ดาราศาสตร์

ดาราศาสตร์ เบือ้ งตน้ Introduction to astronomy สถาบนั วิจัยดาราศาสตรแ์ ห่งชาต(ิ องคก์ ารมหาชน) National Astronimical Research lnstitute of thailand (Public Organization)

สารบัญ ดาราศาสตรเบ้ืองตน 1 บทท่ี 1 การดดู าวเบอ้ื งตน้ และการใช้แผนที่ดาว Introduction to astronomy 1.1 ความร้เู บ้ืองต้นในการดูดาว 1.2 การบอกตาแหนง่ บนทรงกลมท้องฟ้า และระบบพิกัดท้องฟ้า 13 1.3 การใช้แผนทดี่ าว 13 1.4 วัตถุท้องฟ้าทนี่ ่าสนใจ และกลุม่ ดาวต่างๆ 17 26 บทที่ 2 กลอ้ งโทรทรรศน์ (Telescope) 31 2.1 หลกั การทางานของกล้องโทรทรรศน์ 37 2.2 คุณสมบตั ิที่สาคญั ของกล้องโทรทรรศน์ 38 2.3 เลนส์ใกล้ตา 42 2.4 ระบบฐานยึดกล้องโทรทรรศน์ 47 2.5 กลอ้ งโทรทรรศน์แบบ ดอปโซเนยี น (Dobsonian telescope) 49 51 บทท่ี 3 กล้องสองตา (Binoculars) 52 3.1 ประเภทกล้องสองตา 52 3.2 ตัวเลขบนกลอ้ งสองตา 53 3.3 รูรับแสง (Exit Pupil) 54 3.4 มมุ มองของภาพ (Field of View) 55 3.5 ระยะชัดจากดวงตา (Eye Relief) 55 3.6 การเคลือบเลนส์ (Optical coatings) 56 3.7 การโฟกัสภาพ 57 3.8 วตั ถบุ นทอ้ งฟ้าทส่ี ังเกตได้โดยใชก้ ลอ้ งสองตา 58 60 บทที่ 4 การใช้งานโปรแกรมดาราศาสตร์ Stellarium 60 4.1 การตดิ ต้งั โปรแกรม 65 4.2 เรมิ่ ต้นการใชง้ านโปรแกรม 65 4.3 เริม่ ตน้ การใชง้ าน 69 4.4 การใช้งานเพิ่มเติม

2 ดาราศาสตรเ บ้อื งตน 77 Introduction to astronomy 78 83 บทที่ 5 การใช้งานโปรแกรมดาราศาสตร์โปรแกรม Celestia 72 5.1 การติดตัง้ โปรแกรม 97 5.2 การใช้งานโปรแกรมข้นั พื้นฐาน 97 5.3 เทคนคิ ตา่ งๆ ในการใช้โปรแกรม 101 105 บทที่ 6 การใช้งานโปรแกรมดาราศาสตรโ์ ปรแกรม Mitaka 6.1 การตดิ ต้ังโปรแกรม 6.2 เริม่ ตน้ การใชง้ านโปรแกรม 6.3 การทาภาพ 3 มติ ิ (3D)

ดาราศาสตรเบ้ืองตน 3 Introduction to astronomy เกีย่ วกับสถาบนั วจิ ัยดาราศาสตรแหง ชาติ (องคการมหาชน) ความเปนมา ความกาวหนาทางดานดาราศาสตรและความสนใจของประชาชนในปรากฏการณตางๆ ทางดารา ศาสตรในประเทศไทยในชวงหลายทศวรรษที่ผานมา ทําใหรัฐไดตระหนักและเห็นความสําคัญในการพัฒนา ทางวิทยาศาสตรพ้ืนฐานของประเทศและการสรางสังคมแหงการเรียนรูใหแกประชาชนชาวไทย นอกจากนี้ เนื่องในโอกาสสําคัญในวาระท่ีมีการสมโภช 200 ป แหงการพระราชสมภพพระบาทสมเด็จพระจอมเกลา เจา อยูหัว พระบดิ าแหง วทิ ยาศาสตรแหงวทิ ยาศาสตรไทย พ.ศ.2547 และเฉลิมพระเกยี รติพระบาทสมเด็จพระ เจาอยูหัวภูมิพลอดุลยเดช พระบิดาแหงเทคโนโลยีไทย ในวโรกาสทรงเจริญพระชนมายุ 80 พรรษา ป พ.ศ. 2550 และทรงโปรดวิชาดาราศาสตรเปนอยางมาก ในวันที่ 20 กรกฎาคม พ.ศ.2547 คณะรัฐมนตรีจึงมีมติ อนุมัติใหกระทรวงวิทยาศาสตรและเทคโนโลยีดําเนินการโครงการจัดต้ังสถาบันวิจัยดาราศาสตรแหงชาติ ใน รูปแบบองคการมหาชนข้ึน เพื่อเปนการรองรับนโยบายของรัฐบาลในการสนับสนุนการเพิ่มขีดความสามารถ การวิจัยทางวิทยาศาสตร เทคโนโลยแี ละนวัตกรรม ตลอดจนการสนับสนุนการสรางความเขมแข็งทางดานการ วิจัยทางวิทยาศาสตรพ้ืนฐานและการสรางสังคมการเรียนรูทางวิทยาศาสตรและเทคโนโลยีใหแกปวงชนชาว ไทย และเมื่อวันที่ 15 สิงหาคม พ.ศ.2549 คณะรัฐมนตรีไดเห็นชอบใหสถาบันวิจัยดาราศาสตรแหงชาติเขา เปนสมาชิกระดับประเทศ (National Membership) ของสหพันธดาราศาสตรนานาชาติ (International Astronomical Union) ตอมาเมื่อวันท่ี 22 ตุลาคม พ.ศ.2551 คณะรัฐมนตรีไดใหความเห็นชอบในรางพระ ราชกฤษฎีกาจัดตั้งสถาบันวิจัยดาราศาสตรแหงชาติ (องคการมหาชน) และในวันท่ี 27 ธันวาคม พ.ศ.2551 พระบาทสมเด็จพระเจาอยูหัวภูมิพลอดุลยเดช ไดทรงพระกรุณาโปรดเกลาใหตราพระราชกฤษฎีกาจัดต้ัง สถาบนั วจิ ยั ดาราศาสตรแหง ชาติ (องคการมหาชน) พ.ศ.2551 ขึ้น และประกาศในพระราชกิจจานุเบกษา เลม 25 ตอนท่ี 138 ก วันที่ 31 ธันวาคม พ.ศ.2551 โดยใหมีผลใชบังคับต้ังแตวันที่ 1 มกราคม พ.ศ.2552 เปนตน ไป ซง่ึ วันดงั กลา วนี้ถือวันเปนสถาปนา สถาบันวิจยั ดาราศาสตรแ หง ชาติ (องคการมหาชน) วิสยั ทัศน เปน องคกรท่มี ีความเปน เลศิ ดานดาราศาสตร ในภูมภิ าคเอเชียตะวนั ออกเฉียงใต พันธกจิ 1. คน ควา วจิ ัย และพฒั นาดา นดาราศาสตร 2. สรางเครือขายการวิจยั และวชิ าการดานดาราศาสตรในระดับชาติและนานาชาติ กับสถาบันตางๆ ทั้งในประเทศและตางประเทศ 3. สงเสริมสนับสนุน และประสานความรวมมือดานดาราศาสตรกับหนวยงานอ่ืนของรัฐ สถาบนั การศึกษาอน่ื ท่ีเกี่ยวของและภาคเอกชนท้ังในประเทศและตางประเทศ 4. บริการถายทอดองคความรแู ละเทคโนโลยดี า นดาราศาสตร

4 ดาราศาสตรเบื้องตน Introduction to astronomy โครงการในพระราชดาํ รสิ มเดจ็ พระเทพรตั นราชสดุ าฯ สยามบรมราชกุมารี สมเด็จพระเทพรัตนราชสุดาฯ สยามบรมราชกุมารี ทรงมีความรูและความสนพระทัยอยางลึกซ้ึงใน ศาสตรและวิทยาการหลายแขนง พระองคไดทรงริเริ่มโครงการในพระราชดําริมากมายหลายโครงการเพ่ือ ประโยชนสุขของอาณาประชาราษฎรของพระองค โครงการเหลานี้อาจมีธรรมชาติแตกตางกันบางก็เปน โครงการแบบบูรณาการ และบางก็เปนโครงการที่มีลักษณะเฉพาะ ในบรรดาโครงการมากหลายที่เกิดจาก พระราชดําริของพระองค โครงการพัฒนาวิทยาศาสตรและเทคโนโลยีจัดเปนโครงการในระดับแนวหนา โครงการหนึ่ง โครงการในพระราชดําริของ “สมเด็จพระเทพรัตนราชสุดาฯ สยามบรมราชกุมารี” ไดรับการ สานตอใหด าํ เนินการไดโดยรฐั บาลไทยและหนวยงานตา งๆของรฐั เพือ่ ใหเกดิ ประสิทธิผลในการพัฒนาประเทศ อยางย่งั ยืนตอ ไป “สมเด็จพระเทพรัตนราชสุดาฯ สยามบรมราชกุมารี” ทรงมีความสนพระทัยอยางย่ิงในวิชาดารา ศาสตรซ ่ึงเปน ศาสตรท่ีเกาแกท่ีสุดศาสตรหน่ึงของโลก ทรงตระหนักวาทองฟากวางใหญท่ีระยิบระยับดวยแสง จากหมูดาวนอยใหญเปนส่ิงที่สรางสรรคจินตนาการและดึงดูดความสนใจของผูคนทั้งเด็กและผูใหญไดเปน อยางดี จึงทรงประทานพระราชดําริวาดาราศาสตรนาจะเปนเครื่องมืออีกอันหนึ่งที่ใชนําสังคมของประเทศให กา วสูความเปน สังคมแหงความรูได เมื่อท่ีประชุมคณะรัฐมนตรีมีมติอนุมัติใหจัดตั้งสถาบันวิจัยดาราศาสตรแหงชาติข้ึนในป พ.ศ. 2551 สมเด็จพระเทพรัตนราชสุดาฯ สยามบรมราชกุมารีไดทรงพระกรุณารับโครงการดําเนินการของสถาบันฯเปน โครงการในพระราชดาํ ริ 2 โครงการ ไดแก 1. โครงการหอดูดาวแหงชาติ เฉลิมพระเกียรติพระบาทสมเด็จพระเจาอยูหัวภูมิพลอดุลยเดช ในศุภมงคลวารเฉลิมพระชนมายุ 80 พรรษา

ดาราศาสตรเ บอื้ งตน 5 Introduction to astronomy 2. โครงการหอดูดาวภูมิภาคเพื่อประชาชน 5 แหง ท่ีจังหวัดนครราชสีมา ภาคตะวันออกเฉียงเหนือ จังหวัดฉะเชิงเทรา ภาคตะวันออก จังหวัดสงขลา ภาคใต จังหวัดพิษณุโลก ภาคเหนือ และ จงั หวดั ขอนแกน ภาคตะวันออกเฉยี งเหนอื ตอนบลานง นอกจากน้ี สมเด็จพระเทพรตั นราชสดุ าฯ สยามบรมราชกมุ ารี ทรงมพี ระราชดาํ ริเร่ืองความรวมมือกับ องคกรดานดาราศาสตรในมิตรประเทศอีกหลายประเทศ เชน หอดูดาวแหงชาติยูนนาน หอดูดาวเกาเหมยกู สาธารณรัฐประชาชนจีน สถาบันดาราศาสตรและฟสิกสอวกาศเกาหลี ประเทศเกาหลีใต หอดูดาว พารานัล และหอดูดาวเซอรโ ร โทโลโล อินเทอรอ เมริกันในประเทศสาธารณรัฐชิลี เปน ตน วิสัยทัศนอันกวางไกลของสมเด็จพระเทพรัตนราชสุดาฯ สยามบรมราชกุมารี ซ่ึงแสดงใหประจักษ ดวยโครงการในพระราชดําริเหลาน้ีจึงเปนประโยชนอยางยิ่งตอการพัฒนาสถานภาพของประเทศใหกาวข้ึนสู ความเปนผูน ําในวชิ าดาราศาสตรแ ละฟสิกสดาราศาสตร

6 ดาราศาสตรเ บ้ืองตน Introduction to astronomy หอดูดาวเฉลิมพระเกียรติ 7 รอบพระชนมพรรษา 1. หอดูดาวเฉลิมพระเกียรติ 7 รอบพระชนมพรรษา นครราชสีมา เปนหน่ึงในโครงการกอสรางหอดูดาวเฉลิมพระเกียรติในสวนภูมิภาคของสถาบันวิจัยดาราศาสตร แหงชาติ (องคการมหาชน) เพื่อเปนศูนยกลางการเรียนรู และใหการบริการทางวิขาการดานดาราศาสตร ได อยางทั่วถึง ครอบคลุมทุกภูมิภาคของประเทศ อีกทั้งยังเปนแหลงเรียนรู คนควา และเผยแพรความรูทางดาน ดาราศาสตร ซึ่งครู อาจารย นักเรียน และนักศึกษา ตลอดจนประชาชนในเขตพ้ืนที่จังหวัดนครราชสีมา และ จังหวัดใกลเคียงจะไดใชทรัพยากรภายในหอดูดาวเฉลิมพระเกียรติฯ น้ี เปนแหลงการเรียนรูทางดาราศาสตร และสรางสรรคงานวิจัยระดับพ้ืนฐาน อันจะเปนรากฐานที่สําคัญของการพัฒนาทักษะ และกระบวนการคิด อยางวิทยาศาสตรใ หก บั ประชาชนโดยเฉพาะเยาวชนของประเทศ

ดาราศาสตรเบือ้ งตน 7 Introduction to astronomy โดยสถาบันวิจัยดาราศาสตรแหงชาติ (องคการมหาชน) ไดมีบันทึกขอตกลงรวมกับมหาวิทยาลัย เทคโนโลยีสุรนารีในการจัดต้ัง และดําเนินงานหอดูดาวเฉลิมพระเกียรติ 7 รอบพระชนมพรรษา นครราชสีมา ทั้งนี้มหาวิทยาลัยเทคโนโลยีสุรนารีไดใหสถาบันวิจัยดาราศาสตรแหงชาติ(องคการมหาชน) ใชพื้นท่ี 25 ไร บริเวณอุทยานการเรียนรูสิรินธร ภายในมหาวิทยาลัยเทคโนโลยีสุรนารี ต.สุรนารี อ.เมือง จ.นครราชสีมา ซึ่ง ภายในบริเวณหอดูดาวเฉลิมพระเกียรติฯ ไดทําการจัดสรรพ้ืนท่ีโดยคํานึงถึงการใชงานเปนหลัก ประกอบดวย อาคารหลัก ๆ 2 อาคาร ดงั นี้ อาคารทองฟา จําลอง เปนอาคารหลังคาทรงครึ่งทรงกลมสําหรับฉายทองฟาจําลองดวยระบบดิจิตอลความละเอียด สูง สามารถรองรับผูเขาชมไดครั้งละ 50 คน บริเวณโถงทางเขาของอาคารฉายดาวนั้น เปนหองสําหรับจัดแสดง นิทรรศการทางดาราศาสตรที่จะหมุนเวียนเปลี่ยนตาม เหตุการณทางดาราศาสตรที่สําคัญๆ เชน นิทรรศการ เก่ียวกับดาวหาง และอุกกาบาต ซ่ึงปจจุบัน หอดูดาวเฉลิมพระเกียรติฯ ไดนําอุกกาบาตแคมโปเดลชิโร จาก อารเจนตินามาจัดแสดง และนิทรรศการใหความรูเก่ียวกับระบบสุริยะ ความกาวหนาทางเทคโนโลยีอวกาศ เปน ตน

8 ดาราศาสตรเบ้อื งตน Introduction to astronomy อาคารหอดดู าว อาคาร หอดูดาวมีลักษณะเปนอาคารสองช้ัน แบงออกเปน 2 สวนคือ สวนของโดมไฟเบอรกลาสทรง เปลือกหอย (Clamshell dome) ขนาดเสนผานศูนยกลาง 18 ฟุต สามารถเปดออกได 180 องศา ทําใหเห็น ทองฟาไดโดยรอบ ภายในโดมทรงเปลือกหอยนี้ติดต้ังกลองโทรทรรศนขนาดเสนผานศูนยกลาง 0.5 เมตร ซ่ึง เปนกลองหลักของหอดูดาว ดานนอกของโดมทรงเปลือกหอยมีหลังคาเล่ือนทรงสี่เหล่ียมขนาดกวาง 6 เมตร ยาว 20 เมตร สูง 3.5 เมตร ติดต้ังกลองโทรทรรศนขนาด 14 น้ิว จํานวน 2 ตัว กลองโทรทรรศนขนาด 6 น้ิว จาํ นวน 2 ตวั และกลองดูดวงอาทิตยอ ีก 2 ตวั โดยควบคมุ การปด-เปด หลงั คาเล่ือนดวยระบบมอเตอรไ ฟฟา หอดูดาวเฉลิมพระเกียรติ 7 รอบพระชนมพรรษา ฉะเชงิ เทรา หอดูดาวเฉลิมพระเกียรติ 7 รอบพระชนมพรรษา ฉะเชิงเทรา มีพ้ืนที่ในการกอสรางท้ังหมด 36 ไร โดยมีอาคารหอดดู าว และอาคารฉายดาวอยูบริเวณตอนกลางของพื้นที่ มีลานสําหรับจัดกิจกรรมดูดาวอยูทาง ดานหลังของอาคารหอดูดาว บริเวณดานขางมีการกันพ้ืนท่ีไวสําหรับการขยายตัวในอนาคต ดานซายและ ดานขวาเปนสวนปาของบริษัทโตโยตา (ประเทศไทย) จํากัด ชวยใหความรมร่ืนและเปนกําแพงปองกันเสียง รบกวน ฝุนละออง และแสงไฟจากอาคารบานพักไดเปนอยางดี บริเวณดานหนาของโครงการยังมีการปลูก ตน ไมเ ปน แนวยาวเพอื่ ใชป องกันเสียงและฝุน ละอองจากถนนหนา โครงการอกี ดว ย

