หอสังเกตการณ์นิวทริโนไอซ์คิวบ์ ตอนที่ 1

          ณ ขั้วโลกใต้ บนภูเขาน้ำแข็งขนาดมหึมารัศมีกว่า 700 กิโลเมตร อันเวิ้งว้างไร้ผู้คน กลับปรากฎสิ่งก่อสร้างจากน้ำมือมนุษย์ตั้งตระหง่านอย่างโดดเดี่ยว สิ่งก่อสร้างนี้คืออาคารปฏิบัติการของ “หอสังเกตการณ์นิวทริโนไอซ์คิวบ์ (IceCube neutrino observatory)” แต่สิ่งที่น่าสนใจกว่ากลับซ่อนอยู่ภายใต้น้ำแข็งที่ลึกตั้งแต่ระดับกว่าหนึ่งกิโลเมตรไปจนกระทั่งเกือบถึงชั้นหินที่ประมาณ 3 กิโลเมตรใต้ห้องปฏิบัติการแห่งนี้ คือ เครื่องตรวจวัดขนาดเชิงความจุ 1 ลูกบาศก์กิโลเมตรซึ่งถูกแช่แข็งเอาไว้ เครื่องตรวจวัดน้ำแข็งขนาดใหญ่นี้ถูกออกแบบมาเป็นพิเศษเพื่อใช้สำหรับไขความลับของเอกภพด้วย “อนุภาคนิวทริโน (neutrino)” หรือที่ใครต่อใครขนานนามว่าเป็นอนุภาคผี (ghost particle)

 

นิวทริโนกุญแจไขความลับของเอกภพ

           มนุษย์นั้นเฝ้ามองด้วยความสงสัยและไม่ละทิ้งความพยายามในการค้นหาความลับของเอกภพมาเป็นเวลานานกว่าหลายศตวรรษ เริ่มต้นด้วยการสังเกตดวงดาวบนท้องฟ้าด้วยตาเปล่า ต่อมากล้องโทรทรรศน์ก็ถูกคิดค้นขึ้นมาเพื่อขยายขอบเขตการมองเห็น และเมื่อเกิดข้อจำกัดในการสังเกตผ่านแสงหรือคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าย่านที่ตามองเห็น มนุษยชาติจึงเริ่มแสวงหาช่องทางการสำรวจใหม่ นั่นคือการใช้คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในย่านความยาวคลื่นอื่นนอกเหนือจากช่วงแสงที่ตามองเห็นได้


           แท้จริงแล้วแสงที่มนุษย์มองเห็นได้นั้นเป็นแค่เสี้ยวหนึ่งของสเปกตรัมของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าหรือโฟตอน สเปกตรัมของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้านั้นมีย่านที่กว้างมากโดยครอบคลุมตั้งแต่คลื่นวิทยุที่มีความยาวคลื่นยาวกว่าความสูงของตึกระฟ้า ไปจนถึงรังสีแกมมาที่มีความยาวคลื่นสั้นกว่าขนาดของอนุภาคย่อยของอะตอม (subatomic particles)


           เมื่อคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าทำอันตรกิริยากับสสารหรือวัตถุ ไม่ว่าจะเป็นดาวเคราะห์ ดาวฤกษ์ กาแล็กซี หรือเทห์ฟ้าอื่น ๆ คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่ความยาวคลื่นบางช่วงจะถูกดูดซับ ปลดปล่อย หรือกระเจิงตามสมบัติและองค์ประกอบของวัตถุนั้น ๆ อันตรกิริยาเหล่านี้ขึ้นอยู่กับพลังงานของโฟตอนที่สัมพันธ์กับแต่ละความยาวคลื่น นอกจากนี้แสงหรือคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้ามีการเดินทางเป็นเส้นตรงจึงทำให้เราสามารถติดตามเส้นทางการเดินทางของแสงย้อนกลับไปยังแหล่งกำเนิดของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่เราสังเกตได้อีกด้วย  อย่างไรก็ตามการศึกษาเอกภพด้วยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าก็มีขีดจำกัดโดยเฉพาะการศึกษาปรากฏการณ์หรือวัตถุทรงพลังที่ปล่อยรังสีแกมมาที่มีพลังงานสูงออกมาเป็นจำนวนมาก เนื่องจากรังสีแกมมาพลังงานสูงเหล่านี้มีโอกาสเกิดอันตรกิริยาหรือมีภาคตัดขวาง (cross-section) กับรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ (cosmic microwave background) สูงอย่างมีนัยสำคัญ จึงทำให้รังสีแกมมาเหล่านี้ถูกดูดกลืนเสียก่อนที่จะเดินทางมาถึงโลกให้เราสังเกตได้ นอกจากนี้แม้เราจะสามารถสังเกตรังสีแกมมาที่หลุดรอดจากการดูดกลืนมาได้จนทำให้เราระบุที่มาของแหล่งกำเนิดได้ แต่การเข้าใจปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นกับแหล่งกำเนิดด้วยรังสีแกมมาก็ยังคงมีความคลุมเครือนับจนถึงปัจจุบัน เนื่องด้วยรังสีแกมมาสามารถผลิตได้ทั้งจากอันตรกิริยาแบบอิเล็กทรอนิกส์ (electronic interactions)  ได้แก่ การผลิตคู่ (pair production) และอันตรกิริยาแบบฮาร์ดรอนิกส์ (hadronic interaction) ได้แก่ อันตรกิริยาโปรตอน-โปรตอน หรือ โฟตอน-โปรตอน ดังนั้น จึงไม่สามารถระบุได้ว่ากลไกเบื้องหลังปรากฏการณ์ที่ปล่อยรังสีแกมมาที่ตรวจวัดได้นี้เป็นอันตรกิริยาแบบใด


