BlogGang.com : : sirivinit : วิธีตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบ

วิธีตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบ

แผนภาพแสดงการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ (วัตถุทีเล็กกว่า)
โคจรรอบดาวฤกษ์ซึ่งเคลื่อนที่ไปด้วยเช่นกันเป็นวงกลมน้อยๆ
จุดศูนย์กลางมวลของระบบคือตำแหน่งกากบาทแดง
(ในกรณีเช่นนี้ จุดศูนย์กลางมวลของระบบ
มักอยู่ภายในดาวฤกษ์เสมอ)

เนื่องจากดาวเคราะห์นอกระบบ จะมีการส่องสว่างในตัวเองน้อยมากๆ เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์แม่ของมัน การตรวจจับจึงเป็นไปได้ยาก ทั้งแสงสว่างจากดาวฤกษ์ ยังอาจบดบังและกลบการมองเห็นดาวเคราะห์ไปเสีย

ด้วยเหตุนี้ การตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบจึงมักไม่สามารถดำเนินการได้จากการเฝ้าสังเกตโดยตรง

นักดาราศาสตร์ได้พัฒนากระบวนวิธีตรวจจับทางอ้อมหลายวิธี เพื่อตรวจหาดาวเคราะห์นอกระบบ ในปัจจุบันมีกระบวนวิธีทางอ้อมหลายวิธีที่สามารถใช้ตรวจจับ ดาวเคราะห์นอกระบบอย่างได้ผล

วิธีตรวจจับในปัจจุบัน

มาตรดาราศาสตร์

กระบวนวิธีนี้ทำโดยการตรวจวัดตำแหน่งที่แม่นยำ ของดาวฤกษ์บนท้องฟ้า และสังเกตการเปลี่ยนแปลงของตำแหน่งนั้นเมื่อเวลาผ่านไป แต่เดิมกระบวนวิธีเช่นนี้เคยทำด้วยการสังเกตและบันทึกด้วยมือ

เมื่อถึงปลายคริสต์ศตวรรษที่ 19 จึงเริ่มมีการใช้แผ่นจานรับแสง ซึ่งช่วยให้การวัดมีความแม่นยำมากยิ่งขึ้น

หากดาวฤกษ์ที่เฝ้าสังเกตมีดาวเคราะห์เป็นบริวาร แรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์จะส่งอิทธิพลต่อดาวฤกษ์ ทำให้มีการเคลื่อนที่เป็นวงกลมหรือวงรีน้อยๆ ดาวฤกษ์กับดาวเคราะห์ต่างก็จะโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วมของระบบ

ซึ่งสามารถอธิบายได้ด้วยทฤษฎีคณิตศาสตร์คือ ปัญหาหลายวัตถุ เนื่องจากดาวฤกษ์มีมวลมากกว่า ดังนั้นมันจึงโคจรเป็นวงกลมที่เล็กกว่า

วิธีตรวจจับด้วยมาตรดาราศาสตร์ เป็นกระบวนวิธีที่เก่าแก่ที่สุดในการค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบ และเป็นที่นิยมอย่างมากเนื่องจากสามารถใช้อธิบายคุณลักษณะของระบบดาวคู่อย่างได้ผล

หากสืบย้อนไปจะปรากฏกระบวนวิธีนี้ อยู่ในเอกสารของวิลเลียม เฮอร์เชลในตอนปลายคริสต์ศตวรรษที่ 18 เขาอ้างว่าดาวฤกษ์ 70 คนแบกงู มีดาวคู่ ที่มองไม่เห็นซึ่งส่งผลกระทบต่อการเคลื่อนที่

การคำนวณผลกระทบทางมาตรดาราศาสตร์ ต่อดาวเคราะห์นอกระบบเป็นครั้งแรกเกิดขึ้นโดย ดับเบิลยู. เอส. จาค็อบ ในปี ค.ศ. 1855 โดยคำนวณจากดาวดวงนี้ หลังจากนั้นตลอดช่วงครึ่งศตวรรษถัดมา ก็มีการคำนวณในลักษณะคล้ายคลึงกันนี้เกิดขึ้นอีกหลายครั้ง จนกระทั่งมีการพิสูจน์แย้งขึ้นในช่วงต้นคริสต์ศตวรรษที่ 20