ดาราศาสตรเ บ้อื งตน 9 Introduction to astronomy การเขาออกยังคงบังคับใหมีการเขาออกนอกโครงการไดเพียงทางเดียว เพื่อความสะดวกในการดูแล และเพือ่ ความปลอดภัย โดยมอี าคารโถงทางเขาเปน จุดควบคุมการเขาออกและเปนจุดเชื่อมตอไปยังสวนตางๆ ภายในโครงการ ดงั นี้ อาคารหอดูดาว อาคารหอดูดาวมีลักษณะเปนอาคารสองช้ัน แบงออกเปน 2 สวนคือ สวนของโดมไฟเบอรกลาสทรง เปลือกหอย (Clamshell dome) ขนาดเสนผานศูนยกลาง 18 ฟุต สามารถเปดออกได 180 องศา ทําใหเห็น ทองฟาไดโดยรอบ ภายในโดมทรงเปลือกหอยน้ีติดต้ังกลองโทรทรรศนขนาดเสนผานศูนยกลาง 0.5 เมตร ซึ่ง เปนกลองหลักของหอดูดาว ดานนอกของโดมทรงเปลือกหอยมีหลังคาเล่ือนทรงส่ีเหลี่ยมขนาดกวาง 6 เมตร

10 ดาราศาสตรเ บ้ืองตน Introduction to astronomy ยาว 20 เมตร สูง 3.5 เมตร ติดต้ังกลองโทรทรรศนขนาด 14 น้ิว จํานวน 2 ตัว กลองโทรทรรศนขนาด 6 น้ิว จาํ นวน 2 ตัว และกลอ งดูดวงอาทิตยอ กี 2 ตวั โดยควบคุมการปด-เปด หลังคาเลอ่ื นดวยระบบมอเตอรไ ฟฟา อาคารทอ งฟาจาํ ลอง เปนอาคารหลังคาทรงคร่ึงทรงกลมสําหรับฉายทองฟาจําลองดวยระบบดิจิตอลความละเอียดสูง สามารถรองรับผูเขาชมไดครั้งละ 50 คน บริเวณโถงทางเขาของอาคารฉายดาวนั้น เปนหองสําหรับจัดแสดง นิทรรศการทางดาราศาสตรที่จะหมุนเวียนเปล่ียนตามเหตุการณทางดาราศาสตรท่ีสําคัญ ๆ เชน นิทรรศการ เกี่ยวกับดาวหาง และอุกกาบาต ซ่ึงปจจุบัน หอดูดาวเฉลิมพระเกียรติ ฯ ไดนําอุกกาบาตแคมโปเดลชิโร จาก อารเจนตินามาจัดแสดง และนิทรรศการใหความรูเก่ียวกับระบบสุริยะ ความกาวหนาทางเทคโนโลยีอวกาศ เปน ตน

ดาราศาสตรเบือ้ งตน 11 Introduction to astronomy สวนพฤกษศาสตรหอดูดาว สวนพฤกษศาสตรอนุรักษพืชกินไดและพันธุพืชเก่ียวกับศาสนา ในพื้นท่ี 18 ไร โดยจะทําการปลูกปา พฤกษศาสตรอนุรักษพันธุพืชกินไดและพันธุพืชท่ีเกี่ยวกับศาสนา พรอมทั้งจัดสรางสวนสาธารณะสําหรับ ประชาชนพกั ผอน เพอ่ื เปนการสง เสรมิ ระหวางภาครัฐและชุมชนในการทํากิจกรรมในบริเวณโดยรอบหอดูดาว ฯ

ภแลายะใเพนื่อโคครแวงลากะมาเปรพลอ่ื ดอคังดวนภา้ี มยั ปโลดอยดมภีอาัยคโาดรยโถมงอี ทาาคงาเรขโา ถเงปทน าจงุดเขคา วเบปคน ุมจกุดาครวเบขคาอุมอกการแเลขะาเอปอนกจแุดลเะชเ่ือปมนตจอุดไเปชย่ือังมสตวอนไตปายงังๆสวนตางๆ ภา1ย2ในดโาคราภรศงาาสกยตารใเรบน้อื โดงคตังนรนง้ีการ ดังนี้ Introduction to astronomy ศนู ยบรกิ ารขอมูลสารสนเทศและฝก อบรมทางดาราศาสตร ศนู ยบ ริกตาศั้งรนู อขยยอบู มณรูลกิ สาบารรรขิเสวอนณมเูลททสี่ทศาํแารกลสาะนรฝเอกทุทอศยบแารลนมะแทฝหกางงอดชบาารตรมาิดทศอายงสอดตินารรท านศนาทสต จรัง หวัดเชียงใหม เพ่ือใชในการใหบริการ ขอ มูลสารตสั้งนอเยทู ศณแตลบั้งะรอฝิเยวก ูณอณบทรี่ทบมํารทกิเาวางณรดอทาุทรี่ทายําศากานาสแรตอหรุทงแชยกาบตนุคิดแคอหลยงทอช่ัวินาไปตทิดนนอนอยทกอจินจาัทงกหนวน้ียัดังทเใชจียเังปงหนใหวหัดมอเ งชเคพียวื่องบใหชคมุในกเกาพารื่อรทใําชหงใบานนรกขิกาอารรงใหบริการ กขลอ อมงลู โสทารรขทสอรนมรเศูลทนสศราแะรลสยะนะฝไเกทอลศบแรลมะทโฝราก งงอซดบอ ามรมบาศทาํ ารสงุ รดตัการษรแ ากศกบาลุคสอคตงลรโทแ กร่ัวทไบปรุครคนศลอนทก ั่ตวจไลาปกอนดนจี้ยอนังกใเจชปาเนปกทน่ีพห้ยักงอใขงชคอเวงปนบนักคหดุมอากงราคารวศทบาําคสงุมตากรนทาขรี่มอทางํางานของ ดกําลเอ นงินโทกรากทรวลริจอรยัศงโนทรระทยระรไศกนลรแะลยะะโรไกงซลอแมลบะโํารรงุงซรอักมษบากํารลุงอ รงกั โษทารกทลรอรศงโนท รตทลรอรดศจนน เตปลนอทดี่พจักนขเปอนงนทัก่ีพดักาขรอางศนาักสดตารรทา่ีมศาาสตรที่มา ตดาํิดเตนอ ินกาดรวาํ จิเนยั ินการวจิ ยั สตําดิ นตักองานตใดิ หตญอ สถํานาบกั นังาวนจิสใัยําหนดญากั รงาศนาใสหตญร แหงชาติ (องคก ารมหาชน) สถาบนั ว1ิจส9ัยถ1ดาบถารนนั านวศหิจายัว สยดตแารกรแ าว หศตงาชาํสบาตตลรสิแ(ุเอหทงพคชกาอาตํารเิ ภ(มออหงเาคมชอืกนงา)รจมงั หหาวชดั นเช)ียงใหม 50200 โ1ท9ร1ศถัพนทน 10ห95ว13ย-แถ2กน2ว5น5หต6วาํ 9บย,แล0กส5วเุ 3ทต-พ2าํ 2บอ5ลาํ 5เส7ภเุ 1ทอเพมอื งาํ เจภังอหเวมดัอื เงชียจังหใหวมัดเ5ช0ยี 2ง0ให0ม 50200 โทรสศาัพรท0 โ05ท53ร3-ศ2-2ัพ22ท555 50265493,-2025535-6292,5507513-225571 สาํ นักงานโทปรรสะาสรา0นโ5ทง3าร-นส2า2กร5ร50ุง25เท43พ-2ฯ25524 สถํานาบักนังาวนิจสปยัาํ รนดะากั สรงาานศนงาปาสรนตะรสกแ ารหนุงงเทชาพนาตฯกิ (รอุงงเทคกพาฯรมหาชน) สถาบันวชิจสั้นัยถดา2บาสรันาําวนศจิ กัายั สงดาตนารรปแาลหศดังากชสราตะตรทิแ(รอหวงงคชวกทิาาตยริา(มศอหางสาคตชก รนาแ)รลมะหเทาชคนโน)โลยี อชา้นั ค2ารสพํารนชะกั้นจงอา2มนเสปกําลนัดา ักกงกราระนะทปทรลรววัดงงกววิทรทิ ะยยทาารศศวาางสสวตติทรรยแแาลลศะะาเเสททตคครโโนแนลโโละลยเยที ี คโนโลยี ถอนาคนาพรรพะรรอะาาจมคอทามี่รเ6พกรลเขะาตจกรอารมชะเทเกทลรววา ี งกกวริทรุงะยเทาพรศวาฯงสว1ติท0รย4แา0ลศ0ะาเสทตครโนแ ลโละยเที คโนโลยี โถทนรนศพัพรทะรถ6าน6มนท2พ่ี 36ร5ะเ4รขา6ตม6รท5า2ี่ช6เทเขวีตกรรางุ ชเทเทพวฯี ก1ร0ุงเ4ท0พ0ฯ 10400 โทรสศาัพรท โ6ท6ร2ศัพ3ท54676606152323546652 หอดดู าวโเทฉรลสิมาพรระโ6ทเ6กรีย2สรา3ตร5ิ 74676ร0อ12บ33พ5ร4ะ7ช0น1ม3พรรษา นครราชสีมา หอดูดาวตเหฉง้ั ออลดยิมดูภูพาารวยะเใเฉนกลมียิมหรพตางิร7ิทะยเรกาอียลบรยั ตพเทิร7คะโชรนนอโบมลพยีสรุระรนษชานารมีนพครรรรษาาชสนีมคารราชสมี า 1ต1ัง้ อ1ยถูภนานยตมใงั้นหอมายหวภู ทิาางยยิทาใยลนาัยมลหตัยาํเทงบทิ คลยโสนาุรลโนลยั ายเรทีสี ครุ นโนาโรลี ยสี รุ นารี 111 ถนน1ม1ห1าวถิทนยนามลหยั าวตทิําบยาลลสัยุรนตาาํ รบี ลสรุ นารี อําเภอเมือง จังหวดั นครราชสมี า 30000 โทรศพั ท 044-216254 โทรสาร 044-216255 หอดูดาวเฉลมิ พระเกียรติ 7 รอบพระชนมพรรษา ฉะเชิงเทรา 999 หมู 3 ตําบลวงั เย็น อาํ เภอแปลงยาว จงั หวัดฉะเชงิ เทรา 24190 โทรศพั ท 038-589395 โทรสาร 038-589396 หอดดู าวเฉลมิ พระเกยี รติ 7 รอบพระชนมพรรษา สงขลา

ดาราศาสตรเ บอื้ งตน 13 Introduction to astronomy บทที่ 1 การดูดาวเบ้ืองตน และการใชแผนท่ีดาว กรกมล ศรีบุญเรือง การศกึ ษาวตั ถทุ อ งฟาและปรากฏการณตางๆ ไดเกิดขึ้นมานานหลายพันๆ ป มาแลวแตไมมีใครทราบ วามนุษยเร่ิมสังเกตทองฟาตอนกลางคืนเมื่อไร ดวยความชางสังเกตของมนุษยทําใหทราบวาดวงอาทิตย ดวง จันทร และดาวตางๆ มีการเคล่ือนท่ีข้ึน-ตก และดาวตางๆ น้ันก็จะมีรอบของการปรากฏใหเห็น นอกจากน้ียัง สังเกตเห็นวาดาวตางๆ บนทองฟามีความสวางแตกตางกัน และมีสีหลากหลายแตกตางกันไป บางก็เปนสีน้ํา เงิน บางก็เปนสีขาว บางก็เปนสีแดง ซึ่งสิ่งเหลาน้ีไดกระตุนใหมนุษยสนใจที่จะคนควาหาความจริงเกี่ยวกับส่ิง ตางๆ ที่เกดิ ขึ้นนี้ อาจกลา วไดว าการดดู าวเปนเพยี งบันไดข้ันแรกที่จะนําไปสูการศึกษาหาคําตอบในสิ่งท่ีมนุษย สงสยั และยงั มีสิ่งตา งๆ อกี มากมายในเอกภพท่ีเราตองคนควา หาความรตู อไปอยา งไมม ีทส่ี ิน้ สดุ คนท่ีไมเคยดูดาวอาจสงสัยวาดูดาวไปทําไม นอกจากดูเพ่ือความสวยงาม และเพลิดเพลินแลวการที่ เราดูดาวนั้นชวยใหเรามีจินตนาการ หาคําตอบเกี่ยวกับขอสงสัยในปรากฏการณท่ีเกิดขึ้น ซ่ึงนําไปสูการ แสวงหาความรูเกี่ยวกับธรรมชาติ การเคล่ือนที่ของวัตถุทองฟาตางๆ ตลอดจนความเปนมาของวัตถุทองฟา รวมถึงการแสวงหาคําตอบเกีย่ วกับจดุ กาํ เนิดของเอกภพ หลุมดํา มวลของสสารมืดที่หายไป เปน ตน จากการท่ีมนุษยมีความคิดอยางเปนระบบทําใหมนุษยแบงดวงดาวท่ีเห็นบนทองฟาออกเปนกลุมๆ แตกตางกันไปตามแตละทองถ่ิน ซึ่งไดกําหนดไวในรูปของเทพเจา บุคคล สัตว เครื่องมือ ส่ิงของตางๆ เพ่ือให งาย สะดวกตอการคนหา และการสังเกตการณทางดาราศาสตร และอาจมีนิทานกํากับกลุมดาวตางๆ เหลาน้นั ทําใหการดดู าวมีความสนุกสนานเพลิดเพลินมากข้ึน ดังน้ันหากตองการท่ีจะดูดาวใหเปนแลวก็ควรท่ี จะตอ งรจู กั กลุมดาวตางๆ บนทองฟา 1.1 ความรูเ บือ้ งตน ในการดูดาว การดูดาวเปนการศึกษาดาราศาสตรเบื้องตนอยางหนึ่ง คําวา ดาราศาสตร แปลตามศัพทไดดังนี้ “ดารา หมายถึงดาว” สวนคําวา “ศาสตร หมายถึง ความรู” เม่ือนําคําท้ังสองมารวมกันใหความหมายวา วชิ าทว่ี า ดว ยความรูเ ก่ียวกับดาว ความจริงวิชาดาราศาสตรม ีความหมายกวางขวางกวา น้ีมาก วิชาดาราศาสตร เปนวิทยาศาสตรสาขาหน่ึงที่วาดวยเร่ืองของวัตถุทองฟาตางๆ เชน ดาวฤกษ ดาว เคราะห อุกกาบาต ดาวหาง เนบิวลา กาแล็กซี (ดาราจักร) สิ่งมีชีวิตนอกโลก รวมถึงปรากฏการณทางดารา ศาสตรตา งๆ ทีเ่ กิดขึ้น การแบงดาวบนทองฟาออกเปนกลุมๆ เรียกวากลุมดาว (Constellation) นั้นปจจุบันนักดาราศาสตร แบง กลุม ดาวตา งๆ นีน้ ับรวมท้ังทองฟาซีกเหนือ และซีกใต ออกเปนทั้งหมด 88 กลุม ซึ่งการบอกตําแหนงของ กลุมดาวตางๆ บนทองฟาน้ัน จําเปนตองมีระบบเพ่ือใชระบุถึงตําแหนงท่ีอยูของดาวฤกษ เม่ือเริ่มตนดูดาวนั้น เราจะตองรูจักตาํ แหนงของทศิ ท้ัง 4 ทศิ กอน จากตําแหนง ของผูส ังเกต

14 ดาราศาสตรเบ้ืองตน Introduction to astronomy 1.1.1 วิธีการหาทิศเหนือ สําหรับผูท่ีตองเรียนรูการดูดาวเบื้องตน ส่ิงแรกท่ีความรูคือการหาทิศเพื่อ อางอิงจุดสังเกตทองฟา ณ ตําแหนงที่ผูสังเกตอยู (สถานท่ีดูดาว) หลายทานอาจคิดวาเปนเรื่องยาก แตที่จริง แลวเราสามารถใชเทคนิคการสงั เกตธรรมชาติ เชน การดูเงาของวสั ถหุ รอื กลุมดูดาวบนทองฟาเปนหลัก จากเท คนดิ เหลา นี้เราจะสามารถประมาณทิศทิศได ซ่ึงเราอาจจะคุนเคยกับ “ทิศเหนือ” ซ่ึงหน่ึงในทิศหลักท้ังส่ี และ หลายทานอาจมขี อ สงสยั วาการดาวดทู าํ ไมตองใชท ิศเหนอื ลองดูวาถาหากเราแบงโลกออกเปน 2 สวน ในแนว ละติจูดดงั น้ันเราจะสามารถแบง โลกออกเปนฉีกโลกเหนือและฉีกโลกใต ประเทศไทยของเราตั้งอยูบนพิกัดทาง ภมู ิศาสตรระหวา ง 6 – 20 องศาเหนือ ดังน้นั เราจงึ ใช “ทิศเหนอื ” เปนหลัก แตถาหากผูสังเกตยายไปประเทศ ออสเตรเลียซึ่งอยูทางฉีกโลกใตก็ตองเปลี่ยนไปใช “ทิศใต” เปนหลัก แตตอนนี้ใหกลับมาที่ ทิศเหนือ ของเรา กอน สาํ หรบั นิยามของ “ทิศเหนอื ” เราสามารถแบง ออกเปนได 2 อยา งคือ 1. ทิศเหนือจริง 2. ทิศเหนอื แมเหล็ก ในการดูดาวนน้ั เราจะใช “ทิศเหนอื จริง” เปน หลกั วธิ กี ารหาทศิ น้นั สามารถทาํ ไดห ลายวิธี เชน ใชเ ข็มทิศ หรือถาหากไมม อี ปุ กรณช ว ยเหลอื เราก็สามารถ หาทิศไดจากการสังเกต จากการข้ึน-ตกของ ดวงอาทติ ย ดวงจนั ทร ดาวเคราะห และกลมุ ดาว เปน ตน การใชเข็มทิศ เปนอุปกรณชนิดหน่ึงท่ีหาซื้อไดทั่วไปและใชงายท่ีสุด เน่ืองจากปลายของเข็มทิศจะช้ี ไปทางทศิ เหนอื เสมอ แตมีขอควรระวงั คอื อยานําวัตถทุ ี่เปนโลหะมาไวใกล อาจทําใหเขม็ ทิศทาํ งานผิดพลาด รปู ท่ี 1.1 แสดงเข็มทิศ การใชดวงอาทิตย เราสามารถหาทิศในเวลากลางวันโดยสังเกตการขึ้นตกของดวงอาทิตย เนื่องจาก ดวงอาทิตยจะขึ้นทางทิศตะวันออก และตกทางทิศตะวันตก เชน กอนเที่ยงวันดวงอาทิตยจะอยูทางซีก ตะวันออก และหลังเที่ยงวันดวงอาทิตยจะอยูทางซีกตะวันตก ในขณะที่ตอนเที่ยงวันดวงอาทิตยจะอยูกลาง ศรี ษะเราจึงบอกทศิ ไมได ดังน้ันเพอื่ ความแนน อนควรสงั เกตเปน ชวงเวลาซักระยะหนึ่ง

