอย่างหนึ่งที่นักดาราศาสตร์ใช้ศึกษาในบริเวณเกิดดาวเรียกว่า เมเซอร์ ซึ่งมีหลักการเกิดดังนี้ กลุ่มหมอกโมเลกุลเมื่อถูกกระตุ้นด้วยแรงภายนอกหรืออาจถูกบีบอัดด้วยแรงใดแรงหนึ่ง จะทำให้โมเลกุลถูกกระตุ้นและเปลี่ยนระดับพลังงาน ให้อยู่ในสถานะพลังงานที่สูงขึ้น ทำให้โมเลกุลไม่เสถียรจึงต้องปลดปล่อยพลังงานออกมาในลักษณะการแผ่พลังงานในย่านคลื่นไมโครเวฟ กลุ่มหมอกโมเลกุลบางประเภทปลดปล่อยพลังงานออกมาในหลากหลายรูปแบบ หนึ่งในกรณีที่แผ่พลังงานออกมา จะเป็นไปในรูปของเส้นสเปกตรัมแบบเปล่งรังสีที่มีความเข้มพลังงานสูงมาก เราเรียกการเกิดปรากฏการณ์เช่นนี้ว่า การเกิดเมเซอร์ (MASERs: Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation) (รูป ก.) ลักษณะการเกิดปรากฏการณ์ดังกล่าวนี้ คล้ายคลึงกับการเกิดเลเซอร์บนโลก แต่แตกต่างกันตรงที่ย่านคลื่นที่ปลดปล่อยและถูกกระตุ้นพลังงาน จะอยู่ในย่านคลื่นไมโครเวฟแทน

42maser fig1

รูป ก.   ภาพจำลองแสดงการเกิดปรากฏการณ์เมเซอร์ในห้วงอวกาศ

        โมเลกุลเมเซอร์ในห้วงอวกาศมีหลากหลายประเภทด้วยกัน เช่น เมทานอล (CH3OH) น้ำ (H2O) ซิลิกอนมอนอกไซด์ (SiO) ฯลฯ ซึ่งสามารถตรวจพบได้ในบริเวณเกิดดาวและในดาวที่มีการวิวัฒน์แล้ว ส่วนไฮดรอกซิลค์เมเซอร์ (OH)  เป็นโมเลกุลเมเซอร์ประเภทแรกที่ตรวจพบได้ง่ายที่สุดในบริเวณเกิดดาว (Cohen, 1989) ความถี่ที่ใช้ในการสังเกตการณ์ได้ จะอยู่ที่ 1.6 GHz (หรือในย่าน L-band) และ 6.0 GHz (ย่าน C-band) โมเลกุลเมเซอร์ประเภทเมทานอล ส่วนใหญ่ตรวจวัดได้ที่ความถี่ 6.7 GHz พบเจอได้ในบริเวณเกิดดาวมวลมาก นอกจากนั้น ผลงานวิจัยในปัจจุบันยังพบว่าเมเซอร์ทั้ง 2 ตระกูล มีความสัมพันธ์ต่อกันในแง่ของสภาพแวดล้อมที่อยู่ รวมถึงเงื่อนไขทางกายภาพที่เอื้อต่อการเกิดเมเซอร์ทั้งสองประเภทด้วย (Etoka และคณะ 2005, Hutawarakorn และ Cohen, 1999, Asanok และคณะ 2010, Etoka และคณะ 2012)  ส่วนในกรณีของเมเซอร์ประเภทน้ำและซิลิกอนมอนอกไซด์ ที่ความถี่ 22 GHz (ย่าน K-band) และ 43 GHz (ย่าน Q-band) ส่วนมากแล้วสามารถตรวจพบได้ทั้งในบริเวณเกิดดาว ดาวที่มีวิวัฒน์แล้ว และดาวมวลมาก เป็นต้น แต่ถึงอย่างไรก็ตามธรรมชาติของเมเซอร์อาจแปรเปลี่ยนฟลักซ์ได้ตามเวลาที่สังเกตการณ์ รวมถึงสภาวะแวดล้อมที่มันอาศัยอยู่อาจเป็นปัจจัยอย่างหนึ่งต่อการกระตุ้นให้เปลี่ยนพลังงานได้โดยง่าย เช่น ลำแก๊สพวยพุ่งหรือเจ็ต แผ่นดิสก์โมเลกุล (รูป ข.)  เช่นในกรณีของเมทานอลเมเซอร์ ความถี่ 6.7 GHz เป็นต้น

