เมื่อเราฟังเพลงที่ชื่นชอบ หูคนเราจะรับเสียงในช่วงคลื่นความถี่ที่กว้างมาก จากความถี่ต่ำหรือเสียงทุ้มไปจนถึงความถี่สูงหรือเสียงแหลม
ถ้าหูของเรารับรู้ได้ในช่วงความถี่ที่จำกัดกว่านี้ เราก็จะไม่ได้ยินเสียงบางอย่างที่เกิดขึ้น
เปรียบกับการเฝ้ามองท้องฟ้าของนักดาราศาสตร์ ตาของเรารับรู้ได้เฉพาะแสงในช่วงคลื่นแคบๆ เรียกว่าแสงที่ตาเห็น เราไม่สามารถรับรู้ช่วงคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าอื่นๆ เลย
แต่วัตถุท้องฟ้าหลายอย่างในเอกภพ มีการแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีหลายช่วงคลื่นออกมา ตัวอย่างเช่น ในช่วงทศวรรษ 1930 มีการตรวจจับคลื่นวิทยุได้โดยบังเอิญจากห้วงอวกาศลึก บางช่วงมีความถี่เหมือนคลื่นของวิทยุที่เราฟัง แต่คลื่นมีสัญญาณอ่อนมาก ทำให้รับฟังตามปกติไม่ได้
หากต้องการรับคลื่นวิทยุของจักรวาลให้ชัดเจน จำเป็นต้องมีเครื่องรับพิเศษ คือกล้องโทรทรรศน์วิทยุ เพื่อรับคลื่นวิทยุเหล่านี้โดยเฉพาะ
กล้องโทรทรรศน์วิทยุมีลักษณะเป็นจานแบน คล้ายกระจกเว้าของกล้องโทรทรรศน์สะท้อนแสง แต่เพราะว่าคลื่นวิทยุมีความยาวคลื่นมากกว่าช่วงคลื่นที่ตาเห็น แผ่นจานรับสัญญาณจึงไม่ต้องขัดเงาที่ผิวเหมือนกับกล้องแบบกระจกดังนั้นกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดใหญ่มากๆ จึงสร้างง่ายกว่ากล้องแบบรับแสงขนาดใหญ่
นอกจากนี้ คลื่นวิทยุ ยังใช้เทคนิคการแทรกสอดของคลื่น (Interferometry) ง่ายกว่าด้วย ทำให้คลื่นมีรายละเอียดเพิ่มขึ้น โดยรวมคลื่นที่สอดคล้องกันจากกล้อง 2 กล้อง เกิดเป็นกล้องขนาดใหญ่เท่ากับระยะห่างของกล้องทั้งสอง
กล้องโทรทรรศน์วิทยุเรียงแถวในนิวเม็กซิโก มีจานรับสัญญาณ 27 จาน ทุกจานมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 25 เมตร แต่ละจานปรับหมุนได้โดยอิสระ เป็นการขยายขนาดของกล้องนั่นเอง เพราะเมื่อรวมทุกกล้องแล้ว มันมีขนาดใหญ่ถึง 36 กิโลเมตรทีเดียว
แล้วคลื่นวิทยุทำให้เราเห็นเอกภพเป็นอย่างไร?