ดาราศาสตรเบือ้ งตน 15 Introduction to astronomy การใชดวงจนั ทร ดวงจนั ทรเปนอกี วตั ถุหนง่ึ ที่สามารถชว ยเราหาทิศทางได โดยเราจะอาศัยการสังเกต เสี้ยวดานสวางของดวงจันทร และเวลาการขึ้นตกของดวงจันทร หากดวงจันทรข้ึนกอนที่ดวงอาทิตยจะตก ดา นสวา งของดวงจนั ทรจ ะเปนทศิ ตะวนั ตก หากดวงจันทรขนึ้ หลังเวลาเที่ยงคืน ดานสวางของดวงจันทรจะเปน ทิศตะวันออก แตวิธีนี้อาจจะใชไดไมคอยดีในชวงดวงจันทรเต็มดวง หรือใกลเต็มดวง เน่ืองจากดวงจันทรจะ สวา งท้งั ดวงทาํ ใหเราไมทราบวาจะใชด านใดของดวงจันทรเ ปนดานสวาง การใชกลุมดาว เราสามารถหาทิศจากกลุมดาวบางกลุม ซึ่งจากตําแหนงของกลุมดาว และทิศทาง ของกลุมดาวนั้นจะเปนเคร่ืองบอกทิศใหกับผูสังเกตในการหาดาวเหนือ (Polaris) และยังมีชื่อเรียกดาวอ่ืนอีก เชน ดาวไคนอซูรา (Cynosura) และอัลฟา เออรซา ไมนอริส (α Ursae Minoris) เปนดาวฤกษที่สวางท่ีสุดใน กลุมดาวหมีเล็ก และอยูใกลกับขั้วฟาเหนือ จึงปรากฏเสมือนอยูน่ิงกับท่ีบนทองฟา การที่ดาวเหนืออยูใน ทิศทางท่ีเกือบจะเปนทิศทางเดียวกับแกนหมุนของโลก ดาวฤกษดวงอ่ืนๆ จึงดูเหมือนเคลื่อนที่วนเปนวงกลม รอบดาวเหนือ รูปท่ี 1.2 แสดงเสนแสงดาวที่หมุนไปรอบๆ ขวั้ เหนือทองฟา การหาดาวเหนือดวยกลุมดาวหมีใหญ (Ursa Major) กลุมดาวน้ีมีดาวสวางเจ็ดดวงเรียงกัน ซึ่งบาง คนอาจเห็นเปนรูปคลายๆ กระบวยตักน้ํา (Big Dipper) เมื่อเราลากเสนผานดาวสองดวงแรกของกระบวยตัก นํ้า (ดาวดูเบห (Alpha Ursae Majoris) กับดาวเมอแรก (Beta Ursae Majoris)) โดยลากจากดาวดูเบห ไป ดาวเมอแรกตรงไปอกี ประมาณ 4 เทา ของระยะหา งระหวางดาวท้ังสอง จะพบดาวท่ีมีแสงสวางริบหร่ีดวงหนึ่ง น้ันก็คือ “ดาวเหนือ” ไมวาทรงกลมทองฟาจะหมุนไปอยางไรก็ตาม ดาวเหนือก็จะปรากฏอยูท่ีตําแหนงเดิม ตลอดเวลา ดังทแ่ี สดงในรูปท่ี 2

16 ดาราศาสตรเบือ้ งตน Introduction to astronomy รูปท่ี 1.3 การหาดาวเหนอื จากกลมุ ดาวหมีใหญ การหาดาวเหนือดวยกลุมดาวคางคาวหรือกลุมดาวแคสสิโอเปย (Cassiopeia) ในชวงที่กลุมดาว หมีใหญตกลับขอบไปแลวก็ยังมีกลุมดาวคางคาวหรือกลุมดาวแคสสิโอเปยที่เราสามารถใชหาดาวเหนือได เชนเดียวกับกลุมดาวหมีใหญ ลักษณะของกลุมดาวคางคาวเราจะสามารถสังเกตเห็นไดไงซึ่งกลุมดาวนี้ ประกอบดวยดาวฤกษสวาง 5 ดวง ที่เรียงตัวกันคลายกับรูปตัวเอ็ม (M) ซึ่งเมื่อเราลากเสนผานแบงคร่ึงผาน กลางกลุมดาวคางคาวออกไปประมาณ 25 องศา ดังรูปท่ี 3 ก็จะเจอดาวเหนือ ซึ่งกลุมดาวคางคาวน้ีจะอยูใน ทศิ ตรงขา มกับกลุมดาวหมใี หญ ดงั นั้นถาเห็นกลมุ ดาวคางคาวกาํ ลงั จะขึน้ เรากจ็ ะเห็นกลุมดาวหมีใหญกําลังจะ ตกลับขอบฟา รูปที่ 1.4 การหาดาวเหนอื จากกลุมดาวคางคาว

ดาราศาสตรเ บ้อื งตน 17 Introduction to astronomy นอกจากการระบุทิศทางตางๆ ไดแลว การบอกระยะหางระหวางดาวที่ปรากฏบนทองฟาน้ันก็เปนส่ิง สาํ คัญประการหนง่ึ ทจ่ี ะชว ยในการดูดาว การบอกระยะหา งระหวา งดาวนั้นนิยมบอกเปนคาของมุมวาหางกันกี่ องศา ซึ่งสามารถบอกไดง ายๆ โดยการเหยียดแขนของเราไปขา งหนาใหสดุ มือของเรานั้นสามารถใชเปนเครื่อง บอกมุมไดอ ยางดี (a) (b) รปู ท่ี 1.5 (a) ความกวางของนิ้วกอย มคี าประมาณ 1 องศา ดวงอาทติ ย และ ดวงจันทร กวาง 1/2 องศา หรือคร่งึ หน่งึ ของน้วิ กอย (b) ความกวา งของหวั แมมอื มคี า ประมาณ 2 องศา (c) (d) รปู ที่ 1.6 (c) ความกวา งของนิ้วชี้ นว้ิ กลาง และนวิ้ นางรวมกนั มคี าประมาณ 5 องศา หรือเทา กบั ระยะระหวางดาวคูหนา ของกลมุ ดาวหมีใหญ (d) ความกวา งของกําปน มคี าประมาณ 10 องศา หรือ 9 กําปน จากระดบั สายตาจนถงึ จุด เหนือศีรษะ (Zenith) หรือ จดุ เหนือศรี ษะพอดี

18 ดาราศาสตรเ บอื้ งตน Introduction to astronomy รปู ท่ี 1.7 (e) ความกวา งระหวางน้ิวช้ี กบั น้วิ กอ ย มคี า ประมาณ 15 องศา ดาวเหนอื อยสู ูงจากขอบ ฟา ประมาณ 15 องศา หรือ เทากับความกวางระหวางนว้ิ ช้ี กบั น้วิ กอ ย (f) ความกวางระหวางน้วิ โปง กับ น้ิวกอ ย มคี า เทากบั 22 องศา หรือเทา กับความยาวของ กลมุ ดาวหมใี หญ 1.2 การบอกตาํ แหนง บนทรงกลมทองฟา และระบบพิกัดทอ งฟา ในการบอกตําแหนงดาวบนทองฟานั้นเราจําเปนที่จะตองรูการกําหนดพิกัด หรือระบบพิกัดทองฟา เพ่ือใชในการบอกตําแหนงของดาว ซ่ึงมีดวยกันหลายระบบ ดังจะไดกลาวตอไป กอนอื่นควรทําความรูจักกับ ทรงกลมทองฟา (Celestial Sphere) ทองฟาที่เราเห็นนั้นมีลักษณะเปนผิวโคงเกือบครึ่งทรงกลม ขณะเดียวกันคนที่อยูซีกโลกตรงขามกับ เรา ก็จะเห็นทองฟาอีกสวนหนึ่งเปนคร่ึงทรงกลมเชนเดียวกัน จึงรวมไดวาทองฟามีลักษณะเปนทรงกลมกลวง เรียกวา ทรงกลมทอ งฟา ซ่งึ อธิบายไดดงั นี้ 1.ทรงกลมทองฟามีลักษณะคลายทรงกลม ครอบโลกอยู และมีดาวฤกษ ดวงอาทิตย ดวงจันทร ดาวเคราะห และวตั ถุทอ งฟาอนื่ ปรากฏอยบู ริเวณผิวดานในของทรงกลม 2.การแบงตําแหนงบนผิวทรงกลมทองฟานั้นใชระยะทางตามมุม เชนเดียวกับการบอกตําแหนง บนผวิ โลก 3.ทรงกลมทอ งฟาปรากฏนนั้ จะหมนุ ในทิศทางที่ตรงขามกันกับทิศการหมุนของโลก คือ หมุนจาก ทศิ ตะวนั ออกไปทางทิศตะวันตก ตามลักษณะที่เราสังเกตเห็นดวงอาทิตยข้ึนทางทิศตะวันออก แลวตกทางทศิ ตะวนั ตกน่ันเอง 4. หากเราตอแนวแกนสมมติของโลกออกไปทางข้ัวเหนือ และขั้วใตตลอดจนจรดทองฟาจะได ตําแหนงข้ัวเหนือทองฟา (North Celestial Pole “NCP”) และขั้วใตทองฟา (South Celestial Pole “SCP”) และถาขยายเสนศูนยสูตรของโลกออกไปจนจรดทรงกลมทองฟาจะ ไดเสน ศูนยส ูตรทอ งฟา และระนาบศนู ยสตู รทอ งฟา (Celestial Equator)

ดาราศาสตรเ บ้อื งตน 19 Introduction to astronomy รปู ที่ 1.8 ทรงกลมทอ งฟา รปู ที่ 1.8 ทรงกลมทอ งฟา 1.3 ระบบพิกดั ทองฟา 1. ระบบพิกัดเสนข1อ.3บฟระาบบ(พHิกoัดriทzอoงnฟtaา l System) หรือบางทีเรียกวาระบบอัลติจูด และอะซิมุท เปนการบอกตําแหนงของดาวเพื่อให1ร.ูวารดะาบวบอพยิกูเหัดนเสือนขขอบอบฟฟา า(C(eHleosrtiizaolntHaolrizSoyns)teเmปน) รหะรยือะบทาางงทตีเารมียมกุมวาระบบอัลติจูด และ เทาใด และอยูหา งจากตําแหเนปงนเทกยีารบบอนกขตอําบแฟหา นมงาขกอนงอดยาเวพเยีพงื่อใใดหครวูวาามดหามวาอยยขูเอหงนคือาํ ขทอใี่ บชใฟนาระบ(CบeขleอsบtฟiaาlมีดHงั oนr้ีizon) เปนระยะทาง อะซิมุท (Azimuthเท)า ใดเปแนลคะาอขยอหู งามงุมจทาี่วกัดตจาํ แากหทนิศงเทหียนบือบไปนขทอาบงทฟิศาตมะากวันอ ยอเกพตียางมใดแคนวาเสมนหขมอายบขฟอางถคึงําทีใ่ ชใ นระบบขอบฟ วงกลมดิ่งท่ีลากผานดาว การวัดคาอะอซะิมซุทิมจุทะม(Aีคzาiตm้ังแuตth 0) - เ3ป6น0คาอขงอศงามปุมจทจ่ีวุบัดันจานกิยทมิศวัเดหไดนทือั้งไปสอทงาทงทิศิศคตือะวถันาออกตามแนวเสนขอ ตาํ แหนง ของดาวอยูทางซกี ทวองงกฟลามตดะิ่งวทัน่ีลอาอกกผใาหนวดั ามวุมกจากรวทัดิศคเหาอนะือซไิปมุทจางะทมิศีคตาตะว้ังแันตออ0กถ-ึง3ว6ง0กลอมงดศ่ิงาท่ีผปาจนจดุบาันวนิยมวัดไดทั้งสองทิศ เชน คาอะซิมุทของดาว A ตเําทแาหกนับงข1อ6ง0ดาอวองศยทูาตาะงซวีกันทอองกฟาแตตะวในั กอรอณกใีทห่ีตวําัดแมหุมนจงาขกอทงิศดเาหวนอือยไูทปาทงาซงีกททิศอตงะฟวาันออกถึงวงกลมด่ิงที่ผ ตะวันตก ใหวัดมุมจากทิศเหเนชนือไปคาทอาะงตซิะมวุทันขตอกงถดึงาวงกAลมเดทิ่งาทก่ีผับาน16ด0าว อเปงนศาคตาอะวะันซิมอุธอขกองแดตาวในBกรเทณาีทก่ีตับําแ1ห30นงของดาวอยูทางซีก องศาตะวันตก ตะวันตก ใหวัดมุมจากทิศเหนือไปทางตะวันตกถึงวงกลมด่ิงที่ผานดาว เปนคาอะซิมุธของดาว B เทา องศาตะวนั ตก รูปท่ี 1.9 แสดงตาํ แหนง ดาว A และดาว B รปู ที่ 1.9 แสดงตําแหนง ดาว A แล

20 ดาราศาสตรเบอื้ งตน Introduction to astronomy อลั ติจูด (Altitude) หรือมมุ เงยหรือมมุ สูงเปน ระยะทางตามมุมท่ีวดั จากเสนขอบฟาขึ้นไปตามวงกลม ดง่ิ ท่ีผา นดาวจนถึงดาวดวงนั้น มีคาต้ังแต 0 - 90 องศา และมีคาเฉพาะคาบวกเทาน้ัน (นิยมบอกตําแหนงดาว ท่ีอยูเ หนอื เสนขอบฟา เทา นั้น) รูปที่ 1.10 แสดงคา ที่ใชใ นระบบขอบฟา จุดเซนิธ (Zenith) เปนตําแหนงบนทรงกลมทองฟาที่อยูเหนือศีรษะของผูสังเกตพอดีทุกคน ระยะทางจากจุดเซนิธ (Zenith Distance) เปนระยะทางตามมุมที่วัดจากจุดเซนิธตามวงกลมด่ิงจนถึงดาว มี คา ต้งั แต 0 - 90 องศา ในบางกรณแี ทนทเี่ ราจะบอกเปนอลั ตจิ ดู เราอาจจะบอกระยะทางจากเซนทิ แทนก็ได เนเดอร (Nedir) เปนตําแหนง บนทรงกลมทองฟาที่อยตู รงขามกับจดุ เซนธิ เสนขอบฟา (Horizon) เปนเสนท่ีไดจากทรงกลมใหญท่ีมีระนาบตั้งฉากกับสนตรงที่ลากเชื่อม ระหวางจดุ เซนธิ กบั จดุ เนเดอรต ัดกับทรงกลมทอ งฟา ของผูสังเกตจะยืนอยู ณ จุดศูนยกลางของทรงกลมนี้และ วงกลมน้ีจะมีรัศมีท่ีประมาณคาไมได เนื่องจากผูสังเกตมี จุดเซนิธกับจุดเนเดอรตางกันจึงมีเสนขอบฟาคนละ เสน แตถา ผสู งั เกตยืนกนั เปน กลมุ ใกลก นั อนโุ ลมใหค ิดวา เปนเสน เดียวกนั วงกลมด่ิง (Prime Vertical) คือ วงกลมใหญบนทรงกลมทองฟาท่ีลากผานจุดเซนิธกับจุดเนเดอร และตง้ั ไดฉ ากกบั เสน ขอบฟา เสนเมรเิ ดียนทอ งฟา (Celestial Meridian) คือ วงกลมแนวดิ่งที่ลากผานเสนขอบฟา ผานทิศเหนือ และทิศใต ซง่ึ เปน เสน สมมตเิ สนหนึ่งบนทองฟา เรม่ิ จากขอบฟาทิศเหนือลากข้ึนไปจนถึงเหนือศีรษะ ลากตอไป จนจรดขอบฟาทิศใต ดวยเสนเสนเมริเดียนทองฟาจะแบงทองฟาออกเปน 2 สวนเทาๆ กัน คือ ซีกตะวันออก และตะวันตก โดยเสนเมริเดียนทองฟาที่ผานจุดเหนือศีรษะของผูสังเกตจะเรียกวาเสนเมริเดียนสวนบน (Upper meridian) สวนเสนเมริเดียนทองฟาที่ผานจุดเนเดอรเรียกวาเสนเมริเดียนสวนลาง (Lower meridian)

