ในเดือนมกราคม 2561 สดร. ได้รับพระมหากรุณาธิคุณจากสมเด็จพระเจ้าอยู่หัวฯ พระราชทานที่ดินส่วนพระองค์ ภายในพื้นที่ศูนย์ศึกษาการพัฒนาห้วยฮ่องไคร้ อันเนื่องมาจากพระราชดำริ เพื่อใช้สร้างหอสังเกตการณ์ดาราศาสตร์วิทยุแห่งชาติ ติดตั้งกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 40 เมตร และ 13 เมตร ภายใต้โครงการพัฒนาเครือข่ายดาราศาสตร์วิทยุ และยีออเดซี่

    ปัจจุบันการก่อสร้างอาคารได้ดำเนินการเสร็จสิ้นแล้ว บริษัทผู้ผลิตกล้องโทรทรรศน์ กำลังอยู่ระหว่างกระบวนการ ติดตั้งกล้องโทรทรรศน์วิทยุ คาดว่าจะดำเนินการแล้วเสร็จและทำการทดสอบการใช้งานกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ประมาณเดือน กุมภาพันธ์ 2563

        ยีออเดซี หรือที่เรียกกันว่าภูมิมาตรศาสตร์ในภาษาไทย คือการศึกษารูปร่าง สัณฐาน และลักษณะเฉพาะต่าง ๆ ของโลก ผ่านศาสตร์การรังวัด เพื่อให้ได้มาซึ่งข้อมูลที่มีความถูกต้องสูง โดยผลลัพธ์แรกสุด (Primary Result) ที่ได้จากการรังวัดก็คือ ตำแหน่ง หรือค่าพิกัดในระบบพิกัดต่าง ๆ ซึ่งจะสามารถนำไปพัฒนาเป็นผลิตภัณฑ์หรือ Applications ที่เป็นประโยชน์ต่อการใช้งานและอำนวยความสะดวกต่อไป เช่น แผนที่โลก และแผนที่ภูมิประเทศแบบต่าง ๆ ที่ในปัจจุบัน ได้ถูกพัฒนาจนกระทั่งกลายเป็นแผนที่ดิจิตอลบนอุปกรณ์สื่อสาร ซึ่งมีความสามารถประมวลผลข้อมูลพิกัดตำแหน่งจากการรับสัญญาณดาวเทียม GNSS (Global Navigation Satellite System) ให้ใช้งานเป็นระบบนำทางอัตโนมัติได้ เป็นต้น

ภาพที่ 1 ( ซ้าย ) การรับสัญญาณจากดาวเทียมด้วยเครื่องรับสัญญาณ GNSS
( https://www.gim-international.com/themes/gnss )
( ขวา ) แผนที่ดิจิตอลบนอุปกรณ์สื่อสาร

คนไทยอาจจะรู้จักเทคนิคของงานยีออเดซี ในรูปแบบของวิศวกรรมสำรวจ การทำแผนที่ และการนำทาง ซึ่งสามารถทำได้ด้วยเครื่องมือและเทคนิคที่แตกต่างกันไปเช่น การใช้กล้องระดับ (Level) และไม้สต๊าฟ (Staff) ดังภาพที่ 2 (ซ้าย) ในการถ่ายค่าความสูงภูมิประเทศจากที่หนึ่งไปยังอีกที่หนึ่ง เพื่อให้ทราบความสูงภูมิประเทศของพื้นที่ต้องการ หรือการทำแผนที่ภูมิประเทศด้วยกล้อง Total Station ดังภาพที่ 2 (ขวา) แผนที่และพิกัดตำแหน่งที่ได้จากงานสำรวจ ที่เป็นผลลัพธ์ลำดับแรกของศาสตร์ยีออเดซี เมื่อพัฒนากระบวนการวัดร่วมกับการใช้เครื่องมือที่มีความแม่นยำสูงขึ้น ก็จะทำให้ผลลัพธ์ที่ได้มีความถูกต้องสูงขึ้น แล้วจึงนำไปวิเคราะห์และศึกษา ให้ได้ผลลัพธ์ในลำดับต่อมา เพื่อใช้บันทึกและติดตามการเปลี่ยนแปลงของโลกในบริบทต่าง ๆ เช่น การวางตัวของโลกในอวกาศ (ภาพที่ 3) การเคลื่อนตัวของแผ่นเปลือกโลก เป็นต้น ทั้งสิ้นล้วนเป็นผลลัพธ์ทางยีออเดซี

