วิธีตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบ

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี

เนื่องจากดาวเคราะห์นอกระบบจะมีการส่องสว่างในตัวเองน้อยมากๆ เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์แม่ของมัน การตรวจจับจึงเป็นไปได้ยาก ทั้งแสงสว่างจากดาวฤกษ์ยังอาจบดบังและกลบการมองเห็นดาวเคราะห์ไปเสีย ด้วยเหตุนี้ การตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบจึงมักไม่สามารถดำเนินการได้จากการเฝ้าสังเกตโดยตรง

นักดาราศาสตร์ได้พัฒนากระบวนวิธีตรวจจับทางอ้อมหลายวิธีเพื่อตรวจหาดาวเคราะห์นอกระบบ ในปัจจุบันมีกระบวนวิธีทางอ้อมหลายวิธีที่สามารถใช้ตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบอย่างได้ผล

วิธีตรวจจับในปัจจุบัน[แก้]

มาตรดาราศาสตร์[แก้]

แผนภาพแสดงการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ (วัตถุทีเล็กกว่า) โคจรรอบดาวฤกษ์ซึ่งเคลื่อนที่ไปด้วยเช่นกันเป็นวงกลมน้อยๆ จุดศูนย์กลางมวลของระบบคือตำแหน่งกากบาทแดง (ในกรณีเช่นนี้ จุดศูนย์กลางมวลของระบบมักอยู่ภายในดาวฤกษ์เสมอ)

กระบวนวิธีนี้ทำโดยการตรวจวัดตำแหน่งที่แม่นยำของดาวฤกษ์บนท้องฟ้า และสังเกตการเปลี่ยนแปลงของตำแหน่งนั้นเมื่อเวลาผ่านไป แต่เดิมกระบวนวิธีเช่นนี้เคยทำด้วยการสังเกตและบันทึกด้วยมือ เมื่อถึงปลายคริสต์ศตวรรษที่ 19 จึงเริ่มมีการใช้แผ่นจานรับแสง ซึ่งช่วยให้การวัดมีความแม่นยำมากยิ่งขึ้น หากดาวฤกษ์ที่เฝ้าสังเกตมีดาวเคราะห์เป็นบริวาร แรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์จะส่งอิทธิพลต่อดาวฤกษ์ทำให้มีการเคลื่อนที่เป็นวงกลมหรือวงรีน้อยๆ ดาวฤกษ์กับดาวเคราะห์ต่างก็จะโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วมของระบบ ซึ่งสามารถอธิบายได้ด้วยทฤษฎีคณิตศาสตร์คือ ปัญหาหลายวัตถุ เนื่องจากดาวฤกษ์มีมวลมากกว่า ดังนั้นมันจึงโคจรเป็นวงกลมที่เล็กกว่า[1]

วิธีตรวจจับด้วยมาตรดาราศาสตร์เป็นกระบวนวิธีที่เก่าแก่ที่สุดในการค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบ และเป็นที่นิยมอย่างมากเนื่องจากสามารถใช้อธิบายคุณลักษณะของระบบดาวคู่อย่างได้ผล หากสืบย้อนไปจะปรากฏกระบวนวิธีนี้อยู่ในเอกสารของวิลเลียม เฮอร์เชลในตอนปลายคริสต์ศตวรรษที่ 18 เขาอ้างว่าดาวฤกษ์ 70 คนแบกงู มีดาวคู่ที่มองไม่เห็นซึ่งส่งผลกระทบต่อการเคลื่อนที่ การคำนวณผลกระทบทางมาตรดาราศาสตร์ต่อดาวเคราะห์นอกระบบเป็นครั้งแรกเกิดขึ้นโดย ดับเบิลยู. เอส. จาค็อบ ในปี ค.ศ. 1855 โดยคำนวณจากดาวดวงนี้ หลังจากนั้นตลอดช่วงครึ่งศตวรรษถัดมาก็มีการคำนวณในลักษณะคล้ายคลึงกันนี้เกิดขึ้นอีกหลายครั้ง[2] จนกระทั่งมีการพิสูจน์แย้งขึ้นในช่วงต้นคริสต์ศตวรรษที่ 20[3][4]