ดาราศาสตรเบือ้ งตน 21 Introduction to astronomy การบอกตําแหนงของดาวดวยวิธีนี้จะบอกเปนคามุมอะซิมุท และอัลติจูด พรอมกัน มีหนวยเปนองศา และการบอกตําแหนงระบบนี้จะใชไดกับผูสังเกตที่อยูบนเสนละติจูดเดียวกัน ในเวลาเดียวกัน ระบบพิกัดเสน ขอบฟาเปนระบบการบอกตําแหนงของวัตถุทองฟาที่งาย สะดวกในการบอกตําแหนงวัตถุทองฟามาก นิยมใช กันอยางแพรหลายในทางการเดินเรือ การบิน การสํารวจ และวงการดาราศาสตรสมัครเลน แตหากผู สังเกตการณอยู ณ ตําแหนงตางกัน จะไดคาอะซิมุท และอัลติจูดของดวงดาวเดียวกันตางกัน และหากเวลา เปล่ียนไปคามุมอะซิมุทกับอัลติจูดก็จะเปลี่ยนตามไปดวย นอกจากน้ันยังใชไดเฉพาะดาวท่ีอยูเหนือขอบฟา เทานัน้ จงึ ยงั ไมเหมาะทจ่ี ะใชเ ปน ระบบสากลโดยทว่ั ไป 2. ระบบพิกัดเสนศูนยสูตร (Equatorial system) ตําแหนงตางๆ บนทรงกลมทองฟา ดาวฤกษ ดวงอาทิตย ดวงจันทร และดาวเคราะห (ยกเวนโลก) มีการเคลื่อนท่ีในรอบวันไปพรอมกับการหมุนของทรง กลมทอ งฟา จงึ มีตําแหนงอยนู ิ่งเทยี บกบั เสน ศูนยสูตรทอ งฟา เชนเดียวกับตําแหนงบนโลกท่ีอยูนิ่งเทียบกับเสน ศูนยสูตร ดังนั้น เราจึงใชเสนศูนยสูตรทองฟาเปนวงกลมหลักวงหนึ่ง และกําหนดวงกลมหลักอีกวงหน่ึงพรอม กบั วงกลมรองใหสอดคลองกบั กรรมวิธีที่เราใชบอกตําแหนงบนโลก ความหมายของคําที่ใชในระบบศูนยสูตรมี ดังนี้ รูปที่ 1.11 แสดงคําที่ใชใ นระบบศนู ยสตู ร วงกลมชว่ั โมง (Hour Circle) คอื วงกลมใหญท่ผี า นข้ัวเหนือทองฟา (NCP) และขั้วใตทองฟา (SCP) และต้ังไดฉ ากกบั เสน ศูนยส ูตรทอ งฟา ในทางปฏิบตั ินิยมคิดเพียงคร่ึงวงกลม คือ ระยะสวนโคง ของวงกลมจาก ข้ัวเหนือทองฟาผานเสนศูนยสูตรทองฟาจนถึงข้ัวใตทองฟา กําหนดใหวงกลม ช่ัวโมงท่ีผานจุดเวอรนัล อีควิน อกซ (Vernal Equinox) เปนจดุ เรม่ิ ตน ไรทแอสเซนชัน (Right Ascension : R.A หรือ α) เปนระยะทางตามมุมที่วัดจากจุดเวอรนัล อีควินอกซ ไปทางตะวันออกตามเสนศูนยสูตรทองฟา จนถึงวงกลมชั่วโมงท่ีผานดาวที่ตองการบอกตําแหนง มี

22 ดาราศาสตรเ บื้องตน Introduction to astronomy หนวยเปน องศา ลิปดา และฟลิปดา หรือชั่วโมง นาที วินาที มีคาต้ังแต 0 – 360 องศา หรือ 0 – 24 ช่ัวโมง นยิ มเขยี นเปน 0h – 24h และหนว ยทั้งสองเทยี บกันไดดังนี้ 24 ชัว่ โมง = 360 องศา 1 ช่ัวโมง = 15 องศา 1 นาที = 15 ลิปดา 1 วนิ าที = 15 ฟล ิปดา เดคลิเนชัน (Declination: Dec หรือ δ) เปนระยะทางตามมุมวัดข้ึนไปทางเหนือ หรือลงไปใตของ เสน ศูนยส ตู รทอ งฟา ตามวงกลมชว่ั โมงทีผ่ า นดาวทีต่ อ งการบอกตําแหนง คดิ เปน องศาเหนือหรือใต หรืออาจใช เครือ่ งหมายบวก ( + ) แทนตาํ แหนง ทอ่ี ยทู างเหนือ และเคร่ืองหมายลบ ( - ) แทนตําแหนงท่ีอยูทางใตของเสน ศูนยส ูตรทอ งฟา การบอกตําแหนงพิกัดของวัตถุทองฟาดวยคาไรทแอสเซนชัน และเดคลิเนชัน ตามระบบศูนยสูตร ทองฟาน้ี นิยมใชในการบอกตําแหนงดาวซึ่งการบอกตําแหนงดวยระบบน้ีเปนระบบสากลท่ีใชไดทั่วโลกไม จํากัดผูสังเกตจะอยู ณ ตําแหนงใดเวลาใด และเหมาะสมกวาระบบขอบฟา แตอยางไรก็ตามยังมีขอบกพรอง อยูเพราะตําแหนงเวอรน ัล อคี วินอกซทใ่ี ชเ ปน จดุ อางองิ นัน้ จะมีการเลอ่ื นไปทางทศิ ตะวันตก หรือถอยหลังจาก การสา ยของแกนหมุนสมมติของโลก ซ่ึงครบรอบในเวลาประมาณ 26,000 ป ดังนั้นการบอกตําแหนงของวัตถุ ทองฟา ตามระบบศูนยส ูตร จึงตองกาํ หนดปทีเ่ ทยี บ และคาแกไขอน่ื ๆ ไวดว ย การบอกตาํ แหนงพิกัดของวตั ถทุ อ งฟา ตามระบบศูนยสูตร นอกจากจะบอกเปนคาไรทแอสเซนชัน กับ เดคลิเนชนั แลว ยงั สามารถบอกเปนมุมช่วั โมง (HA) กบั เดคลิเนชัน (δ) ไดอ กี ดวย 3. ระบบพิกัดสุริยะวิถี (Ecliptic system) เสนสุริยะวิถี (Ecliptic) หมายถึง เสนทางเดินปรากฏ ของดวงอาทิตยท ่ีเคลือ่ นทีผ่ านกลุม ดาวตางๆ ในรอบป ซึ่งเปน ผลมาจากการโคจรของโลกรอบดวงอาทิตย (ดวง อาทิตยจะปรากฏเคลื่อนท่ีจากทิศตะวันตกไปทางทิศตะวันออกวันละประมาณ 1 องศา) และกลุมดาวบนทรง กลมทอ งฟา ท่ีดวงอาทิตยป รากฏเคล่ือนท่ผี าน เรยี กวา กลุมดาวจกั รราศี (Zodiac) ระนาบของเสน สรุ ิยวิถจี ะเอยี งทาํ มมุ กับระนาบของเสนศูนยสูตรทองฟาประมาณ 23 องศา จุดตัดของ ระนาบทง้ั สอง เรยี กวา อีควินอกซ (Equinox) มี 2 ตําแหนง คือ เวอรนัล อีควินอกซ (Vernal Equinox) หรือ จุดแรกของราศีเมษ (first point of Aries) เปนตําแหนงท่ีดวงอาทิตยเคล่ือนท่ีจากทางใตสูเหนือตรงกับวันที่ 21 มีนาคม สวนอีกตําแหนงหน่ึง คือ ออตัมนัล อีควินอกซ (Autumnal Equinox) หรือจุดแรกของราศีตุล (first point of Libra) เปน ตาํ แหนงท่ดี วงอาทิตยโ คจรบนเสนสุริยวิถีตัดกับเสนศูนยสูตรทองฟา ขณะท่ีเคลื่อน จากทางเหนือลงไปทางใต ตรงกับวันที่ 23 กันยายน ทั้งสองจุดน้ีชวงเวลากลางวัน และกลางคืนจะยาวเทากัน และดวงอาทิตยจ ะข้นึ ตรงทศิ ตะวันออก และตกทางทศิ ตะวนั ตกพอดี เม่ือระนาบสุริยวิถีเอียงตัดกับระนาบศูนยสูตรทองฟา นอกจากจะเกิดจุดตัดขึ้น 2 จุดแลว ยังมี ตําแหนงท่ีระนาบทั้งสองอยูหางกันมากที่สุด 2 ตําแหนง เรียกวา ซอลสทิซ (solstice) ตําแหนงท่ีดวงอาทิตย อยูเ หนอื สุดบนสรุ ิยวิถี เรียกวา โซลสทซิ ฤดูรอน หรือ ซัมเมอร โซลสทิซ (Summer Solstice) ตรงกับวันท่ี 22

ดาราศาสตรเบือ้ งตน 23 Introduction to astronomy มิถุนายน และตําแหนงที่ดวงอาทิตยอยูใตสุดบนสุริยวิถี เรียกวา โซลสทิซฤดูหนาว หรือ วินเทอร โซลสทิซ (Winter Solstice) ตรงกับวนั ที่ 22 ธันวาคม รปู ที่ 1.12 แสดงความสมั พันธร ะหวา งการโคจรของโลกรอบดวงอาทิตย และการเคล่ือนปรากฏของ ดวงอาทิตยตามสุรยิ วิถบี นทรงกลมทอ งฟา การหาตําแหนงดาวในระบบน้ีคือเสนสุริยวิถีเปนหลัก และจุดคงท่ีๆใชเปนจุดหลักในการวัดคือ จุด เวอรน ัล อคี วนิ อกช โดยกําหนดความหมายของคําท่ใี ชในระบบสุรยิ วิถมี ีดงั นี้ ข้ัวเหนือสุริยวิถี (North Ecliptic Pole : NEP) และขั้วใตสุริยวิถี (South Ecliptic Pole : SEP) ถา แบงทรงกลมทอ งฟา ออกเปน 2 สวนตามสุรยิ วิถี ตรงสว นตัดจะเปนระนาบสุริยวิถีตรงผิวทรงกลมจะมี 2 จุด ท่อี ยูหางจากระนาบสรุ ยิ วถิ ีเทากับ 90 องศาเทา กนั คือ ขวั้ เหนือสุริยวิถี และข้ัวใตส ุริยวิถี เน่ืองจากระนาบสุริย วิถีกับระนาบศูนยสูตรทองฟาเอียงทํามุมกันประมาณ 23.5 องศา ข้ัวสุริยวิถีก็จะอยูหางจากข้ัวทองฟา ประมาณ 23.5 องศา ดว ย ลองจิจูดทองฟา (Celestial Longitude : λ) เปนระยะทางตามมุมที่วัดจากตําแหนงเวอรนัล อคี วนิ อกซไ ปทางตะวันออก(ทศิ ทวนเข็มนาฬกิ า)ตามแนวสุริยวิถี จนถึงวงกลมใหญท่ีผานขั้วสุริยวิถีทั้งสองและ ผา นดาวดว ย มีคาตั้งแต 0 – 360 องศา ละติจูดทองฟา (Celestial Latitude : β) เปนระยะทางตามมมุ ท่ีวดั จากสรุ ิยวิถไี ปทางเหนือหรือใต ตามวงกลมใหญท่ีผานจากขั้วสุริยวิถีทั้งสองและผานตําแหนงดาว มีคาตั้งแต 0 – 90 องศาเหนือ และ 0 – 90 องศาใตจ ากสุริยวิถี

24 ดาราศาสตรเบ้ืองตน Introduction to astronomy 1.3 แผนท่ีดาว ในปจจุบันการดูดาวไมไดเปนเร่ืองยุงยากมากขอเพียงแคทองฟาปอดโปรงไมมีเมฆ และหางไกลจาก แสงเมืองเทาน้ีเราก็สามารถดูดาวไดแลว สําหรับการดูในบางคร้ังก็อาจจะใชแคเพียงแผนที่ดาวกับไฟฉาย เทา น้นั กส็ ามารถดูดาวดวยความเพลิดเพลินไดโดยไมตองพ่ึงพาอุปกรณ เชน กลองโทรทรรศน แตกอนอ่ืนตอง รูจักวิธีการใชแผนท่ีดาวกอน สําหรับแผนท่ีดาวน้ันก็เปนอุปกรณท่ีใชงายและสะดวกรวดเร็วอีกอยางหนึ่ง สําหรับผูเริ่มตนดูดาวที่ควรรู กอนอื่นเราตองมาเลือกแผนท่ีดาวที่เหมาะสมกับการใชงานกับสถานที่ของผู สังเกตกอน เชน ในประเทศไทยของเราทางซีกโลกเหนอื ตง้ั แตละติจดุ ที่ 5 – 20 องศาเหนอื โดยจุดเหนือสุดกับ จุดใตส ดุ ของประเทศไทยตางกัน 15 องศา แตเ นื่องจากวาแผนท่ีดาวเองก็มีความคลาดเคลื่อนอยูบางแตก็ไมได มากจนใชง านไมได แผนทด่ี าวที่พบเห็นอาจมีตําแหนง ละติจุดการใชง านตางกันประมาณ 10 องศา (คงไมมีใคร ทาํ แผนทด่ี าวทุกทุกตําแหนงละติจุด 1 องศา) สําหรับประเทศไทยแผนท่ีดาวที่เหมาะสมและท่ีนิยมกันคือละติ จดุ 13 – 15 องศาเหนอื ซงึ่ ใชไ ดเกือบทงั้ ประเทศ รูปที่ 1.13 แสดงตําแหนงของประเทศไทย พกิ ัดภมู ิศาสตรข องประเทศไทย จดุ เหนือสดุ ใตสุด ตะวันออกสดุ และตะวนั ตกสุด มีดงั นี้ จดุ เหนือสดุ ของประเทศไทยอยูท่ีอาํ เภอแมส าย จังหวัดเชียงราย ละติจูด 21 องศา 27 ลิปดาเหนอื * ลองจิจดู 99 องศา 58 ลปิ ดาตะวันออก จดุ ใตสดุ ของประเทศไทยอยูที่อําเภอเบตง จังหวัดยะลา ละตจิ ูด 5 องศา 37 ลปิ ดาเหนือ* ลองจิจูด 101 องศา 08 ลิปดาตะวนั ออก จุดตะวนั ออกสุดของประเทศไทยอยูท่ี อาํ เภอศรีเมอื งใหม จงั หวัดอุบลราชธานี ละตจิ ดู 15 องศา 38 ลิปดาเหนอื ลองจิจดู 105 องศา 37 ลิปดาตะวันออก* จดุ ตะวันตกสดุ ของประเทศไทยอยูท่ี อาํ เภอแมสะเรียง จงั หวดั แมฮ อ งสอน ละตจิ ูด 18 องศา 34 ลิปดาเหนือ ลองจิจูด 97 องศา 21 ลิปดาตะวนั ออก*

ดาราศาสตรเ บ้อื งตน 25 Introduction to astronomy ประเภทของแผนท่ีดาว แผนท่ดี าวทีพ่ บเหน็ ทัว่ ไปไดง า ยในปจจบุ นั มีดวยกนั ไมก่ปี ระเภท คือ ท่ีทํามาจากกระดาษหรือที่ทนอีก หนอ ยอาจทํางานจากพลาสติก และแคอันหนึ่งคือแผนที่ดาวแบบอิเล็กทรอนิก เชน โปรแกรม แอพพลิเคช่ันท่ี มีใหโ หลดใชกันในสมารทโฟนตางๆ ในบทนีว้ า ขอพูดถงึ แคก ารใชแผนทีด่ าวเทานน้ั ปกติแลวเราสามารถหาซ้ือแผนท่ีดาวไดจากรานหนังสือบางแหลง ถาหากสังเกตดี ๆ จะเห็นวาแผนท่ี ดาวแบบกระดาษนน้ั จะมี 2 แบบ คือ 1. แผนทดี่ าวแบบดานเดียว 2. แผนท่ดี าวแบบสองดา น รูปที่ 1.14 แผนทด่ี าวแบบดานเดยี ว แผนทีด่ าวแบบดานเดียว แผนที่ดาวแบบดานเดียวเปนแผนที่แบบงายๆ ซ่ึงประกอบดวยกระดายสองช้ินคือชื้นหนาท่ีใชบอก เวลาและแผนแสดงกลุมดาวท้ัง (แผนดานหลัง) สามารถประดิษฐขึ้นมาใชงานเองได ซ่ึงสามารถเขาไปดาวน โหลดไฟลแผนทด่ี าวไดท่ี www.narit.or.th มาใชง านได (ก) (ข) รปู ท่ี 1.15 แสดงแผนท่ีดาวสวนดา นหนาและดา นหลัง