42maser fig2

รูป ข.  แผนภาพจำลองจุดกำเนิดการเกิดเมเทานอลเมเซอร์ที่ความถี่ 6.7 GHz ที่เป็นไปได้
[ที่มา: http://www.naic.edu/~astro/highlights/Methanol_MasersPR.html]

งานสำรวจโมเลกุลเมเซอร์ในโครงการมหภาคในปัจจุบัน ผลทางสถิติบ่งชี้ว่าโมเลกุลเมเซอร์ประเภทต่าง ๆ สามารถนำมาประมาณลำดับช่วงอายุของบริเวณเกิดดาวได้ โดยในรูป ค. แสดงไดอะแกรมการประมาณลำดับอายุอย่างง่ายจากโมเลกุลเมเซอร์ ตั้งแต่ที่มีอายุยังน้อยไปจนถึงอายุมาก (Breen และคณะ 2010)

42maser fig3

รูป ค.  แสดงถึงลำดับช่วงอายุของบริเวณเกิดดาวมวลมากจากการสังเกตการณ์โมเลกุลเมเซอร์ประเภทต่าง ๆ
(รูปที่ 6 ของงานวิจัยของ Breen และคณะในปี 2010)

        เนื่องจากสถาบันวิจัยดาราศาสตร์แห่งชาติ (องค์การมหาชน) (สดร.) ได้มีแผนการติดตั้งกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดใหญ่ที่สุดในเอเชียตะวันออกเฉียงใต้ รวมถึงจะถูกใช้เป็นสถานีในเครือข่าย VLBI (Very Long Baseline Interferometry) ร่วมกับภูมิภาคแถบประเทศเอเชียในอนาคตอันใกล้นี้ มีพันธกิจหลัก เพื่อเฝ้าสังเกตการณ์สัญญาณโมเลกุลเมเซอร์ โดยใช้กล้องเดี่ยวขนาดหน้าจาน 40 เมตร ซึ่งเพียงพอต่อการตรวจจับสัญญาณของเมเซอร์น้ำและเมเซอร์ประเภทอื่น ๆ ได้ ยิ่งไปกว่านั้น การรวมเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุของประเทศไทยร่วมกับประเทศอื่น ๆ ยิ่งจะช่วยทำให้เกิดกำลังแยกเชิงมุมได้ละเอียดและตอบสนองต่อความเข้มสัญญาณแบบต่ำมาก ๆ ได้เช่นกัน

     งานวิจัยหลักที่ศึกษาโมเลกุลเมเซอร์ในห้วงอวกาศ ได้แก่

  • ศึกษาการแปรสัญญาณของเมเซอร์ในบริเวณเกิดดาว (ใช้ข้อมูลร่วมกับเครือข่าย VERA และ KVN network ประเทศญี่ปุ่นและเกาหลีใต้)
  • การศึกษาเมเซอร์ในบริเวณเกิดดาวในซีกท้องฟ้าใต้ โดยใช้เครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุ LBA array ประเทศออสเตรเลีย
  • การสังเกตการณ์และทฤษฎีจำลองการเกิดเมเซอร์ ในบริเวณเกิดดาวซีกท้องฟ้าเหนือ (ใช้ข้อมูลร่วมกับเครือข่าย e-MERLIN network ประเทศสหราชอาณาจักร)

เอกสารอ้างอิง

Asanok, K., Etoka, S., & Gray, M. D. et al. 2010, MNRAS, 404, 120
Breen, S. L., Ellingsen, S. P., Caswell, J. L.  et al. 2010, MNRAS, 401, 2219
Cohen, R. J. 1989, Reports on Progress in Physics, 52, 881
Etoka, S., Cohen, R. J., & Gray, M. D. 2005, MNRAS, 360, 1162
Etoka, S., Gray, M. D., & Fuller, G. A. 2012, MNRAS, 423, 647
Hutawarakorn, B. & Cohen, R. J. 1999, MNRAS, 303, 845
Hutawarakorn, B., Cohen, R. J., & Brebner, G. C. 2002, MNRAS, 330, 349
Hutawarakorn, B.  & Cohen, R. J. 2005, MNRAS, 357, 338