ภาพที่ 2 ( ซ้าย ) การทะงานระดับด้วยกล้องระดับและไม้สต๊าฟ ( https://celebrating200years.noaa.gov/transformations/ht_mod/image1.html) 
( ขวา ) กล้อง Total Station ( https://gc.trimble.com/product/trimble-rts-series-robotic-total-stations )

ปัจจุบันมีการใช้แหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุในอวกาศเป็นวัตถุอ้างอิงในการรังวัด เพื่อให้การสังเกตการณ์การเปลี่ยนแปลงของโลกสมบูรณ์ขึ้น และคงไว้ซึ่งข้อมูลที่มีความแม่นยำสูง เรียกวิธีการรังวัดเหล่านี้ว่า เทคนิครังวัดยีออเดซีอวกาศ (Space Geodetic Techniques) การได้มาซึ่งพิกัดตำแหน่งจากการรับสัญญาณดาวเทียม GNSS ก็เป็นหนึ่งในเทคโนโลยีกลุ่มนี้ด้วย

        กล้องโทรทรรศน์วิทยุที่กำลังดำเนินการสร้างขึ้น ภายใต้โครงการแรงดี (RANGD: Radio Astronomical Network and Geodesy for Development) ของสถาบันวิจัยดาราศาสตร์แห่งชาติ (องค์การมหาชน) (สดร.) นั้นก็จะถูกใช้งานร่วมกับกล้องฯ อื่นทั่วโลก เพื่อสังเกตการณ์ด้วยเทคนิค VLBI (Very Long Baseline Interferometry) และระบบกล้องโทรรทรรศน์วิทยุเพื่อการสังเกตการณ์การเปลี่ยนแปลงของโลก หรือกล้องโทรทรรศน์วิทยุวีกอส (VGOS: VLBI Geodetic Observing System) ซึ่งเป็นเทคโนโลยีในกลุ่มการรังวัดยีออเดซี ที่มีความสำคัญทั้งระดับชาติและระดับโลก เนื่องจากผลลัพธ์ที่ได้จากการสังเกตการณ์ของเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ไม่ว่าจะเป็น VLBI หรือวีกอส จะสามารถนำไปวิเคราะห์เพื่อการศึกษาค่าต่าง ๆ ของโลกได้ อาทิ ค่าตัวแปรการวางตัวของโลกในอวกาศในแกนสามมิติ (Earth Orientation Parametres) ระยะเวลาที่โลกใช้ในการหมุนรอบตัวเองที่ความละเอียดระดับไมโครวินาที (dUT1) และที่สำคัญคือพิกัดตำแหน่งที่มีความแม่นยำสูงระดับมิลลิเมตร ซึ่งสามารถนำมาใช้ศึกษาการเคลื่อนตัวของแผ่นเปลือกโลกได้

ภาพที่ 3 กล้องโทรทรรศน์วิทยุระบบ VGOS ( REAGE VGOS antenna at Yebes Observatory , Spain )

ภายในบริเวณหอสังเกตการณ์ดาราศาสตร์วิทยุของโครงการแรงดี ประกอบด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุแห่งชาติ ขนาด 40 เมตร กล้องโทรทรรศน์วิทยุวีกอส ขนาด 13 เมตร และยังมีสถานีรับสัญญาณดาวเทียม GNSS อยู่ด้วย เมื่อสามารถทำการหาความสัมพันธ์ทางตำแหน่งบนพื้นผิวโลก (Local Ties) ของสามเครื่องมือนี้ได้ จะทำให้หอสังเกตการณ์ฯ นี้ กลายเป็นสถานีอ้างอิงทางตำแหน่งที่เชื่อมเทคนิครังวัดยีออเดซีอวกาศไว้ด้วยกัน สามารถพัฒนาให้เป็นสถานีอ้างอิงบนกรอบอ้างอิงนานาชาติของโลก (International Terrestrial Reference Frame, ITRF) ได้เป็นสถานีแรกของภูมิภาคเอเชียตะวันออกเฉียงใต้