การเปลี่ยนแปลงของตำแหน่งของดาวฤกษ์นั้นน้อยมาก และยังมีการรบกวนอันเกิดจากชั้นบรรยากาศและอื่นๆ ค่อนข้างมาก ทำให้กล้องโทรทรรศน์บนพื้นโลกที่แม้จะดีเพียงใดก็ยังไม่สามารถตรวจวัดระยะได้แม่นยำเพียงพอ ดังนั้นการอ้างถึงการค้นพบ "ดาวคู่" หรือดาวเคราะห์บริวารใดๆ ที่มีขนาดน้อยกว่า 0.1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ที่เกิดขึ้นก่อน ค.ศ. 1996 จึงเป็นการค้นพบปลอมๆ ทั้งสิ้น อย่างไรก็ดีในปี ค.ศ. 2002 กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลประสบความสำเร็จในการตรวจจับดาวเคราะห์จากผลการค้นพบก่อนหน้านี้ คือดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาว กลีส 876[5]

กล้องโทรทรรศน์อวกาศในอนาคตซึ่งจะติดตั้งอยู่ในเขตอวกาศ เช่น โครงการ Space Interferometry Mission ขององค์การนาซ่า อาจประสบความสำเร็จในการค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบใหม่ๆ ได้อีกเป็นจำนวนมากด้วยวิธีนี้ แต่ในปัจจุบันวิธีนี้เป็นวิธีที่ใช้ในการตรวจจับดาวเคราะห์ได้น้อยที่สุด

ความเร็วแนวเล็ง[แก้]

ด้วยหลักการคล้ายคลึงกับวิธีมาตรดาราศาสตร์ การตรวจจับความเร็วแนวเล็งอาศัยข้อเท็จจริงที่ว่า ดาวฤกษ์ซึ่งมีดาวเคราะห์บริวารจะเคลื่อนที่เป็นวงกลมน้อยๆ จากผลของแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ แต่ในที่นี้การตรวจวัดจะมุ่งไปที่การเปลี่ยนแปลงของความเร็วของดาวฤกษ์ที่เคลื่อนที่เข้าหาหรือมุ่งออกห่างจากโลก กล่าวคือ การเปลี่ยนแปลงของความเร็วเชิงรัศมีของดาวฤกษ์นั้นๆ เมื่อเปรียบเทียบกับโลก โดยสามารถคำนวณได้จากการเปลี่ยนแปลงของเส้นสเปกตรัมของดาวฤกษ์แม่อันเป็นผลจากปรากฏการณ์ดอพเพลอร์

ความเร็วของดาวฤกษ์ในการโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลจะต่ำกว่าของดาวเคราะห์มาก เพราะรัศมีในการโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลน้อยมาก ความเร็วอาจต่ำถึง 1 เมตร/วินาที หากตรวจวัดด้วยสเปกโตรมิเตอร์ที่ทันสมัย เช่น HARPS ในกล้องโทรทรรศน์ขนาด 3.6 เมตรอของหอดูดาวท้องฟ้าซีกใต้แห่งยุโรปที่ลาซีญา ประเทศชิลี หรือ HIRES ของกล้องโทรทรรศน์เค็ก

การตรวจวัดด้วยความเร็วแนวเล็งจัดว่าเป็นเทคนิคที่ได้ผลมากที่สุดในการตรวจหาดาวเคราะห์นอกระบบ บางครั้งเรียกชื่อกระบวนวิธีนี้ว่า Doppler spectroscopy ความสำเร็จของการตรวจวัดขึ้นกับระยะทางเป็นสำคัญ โดยจำเป็นต้องอาศัย signal-to-noise ratio ที่มีค่าสูงเพื่อให้ได้ผลตรวจวัดที่แม่นยำยิ่งขึ้น ดังนั้นจึงมักใช้ในการตรวจสอบกับดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างจากโลกราว 160 ปีแสง การตรวจจับจะสามารถหาดาวเคราะห์ที่มีมวลขนาดใหญ่และอยู่ใกล้ดาวเคราะห์ได้ง่ายกว่า แต่การวัดรอบการโคจรที่ระยะห่างมากๆ นั้นจะต้องใช้เวลาเฝ้าสังเกตการณ์นานหลายปี สำหรับข้อเสียของวิธีความเร็วแนวเล็งคือ มันสามารถประเมินได้เพียงมวลขนาดต่ำที่สุดของดาวเคราะห์เท่านั้น โดยปกติมวลที่แท้จริงของดาวเคราะห์จะมีค่าแปรผันประมาณ 20% ของค่าต่ำสุดนี้ แต่ถ้าวงโคจรของดาวเคราะห์เกือบจะเป็นแนวตั้งฉากกับแนวการมองเห็น ค่ามวลที่แท้จริงก็อาจจะสูงขึ้นอีกมาก