           โชคดีที่วัตถุทรงพลังในอวกาศเหล่านี้ไม่ได้ปลดปล่อยเพียงรังสีแกมมาเท่านั้น แต่ยังมีรังสีคอสมิก (cosmic rays) และนิวทริโนอีกด้วย เนื่องจากรังสีคอสมิกก็มีย่านพลังงานที่กว้างมากเช่นกัน จึงทำให้เราสามารถเข้าใจปรากฏการณ์ต่าง ๆ ในอวกาศในย่านพลังงานที่หลากหลายตั้งแต่ปรากฏการณ์ระดับพลังงานของดาวฤกษ์ ไปจนถึงระดับพลังงานของหลุมดำ และรวมถึงแหล่งกำเนิดอนุภาคพลังงานที่สูงเกินกว่าพลังงานของนิวทริโนอีกด้วย แต่น่าเสียดายว่ารังสีคอสมิกนั้นประกอบไปด้วยอนุภาคประจุบวก เช่น โปรตอน ประมาณ 90%  จึงทำให้รังสีคอสมิกมักจะเกิดการเปลี่ยนทิศทางอยู่ตลอดเวลาจากการทำอันตรกิริยากับสนามแม่เหล็กและโฟตอนในอวกาศ จึงเป็นการยากในการใช้รังสีคอสมิกเพื่อระบุตำแหน่งของแหล่งกำเนิด อนุภาคเพียงหนึ่งเดียวเท่าที่มนุษย์รู้จักที่สามารถเดินทางจากแหล่งกำเนิดมายังผู้สังเกตโดยไม่เปลี่ยนทิศทางและถูกดูดกลืนด้วยสิ่งแวดล้อมไปเสียก่อนนั่นคือนิวทริโน เนื่องจากนิวทริโนมีโอกาสการทำอันตรกิริยากับสิ่งแวดล้อมต่ำมาก ๆ จนเสมือนสามารถที่จะวิ่งทะลุทะลวงทุกสิ่งในอวกาศได้ไม่เว้นแม้แต่ดาวฤกษ์ นอกจากนี้นิวทริโนยังผลิตมาจากอันตรกิริยาแบบฮาร์ดรอนิกส์ (hadronic interaction) เท่านั้น จึงทำให้ง่ายต่อการเข้าใจปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นในแหล่งกำเนิดนั้น นิวทริโนจึงเป็นกุญแจสำคัญเพียงหนึ่งเดียวของมวลมนุษยชาติที่จะใช้ในการไขความลับของเอกภพ และนำไปสู่การสร้างหอสังเกตการณ์นิวทริโนไอซ์คิวบ์ รูปที่ 2 แสดงให้เห็นถึงแหล่งกำเนิดทรงพลังในอวกาศที่สามารถผลิตทั้งรังสีแกมมา รังสีคอสมิก และนิวทริโนพลังงานสูงได้
 

ความท้าทายในการตรวจวัดนิวทริโน

          ด้วยมวลที่น้อยจนเกือบเป็นศูนย์และไร้ประจุ จึงเสมือนว่านิวทริโนสามารถทะลุทะลวงทุกสิ่งทุกอย่างได้เป็นเหตุให้นิวทริโนเป็นผู้นำสาร (messenger) จากอวกาศอันไกลโพ้นสื่อสารมายังนักวิทยาศาสตร์บนโลกได้ แต่ในทางกลับกันก็เป็นความท้าทายอย่างยิ่งในการตรวจวัดนิวทริโนจากอวกาศ หรือคอสมิกนิวทริโน (cosmic neutrino) 


          เนื่องจากนิวทริโนสามารถเกิดอันตรกิริยาแบบอ่อน (weak interaction) กับอนุภาคอื่นได้เพียงอันตรกิริยาเดียวเท่านั้น จึงทำให้เราไม่สามารถตรวจวัดนิวทริโนทางตรงได้ ในการตรวจวัดนิวทริโนจะต้องใช้การตรวจวัดทางอ้อมผ่านการตรวจวัดเลปตอนมีประจุที่ผลิตมาจากการกระเจิงแบบไม่ยืดหยุ่นเชิงลึก  (deep inelastic scattering) ระหว่างนิวทริโนกับควาร์กภายในนิวเคลียสของสสาร โดยอนุภาคมีประจุเหล่านี้จะแผ่รังสีเชเรนคอฟ (Cherenkov radiation) ที่มีสีน้ำเงินออกมา รังสีเชเรนคอฟถูกค้นพบโดย Pavel Cherenkov ในทศวรรษที่ 1930 และสามารถตรวจวัดได้ด้วยเซนเซอร์วัดแสง 