ภาพที่ 4 แผนภูมิแสดงตัวแปรการวางตัวของโลกในอวกาศ
( https://www.researchgate.net/figure/Earth-orientation-parameters_fig1_289388318 )

พันธกิจด้านยีออเดซีในประเทศไทย (Geodesy Missions)

        ในปัจจุบัน กรมแผนที่ทหาร (RTSD) และกรมที่ดิน (DOL) คือหน่วยงานรัฐฯ ที่รับผิดชอบในงานสำรวจรังวัดทั้งภาคพื้นดินและน่านฟ้าไทย เพื่อจัดทำแผนที่ภูมิประเทศ ทั้งสำหรับการใช้งานของหน่วยงานราชการและสาธารณะ โครงข่ายยีออเดซีแห่งชาติได้ถูกก่อตั้งขึ้นเมื่อปี ค.ศ. 1991 โดยหมุดหลักฐานดาวเทียม GNSS ได้ถูกพัฒนามาอย่างต่อเนื่องนับตั้งแต่นั้น โครงข่ายได้ถูกปรับให้สอดคล้องกับกรอบพื้นฐานอ้างอิงตำแหน่งสากล 2000 (ITRF2000) รูปภาพที่ 5 ได้แสดงโครงข่ายในลำดับชั้นต่าง ๆ ที่ได้ถูกจัดตั้งขึ้นแล้วในประเทศไทย

1. โครงข่ายอ้างอิง Reference Network (8 FGCC class-A)
2. โครงข่ายปฐมภูมิ Primary Network (11 FGCC class-B)
3. โครงข่ายทุติยภูมิ Secondary Network (94 FGCC class-B)

เครือข่ายทั้งหมดมีค่าคลาดเคลื่อนวงรอบปิดไม่เกิน 1 ส่วนในล้านส่วน

ภาพที่ 5 ( ซ้าย ) โครงข่ายอ้างอิงถูกแสดงในสีแดง และโครงข่ายปฐมภูมิถูกแสดงในสีเขียว ( ขวา ) โครงข่ายทุติยภูมิ

ความตระหนักในการเคลื่อนตัวของแผ่นเปลือกโลกและการรังวัดในทางยีออเดซีของประเทศไทย ได้เพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญ นับตั้งแต่แผ่นดินไหวครั้งใหญ่ในปี ค.ศ. 2004 ณ มหาสมุทรอินเดีย ที่ได้ส่งผลกระทบให้ภาคใต้, ภาคกลาง และภาคเหนือของประเทศไทยได้เคลื่อนตัวไป 25, 8 และ 3 เซนติเมตร ตามลำดับ (RTSD, 25th IUGG, 2011) การตรวจสอบการเคลื่อนตัวของแผ่นเปลือกโลกที่ประเทศไทยตั้งอยู่ ได้แก่ แผ่นยูเรเซียนและแผ่นซันดาร์ (ภาพที่ 6) ให้ได้แม่นยำมากขึ้น จำเป็นต้องใช้เทคโนโลยีทางยีออเดซี อย่าง VLBI เพื่องานยีออเดซี (Geodetic VLBI) ที่ให้ความถูกต้องทางตำแหน่งในระดับมิลลิเมตร รวมถึงยังสามารถใช้ตรวจสอบและทำงานร่วมกับเครือข่ายสถานี GNSS ที่มีอยู่เดิม เพื่อการพัฒนาของระบบพิกัดของประเทศไทยโดยมีจุดมุ่งหมายเพื่อเพิ่มความแม่นยำของเครือข่าย ให้แม่นยำถึงระดับต่ำกว่ามิลลิเมตรต่อปี และพัฒนาให้ระบบพิกัดของชาติ สอดคล้องกับกรอบพื้นฐานอ้างอิงตำแหน่งสากลในปัจจุบัน (ITRF2014) และก้าวทันการเปลี่ยนแปลงในอนาคต นอกจากนี้ยังต้องการที่จะร่วมสังเกตการณ์กับเครือข่ายสากล เพื่อหาตัวแปรสัคัญต่าง ๆ ทางยีออเดซีทั้งบริเวณประเทศไทย ภูมิภาค และสนับสนุนศาสตร์ด้านยีออเดซีเพื่อการพัฒนาที่ยั่งยืนในระดับนานาชาติต่อไป