วิธีความเร็วแนวเล็งสามารถใช้ในการยืนยันผลการสังเกตที่ได้จากการสังเกตการเคลื่อนผ่าน เมื่อใช้ทั้งสองวิธีนี้ร่วมกัน จะสามารถประเมินขนาดมวลที่แท้จริงของดาวเคราะห์ได้

การจับเวลาพัลซาร์[แก้]

พัลซาร์ คือดาวนิวตรอนชนิดหนึ่ง เป็นซากดาวขนาดเล็กและหนาแน่นสูงมากที่ระเบิดออกเป็นซูเปอร์โนวา พัลซาร์จะแผ่คลื่นวิทยุความเข้มสูงออกมาในขณะที่มันหมุนรอบตัวเอง การหมุนรอบตัวเองนี้เป็นแบบแผน ดังนั้นช่วงเวลาที่สังเกตพบคลื่นวิทยุจึงสามารถใช้วัดการเคลื่อนตัวของพัลซาร์ได้ พัลซาร์มีการเคลื่อนที่เช่นเดียวกันกับดาวฤกษ์ทั่วไป คือถ้าหากมีดาวเคราะห์บริวารอยู่ ก็จะโคจรเป็นวงกลมน้อยๆ การสังเกตการณ์ระยะเวลาของพัลซาร์จึงสามารถบ่งบอกถึงลักษณะการโคจรแบบนี้ได้[6]

กระบวนวิธีนี้เดิมมิได้ออกแบบมาเพื่อใช้ในการตรวจหาดาวเคราะห์ แต่ก็มีความแม่นยำสูงมากขนาดที่สามารถตรวจจับดาวเคราะห์ขนาดเล็กยิ่งกว่าที่กระบวนวิธีอื่นจะสามารถทำได้ คือดาวเคราะห์ที่เล็กขนาด 1 ใน 10 เท่าของมวลโลก นอกจากนี้ยังสามารถตรวจจับผลของแรงโน้มถ่วงในระบบดาวเคราะห์ที่มีสมาชิกหลายดวงได้ด้วย

ข้อด้อยของกระบวนวิธีนี้คือ พัลซาร์นั้นมีอยู่เป็นจำนวนน้อย การค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบด้วยวิธีนี้จึงมีจำนวนน้อยไปด้วย นอกจากนี้ "ชีวิต" อย่างที่เรารู้จักย่อมไม่สามารถดำรงอยู่บนดาวเคราะห์ที่โคจรอยู่รอบพัลซาร์ เพราะรังสีพลังงานสูงที่แผ่ออกมาจากดาวแม่จะเข้มมาก

ปี ค.ศ. 1992 อเล็กซานเดอร์ โวลส์ชาน และ เดล เฟรล ใช้กระบวนวิธีนี้ค้นพบดาวเคราะห์โคจรอยู่รอบพัลซาร์ PSR 1257+12[7] การค้นพบนี้ได้รับการยืนยันอย่างรวดเร็ว และถือเป็นการค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่ได้รับการยืนยันเป็นครั้งแรก

การเคลื่อนผ่าน[แก้]

การตรวจจับการเคลื่อนผ่านเพื่อค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบ เส้นกราฟด้านล่างของภาพแสดงถึงระดับของแสงจากดาวฤกษ์ที่โลกได้รับ ณ เวลาต่างๆ

กระบวนวิธีดังกล่าวข้างต้นทำให้เราได้ข้อมูลเกี่ยวกับมวลของดาวเคราะห์ ส่วนกระบวนวิธีเกี่ยวกับการตรวจจับทางแสงจะทำให้เราทราบขนาดรัศมีของดาวเคราะห์ ถ้าดาวเคราะห์เคลื่อนผ่านหน้าดาวฤกษ์แม่ของมัน ความสว่างของดาวฤกษ์ที่เรามองเห็นจะลดลงเป็นจำนวนขนาดหนึ่ง ขนาดความสว่างที่ลดลงนี้มีความสัมพันธ์กับขนาดเปรียบเทียบระหว่างดาวฤกษ์กับดาวเคราะห์ที่เคลื่อนผ่าน ตัวอย่างเช่น ในกรณีของดาว HD 209458 ความสว่างของดาวฤกษ์ลดลง 1.7%