26 ดาราศาสตรเบ้อื งตน Introduction to astronomy วิธีการใชแ ผนที่ดาว ขั้นตอนแรกในการใชแผนที่ดาว คือ ผูใชตองทราบวันท่ี เดือน และเวลาที่ตองการ เม่ือกําหนดวันท่ี เดือน และเวลาท่ีตองการไดแ ลว ตวั อยางที่ 1 ผมตอ งการรวู า มีกลมุ ดาวอะไรบางทอ่ี ยูบนทองฟา ในวนั ท่ี 16 เดอื นพฤศจกิ ายน เวลา 09.00 น. (เปนเวลากลางวัน) ใหเราหา “เดือน (พฤศจิกายน)” ที่อยูบนแผนที่ดาวสวนหลังกอน เมื่อเจอแลวใหหาวันท่ีตอ “วันท่ี 16” จากนั้นก็หาตําแหนง “เวลา 09.00 น.” ที่อยูบนแผนหนา ถาหาเจอแลว ใหผ ใู ชห มุนตําแหนงสเกลเวลามา ใหอยูตรงกับสเกลของวันท่ี 16 และเดือนพฤศจิกายน เมื่อหมุนสเกลไปตรงกันแลว (ถาทําถูก) กลุมดาวท่ี ปรากฏในชองดังกลา วคือ ตําแหนง ปรากฏของกลมุ ดาวตา งๆ ณ เวลาน้ัน เมอ่ื สังเกตทองฟาซกี ฟา เหนือ ทางทิศตะวันออก ใกลบริเวณขอบฟา จะเห็นกลุมดาวคนแบกงูกําลังขึ้นจากขอบฟา และท่ีอยูขางๆ กนั คอื กลมุ ดาวเฮอรค ิวลิส และกลุมดาวมงุ กฏเหนือ ในบริเวณกลางทองฟา เราจะเห็นกลุมดาวหญิงสาว กลุมดาวสุนัขลาเนื้อ กลุมดาวผมของเบเรนิซส กลุมดาวสงิ โต และกลมุ ดาวกลองวดั มมุ ทางทศิ เหนือ จะสงั เกตเหน็ กลุมดาวหมีใหม กลุมดาวเลก็ กลมุ ดาวมังกร กลุมดาวสิงโตเล็ก และกลุม ดาวแมวปา ทางทศิ ตะวนั ตก เราจะสามารถมองเห็นกลมุ ดาวปู และกลุมดาวคนคทู ีก่ าํ ลงั จะตกลับขอบฟา เมอ่ื สงั เกตทองฟาซีกฟาใต ทางทิศตะวันออก เราจะเห็นกลุมดาวแปงปอ ง กลมุ ดาวคันชั่ง และกลุมดาวหมาปา ทางทิศใต เราจะเห็นกลุมดาวคนครึ่งมา กลุมดาวกางเกนใต กลุมดาวนกกา กลุมดาวถวย และกลุม ดาวงูไฮดรา ทางทิศตะวันตก เราจะเห็นกลุม ดาวเคร่อื งสูบลม กลุมดาวใบเรือ

ดาราศาสตรเ บอ้ื งตน 27 Introduction to astronomy รูปที่ 1.16 แสดงทองฟา ในวันที่ 16 เดอื นพฤศจกิ ายน เวลา 09.00 น. เม่ือเวลาเปล่ียนไปใหผูใชขยับสเกลเวลาตามเวลาที่เปล่ียนไปตามนาฬิกา ไปยังเวลาปจจุบันท่ีเรา สังเกตอยู ซึ่งจะเห็นไดวากลุมดาวทางทิศตะวันออกของแผนท่ีจะเคล่ือนท่ีออกหางจากขอบฟามากข้ึน ใน ขณะเดียวกันทก่ี ลมุ ดาวในทศิ ตะวันตกจะเคล่ือนทเ่ี ขา หาขอบฟา มากข้ึนเชนกัน เสมือนการเคล่ือนท่ีการขึ้น-ตก ของกลุม ดาวบนทองฟา จริง

28 ดาราศาสตรเ บือ้ งตน Introduction to astronomy ตวั อยา งที่ 2 ใหล องหากลมุ ดาวทอี่ ยูบ นทองฟาในวนั ที่ 29 เดอื นมกราคม เวลา 06.00 น. รูปที่ 1.17 แสดงทองฟา ในวันท่ี 29 เดอื นมกราคม เวลา 06.00 น. หลงั จากท่ีฝก ใชงานแผนที่ดาวไดคลองแลว เมื่อตองการดูทองฟาจริงเทียบกับแผนที่ดาวใหผูใชแผนที่ ดาวข้ึนแลวหัวหนา ไปทางทิศเหนือและทิศใตตามภูมิประเทศจริง ควรระลึกไวเสมอวาการอานแผนท่ีดาวไมใช การกมอานหนังสือ แตเ ปน การเงยหนา ดูทอ งฟา เพอื่ เปรียบเทียบทองฟาในแผนทดี่ าวกับทอ งฟา จรงิ

ดาราศาสตรเบื้องตน 29 Introduction to astronomy รปู ที่ 1.18 แสดงการเปรียบเทียบทอ งฟา ในแผนทด่ี าวกบั ทองฟาจริง การใชแ ผนท่ดี าวหาเวลาขึ้นตกของดวงอาทติ ย สําหรับแผนท่ีดาวบางอันถูกออกแบบมาเพ่ือสามารถหาตําแหนงและเวลาขึ้นตกของดวงอาทิตยได โดยการเลอื กแผนท่ดี าวทีส่ ามารถดเู วลาขึน้ ตกของดวงอาทติ ยไ ดนัน้ ใหผูใชดูท่ีแผนดานหลังท่ีมีกลุมดาวอยูจะมี สเกลบอก วันที่ และเดือนอยูบนเสนสุริยวิถีดังรูที่ H ซึ่งจะเห็นเสกลดังกลาวตัดกับเสนขอบฟาพอดี วิธีใชงาน แผนทดี่ าวก็ไมง าย วิธีใชแ ผนทีด่ าวหาเวลาขึ้นตกของดวงอาทิตย ขนั้ ตอนแรกใหผใู ชลองกาํ หนด วันท่ี และเดือน ที่อยากจะทราบเวลาข้ึนหรือตกของดาวอาทิตยข้ึนมา สกั หนงึ่ วัน หรือหลายวนั ก็ไดแลว แตสะดวก ลองดตู วั อยา งที่ผเู ขยี นสมมตขิ น้ึ มาดา นลา ง ตัวอยางที่ 3 สมมติวา นองยุยตองการทราบเวลาขนึ้ และเวลาตกของดวงอาทติ ยในวนั ที่ 20 มีนาคม วิธีก็คือใหผูใชหาวันท่ี 20 มีนาคม ท่ีอยูบนเสนสุริยวิถีใหเจอกอน เมื่อหาเจอแลวใหหมุนตําแหนงที่ สเกลวันท่ีดังกลาวใหไปอยูตรงขอบของแผนที่ดาวสวนหนา (ในจุดวงกลมสีฟา) จากน้ันใหสังทางดานขวามือ ผูใชจ ะเห็นวงสเกลเวลา และวงสเกล วันท่ีและเดือนดานนอก ใหผูใชหาสเกลวันที่ 20 มีนาคม วาขีดของสเกล ช้ที ีเ่ วลาอะไร รูปที่ 1.19 แสดงการบอกตําแหนง สเกลวันท่ี 20 มีนาคม และเวลาท่ดี วงอาทติ ยข ้นึ

30 ดาราศาสตรเบ้ืองตน Introduction to astronomy สําหรับนองยุยท่ีอยากทราบเวลาขึ้นของดวงอาทิตยในวันท่ี 20 มีนาคม หลังจากที่นองยุยไดหมุน สเกลวนั ที่ 20 มนี าคม บนเสน สรุ ิยวถิ ไี ปทข่ี อบฟา ดา นตะวันออกแลวจากน้ันนองยุยก็อานเวลา ไดวา ประมาณ 06:05 น. (ซึ่งจริงๆ แลวในวันนี้ดวงอาทิตยจะข้ึนในเวลาประมาณ 6 โมง) แตก็ถือวาเปนเปนใกลเคียงมาก สาํ หรับการใชแ ผนทดี่ าว ตอ ไปลองมาหาเวลาตกของดวงอาทติ ยในวนั นีก้ ัน สาํ หรบั การหาเวลาตกของดวงอาทติ ยก็แคหมนุ ตําแหนงสเกลวนั ท่ี 20 มีนาคม ไปทางฝงดานตกวันตก ทอี่ ยดู า นซา ยมือของผูใ ช รปู ท่ี 1.20 แสดงการบอกตาํ แหนง สเกลวันที่ 20 มนี าคม และเวลาทด่ี วงอาทิตยต ก หลงั จากทน่ี อ งยยุ หมนุ สเกลวันท่ี 20 มีนาคม บนเสนสุรยิ วิถีไปท่ีขอบฟาดานตะวันตกแลวจากน้ันนองยุยก็อาน เวลา ไดว า ประมาณ 17:55 น. หากลองสงั เกตตําแหนง ท่สี เกลวันท่แี ตะทขี่ อบฟา ท้ังสองตาํ แหนง ตวั อยางที่ 4 สมมตวิ า นอ งครีมตอ งการทราบเวลาขึ้นและเวลาตกของดวงอาทิตยในวนั ท่ี 21 มถิ ุนายน ตวั อยางที่ 5 สมมติวานอ งนทั ตอ งการทราบเวลาข้ึนและเวลาตกของดวงอาทิตยในวันท่ี 21 ธันวาคม ขอ พงึ ระวัง เนื่องจากการสรางแผนที่ดาวนั้นทําโดยการตีแผทรงกลมออกเปนระนาบสองมิติ (360 องศา) ดังน้ัน กลุมดาวในซีกฟาเหนือจะมีขนาดเล็กกวาความเปนจริง และกลุมดาวในซีกฟาใตจะขยายเกินสัดสวนจริง หาก ใชแผนที่ดาวนี้ดูดาวที่อยูใกลขอบฟาใต แนะนําใหดูดาวสวางเปนดวงๆ แลวคอยไลเปรียบเทียบไปกับทองฟา จริง อีกท้ังตําแหนงบอกทิศน้ันไมไดหางเทาๆ กัน สเกลระหวางทิศเหนือไปยังทิศตะวันออก และทิศตะวันตก จะอยูใกลช ดิ กนั มาก สว นสเกลไปทางทศิ ใต จะมีระยะหา งออกไป มากกวาหลายเทา

ดาราศาสตรเบื้องตน 31 Introduction to astronomy เทคนิคการดดู าวเบื้องตน ยามค่ําคืนทามกลางธรรมชาติในอุทยานแหงชาติเปนโอกาสดีสําหรับการแหงนหนามองดูฟากฟาอัน มดื มดิ ทเ่ี ตม็ ไปดวยแสงดาวระยบิ ระยับ ซึ่งไมสามารถจะพบเห็นไดในเขตเมือง ปจจุบันมีผูใหความสนใจดูดาว เพ่มิ ขน้ึ พอสมควร อุทยานแหง ชาติเปน สถานที่ซงึ่ เอ้อื อาํ นวยแกกิจกรรมนอ้ี ยา งมาก อุปกรณในการดดู าว สําหรับคนท่ีกําลังเร่ิมตนหัดดูดาวไมมีความจําเปนที่ตองมีอุปกรณชวยราคาแพง ใชแตตาเปลากับ ความรูการเรียงตัวของกลุมดาวและแผนที่ดาว ก็สามารถดูดาวไดแลว สําหรับคนเร่ิมดูดาวเปนและมีความ ชํานาญในขึ้นมาอีกระดับหน่ึงก็อาจจะหากลองสองตามาชวยขยายภาพกลุมดาวใหเห็นไดชัดเจนและละเอียด ของวัตถุท่ีสงั เกตใหมากขึ้น การเตรียมตัวเปน นักดูดาว ตองมคี วามรเู บ้ืองตน ดังตอไปนี้ ในยามคํ่าคืนเดือนมืดทองฟาโปรง เมื่อเราเงยหนาดูทองฟา จะเห็นแสงระยิบระยับของดวงดาวเต็ม ทองฟา เพ่ือใหก ารดดู าวในทองฟา อยา งถูกตอ ง ผสู นใจเตรยี มตัวเปนนกั ดดู าว ตองมีความรูเ บื้องตนดังตอ ไปนี้ 1. ผสู งั เกตตอ งรูว า สถานทีใ่ นการสงั เกตวา ทิศไหนคือทศิ เหนอื ทศิ ใต ซง่ึ สามารถหาไดจากหวั ขอ ท่ีได กลา วมาแลว 2. ผูสงั เกตควรรูจักการวดั มุมบนทอ งฟา โดยรางกายของเราหากไมม อี ุปกรณ 3. ผูสังเกตควรรูจักกลุมดาวบนทอ งฟาทส่ี าํ คญั ๆ หรอื ทเ่ี หน็ เดน ชดั อยา งนอย 25 กลุม จากท้ัง หมด 88 กลุม 4. ผูสังเกตสามารถใชแ ผนทดี่ าวได ตามท่ีไดส อนวิธใี ชไ วใ นหวั ขอ กอนหนา น้ี 5. ผูสงั เกตควรรูจักระบบการบอกตาํ แหนงดาวบนทองฟา เบ้อื งตน 6. ผสู ังเกตควรรจู ักอุปกรณด ูดาว เชน กลองสองตาจนถึงกลอ งโทรทรรศนแบบตางๆ บาง หมายเหตุ : เคร่ืองแตงกายในการดูดาวก็เปนอีกอยางหนึ่งท่ีผูสังเกตควรจะคํานึงถึง และรวมไปถึงส่ิงอํานวย ความสะดวกกับส่งิ ปองกนั แมลง เชน ยงุ หรือสตั วมีไวด วย ชว งไหนทเ่ี หมาะสาํ หรับการดดู าว กอ นอ่นื ผสู งั เกตตองรูสภาพภูมิอากาศของประเทศไทยกอน วาตําแหนงที่เราตองการจะดูดาวอยูสวน ไหนของประเทศไทย หรือสวนไหนของโลก ตอมาตองรูวาสถานที่ที่เราจะทําการสังเกตมีลักษณะภูมิอากาศ อยางไร เชน ภาคเหนือ ภาคกลาง และภาคอีสานสามารถแบงลักษณะภูมิอากาศไดเปน 3 ฤดู กาล คือ ระหวางเดือนกุมภาพันธถึงเดือนเมษายนเปนชวงฤดูรอน ระหวางเดือนพฤษภาคมถึงเดือนตุลาคมเปนชวงฤดู ฝน และในเดือนพฤศจิกายนถึงกลางเดือนกมุ ภาพันธเปน ชวงฤดูหนาว สวนภาคใตมีลักษณะสภาพอากาศแบบ ปาดงดิบ ซง่ึ มอี ากาศรอนช้ืนตลอดท้งั ปส ามารถแบง ไดเปน 2 ฤดู คอื ฤดฝู นและฤดูรอน โดยฝงทะเลตะวันออก

32 ดาราศาสตรเ บอ้ื งตน Introduction to astronomy ฤดรู อนเร่ิมตงั้ แตเดอื นพฤษภาคมถึงเดือนกนั ยายน และฝง ทะเลตะวันตก ฤดูรอนเร่ิมต้ังแตเดือนพฤศจิกายนถึง เดอื นเมษายน กอ นวา จะไปดูดาวที่ไหน และตอ งรูเร่ือง สําหรับทีช่ ว งเหมาะสําหรบั การดูดาวของภาคเหนือ ภาคกลาง และภาคอีสาน จะเปนชวงฤดูหนาว ซ่ึง เปนชวงที่ทองฟาโปรงใสมีเมฆรบกวนนอย ทําใหผูสังเกตมองเห็นดาวไดทั่วทั้งทองฟา และสําหรับภาคใตฝง ทะเลตะวนั ออกชวงที่เหมาะสําหรับการดูดาวมากที่สุดเปนชวงระหวางเดือนพฤษภาคมถึงเดือนกันยายน และ สําหรับภาคใตฝงทะเลตะวันตกชวงท่ีเหมาะสําหรับการดูดาวมากที่สุดเปนชวงเดือนพฤศจิกายนถึงเดือน เมษายน การเลือกสถานทีส่ าํ หรับการดดู าว อุปสรรคท่ีสําคัญของการดูดาวคือ แสงรบกวน สถานท่ีที่เหมาะสมสําหรับการดูดาวควรจะเปนที่มืด ปราศจากแสงเมืองรบกวน ตัวอยาง เชน อุทยานชาติ หมูบานตามชนบท เปนตน สวนผูสังเกตท่ีอาศัยอยูใน เขตเมืองท่ีมีแสงไฟรบกวน เชน กรุงเทพ เชียงใหม นครราชสีมา ชลบรี ฯลฯ สามารถมองเห็นกลุมดาวที่มี ความสวางมาก ดาวเคราะห และดวงจันทร แตจะไมสามารถมองเห็น ทางชางเผือก กาแล็กซี และเนบิวลาได เน่ืองจากวัตถุเหลานี้มีแสงทีจ่ างมากๆ จึงถกู แสงรบกวนจากเมืองกลืนไปกับความสวางของทองฟา ซึ่งถาหากผู สงั เกตตองการดวู ตั ถเุ หลา น้ีตองเดนิ ทางออกหา งไปจากเมอื งอยางไมน อยประมาณ 100 กิโลเมตร การเลือกสถานที่สําหรับการดูดาวควรเปนท่ีโลงกวางสามารถมองเห็นขอบฟาไดรอบทิศ โดยเฉพาะ ดานทิศเหนือ เพื่อใหสามารถสังเกตการเคลื่อนท่ีของทรงกลมทองฟา จากทิศตะวันออกไปยังทิศตะวันตก แต ถาหากสถานท่ีท่ีเลือกมีขอจํากัดมุมมองทางทิศเหนือ ก็ใหเลือกหันหนาไปทางทิศตะวันออแทน เพ่ือท่ีเราจะ สามารถมองเห็นกลุมดาวเคลือ่ นทีข่ ้นึ มาตรงหนาและขามศรี ษะไปตกดา นหลังได การวางแผน การจดั กจิ กรรมดดู าวทด่ี ีตองมกี ารวางแผนลว งหนา วา คืนนั้นจะมีอะไรใหชมบาง เวลาขึ้น-ตกของดวง จันทร ในชวงหัวค่ํามีดาวเคราะหหรือวัตถุทองฟาใดบางท่ีนาสนใจ และในชวงเชามืดกอนทองสวางมีดาว เคราะหห รือวัตถทุ องฟา ใดบา งทค่ี ุมคา ตอ การตน่ื ขึ้นมาดูบาง ผูส งั เกตควรตรวจสอบดวงจันทรกอนวาอยูในชวง ไหน? ขางขนึ้ หรือขางแรม เนื่องจากแสงของดวงจันทรมผี ลตอการสังเกตของเรา ตัวอยาง เชนหากเราดูดาวใน คืนที่มีดวงจันทรขางข้ึน โดยเฉพาะคืนที่ตรงกับดวงจันทรเต็มดวงแสงจากดวงจันทรจะสวางกลบดาวเกือบทั้ง ทองฟา บางครัง้ เรากไ็ มจําเปนตองดดู าวในคนื เดือนแรม 15 คํา่ ดวงจนั ทรก เ็ ปนวัตถุหน่ึงท่ีนาสนใจท่ีไมแพวัตถุ อื่นๆ และยงั เปนวตั ถุทองฟาท่ีงา ยตอการสงั เกต ดดู าวอยา งไรดี กอนท่ีดวงอาทิตยจะตกลับขอบฟา ควรเลือกหาตําแหนงสําหรับการดูดาวที่เปนพ้ืนท่ีโลง สามารถ มองเห็นฟากฟากวางรอบดานโดยไมมียอดไมรบกวน เมื่อทองฟามืดสนิท และเริ่มตนการดูดาว ในชวงแรก สายตา อาจจะยังมอง ไมคอยเห็นดาวมากนัก ตอมาสายจะคอยๆ ปรับจนคุนกับความมืดและแสงดาว ภาพ