การเปลี่ยนแปลงของตำแหน่งของดาวฤกษ์นั้นน้อยมาก และยังมีการรบกวนอันเกิดจากชั้นบรรยากาศและอื่นๆ ค่อนข้างมาก ทำให้กล้องโทรทรรศน์บนพื้นโลก ที่แม้จะดีเพียงใดก็ยังไม่สามารถตรวจวัดระยะได้แม่นยำเพียงพอ

ดังนั้นการอ้างถึงการค้นพบ "ดาวคู่" หรือดาวเคราะห์บริวารใดๆ ที่มีขนาดน้อยกว่า 0.1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ที่เกิดขึ้นก่อน ค.ศ. 1996 จึงเป็นการค้นพบปลอมๆ ทั้งสิ้น

อย่างไรก็ดีในปี ค.ศ. 2002 กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลประสบความสำเร็จ ในการตรวจจับดาวเคราะห์จากผลการค้นพบก่อนหน้านี้ คือดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาว กลีส 876

กล้องโทรทรรศน์อวกาศในอนาคต ซึ่งจะติดตั้งอยู่ในเขตอวกาศ เช่น โครงการ Space Interferometry Mission ขององค์การนาซ่า อาจประสบความสำเร็จในการค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบใหม่ๆ ได้อีกเป็นจำนวนมากด้วยวิธีนี้ แต่ในปัจจุบันวิธีนี้เป็นวิธีที่ใช้ในการตรวจจับดาวเคราะห์ได้น้อยที่สุด

ความเร็วแนวเล็งด้วยหลักการคล้ายคลึงกับวิธีมาตรดาราศาสตร์ การตรวจจับความเร็วแนวเล็งอาศัยข้อเท็จจริงที่ว่า ดาวฤกษ์ซึ่งมีดาวเคราะห์บริวารจะเคลื่อนที่เป็นวงกลมน้อยๆ จากผลของแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์

แต่ในที่นี้การตรวจวัดจะมุ่งไปที่การเปลี่ยนแปลง ของความเร็วของดาวฤกษ์ที่เคลื่อนที่เข้าหาหรือมุ่งออกห่างจากโลก กล่าวคือ การเปลี่ยนแปลงของความเร็วเชิงรัศมีของดาวฤกษ์นั้นๆ เมื่อเปรียบเทียบกับโลก โดยสามารถคำนวณได้จากการเปลี่ยนแปลง ของเส้นสเปกตรัมของดาวฤกษ์แม่ อันเป็นผลจากปรากฏการณ์ดอพเพลอร์

ความเร็วของดาวฤกษ์ในการโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวล จะต่ำกว่าของดาวเคราะห์มาก เพราะรัศมีในการโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลน้อยมาก ความเร็วอาจต่ำถึง 1 เมตร/วินาที หากตรวจวัดด้วยสเปกโตรมิเตอร์ที่ทันสมัย เช่น HARPS ในกล้องโทรทรรศน์ขนาด 3.6 เมตร ของหอดูดาวท้องฟ้าซีกใต้แห่งยุโรปที่ลาซีญา ประเทศชิลี หรือ HIRES ของกล้องโทรทรรศน์เค็ก

การตรวจวัดด้วยความเร็วแนวเล็ง จัดว่าเป็นเทคนิคที่ได้ผลมากที่สุดในการตรวจหาดาวเคราะห์นอกระบบ บางครั้งเรียกชื่อกระบวนวิธีนี้ว่า Doppler spectroscopy