ดวงอาทิตย์ของเรา ก็ปลดปล่อยช่วงคลื่นวิทยุออกมามากมาย และจากศูนย์กลางกาแล็กซีทางช้างเผือก ยิ่งมีมากกว่า
พัลซาร์ คือสสารของดาวฤกษ์ที่ตายแล้ว ที่อัดตัวกันแน่น ปล่อยคลื่นวิทยุในช่วงแคบๆ ออกมา ที่สำคัญคือ มันหมุนรอบตัวเองเร็วมาก หลายร้อยรอบใน 1 วินาที จึงทำให้พัลซาร์เป็นเหมือนประภาคารคลื่นวิทยุ
และเราก็ตรวจจับคลื่นวิทยุนี้ได้ มันปล่อยออกมาเป็นช่วงๆ หรือเป็นจังหวะ (pulses) เป็นที่มาของชื่อ พัลซาร์
แหล่งคลื่นวิทยุอีกแห่งหนึ่งคือ Cassiopeia A ซึ่งคือซากหลงเหลือของซูเปอร์โนวา ดาวระเบิดในช่วงศตวรรษที่ 17
Centaurus A, Cygnus A และ Virgo A ทั้งหมดคือกาแล็กซีขนาดใหญ่มาก ที่ปล่อยคลื่นวิทยุออกมามากมาย แต่ละกาแล็กซีมีพลังรุนแรง จากหลุมดำมวลมหาศาลที่ศูนย์กลาง
คลื่นวิทยุจากกาแล็กซีและจากเควซาร์ สัญญาณมีความเข้มสูงมากจึงตรวจจับได้แม้จะอยู่ไกลถึงหมื่นล้านปีแสง
แม้แต่สัญญาณที่แผ่วเบา มีความยาวคลื่นสั้น ก็ยังทำให้การศึกษาเอกภพสมบูรณ์ขึ้น จากการตรวจพบคลื่นไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (cosmic microwave background) เป็นเสียงสะท้อนของการระเบิดใหญ่ หรือบิ๊กแบงที่หลงเหลือจากจุดกำเนิดที่รุนแรงของเอกภพ
แต่ละส่วนและทุกๆ ส่วนของแถบคลื่นหรือสเปกตรัม จะเล่าเรื่องราวในตัวมันเองได้ เพียงแค่แถบช่วงคลื่นสั้น ๆ นักดาราศาสตร์ก็สามารถศึกษาการก่อเกิดกาแล็กซีในยุคแรกเริ่มของเอกภพ จุดกำเนิดดาวฤกษ์และดาวเคราะห์ในกาแล็กซีของเราได้
แต่รังสีส่วนใหญ่ถูกสกัดกั้น โดยไอน้ำในบรรยากาศโลก จึงจำเป็นต้องสังเกตในที่สูงและแห้ง
เช่นที่ แอล ลาโน เดอ ชัจแนนเตอร์ สูงจากระดับน้ำทะเล 5 กิโลเมตร เป็นที่ราบสูงอยู่ทางเหนือของชิลี กำลังสร้างกล้องโทรทรรศน์วิทยุเรียงแถวขนาดใหญ่ คือ ALMA (Atacama Large Millimeter Array) เสร็จสมบูรณ์ในปี ค.ศ. 2014
ALMA กลายเป็นหอสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ที่ใหญ่ที่สุดในโลก จานรับสัญญาณ 64 จาน แต่ละจานหนัก 100 ตัน จะทำงานร่วมกัน โดยวางเรียงเป็นแถวกระจายกันออกไป กว้างใหญ่พอๆ กับกรุงลอนดอน เพื่อเพิ่มประสิทธิภาพการรับสัญญาณ หรือให้เข้ามาใกล้กัน เพื่อรับสัญญาณในมุมกว้าง แต่ละจานปรับการหมุนได้ในระดับมิลลิเมตร
วัตถุหลายอย่างในเอกภพมีการปล่อยรังสีอินฟราเรดด้วย ซึ่งค้นพบโดย วิลเลียม เฮอร์สเชล รังสีอินฟราเรดนี้อาจเรียกว่า “รังสีความร้อน” เพราะจะถูกปล่อยออกมาเมื่อวัตถุมีความร้อน รวมถึงในตัวมนุษย์ เราคุ้นเคยกับรังสีอินฟราเรดโดยไม่รู้ตัว เพราะบนโลก รังสีนี้ใช้กับแว่นตามองในที่มืด และในกล้องถ่ายรูป
แต่ในการตรวจจับรังสีอินฟราเรดจากวัตถุที่อยู่ไกลๆ นักดาราศาสตร์ต้องมีอุปกรณ์ที่ไวต่อความร้อนสูง และต้องเก็บไว้ในที่อุณหภูมิเย็นจัด อุณหภูมิต่ำกว่าศูนย์องศาสัมบูรณ์ เพื่อความว่องไวในการรับรู้รังสีความร้อน