          รังสีเชเรนคอฟเป็นคลื่นกระแทก (shock wave) ของแสงที่เกิดจากอนุภาคมีประจุ เช่น มิวออน ที่มีความเร็วมากกว่าความเร็วเฟสของแสงในตัวกลางที่อนุภาคนี้วิ่งผ่าน โดยเมื่ออนุภาคมีประจุวิ่งผ่านตัวกลางจะกระตุ้นให้โมเลกุลของตัวกลางรอบ ๆ อนุภาคมีประจุที่เคลื่อนที่นี้เกิดการแยกขั้วไฟฟ้า (polarization) และเข้าสู่สถานะกระตุ้น (excited state) และเมื่อโมเลกุลของตัวกลางเปลี่ยนกลับไปสู่สถานะพื้น (ground state) จะปล่อยแสงออกมา ปรากฎการณ์นี้ทำให้เกิดเสมือนมีคลื่นแสงหน้าคลื่นทรงกลมปล่อยออกมาจากอนุภาคมีประจุที่เคลื่อนที่ และเมื่ออนุภาคมีประจุนี้วิ่งผ่านตัวกลางด้วยความเร็วมากกว่าความเร็วเฟสของแสงในตัวกลางจึงเกิดคลื่นกระแทกของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า ซึ่งส่วนใหญ่จะเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าย่านของแสงสีน้ำเงินขึ้นไป คล้ายการเกิดโซนิคบูมของเครื่องบินที่มีความเร็วเหนือเสียง 
  ¹การกระเจิงแบบไม่ยืดหยุ่นเชิงลึกคือการกระเจิงของเลปตอนเมื่อทำอันตรกิริยากับควาร์กที่อยู่ข้างในแฮดดรอน ซึ่งในกรณีนี้คือโปรตอนหรือนิวตรอนในนิวเคลียสของสสาร


          ด้วยภาคตัดขวางที่ต่ำมากของการกระเจิงแบบไม่ยืดหยุ่นเชิงลึกของนิวทริโนกับนิวเคลียสของสสาร วัสดุที่นำมาใช้ในการตรวจวัดนิวทริโนจึงจำเป็นต้องมีขนาดเชิงความจุสเกลที่ใหญ่มากเพื่อให้มีสถิติของการตรวจวัดที่ดีเพียงพอ และมีตัวกลางที่โปร่งใสเพื่อให้เกิดการสูญเสียของรังสีเชเรนคอฟน้อยที่สุดก่อนจะเดินทางมาถึงเซ็นเชอร์วัดแสง นอกจากนี้สถานที่ตั้งเครื่องตรวจวัดต้องมีรังสีพื้นหลัง (background) น้อย ดังนั้นตัวกลางที่ใช้เป็นส่วนประกอบของเครื่องตรวจวัดนิวทริโนจึงควรต้องเป็นแหล่งน้ำหรือก้อนน้ำแข็งขนาดใหญ่ใต้พื้นพิภพ  เหตุผลเหล่านี้จึงเป็นแรงจูงใจในการเสนอโครงการเพื่อขอสร้างเครื่องตรวจวัดนิวทริโนจากอวกาศตัวแรกของโลกชื่อ “เครื่องตรวจวัดมิวออนและนิวทริโนใต้น้ำลึก (Deep Underwater Muon and Neutrino Detector) หรือดูมานด์ (DUMAND)” ในปี ค.ศ.1988 [1] ที่ชายหาดฮาวายโดยอาศัยน้ำทะเลเป็นตัวกลางสำหรับตรวจวัดรังสีเชเรนคอฟจากอนุภาคมีประจุที่ผลิตจากอันตรกิริยาระหว่างนิวทริโนและนิวคลีออน แต่โครงการนี้ก็ได้ถูกยกเลิกไปเสียก่อนที่จะเริ่มสร้าง หลังจากนั้นเกือบสองทศวรรษ โครงการสร้างเครื่องตรวจวัดนิวทริโนก็ได้ถูกสานต่อจนสำเร็จผ่านโครงการ “อาร์เรย์ของเครื่องตรวจวัดมิวออนและนิวทริโนในแถบแอนตาร์กติกา (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array) หรืออแมนดา (AMANDA)” ที่ขั้วโลกใต้ โดยเปลี่ยนตัวกลางจากการใช้น้ำทะเลไปเป็นน้ำแข็ง ณ ขั้วโลกใต้ที่มีความโปร่งใสมากสำหรับรังสีเชเรนคอฟ [1] และด้วยความสำเร็จของอแมนดาในการพิสูจน์แนวความคิดเรื่องการตรวจวัดนิวทริโนด้วยน้ำแข็งที่ขั้วโลกใต้ จึงนำไปสู่การพัฒนาโครงการหอสังเกตการณ์นิวทริโนไอซ์คิวบ์ในที่สุด [2]