ความสำเร็จของการตรวจวัดขึ้นกับระยะทางเป็นสำคัญ โดยจำเป็นต้องอาศัย signal-to-noise ratio ที่มีค่าสูงเพื่อให้ได้ผลตรวจวัดที่แม่นยำยิ่งขึ้น ดังนั้นจึงมักใช้ในการตรวจสอบกับดาวฤกษ์ ที่อยู่ห่างจากโลกราว 160 ปีแสง

การตรวจจับจะสามารถหาดาวเคราะห์ที่มีมวลขนาดใหญ่ และอยู่ใกล้ดาวเคราะห์ได้ง่ายกว่า แต่การวัดรอบการโคจรที่ระยะห่างมากๆ นั้นจะต้องใช้เวลาเฝ้าสังเกตการณ์นานหลายปี

สำหรับข้อเสียของวิธีความเร็วแนวเล็งคือ มันสามารถประเมินได้เพียงมวลขนาดต่ำที่สุดของดาวเคราะห์เท่านั้น โดยปกติมวลที่แท้จริงของดาวเคราะห์จะมีค่าแปรผันประมาณ 20% ของค่าต่ำสุดนี้

แต่ถ้าวงโคจรของดาวเคราะห์เกือบจะเป็นแนวตั้งฉากกับแนวการมองเห็น ค่ามวลที่แท้จริงก็อาจจะสูงขึ้นอีกมาก

วิธีความเร็วแนวเล็งสามารถใช้ในการยืนยันผลการสังเกต ที่ได้จากการสังเกตการเคลื่อนผ่าน เมื่อใช้ทั้งสองวิธีนี้ร่วมกัน จะสามารถประเมินขนาดมวลที่แท้จริงของดาวเคราะห์ได้

การจับเวลาพัลซาร์พัลซาร์ คือดาวนิวตรอนชนิดหนึ่ง เป็นซากดาวขนาดเล็กและหนาแน่นสูงมากที่ระเบิดออกเป็นซูเปอร์โนวา พัลซาร์จะแผ่คลื่นวิทยุความเข้มสูงออกมา ในขณะที่มันหมุนรอบตัวเอง การหมุนรอบตัวเองนี้เป็นแบบแผน

ดังนั้นช่วงเวลาที่สังเกตพบคลื่นวิทยุ จึงสามารถใช้วัดการเคลื่อนตัวของพัลซาร์ได้ พัลซาร์มีการเคลื่อนที่เช่นเดียวกันกับดาวฤกษ์ทั่วไป คือถ้าหากมีดาวเคราะห์บริวารอยู่ ก็จะโคจรเป็นวงกลมน้อยๆ การสังเกตการณ์ระยะเวลาของพัลซาร์ จึงสามารถบ่งบอกถึงลักษณะการโคจรแบบนี้ได้

กระบวนวิธีนี้เดิมมิได้ออกแบบมาเพื่อใช้ในการตรวจหาดาวเคราะห์ แต่ก็มีความแม่นยำสูงมาก ขนาดที่สามารถตรวจจับดาวเคราะห์ขนาดเล็กยิ่งกว่าที่กระบวนวิธีอื่นจะสามารถทำได้ คือดาวเคราะห์ที่เล็กขนาด 1 ใน 10 เท่าของมวลโลก

นอกจากนี้ยังสามารถตรวจจับผลของแรงโน้มถ่วง ในระบบดาวเคราะห์ที่มีสมาชิกหลายดวงได้ด้วย

ข้อด้อยของกระบวนวิธีนี้คือ พัลซาร์นั้นมีอยู่เป็นจำนวนน้อย การค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบด้วยวิธีนี้จึงมีจำนวนน้อยไปด้วย นอกจากนี้ "ชีวิต" อย่างที่เรารู้จักย่อมไม่สามารถดำรงอยู่บนดาวเคราะห์ที่โคจรอยู่รอบพัลซาร์ เพราะรังสีพลังงานสูงที่แผ่ออกมาจากดาวแม่จะเข้มมาก