ทุกวันนี้ กล้องโทรทรรศน์แบบแสงจะมีกล้องถ่ายภาพรังสีอินฟราเรดติดตั้งอยู่ด้วย
ทำให้เราเห็นกลุ่มฝุ่นก๊าซร้อนในจักรวาล ตามที่เป็นจริง เพราะมันมีดาวฤกษ์เกิดใหม่อยู่ภายในนั้น ซึ่งกล้องแบบรับแสงไม่สามารถเห็นได้ ตัวอย่างเช่น ภาพแหล่งฟูมฟักดาวฤกษ์ตัวอ่อนในกลุ่มดาวโอไรออน จากกล้องแบบรับแสง
มาดูความแตกต่างกับภาพจากกล้องอินฟราเรด
การสังเกตในช่วงคลื่นอินฟราเรดนี้ ช่วยให้การศึกษากาแล็กซีที่อยู่ไกลๆ ได้ดีขึ้น และดาวฤกษ์เกิดใหม่ในกาแล็กซีอายุน้อยจะปลดปล่อยรังสีอัลตราไวโอเลตออกมาด้วย
แต่รังสีอัลตราไวโอเลตนี้ ต้องเดินทางอยู่ในเอกภพยาวนานเป็นพันล้านปี ความยาวคลื่นจะขยายยาวขึ้น ดังนั้นเมื่อเดินทางมาถึงเรา มันก็เปลี่ยนไปเป็นรังสีช่วงใกล้อินฟราเรด
ที่ใช้งานอยู่คือกล้องโทรทรรศน์ MAGIC ที่ ลา พัลมา คอยตรวจจับรังสีแกมมาในห้วงจักรวาล เป็นรังสีพลังงานสูงสุดในธรรมชาติ
โชคดีที่รังสีนี้ถูกสกัดกั้นไว้โดยชั้นบรรยากาศโลก แต่มันก็ทิ้งร่องรอยหลายอย่างเอาไว้ให้นักดาราศาสตร์ได้ศึกษา
เมื่อเข้าสู่ชั้นบรรยากาศ มันจะเปลี่ยนเป็นอนุภาคที่มีพลังงานรูปแบบอื่น ซึ่งการเปลี่ยนแปลงนี้ กล้องโทรทรรศน์ MAGIC สามารถรับรู้ได้
และที่นี่ หอสังเกตการณ์ ปิแอร์ ออเกอร์ ในประเทศอาร์เจนตินา มันดูไม่เหมือนเป็นกล้องโทรทรรศน์เลย ที่นี่มีอุปกรณ์ตรวจจับ 1,600 ชิ้น กระจายออกในพื้นที่ 3,000 ตารางกิโลเมตร เพื่อคอยตรวจจับอนุภาคที่เปลี่ยนมาจากรังสีพลังงานสูง จากซูเปอร์โนวาและหลุมดำที่อยู่ไกลแสนไกล
และอุปกรณ์ตรวจจับนิวทริโน ต้องสร้างอยู่ในเหมืองลึกใต้ดินหรือใต้มหาสมุทร หรือในภูเขาน้ำแข็งที่แอนตาร์กติก
นิวทริโนเป็นอนุภาคที่ตรวจจับได้ยากมาก มันเกิดขึ้นในดวงอาทิตย์และซูเปอร์โนวา ดาวระเบิด ซึ่งแน่นอน มันต้องเกิดขึ้นมาในช่วงบิ๊กแบงด้วย
มันไม่เหมือนอนุภาคอื่นทั่วๆ ไป นิวทริโนสามารถผ่านไปในสสารอื่นได้ มีความเร็วเกือบเท่าแสง และไม่มีประจุไฟฟ้า แม้ว่าอนุภาคนี้จะศึกษายากมาก แต่มันก็มีมากมาย แต่ละวินาทีดวงอาทิตย์จะปลดปล่อยนิวทริโนมากกว่า 50 ล้านล้านล้านอนุภาค มาผ่านตัวเรา
และนักดาราศาสตร์ได้ร่วมกับนักฟิสิกส์ สร้างเครื่องตรวจจับคลื่นแรงโน้มถ่วง เป็นกล้องโทรทรรศน์ที่ไม่ได้ตรวจจับรังสีหรืออนุภาคใดๆ แต่จะคอยวัดคลื่นในอวกาศที่เปลี่ยนแปลงไปแต่ละช่วงเวลา ที่เรียกว่า กาล-อวกาศ (space-time) เป็นหลักการสำคัญของ แอลเบิร์ต ไอน์สไตน์ คือทฤษฎีสัมพัทธภาพ
ด้วยเครื่องมือที่มีหลายรูปแบบนี้ ทำให้นักดาราศาสตร์สามารถศึกษาคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าได้ทั้งหมด แม้บางช่วงคลื่นอาจไม่สมบูรณ์แบบก็ตาม
แต่การศึกษาสังเกตบางอย่างทำไม่ได้เลยจากพื้นโลก จึงต้องใช้ กล้องโทรทรรศน์อวกาศ
แปลและเรียบเรียงโดย
อาจารย์สิทธิชัย จันทรศิลปิน