ดาราศาสตรเบื้องตน 33 Introduction to astronomy ของดวงดาวจะปรากฏใหเหน็ ชดั ขึ้น จนกระท่ังเตม็ ทอ งฟา พอถงึ ชวงน้จี งึ ควรหลีกเล่ียงการมองไปบังบริเวณท่ีมี แสงไฟสวาง เพราะจะทําใหสาย ตาสญู เสียสภาพความคนุ เคยกับความมืด และตองเสียเวลาในการปรับสายตา ใหมอกี คร้งั หากมีความจําเปนตองใชไฟฉายเพ่ือสองหาของหรอื ดแู ผนท่ดี าว ควรใชไฟฉายท่ีหุมกระดาษแกว สี แดงกรองแสงไวชนั้ หน่ึงแลว นอกจากน้ียังมีปรากฏการณทางดาราศาสตร เชน ฝนดาวตก จนั ทรุปราคา ซ่ึงมวี นั และเวลาเกดิ ข้ึนท่ี แนนอนในแตล ะป ผสู นใจควรศกึ ษาหาขอ มลู ไวกอน 1.4 กลมุ ดาว และวตั ถทุ อ งฟาท่ีนาสนใจ สาํ หรับผูทีเ่ รม่ิ ดูดาว วตั ถุทองฟา ท่นี า สนใจ เชน ดวงจนั ทร กาแลก็ ซี กระจกุ ดาว และดาวฤกษสวางใน กลุมดาวตางๆ บนทองฟา และยังมีปรากฏการณทางดาราศาสตรที่นาสนใจ เชน สุริยุปราคา จันทรุปราคา จันทรบังดาวเคราะห ดาวเคียงเดือน และฝนดาวตก ฯลฯ กลุมดาวท่ีผูท่ีเร่ิมดูดาวควรรูจักคือ กลุมดาวราศี ไดแก 1. กลมุ ดาวแกะ (Aries) 2. กลมุ ดาววัว (Taurus) 3. ดาวคนคู (Gemini) 4. กลุมดาวปู (Cancer) 5. กลมุ ดาวสงิ โต (Leo) 6. กลุมดาวหญงิ พรหมจารยี  (Virgo) 7. กลมุ ดาวคันชง่ั (Libra) 8. กลุมดาวแมงปอง (Scorpius) 9. กลมุ ดาวคนยงิ ธนู (Sagittarius) 10. กลมุ ดาวมกร (Capricornus) 11. กลมุ ดาวคนแบกหมอ น้าํ (Aquarius) 12. กลุม ดาวปลาคู (Pisces) กลุม ดาวเรียงเดน ทนี่ าสนใจ สามเหลยี่ มฤดูหนาว (Winter Triangle) ในชว งของหัวค่าํ ของชวงฤดูหนาว จะมีกลุม ดาวสวางอยูทางทิศตะวันออกน้ันก็คือ กลุมดาวนายพราน กลมุ ดาวสนุ ขั ใหญ และกลุมดาวสนุ ัขเล็ก หากลากเสนเช่ือมตอระหวางดาวบีเทลจุส (Betelgeuse) ดาวสวางสี แดงตรงหัวไหลของกลุมดาวนายพรานไปยงั ดาวซิเรยี ส (Sirius) ดาวฤกษสีขาวที่เหน็ สวา งทส่ี ดุ ตรงหัวสุนัขใหญ และ ดาวโปรซีออน (Procyon) ดาวสวางสีขาวตรงหัวสุนัขเล็ก จะไดรูปสามเหลี่ยมดานเทา เรียกวา “สามเหล่ยี มฤดหู นาว” ซึ่งจะขน้ึ ในเวลาหวั คาํ่ ของฤดหู นาวดงั รูปที่ 1.21 กลุมดาวนายพรานเปนกลุมดาวที่เหมาะสมกับการเริ่มตนหัดดูดาวมากท่ีสุด เนื่องจากประกอบดวย ดาวสวาง ท่ีมีรูปแบบการเรียงตัวท่ีโดดเดนจํางาย และขึ้นตอนหัวค่ําของฤดูหนาว ซ่ึงมักมีสภาพอากาศดี ทองฟาใส ไมมีเมฆปกคลุม สัญลักษณของกลุมดาวนายพรานก็คือ ดาวสวางสามดวงเรียงกันเปนเสนตรง ซึ่ง เรียกวา “เขม็ ขดั นายพราน” ทางทิศใตของเข็มขัดนายพราน มีดาวเล็กๆ สามดวงเรียงกัน คนไทยเราเห็นเปน รูป “ดา มไถ” แตช าวยโุ รปเรยี กวา “ดาบนายพราน” ที่ตรงกลางของบริเวณดาบนายพรานน้ี ถานํากลองสอง ดูจะพบ “M42” เปนกลุมแก็สในอวกาศ กําลังรวมตัวเปนดาวเกิดใหม ซึ่งอยูตรงใจกลางและสองแสงมา กระทบเนบิวลาทําใหเรามองเหน็

34 ดาราศาสตรเ บื้องตน Introduction to astronomy รปู ท่ี 1.21 แสดงกลุมดาวเรียงเดนสามเหล่ยี มฤดูหนาว ดาวสวางสองดวงท่ีบริเวณหัวไหลดานทิศตะวันออกและหัวเขาดานทิศตะวันตกของกลุมดาว นายพราน มีสีซึ่งแตกตางกันมาก ดาวบีเทลจุส มีสีออกแดง แตดาวไรเจล (Rigel) มีสีออกน้ําเงิน สีของดาว บอกถึงอายุ และอุณหภูมิของดาว ดาวสีน้ําเงินเปนดาวท่ีมีอายุนอย และมีอุณหภูมิสูง 1 – 2 หมื่นองศา เซลเซียส ดาวสีแดงเปนดาวทมี่ อี ายมุ ากและมีอุณหภูมิตํา่ อยูทป่ี ระมาณ 3,000 องศาเซลเซียส สวนดวงอาทิตย ของเรามีสีเหลือง เปนดาวฤกษซ่ึงมีอายุปานกลาง และมีอุณหภูมิท่ีพ้ืนผิวประมาณ 6,000 องศาเซลเซียส ใน กลุมดาวสุนัขใหญ (Canis Major) มีดาวฤกษท่ีสวางที่สุดบนทองฟามีช่ือวา ดาวซิเรียส คนไทยเราเรียกวา “ดาวโจร” (เนอื่ งจากสวางจนทาํ ใหโ จรมองเหน็ ทางเขามาปลน) ดาวซิเรียสไมไดมีขนาดใหญ แตวาอยูหางจาก โลกเพยี ง 8.6 ลา นปแ สง ถาหากเทียบกับดาวไรเจลในกลุม ดาวนายพรานแลว ดาวไรเจลมขี นาดใหญแ ละมี รปู ท่ี 1.22 แสดงกลุม ดาวเรียงเดนหกเหลี่ยมฤดหู นาว

ดาราศาสตรเ บื้องตน 35 Introduction to astronomy ความสวางกวา ดาวซเิ รียหลายพันเทา แตวาดาวไรเจลอยูหางจากออกไปอยู 777 ลานปแสง เม่ือเรามองดูดาว ไรเจลจากโลกจึงมีความสวา งนอ ยกวา ดาวซเิ รยี ส หรืออาจจะเปนหกเหลยี่ มฤดหู นาว ซงึ่ ประกอบดวยดาวไรเจล (Rigel) ในกลุมดาวนายพราน ดาวอัลดิ บาแรน (Aldebaran) ในกลุมดาววัว ดาวคาเพลลา (Capella) ในกลุมดาวสารถี ดาวพอลลักซ (Pollux) ใน กลมุ ดาวคนคู ดาวโพรไซออน (Procyon) ในกลุมดาวสุนัขเล็ก และดาวซีเรียสหรือที่คนไทยเรียกกันติดปากวา ดาวซริ ิอุส ในกลุมดาวสนุ ัขใหญ ปรากฏสูงจากขอบฟาดา นตะวันออก ดงั รูปท่ี 1.22 สามเหล่ยี มฤดูรอ น (Summer Triangle) ในชวงหัวค่ําของตนฤดูหนาว จะมีกลุมดาวสวางทางดานทิศตะวันตก คือ กลุมดาวพิณ กลุมดาวหงษ และกลุมดาวนกอินทรีย หากลากเสน เชือ่ ม ดาวเวกา (Vega) ดาวสวางสีขาวในกลุมดาวพิณไปยัง ดาวหางหงษ (Deneb) ดาวสวา งสขี าวในกลุมดาวหงษ และ ดาวนกอินทรีย (Altair) - ดาวสวางสีขาวในกลุมดาวนกอินทรีย จะไดรูปสามเหล่ียมดานไมเทาเรียกวา “สามเหล่ียมฤดูรอน” ซ่ึงอยูในทิศตรงขามกับสามเหล่ียมฤดูหนาว ขณะท่สี ามเหลย่ี มฤดรู อ นกาํ ลงั จะตก สามเหลย่ี มฤดหู นาวก็กาํ ลังจะขนึ้ (สามเหลี่ยมฤดูหนาวข้ึนตอนหัวค่ําของ ฤดรู อ นของยโุ รปและอเมรกิ า ซ่งึ เปน ชว งฤดฝู นของประเทศไทย) ในคืนที่เปนขางแรมไรแสงจันทรรบกวน หาก สังเกตใหดีจะเห็นวา มีแถบฝาสวางคลายเมฆขาว พาดขามทองฟา ผานบริเวณกลุมดาวนกอินทรีย กลุมดาว หงษ ไปยงั กลมุ ดาวแคสสโิ อเปย (คา งคาว) แถบฝา สวางทีเ่ ห็นนั้นแทที่จรงิ คอื “ทางชางเผือก” รูปท่ี 1.23 แสดงกลมุ ดาวเรียงเดน สามเหลยี่ มฤดรู อน สามเหลี่ยมฤดูใบไมผลิ (Spring Triangle) สามเหล่ียมฤดูใบไมผลิเปนกลุมดาวเรียงเดนท่ีจินตนาการจากดาวฤกษที่มีความสวาง 3 ดวง อยูใน กลุมดาวหลักๆ 3 กลุมดาว ประกอบดวยดาวอารคทูรัส ในกลุมดาวคนเล้ียงสัตว ดาวสไปกา ในกลุมดาวหญิง สาว และสลับระหวางดาวเดเนโบลา ในกลุมดาวสิงโต ซ่ึงสามารถสังเกตเห็นไดในชวงคํ่าทางซีกฟาเหนือ

36 ดาราศาสตรเบ้ืองตน Introduction to astronomy ระหวางเดอื นมีนาคมถึงเดือนพฤษภาคม ซ่ึงในชวงเดือนเมษายนสามเหล่ียมฤดูใบไมผลิ ในชวงเวลา 20:00 น. ดาวทั้งหมดเร่ิมโผลพ นจากขอบฟาข้นึ มาโดยอยสู ูงจากขอบฟา ประมาณ 10 อาศา รูปที่ 1.24 แสดงกลุมดาวเรยี งเดน สามเหลี่ยมฤดูใบไมผลิ นอกจากสามเหล่ียมฤดูใบไมผลิแลว เรายังสามารถจินตนาการกลุมดาวเรียงเดนน้ีเพิ่มเติมไดอีกอยาง คือ เพ่ิมดาวฤกษท่ีอยูในกลุมดาวหมาลาเน้ือเขาไป ดาวดวงน้ีมีช่ือวา “ดาวคอร แครอลี” การจัดเรียงตัวของ กลมุ ดาวนีม้ ีช่ือเรยี กวา “สีเ่ หลี่ยมเพชรใหญ” (Great Diamond) หรอื อาจจะเรียกไดอ กี อยา งวา “เพชรแหงฤดู ใบไมผ ลิ” (Spring Diamond) รูปที่ 1.25 แสดงการจดั เรยี งตัวของกลุมดาวเรยี งเดน “สีเ่ หล่ียมเพชรใหญ”

ดาราศาสตรเ บื้องตน 37 Introduction to astronomy บทท่ี 2 กลอ งโทรทรรศน (Telescope) สิทธิพร เดือนตะคุ การศึกษาปรากฏการณบนทองฟานับแตอดีตเปนตนมา ส่ิงท่ีมนุษยใชในการสังเกตการณทองฟามี เพียงดวงตาเทานั้น เม่ือมีการสรางกลองโทรทรรศน หรือกลองดูดาวขึ้นมาในคร้ังแรกสมัยกาลิเลโอ (Galileo) ในป ค.ศ. 1690 ทําใหพ บวาในเอกภพมีดาวฤกษ และวตั ถุทองฟาอน่ื ๆ จาํ นวนมากมายที่ไมสามารถมองเห็นได ดวยตาเปลา และจากอํานาจการรวมแสง การแยกภาพ และกําลังขยายของกลองโทรทรรศน ทําใหกลายเปน อุปกรณท่ีสําคัญสําหรับการศึกษาคนควาทางดาราศาสตร ถึงแมวาเทคโนโลยีดานการสังเกตการณในปจจุบัน ไดกาวหนาเปนอยางมาก กลองโทรทรรศนก็ยังคงเปนอุปกรณท่ีสําคัญในการสังเกตการณ และมีขีด ความสามารถสูงมากเมื่อเทยี บกับกลองทีก่ าลิเลโอใช กลองโทรทรรศนชวยใหสามารถเห็นวัตถุทองฟาท่ีสวางนอยเกินกวาที่ตาเปลาจะมองเห็น ดวยการ พัฒนาระบบทางทัศนศาสตรข องกลอ ง จากยุคแรกๆ ที่ใชกลองโทรทรรศนเปนตัวชวยใหไดภาพวัตถุท่ีมีความ คมชัด เหมาะสม แตยังคงใชตาของผูสังเกตเปนอุปกรณรับภาพ ดังน้ันกลองโทรทรรศนในชวงแรกจึงเปน กลองโทรทรรศนแบบหักเหแสง ซ่ึงใชเลนสชวยในการรวมแสงจากวัตถุ และทําใหเกิดภาพท่ีระนาบโฟกัส ตอมา เซอร ไอแซค นิวตัน (Sir Isaac Newton) ไดมีการพัฒนากลองโทรทรรศนแบบใหมเพ่ือแกไข ขอบกพรองเกี่ยวกับความคลาดสี จึงเกิดเปนกลองโทรทรรศนแบบสะทอนแสง เนื่องจากกลองระบบนี้ใช กระจกโคงเปนอุปกรณรวมแสง และทําใหเกิดภาพ ทําใหไมตองกังวลเกี่ยวกับปญหาเร่ืองความคลาดสี แต กลอ งแบบหักเหแสงกก็ ลบั มาไดร ับความสนใจอกี คร้งั เพราะไดมีการคนพบวิธีปรับปรุงระบบทัศนศาสตรโดยใช เลนสใกลว ตั ถุสองชนดิ ประกบกันเพือ่ ลดความคลาดสี ซึ่งคน พบโดย Dolland ในป ค.ศ. 1760 กระทั่งเขาสูยุค การใชอุปกรณรับภาพ เชน กลองถายภาพ หรือ ฟลม แทนการดูดวยตาเปลาผานกลองโทรทรรศน ทําใหการ เก็บบนั ทึกขอ มลู ทางดาราศาสตรน้ันมีความแมนยําของขอมูลมากขึ้น และไดมีการออกแบบกลองที่ใชท้ังเลนส และกระจกโคงในตัวเดียวกัน เปนกลองโทรทรรศนแบบผสม เพื่อวัตถุประสงคในการเก็บบันทึกขอมูลดวย อุปกรณรับภาพ ซึ่งการเลือกใชงานกลองโทรทรรศนแตละประเภทน้ันก็ข้ึนกับความเหมาะสมในการ สงั เกตการณ และการเก็บบนั ทกึ ขอ มลู