ภาพที่ 6 แผนที่แผ่นเปลือกโลกในภูมิภาคเอเชียตะวันออกเฉียงใต้

        กระบวนการเกิดดาวเป็นหนึ่งในกระบวนการสำคัญ ที่นักดาราศาสตร์ยังคงเฝ้าค้นหาคำตอบตั้งแต่อดีตจนถึงปัจจุบัน โดยเฉพาะอย่างยิ่งในกรณีการเกิดดาวของบริเวณเกิดดาวมวลมาก ซึ่งมีการวิวัฒน์มาจากกลุ่มฝุ่นและแก๊สที่อยู่รวมกันเป็นกลุ่มก้อนอย่างมหาศาล ซึ่งในกลุ่มก้อนฝุ่นเหล่านั้น มีโมเลกุลต่าง ๆ อยู่ข้างใน หรือเรียกว่า กลุ่มหมอกโมเลกุล สาเหตุที่นักดาราศาสตร์สังเกตการณ์การเกิดดาวมวลมากได้ยาก เพราะเมื่อมันวิวัฒน์เป็นดาวแล้ว จะมีช่วงชีวิตที่สั้น และในกรณีที่ยังไม่วิวัฒน์เป็นดาว ก็ไม่สามารถสังเกตเห็นได้โดยตรงในย่านคลื่นที่ตามองเห็น เนื่องมาจากถูกปลกคลุมด้วยกลุ่มฝุ่นและแก๊สเป็นจำนวนมาก แต่อย่างไรก็ตาม พวกดาวอายุน้อยที่อยู่ภายในกลุ่มหมอกโมเลกุลเหล่านี้ ได้ปลดปล่อยรังสีอินฟาเรดออกมา ทำให้นักดาราศาสตร์สามารถศึกษาพฤติกรรมของดาวอายุน้อยที่อยู่ข้างในได้ โดยการสังเกตการณ์บริเวณดังกล่าวจะต้องอาศัยกล้องโทรทรรศน์ที่มีกำลังแยกเชิงมุมสูง รวมถึงสังเกตการณ์ในย่านความยาวคลื่นยาว เช่นคลื่นวิทยุ จึงจะทำให้ศึกษาบริเวณใจกลางของเมฆหมอกโมเลกุลได้

        เครื่องมือที่มีศักยภาพและทรงพลังอย่างหนึ่งที่นักดาราศาสตร์ใช้ศึกษาในบริเวณเกิดดาวเรียกว่า เมเซอร์ ซึ่งมีหลักการเกิดดังนี้ กลุ่มหมอกโมเลกุลเมื่อถูกกระตุ้นด้วยแรงภายนอกหรืออาจถูกบีบอัดด้วยแรงใดแรงหนึ่ง จะทำให้โมเลกุลถูกกระตุ้นและเปลี่ยนระดับพลังงาน ให้อยู่ในสถานะพลังงานที่สูงขึ้น ทำให้โมเลกุลไม่เสถียรจึงต้องปลดปล่อยพลังงานออกมาในลักษณะการแผ่พลังงานในย่านคลื่นไมโครเวฟ กลุ่มหมอกโมเลกุลบางประเภทปลดปล่อยพลังงานออกมาในหลากหลายรูปแบบ หนึ่งในกรณีที่แผ่พลังงานออกมา จะเป็นไปในรูปของเส้นสเปกตรัมแบบเปล่งรังสีที่มีความเข้มพลังงานสูงมาก เราเรียกการเกิดปรากฏการณ์เช่นนี้ว่า การเกิดเมเซอร์ (MASERs: Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation) (รูป ก.) ลักษณะการเกิดปรากฏการณ์ดังกล่าวนี้ คล้ายคลึงกับการเกิดเลเซอร์บนโลก แต่แตกต่างกันตรงที่ย่านคลื่นที่ปลดปล่อยและถูกกระตุ้นพลังงาน จะอยู่ในย่านคลื่นไมโครเวฟแทน