ไมโครเลนส์โน้มถ่วง[แก้]

ดูบทความหลักที่: ไมโครเลนส์โน้มถ่วง

ไมโครเลนส์โน้มถ่วงเกิดขึ้นเนื่องจากปรากฏการณ์ที่สนามโน้มถ่วงของดาวประพฤติตัวเหมือนเลนส์ ที่ทำหน้าที่รวมแสงของดาวพื้นหลังที่อยู่ในระยะไกล โดยปรากฏการณ์นี้เกิดขึ้นเมื่อดาวสองดวงวางตัวอยู่ในทิศทางตามแนวเล็งเดียวกัน ปรากฏการณ์เลนส์นั้นจะใช้ระยะเวลาในการเกิดขึ้นในระยะเวลาเป็นสัปดาห์หรือวัน ตามการเคลื่อนที่แบบสัมพัทธ์ของดาวทั้งสองดวงและโลก ซึ่งเหตุการณ์ดังกล่าวจะเกิดขึ้นมากกว่าหนึ่งพันครั้งจากการสังเกตการณ์ในรอบสิบปี

ถ้าดาวพื้นหลังของดาวที่มีหน้าที่รวมแสงมีดาวเคราะห์บริวาร ซึ่งดาวเคราะห์ดังกล่าวจะมีสนามโน้มถ่วงของดาวเอง โดยสนามโน้มถ่วงดังกล่าวสามารถตรวจวัดได้จากปรากฏการณ์เลนส์ เนื่องด้วยการศึกษาดังกล่าวต้องอาศัยการเรียงตัวที่ดีมาก ทำให้การศึกษาต้องมีการตรวจวัดดาวระยะไกลจำนวนมากอย่างต่อเนื่อง เพื่อตรวจวัดดาวเคราะห์นอกระบบ ซึ่งวิธีการดังกล่าวเป็นวิธีการที่น่าเชื่อถือสำหรับดาวเคราห์นอกระบบที่อยู่ระหว่างโลกกับจุดศูนย์กลางของกาแล็กซี่ เนื่องจากบริเวณใจกลางกาแล็กซี่มีดาวพื้นหลังจำนวนมาก

จานฝุ่นละออง[แก้]

การถ่ายภาพโดยตรง[แก้]

วิธีตรวจจับในอนาคต[แก้]

จับภาพจากอวกาศ[แก้]

เวลาอุปราคาดาวคู่ต่ำสุด[แก้]

การผันผวนของแสงสะท้อนในวงโคจร[แก้]

การวัดการโพลาไรซ์[แก้]

อ้างอิง[แก้]

  1. Alexander, Amir. "Space Topics: Extrasolar Planets Astrometry: The Past and Future of Planet Hunting". The Planetary Society. สืบค้นเมื่อ 2006-09-10. 
  2. See, Thomas Jefferson Jackson (1896). "Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body". The Astronomical Journal 16: 17. doi:10.1086/102368. 
  3. Sherrill, Thomas J. (1999). "A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See" (PDF). Journal for the history of astronomy 30. สืบค้นเมื่อ 2007-08-27. 
  4. Heintz, W.D. (June 1988). "The Binary Star 70 Ophiuchi Revisited". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 82 (3). สืบค้นเมื่อ 2007-08-27. 
  5. Benedict et al. (2002). "A Mass for the Extrasolar Planet Gliese 876b Determined from Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3 Astrometry and High-Precision Radial Velocities". The Astrophysical Journal Letters 581 (2): L115–L118. doi:10.1086/346073. 
  6. Townsend, Rich (27 January, 2003). The Search for Extrasolar Planets (Lecture). Department of Physics & Astronomy, Astrophysics Group, University College, London. สืบค้นเมื่อ 2006-09-10. 
  7. A. Wolszczan and D. A. Frail (9 January, 1992). A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12. Nature 355 p. 145-147. สืบค้นเมื่อ 2007-04-30.