38 ดาราศาสตรเ บือ้ งตน Introduction to astronomy 2.1 หลกั การทาํ งานของกลอ งโทรทรรศน เนื่องจากวัตถุทองฟาอยูไกลจากโลกมากทําใหแสงจากวัตถุที่เดินทางผานอวกาศมาถึงผูสังเกตมี ปริมาณนอยมาก ดังนั้นหนาท่ีของกลองโทรทรรศน คือ การรวมแสงจากวัตถุใหมากที่สุดเพื่อใหวัตถุนั้นสวาง เพียงพอที่จะตรวจพบไดดวยตา หรือใชอุปกรณรับภาพ ดังนั้นการขยายภาพใหใหญข้ึนจึงไมใชจุดประสงค หลกั ในการสรา งกลองโทรทรรศน แตห ากเปน ความสามารถในการรวมแสง และการแยกแยะวตั ถุที่อยูไกล คุณสมบตั ิทีส่ ําคัญของกลอ งโทรทรรศน คอื ความสามารถในการรวมแสงของกลองหรือกําลังรวมแสง (Light-gathering power) ซึ่งกลองท่ีมีเลนส หรือกระจกขนาดใหญก็จะสามารถรวมแสงไดมากกวา คากําลัง รวมแสงน้ันเปนสัดสวนโดยตรงกับกําลังสองของพื้นท่ีรับแสงของกลอง ดังน้ันขนาดของกลองโทรทรรศนจึง สมั พนั ธกบั ขนาดของพน้ื ทร่ี ับแสงซึ่งหาไดจ ากสมการพืน้ ที่ของวงกลม พื้นท่รี บั แสงของกลอง × รศั มีหนา กลอง2 ขนาดของกลองโทรทรรศนน้ันมักบอกเปนขนาดของเสนผานศูนยกลางของกลอง เชน กลอง โทรทรรศนขนาด 150 mm แสดงวากลองน้ีมีขนาดเสนผานศูนยกลางกระจก หรือเลนส 150 mm วัตถุ ทองฟาที่อยูไกลมาก กลองโทรทรรศนมีหนาท่ีรวมแสงจากวัตถุเหลาน้ัน นับแตมีศึกษาทางดาราศาสตรดวย กลองโทรทรรศน การเพิ่มขีดความสามารถในการรวมแสง พัฒนาการดานวัสดุ และการปรับปรุงรูปแบบทาง ทัศนศาสตร ไดใหก าํ เนดิ กลอ งโทรทรรศนใ นรูปแบบตา งๆซง่ึ จาํ แนกเปนหลักๆดงั นี้ 1. กลอ งโทรทรรศนแบบหกั เหแสง (Refracting Telescope) กลองโทรทรรศนแบบหักเหแสงเปนกลองโทรทรรศนประเภทแรกที่ถูกสรางขึ้นโดยชางทําเลนสชาว ฮอลแลน ช่ือ ฮานส ลิเพอรช ี (Hans Lippershey) ในป ค.ศ. 1608 แตการถูกนํามาใชงานในทางดาราศาสตร เปน คร้งั แรกโดย กาลเิ ลโอ กาลิเลอิ ในการสอ งดูดวงจนั ทร ป ค.ศ. 1609 เลนส์ใกลว้ ตั ถุ ระนาบโฟกสั แสงจากวตั ถทุ อ้ งฟ้ า รูปที่ 1 กลอ้ งโทรทรรศนแ์ บบหกั เหแสง เลนส์ใกลต้ า หลักการทํางานของกลองแบบหักเหแสง คือ การอาศัยเลนสสองชิ้นในการทําใหเกิดภาพ ชิ้นแรก เรียกวาเลนสใกลวัตถุ (Objective lens) ทําหนาที่รวมแสงจากวัตถุทองฟาซึ่งมีความสวางนอยใหมาตกที่จุด โฟกัส สว นช้นิ ทสี่ องเรียกวาเลนสใ กลตา (Eyepiece) ทาํ หนาทีข่ ยายภาพใหก ับผูสังเกต

ดาราศาสตรเ บ้ืองตน 39 Introduction to astronomy ลักษณะของกลองโทรทรรศนแบบหักเหแสงนั้นจะเปนทอยาวท่ีมีเลนสปดสวนหัวและทายของกลอง ขนาดความยาวของกลองจะเทากับผลรวมของขนาดทางยาวโฟกัสของเลนสใกลวัตถุกับเลนสใกลตา ภาพท่ีได จากกลองแบบหักเหแสงจะมีความสวาง และคมชัด เพราะในตัวกลองน้ันไมมีอุปกรณช้ินใดขวางเสนทางเดิน ของแสง จงึ แทบจะไมมีการสูญเสียแสงเลย ขอจาํ กดั และปญ หาของกลองโทรทรรศนแ บบหกั เหแสง ปญหาสําคัญของกลองแบบหักเหแสง คือ เลนสนูนท่ีใชเปนเลนสใกลวัตถุมักจะมีปญหาเรื่อง ความคลาดสี (Chromatic Aberration) ภาพทีไ่ ดจ ากเลนสท่มี ีความคลาดสีจะมีแสงสีรุงกระจายอยูท่ัวทั้งภาพ ท้ังนี้เน่ืองจากแสงท่ีผานเลนสเขามาน้ันมีความยาวคลื่นตางกัน เม่ือผานเลนสก็จะเกิดการหักเหในมุมท่ีไม เทา กันจงึ ทําใหไมรวมกันท่ีจุดเดียวกนั ปญหานี้สามารถแกไ ขดว ยการเพ่มิ เลนสเ วา อีกช้ินเขาไปประกบกับเลนส ใกลวัตถุซึ่งเปนเลนสนูน เพ่ือปรับโฟกัสของแสงสีตางๆใหไปตกที่จุดเดียวกัน เรียกเลนสระบบน้ีวา เลนสแก ความคลาดส(ี Achromatic lens) ทําใหส รี ุง ในภาพนอ ยลงจนแทบสงั เกตไมเ ห็น รูปที่ 2 เลนสนูนทั้งสองดานจะเกิดความคลาดสี ซึ่งกลองโทรทรรศนแบบสะทอนแสงยุคหลังๆ จะ ไดรับการแกไขดวยการใชชุดเลนสแกความคลาดสีดวยการเพิ่มเลนสเวาเขาไปเพ่ือใหแสงหัก เหทจ่ี ดุ โฟกสั เดียวกัน แสงสีรุงที่เกิดจากความคลาดสจี ะลดลงเกือบหมด ปญหาของเลนสอีกประการหนึ่งคือประสิทธิภาพในการยอมใหแสงผาน เน่ืองจากแสงบางสวนจะมี การสะทอนกลับเม่ือกระทบผิวเลนส และบางสวนถูกดูดซับโดยวัสดุท่ีใชทําเลนส ดังนั้นเลนสในปจจุบันจึงใช วัสดุท่ียอมใหแสงผานไดมาก ไมมีตําหนิในเน้ือของเลนส และผานการเคลือบผิวเพื่อลดการสะทอนแสงท่ีผิว ของเลนส ซึ่งตองใชแกวท่ีมีคุณภาพสูง ไมมีตําหนิ และมีกระบวนการพิเศษในการเคลือบผิว จึงทําใหกลอง โทรทรรศนแบบหักเหแสงมีราคาสงู กวา กลองประเภทอ่นื ท่ีมขี นาดหนากลองเทา กนั มาก นอกจากนี้กลองโทรทรรศนแบบหักเหแสงก็ไมสามารถใชในการสังเกตการณ หรือเก็บขอมูลในชวง คล่ืนอัลตราไวโอเลตได เน่ืองจากรังสีอัลตราไวโอเลตไมสามารถผานเลนสที่ทําจากแกวได ดังน้ันนักดารา ศาสตรจ งึ ไมใชก ลอ งแบบหักเหแสงศกึ ษาปรากฏการณท างดาราศาสตรใ นชวงรงั สีอัลตราไวโอเลต 2. กลอ งโทรทรรศนแบบสะทอนแสง (Reflecting Telescope) หลังจากกาลิเลโอใชกลองโทรทรรศนแบบหักเหแสงสํารวจทองฟาไดไมนานก็มีการคนพบทางดารา ศาสตรเพิ่มขึ้นอีกมากมาย ทําใหเกิดความตองการกลองท่ีมีขนาดใหญขึ้นเพื่อท่ีจะรวมแสงจากวัตถุที่อยูไกล

40 ดาราศาสตรเบ้อื งตน Introduction to astronomy ออกไปใหไดมากทสี่ ดุ แตดว ยขอจาํ กดั ของการสรางเลนส ดังนั้นจึงมีความพยายามที่จะออกแบบระบบกลอง แบบใหมท่ีสามารถสรางใหมีขนาดใหญไดตามตองการ ในปค.ศ. 1663 เจมส เกรกอรี(James Gregory) นัก คณิตศาสตรชาวสก็อตไดออกแบบกลองโทรทรรศนที่ใชกระจกโคงเปนตัวรวมแสง และสะทอนแสง ซึ่งเปน แนวคดิ แรกในการสรา งกลอ งโทรทรรศนแ บบสะทอนแสงแตก็ไมสามารถสรางไดเนื่องจากขาดชางที่ชํานาญใน การขัดกระจก จนกระทั่งนิวตันไดออกแบบกลองที่ใชกระจกโคงเปนตัวรับแสงขึ้นมาใชในป ค.ศ.1668 และ เสนอตอบัณฑิตยสถานอังกฤษในปค.ศ.1672 นิวตันสรางกลองโทรทรรศนแบบสะทอนแสงโดยอาศัยหลักการของกระจกโคงเรียกกระจกน้ีวา กระจกปฐมภูมิ(Primary Mirror) ที่วางไวทายกลองใหสะทอนแสงมารวมกันที่จุดโฟกัส จากน้ันแสงก็จะ สะทอนออกจากแนวกลองดวยกระจกราบอีกช้ินท่ีเรียกวา กระจกทุติยภูมิ (Secondary Mirror) เขาสูเลนส ใกลตาเพอ่ื ขยายภาพวตั ถุ และเรียกกลอ งโทรทรรศนแ บบสะทอ นแสงนวี้ า กลอ งโทรทรรศนแบบนิวโทเนยี น กระจกทุติยภูมิ แสงจากวตั ถทุ อ้ งฟ้ า รูปกทรี่ ะ3จกปลฐอ มงภโทมู ริ ทรรศนแ บบนวิ โทเนยี น ขอ จาํ กดั และปญหาของกลอ งโทรทรรศนแ บบนิวโทเนยี น เลนส์ใกลต้ า ยคุ แรกๆ น้นั กลองแบบสะทอนแสง มีปญหาเก่ียวกับความคลาดทรงกลม ซ่ึงเกิดจากการใชกระจกผิว โคงแบบทรงกลม ปจจุบันการแกปญหานี้ทําไดโดยใชกระจกผิวโคงแบบพาราโบราเปนกระจกปฐมภูมิแทน นอกจากนก้ี ระจกทตุ ิยภมู ทิ ่ีอยูในกลองทําใหเกิดการบังแสงบางสวน ทําใหภาพที่ไดมีความสวางลดลงเล็กนอย และหากกระจกทตุ ยิ ภูมมิ ีขนาดใหญกจ็ ะทําใหภาพที่ไดมีความสวางนอยลงตามไปดวย นอกจากนี้การสะทอน ภายในตัวกลองยังทําใหเกดิ การสูญเสยี แสงไปบางสว น คอื ประมาณ 10-15 % ในการสะทอ นแตละคร้ัง ดังน้ัน หากมีการสะทอ นมากภาพทไ่ี ดก็จะยิง่ มีความสวางลดลงตามไปดว ย นอกจากปญหาเร่ืองความคลาดทรงกลม และการสูญเสียแสงในระบบกลอง กลองโทรทรรศนแบบ สะทอนแสงยังเกิดปญหาเนื่องจากการจัดวางของกระจกตางๆ (Optical Misalignment) ในกลอง ซ่ึงหาก กระจกปฐมภูมิ และทตุ ยิ ภมู เิ คลื่อนจากตาํ แหนงไปเพยี งเล็กนอยกจ็ ะทาํ ใหภาพท่ีไดมวั ลงอยางเหน็ ไดช ดั การเก็บขอมูลในทางดาราศาสตรนั้นความถูกตองของขอมูลเปนส่ิงท่ีสําคัญมาก ดังนั้นการสรางกลอง โทรทรรศนซ่ึงเปนอุปกรณหลักจะตองแกไขสาเหตุที่อาจจะทําใหขอมูลผิดพลาดไปใหเหลือนอยที่สุด ความคลาดของเลนส และกระจกกเ็ ปน ปจ จัยสําคัญในการออกแบบกลองโทรทรรศนซึ่งสามารถจําแนกออกได ดังน้ี

ดาราศาสตรเบอ้ื งตน 41 Introduction to astronomy 1. ความคลาดสี(Chromatic aberration) เกิดข้ึนเนื่องจากแสงท่ีมีความยาวคลื่นตางกันหักเหผาน เลนสแ ลวไมไ ปยังจุดโฟกัสเดียวกัน จงึ ทําใหมแี สงสรี ุงปรากฏขึ้นในภาพ 2. ความคลาดทรงกลม(Spherical aberration) เปนเพราะความไมสมบูรณของการรวมแสง เนื่องจากผิวของเลนส หรอื กระจกซึ่งเปน สวนหน่งึ ของทรงกลม 3. ความคลาดแบบพู(Coma) จะทําใหภาพท่ีไดเกิดความพรามัวของภาพเนื่องจากการวางตัวของ เลนสหรือกระจกในกลองโทรทรรศน ภาพท่ีดาวที่เกิดความคลาดแบบพูจะมีลักษณะคลายพัด หรอื หยดนา้ํ 4. ความคลาดเอยี ง(Astigmatism) เนอ่ื งจากผิวโคง ของเลนสห รือกระจกไมไดรูปทรงท่ีถูกตอง จึงทํา ใหแ สงไมรวมกันเปนจุด 5. ความผดิ รปู (Distortion) เนือ่ งจากความโคง ของผิวเลนสหรือกระจกทําใหกําลังขยายของภาพไม เทากนั ทว่ั ทัง้ ภาพ นอกจากกลองโทรทรรศนแ บบนิวโทเนียน ยงั มีกลอ งโทรทรรศนสะทอนแสงแบบอ่ืนๆดวย เชน แคสสิ เกรน (Cassegrain) แนสมธิ (Nasmyth) และเฮอรเชลเลยี น (Herschelian) เปนตน เลนส์ใกลต้ า เลนส์ใกลต้ า แบบเลแนคสส์ใกรสกูลปิเลกอทต้ รงา่ี นโ4ทกดรลทว อ้ยรงกรโศรทะนจรสกทมรรัยูปรใหทศนมรงอส์ ไยฮะาเทพงอ้เอชนรน แโ กบสลลงอ าแงบแรบลิทะแชกคี-าเสรคปสรเิรเตกบั ยีรปนงร(Rุงแiรtนะcบhสบeมyทิธ-าCแงhลเดrะéินเtฮแieอสnรง์)เทชซําลง่ึใเหพลปีัฒยนญ นหามาเากจี่ยาวกกกบั ลอง ความคลาดทรงกลม และความคลาดพูหมดไป นอกจากนค้ี วามคลาดแบบอนื่ ๆ ยงั ลดลงจนแทบจะหมดไปอีก ดวย 3. กลองโทรทรรศนแบบผสม กลอ งโทรทรรศนแ บบผสม(Catadioptic Telescope) เปนกลองโทรทรรศนท่ีใชทั้งเลนส และกระจก ทํางานรวมกัน โดยกระจกโคงทําหนาที่รวมแสงเหมือนกลองแบบสะทอนแสง และใชเลนสปรับแกภาพ (Corrector Plate) เพื่อแกไ ขความคลาดทรงกลมของกระจกปฐมภมู ิ กลองโทรทรรศนแบบผสมน้ีท่ีนิยมใชกันมากมีสองแบบ คือ แบบ ชมิดท แคสสิเกรน(Schmidt Cassegrain) ซ่ึงมีความยาวโฟกัสคอนขางยาว และมีลํากลองส้ันกะทัดรัด เนื่องจากมีการออกแบบใหแสง ์้

42 ดาราศาสตรเบ้ืองตน Introduction to astronomy สะทอนกลับไปมาภายในกลองหลายคร้ัง และแบบ มัคซูทอฟ แคสสิเกรน(Maksutov Cassegrain) ท่ีมีความ ยาวโฟกัสยาวมาก และมีความคมชัดในระดับที่เทียบไดกับกลองหักเหแสงที่มีขนาดเทากัน ซ่ึงนิยมใชในการ สังเกตดาวเคราะห และวตั ถทุ ่ตี องการความคมชดั สูงเชน ดาวคู เปนตน เลนส์ใกลต้ า แสงจากวตั ถุทอ้ งฟ้ า กระจกปฐมภมู ิ กระจกทุติยภูมิ รปู ท่ี 5 กลอ งแบบผสมชมดิ ท แคสสิเกรน(Schmidt Cassegrain) เลนส์ปรับแกภ้ าพ แสงจากวตั ถุทอ้ งฟ้ า เลนส์ใกลต้ า กระจกปฐมภมู ิ กระจกทุติยภมู ิ รปู ท่ี 6 มัคซูทอฟ แคสสิเกรน(Maksutov Cassegrain) ใชการเคลอื บผวิ เลนสป รับแกภ าพใหเปนตัว สะทอนแสงเหมือนกระจกทุตยิ ภมู ิ 2.2. คณุ สมบัตทิ ีส่ าํ คัญของกลอ งโทรทรรศน กลอ งโทรทรรศนมีคณุ สมบตั ิพ้นื ฐานซงึ่ จําเปนตองรูเพ่ือท่ีจะสามารถนํามาประยุกตในการเลือกใชงาน กลอ งโทรทรรศนแ ตละประเภทใหเ หมาะสมกับกจิ กรรม ซ่งึ คณุ สมบัตทิ ี่สาํ คญั มดี งั น้ี 1. กําลงั รวมแสง (Light gathering power) กาํ ลังรวมแสงของกลอ งโทรทรรศนจ ะข้นึ อยกู ับพน้ื ท่ีรับแสงของกลองโทรทรรศน(Aperture) ซึ่งมักจะ บอกเปนขนาดเสนผานศูนยกลางของเลนสใกลวัตถุสําหรับกลองแบบหักเหแสง และเปนขนาดเสนผาน ศูนยกลางกระจกปฐมภูมิสําหรับกลองแบบสะทอนแสง ใชสัญลักษณ D แทนเสนผานศูนยกลางของพ้ืนท่ีรับ แสง เมื่อเปรียบเทียบขนาดของเสนผานศูนยกลางของกลองชนิดเดียวกันแต มีพ้ืนท่ีเสนผานศูนยกลางของ พ้ืนท่ีรับแสง (อาจเปนเลนส หรือกระจกโคงตามประเภทของกลองโทรทรรศน) ไมเทากัน กลองท่ีมีขนาดเสน ผานศนู ยก ลางมากกวาสองเทา จะมกี ําลงั รวมแสงมากกลองทีม่ ขี นาดเลก็ กวากวาสี่เทา