ปี ค.ศ. 1992 อเล็กซานเดอร์ โวลส์ชาน และ เดล เฟรล ใช้กระบวนวิธีนี้ค้นพบดาวเคราะห์โคจรอยู่รอบพัลซาร์ PSR 1257+12 การค้นพบนี้ได้รับการยืนยันอย่างรวดเร็ว และถือเป็นการค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่ได้รับการยืนยันเป็นครั้งแรก

การเคลื่อนผ่าน

การตรวจจับการเคลื่อนผ่านเพื่อค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบ เส้นกราฟด้านล่างของภาพแสดงถึงระดับของแสงจากดาวฤกษ์ที่โลกได้รับ ณ เวลาต่างๆ กระบวนวิธีดังกล่าวข้างต้น ทำให้เราได้ข้อมูลเกี่ยวกับมวลของดาวเคราะห์

ส่วนกระบวนวิธีเกี่ยวกับการตรวจจับทางแสง จะทำให้เราทราบขนาดรัศมีของดาวเคราะห์ ถ้าดาวเคราะห์เคลื่อนผ่านหน้าดาวฤกษ์แม่ของมัน ความสว่างของดาวฤกษ์ ที่เรามองเห็นจะลดลงเป็นจำนวนขนาดหนึ่ง

ขนาดความสว่างที่ลดลงนี้ มีความสัมพันธ์กับขนาดเปรียบเทียบระหว่างดาวฤกษ์กับดาวเคราะห์ที่เคลื่อนผ่าน ตัวอย่างเช่น ในกรณีของดาว HD 209458 ความสว่างของดาวฤกษ์ลดลง 1.7%

ไมโครเลนส์โน้มถ่วง

ไมโครเลนส์โน้มถ่วงเกิดขึ้นเนื่องจาก ปรากฏการณ์ที่สนามโน้มถ่วงของดาวประพฤติตัวเหมือนเลนส์ ที่ทำหน้าที่รวมแสงของดาวพื้นหลังที่อยู่ในระยะไกล โดยปรากฏการณ์นี้เกิดขึ้นเมื่อดาวสองดวง วางตัวอยู่ในทิศทางตามแนวเล็งเดียวกัน

ปรากฏการณ์เลนส์นั้น จะใช้ระยะเวลาในการเกิดขึ้นในระยะเวลาเป็นสัปดาห์หรือวัน ตามการเคลื่อนที่แบบสัมพัทธ์ของดาวทั้งสองดวงและโลก ซึ่งเหตุการณ์ดังกล่าวจะเกิดขึ้นมากกว่าหนึ่งพันครั้ง จากการสังเกตการณ์ในรอบสิบปี

ถ้าดาวพื้นหลังของดาวที่มีหน้าที่รวมแสงมีดาวเคราะห์บริวาร ซึ่งดาวเคราะห์ดังกล่าวจะมีสนามโน้มถ่วงของดาวเอง โดยสนามโน้มถ่วงดังกล่าวสามารถตรวจวัดได้จากปรากฏการณ์เลนส์

เนื่องด้วยการศึกษาดังกล่าวต้องอาศัยการเรียงตัวที่ดีมาก ทำให้การศึกษาต้องมีการตรวจวัดดาวระยะไกลจำนวนมากอย่างต่อเนื่อง เพื่อตรวจวัดดาวเคราะห์นอกระบบ

ซึ่งวิธีการดังกล่าวเป็นวิธีการที่น่าเชื่อถือ สำหรับดาวเคราห์นอกระบบที่อยู่ระหว่างโลกกับจุดศูนย์กลางของกาแล็กซี่ เนื่องจากบริเวณใจกลางกาแล็กซี่มีดาวพื้นหลังจำนวนมาก

ขอขอบคุณ วิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี

สวัสดิ์สิริชีววาร สิริมานโชติฉายฉานนะคะ

Create Date : 07 เมษายน 2554

Last Update : 7 เมษายน 2554 8:58:03 น.

0 comments

Counter : 963 Pageviews.