ดาราศาสตรเ บอื้ งตน 43 Introduction to astronomy รูปที่ 7 พ้ืนท่ีรับ แสง = πD2 2.กําลงั แยกภาพ (Resolving Power) กําลังแยกภาพ คือ ความสามารถในการแยกแยะวัตถุท่ีอยูใกลกันได กลองโทรทรรศนที่มีกําลังแยก ภาพตํ่า(คาตัวเลขกําลังแยกภาพสูง) จะไมสามารถแยกภาพวัตถุท่ีอยูใกลกันออกจากกันได ภาพที่ไดจะเห็นวา เปนวตั ถุเดียวกนั รปู ท่ี 8 เปรยี บเทยี บกาํ ลงั การแยกภาพของของโทรทรรศน ความสามารถในการแยกวัตถุสองอนั ที่ อยูใกลกันออกจากกนั กําลงั การแยกภาพสามารถหาไดจากสูตร ท่เี รยี ก ขีดจํากดั ของดอว ซึ่งสามารถใชไดกับกลอง โทรทรรศน กลองจลุ ทรรศนห รอื เลนสก ลองถา ยภาพ โดยสูตรของนี้ขนึ้ อยูกบั หนว ยที่ใชใ นการวดั R = 4.56/D D ในหนวยน้ิว, R ในหนว ยฟล ิปดา R = 11.6/D D ในหนวยเซนตเิ มตร, R ในหนว ยฟลปิ ดา ซ่ึง D คือเสน ผานศนู ยก ลางของพ้ืนที่รบั แสง และ R กําลงั การแยกภาพของอุปกรณ

44 ดาราศาสตรเ บอ้ื งตน Introduction to astronomy 3. กาํ ลงั ขยาย (Magnification) กําลังขยายของกลองโทรทรรศนก็คือความสามารถในการขยายภาพของกลองโทรทรรศน ทําใหเห็น วัตถุมีขนาดใหญข้นึ คากาํ ลงั ขยายของกลอ งนั้นหาไดจาก การเพ่ิมคากําลังขยายของกลองโทรทรรศนนั้นในทางปฏิบัติ ทําไดโดยการเปลี่ยนเลนสใกลตาท่ีมีคา กําลังขยายที่ตองการเพ่ือใหเหมาะสมกับวัตถุทองฟาท่ีตองการสังเกต ส่ิงท่ีตองคํานึงในการเปล่ียนกําลังขยาย ของกลองโทรทรรศน ก็คือ ขนาดของภาพที่ปรากฏ และความคมชัดของภาพท่ีได เน่ืองจากวัตถุบางประเภท อาจไมจําเปนท่ีจะตองใชกําลังขยายมาก แตตองการมุมมองท่ีกวาง เชน กระจุกดาวลูกไก เน่ืองจากมีขนาด เชงิ มุมใหญก ารใชกําลังขยายมากจะทําใหไมสามารถเห็นรูปรางลักษณะ การรวมกลุมกัน ของกระจุกดาว แต จะเหน็ เพยี งดาวไมกดี่ วงกระจายในภาพเทา นัน้ วัตถุท่ีมีแสงสวางนอย การเพ่ิมกําลังขยายมากข้ึนก็จะทําใหสูญเสียความคมชัดไปดวย เพราะความ ละเอียดภาพ (Resolution) น้ันขึ้นอยูกับพ้ืนที่รับแสงของกลอง และสภาพอากาศขณะสังเกต ดังนั้นการเพ่ิม กําลังขยายมากขึ้นแตแสงท่ีไดเทาเดิม ก็จะทําใหภาพมืด และมัวกวาเดิม ดังนั้นจึงมีขีดจํากัดของกําลังขยายท่ี สามารถเพม่ิ ขนึ้ ไดเ ทา นั้น คากาํ ลงั ขยายท่ที ําใหไมส ามารถแยกแยะรายละเอียดของวัตถุได เรียกวา กําลังขยาย สงู สดุ ของกลอ งโทรทรรศน (Maximum Practical Visual Magnification) ปจจัยดานสภาพอากาศน้ันก็มีผลตอคากําลังขยายภาพสูงสุดของกลองโทรทรรศน เพราะหาก บรรยากาศมีความแปรปรวนมาก การเพ่ิมคากําลังขยายมากขึ้นยอมหมายถึงการเพิ่มความแปรปรวนเหลาน้ัน เขา ไปในภาพดวย ภาพท่ปี รากฏจะมกี ารสัน่ อยางเหน็ ไดช ัด ดังนน้ั การดูดาวในสภาพอากาศที่แปรปรวนมักใช กําลงั ขยายไมสงู มากนักเพือ่ รกั ษาความคมชดั และรายละเอียดของภาพไว สําหรับกลองโทรทรรศนท่ีมีขนาดไมใหญมาก คากําลังขยายสูงสุดนั้นหาไดจากขนาดหนากลอง (หนว ยเปนน้ิว) × 50 เชน กลองขนาด 4 นิ้ว กําลังขยายสงู สุดทีค่ วรใชไมเกนิ 200เทา

ดาราศาสตรเ บือ้ งตน 45 Introduction to astronomy รูปท่ี 9 การเพมิ่ กาํ ลังขยายใหกบั กลองโทรทรรศนจ าก 50 เทา เปน 200 เทา ในคนื ทีส่ ภาพ อากาศดี ภาพท่ไี ดจ ะมีความคมชัดถึงแมใชกําลงั ขยายสงู 4.ความยาวโฟกัส (Focal length) คือ ระยะทางจากผิวหนา ของเลนส (กลอ งหักเหแสง) หรือผิวกระจกปฐมภูมิ(กลองสะทอนแสง) จนถึง จุดโฟกัส ใชส ัญลกั ษณ F แทนความยาวโฟกสั รูปที่ 10 แสงทีเ่ กิดจากเลนสแ ละกระจกจะมารวมกนั อยูที่จุดโฟกสั (www.britannica.com) 5. อตั ราสวนความยาวโฟกัส (Focal Ratio) คอื อตั ราสวนระหวางความยาวโฟกัสกบั ขนาดหนา กลอ ง(F/D) ใชส ัญลักษณ f แทนอัตราสวนทางยาว โฟกัส เชน f/8 ตวั เลขนอยๆ แสดงวาแสงโฟกัสท่ีระยะใกลเม่ือเทียบกับขนาดหนากลองทําใหกลองมีขนาดเล็ก ลงแตการสรางกระจกแบบน้ีทําไดยากเนื่องจากปญหาความคลาดตางๆ จะเพ่ิมข้ึนดวย สวนกลองท่ีตัวเลข มากๆ จะทําใหแสงโฟกัสที่ระยะไกลเมื่อเทียบกับขนาดหนากลอง กลองแบบน้ีจะมีขนาดยาว ซ่ึงงายตอการ ผลิตกระจก และปญหาเร่ืองความคลาดทรงกลมและ ความคลาดพกู จ็ ะมีนอยกวา กลองที่มีอัตราสวนความยาวโฟกัสนอยจะมีความไวแสง หรือ “ความเร็ว”ในการรวมแสงมากกวา เหมาะสําหรับใชในการเก็บขอมูลดวยอุปกรณถายภาพ เน่ืองจากจะสามารถเก็บแสงไดมากกวาในเวลาท่ี เทา กนั และเหมาะกับการใชเ ก็บขอมูลวตั ถุทอ งฟา ท่ีมีความสวา งนอย หรอื อยไู กลมากๆ 6.ขอบเขตภาพ (Field of View) ขอบเขตภาพ คือ พ้ืนที่ของทองฟาที่มองผานกลองโทรทรรศน การคํานวณหาขอบเขตภาพน้ันตอง ทราบ คา ความยาวโฟกัสของเลนสใกลต า(e) ขนาดเสนผานศูนยของบาเรลเลนสใ กลตา (คือเสนผานศูนยกลาง ของ Focuser) และมมุ มองภาพของเลนสใกลต า ขอ มลู ของเลนสใ กลตาจะระบไุ วขา งๆเลนส

46 ดาราศาสตรเบือ้ งตน Introduction to astronomy รูปที่ 11 วัตถุทองฟามีขนาดปรากฏตางกัน เราสามารถเลือกขอบเขตภาพของกลองโทรทรรศนให เหมาะสมกบั ขนาดปรากฏวตั ถุทอ งฟา ได (ภาพโดย:NASA/JPL-Caltech) การหาขอบเขตภาพหาไดจากขอบเขตภาพของเลนสใกลตา/กําลังขยายภาพที่ใช โดยขนาดของ ขอบเขตภาพของเลนสใกลตาจะเปล่ียนไปตามชนิด ขนาด และทางยาวโฟกัสของเลนสใกลตา เชน กลอง โทรทรรศน มีความยาวโฟกัส 1,200 มิลลิเมตร ใชกับเลนสใกลตาความยาวโฟกัส 25 มิลลิเมตร กําลังขยายท่ี ไดค ือ 48 เทา สําหรับเลนสใกลต าแบบ Kellner มีขอบเขตภาพ = 40 องศา มุมมองภาพเมอื่ มองผานกลองโทรทรรศน = สําหรับเลนสใ กลต าแบบ Plossl มีขอบเขตภาพ = 0.83 องศา = 50.0 ลิปดา = 52 องศา ขอบเขตภาพเมอ่ื มองผานกลอ งโทรทรรศน = = 1.08 องศา = 65.0 ลปิ ดา

ดาราศาสตรเบือ้ งตน 47 Introduction to astronomy 2.3. เลนสใ กลตา เลนสใกลตาอันแรกไดถูกสรางขึ้นนอกเหนือจากแวนตาท่ัวไปในชวงปค.ศ.1608-1609 โดย ฮานส ลิ เปอรช่ี ( Hans Lipershy ) ซึ่งเปนเลนสนูน แตก็ยังไมเปนที่เขาใจถึงหลักการทํางานของเลนสใกลตานั้นดีนัก หลังจากนั้นประมาณ 5-6 ป ฮานสกไ็ ดส รา งเลนสใกลตาที่ใชอยางจริงจังข้ึน และไดมีการออกแบบพัฒนาเลนส ใกลตาหลายรปู แบบเพอื่ สนองตอ การสงั เกตการณทองฟา และเหมาะสมกบั กลอ งโทรทรรศน ไดแก 1. เลนสใ กลต าแบบ Huygenian ในปค.ศ. 1703 เลนสใกลตาแบบไฮเกนส (Huygens) ไดถูกประดิษฐขึ้นโดย คริสเตียน ไฮเกนส (Christian Hygens) ซ่ึงเปนเลนสใกลตาท่ีมีราคาไมแพง สามารถ สรางไดงาย โดยนําเลนสนูนดานเดียว 2 ชิ้นมาเรียงตอกัน แตใชงานไดไมดีเมื่อใชกับ กลองดูดาวซ่ึงมีขนาดสัดสวนทางยาวโฟกัสท่ีตํ่ากวา f/10 ซึ่งพบความคลาดเคลื่อนใน หลายๆ อยา งของภาพที่ได 2. เลนสใกลต าแบบ Ramsden ในปค .ศ.1782 เจซซ่ี แรมสเดน ( Jesse Ramsden) ไดประดิษฐเลนสใกล ตาขน้ึ จากใชเ ลนสนูนดานเดียว 2 ชนิ้ โดยหันดานนูนเขาหากัน ขอดีของเลนสใกล ตาประเภทนี้ คือ ไมเกิดการบิดเบี้ยวของรูป และเปนตนแบบพ้ืนฐานท่ีใชในการ ผลิตเลนสใกลตาประเภทเคลเนอร( Kellner) และพลอซเซิล ( Plossl) ในยุคถัดมา แตเลนสใกลตาประเภทน้ีก็มีปญหาเก่ียวกับระยะหางในการมองเห็นซ่ึงสั้นมาก เพราะถาหากตองการมองภาพจากกลองดูดาว จะตองสองผานเลนสใกลตาใน ระยะท่ีใกลมาก ยงิ่ ไปกวาน้นั เลนสใกลตาประเภทน้ยี ังพบปญ หาจากการคลาดสแี ละความคลาดทรงกลม ทําให ภาพท่ีไดม สี ีรุง และมีความคมชัดของภาพไมสม่ําเสมอทั่วทั้งมุมมองของเลนสใกลตา (อันเน่ืองมาจากจุดโฟกัส ทีเ่ หมาะสมของภาพเปน ทรงโคง จึงทาํ ใหเ มือ่ ปรับความคมชดั ของภาพทอ่ี ยตู รงกลางใหชัด ภาพที่บริเวณขอบก็ จะไมชดั และในทางตรงขา มกันเม่ือปรับความคมชัดของภาพที่อยูบริเวณขอบใหชัด ภาพท่ีอยูตรงกลางก็จะไม ชัด) 3.เลนสใ กลตาแบบ Kellner ในปค.ศ. 1849 คารล เคลลเนอร (Carl Kellner)ไดปรับปรุงเลนสใกลตาใน รูปแบบของ แรมสเดน ข้ึนใหม ซึ่งการปรับปรุงครั้งนี้เปนจุดเร่ิมตนของเลนสใกลตา

48 ดาราศาสตรเบ้อื งตน Introduction to astronomy สมัยใหม โดยการใชเลนสใกลตาซึง่ เปน เลนสแ กค วามคลาดสี (Achromatic ) ที่ตอกัน 2 ตัว ระบบน้ีสามารถ แกค วามคลาดสีไดดี และมีจุดเดนของเลนสใกลตา คือ มีระยะหางในการมองเห็นท่ีดี และขจัดปญหาเกี่ยวกับ ของความคลาดตางๆ ไดเกือบหมด เลนสใกลตานี้ยังสามารถใชไดดีเมื่อใชกับกลองดูดาวซ่ึงมีคาอัตราสวนทาง ยาวโฟกัสทตี่ ํา่ ถึง f/6 แตเ ลนสใกลตาประเภทน้จี ะมีแนวโนม ที่จะเกดิ การกระเจิงของภาพภายในเลนสใ กลต า 4.เลนสใ กลต าแบบ Plossl ซิมอน พอลซเซลิ (Simon Plossl) ไดดัดแปลงลักษณะการออกแบบของเคลล เนอรในปค .ศ. 1860 ซง้ึ เลนสใ กลต าแบบน้ีใชเลนสแกความคลาดสี สองชุดซึ่งจะชวย ลดความคลาดตางๆ ไดมากกวาเลนสใกลตาแบบ เคลลเนอร นอกจากนั้นเลนสใกลตา แบบนีย้ งั สามารถใชก ับกลองดูดาวซ่ึงมีคาอัตราสวนความยาวโฟกัสไดสั้นถึง f/4 ทําให ใชก ันแพรห ลายแมแ ตในกลองขนาดใหญเ ชน Meade LX200 16” SCT 5.เลนสใกลต าแบบ Orthoscopic เอรนิสต คารล แอบเบ (Ernst Karl Abbe) ไดประดิษฐเลนสใกลตาแบบ orthoscopic ขึ้นในปค.ศ. 1880 โดยใชเลนสประกบกัน 3 ตัว(triplet) ซึ่งการ ออกแบบเลนสแบบนี้นับไดวาเปนการออกแบบท่ีดีท่ีสุดในศตวรรษท่ี 20 ซ่ึงเลนสใกล ตาแบบน้ีไดรวมเอาคุณสมบัติที่ดีของระยะหางในการมองเห็นกับการแกการบิดเบ้ียว ของภาพทข่ี อบของเลนสใกลตา(ความคลาดพู) รวมถึงความคลาดอื่นๆ นอกจากน้ียังมี ขอบเขตของภาพที่มองเห็น(field of view) ระหวา ง 30 ถึง 50 องศา 6.เลนสใกลต าแบบ Erfles และ Konigs เลนสใกลต าของ เออรเฟลส ไดถูกคิดคนข้ึนในปค.ศ. 1917 โดย เฮียนริช เออร เฟลส ( Heinrich Erfle) โดยมีจุดเดนท่ีมีขอบเขตของภาพท่ีมองเห็นท่ีกวางเปนพิเศษ (ประมาณ 60 ถึง 70 องศา) แตมีขอเสีย คือ คุณภาพของภาพท่ีมองเห็นบริเวณขอบจะ นอยกวาภาพที่อยูตรงกลาง และในปค.ศ.1930 อัลเบอรท โคนิก (Albert Konig) ได พัฒนาการออกแบบเลนสใกลต าของ เออรเ ฟลส ใหม คี วามยาวโฟกสั ส้ันลง การเลือกใชประเภทของเลนสใ กลต าควรคํานึงถึง ขนาดของลําแสงท่ีรอดผานออกมาจากเลนสใกลตา (Exit pupil) ควรมคี าเทา กับหรือใกลเ คียงกับขนาดเสน ผา นศูนยกลางของรมู า นตาของมนุษยซ่ึงอยูระหวาง 4 - 7 มิลลิเมตร ซึ่งจะชว ยใหเหน็ ภาพของวัตถุผานเลนสใ กลตาไดงายข้นึ