รูป ก.   ภาพจำลองแสดงการเกิดปรากฏการณ์เมเซอร์ในห้วงอวกาศ

        โมเลกุลเมเซอร์ในห้วงอวกาศมีหลากหลายประเภทด้วยกัน เช่น เมทานอล (CH₃OH) น้ำ (H₂O) ซิลิกอนมอนอกไซด์ (SiO) ฯลฯ ซึ่งสามารถตรวจพบได้ในบริเวณเกิดดาวและในดาวที่มีการวิวัฒน์แล้ว ส่วนไฮดรอกซิลค์เมเซอร์ (OH)  เป็นโมเลกุลเมเซอร์ประเภทแรกที่ตรวจพบได้ง่ายที่สุดในบริเวณเกิดดาว (Cohen, 1989) ความถี่ที่ใช้ในการสังเกตการณ์ได้ จะอยู่ที่ 1.6 GHz (หรือในย่าน L-band) และ 6.0 GHz (ย่าน C-band) โมเลกุลเมเซอร์ประเภทเมทานอล ส่วนใหญ่ตรวจวัดได้ที่ความถี่ 6.7 GHz พบเจอได้ในบริเวณเกิดดาวมวลมาก นอกจากนั้น ผลงานวิจัยในปัจจุบันยังพบว่าเมเซอร์ทั้ง 2 ตระกูล มีความสัมพันธ์ต่อกันในแง่ของสภาพแวดล้อมที่อยู่ รวมถึงเงื่อนไขทางกายภาพที่เอื้อต่อการเกิดเมเซอร์ทั้งสองประเภทด้วย (Etoka และคณะ 2005, Hutawarakorn และ Cohen, 1999, Asanok และคณะ 2010, Etoka และคณะ 2012)  ส่วนในกรณีของเมเซอร์ประเภทน้ำและซิลิกอนมอนอกไซด์ ที่ความถี่ 22 GHz (ย่าน K-band) และ 43 GHz (ย่าน Q-band) ส่วนมากแล้วสามารถตรวจพบได้ทั้งในบริเวณเกิดดาว ดาวที่มีวิวัฒน์แล้ว และดาวมวลมาก เป็นต้น แต่ถึงอย่างไรก็ตามธรรมชาติของเมเซอร์อาจแปรเปลี่ยนฟลักซ์ได้ตามเวลาที่สังเกตการณ์ รวมถึงสภาวะแวดล้อมที่มันอาศัยอยู่อาจเป็นปัจจัยอย่างหนึ่งต่อการกระตุ้นให้เปลี่ยนพลังงานได้โดยง่าย เช่น ลำแก๊สพวยพุ่งหรือเจ็ต แผ่นดิสก์โมเลกุล (รูป ข.)  เช่นในกรณีของเมทานอลเมเซอร์ ความถี่ 6.7 GHz เป็นต้น

รูป ข.  แผนภาพจำลองจุดกำเนิดการเกิดเมเทานอลเมเซอร์ที่ความถี่ 6.7 GHz ที่เป็นไปได้
[ที่มา: http://www.naic.edu/~astro/highlights/Methanol_MasersPR.html]

งานสำรวจโมเลกุลเมเซอร์ในโครงการมหภาคในปัจจุบัน ผลทางสถิติบ่งชี้ว่าโมเลกุลเมเซอร์ประเภทต่าง ๆ สามารถนำมาประมาณลำดับช่วงอายุของบริเวณเกิดดาวได้ โดยในรูป ค. แสดงไดอะแกรมการประมาณลำดับอายุอย่างง่ายจากโมเลกุลเมเซอร์ ตั้งแต่ที่มีอายุยังน้อยไปจนถึงอายุมาก (Breen และคณะ 2010)

รูป ค.  แสดงถึงลำดับช่วงอายุของบริเวณเกิดดาวมวลมากจากการสังเกตการณ์โมเลกุลเมเซอร์ประเภทต่าง ๆ
(รูปที่ 6 ของงานวิจัยของ Breen และคณะในปี 2010)

        เนื่องจากสถาบันวิจัยดาราศาสตร์แห่งชาติ (องค์การมหาชน) (สดร.) ได้มีแผนการติดตั้งกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดใหญ่ที่สุดในเอเชียตะวันออกเฉียงใต้ รวมถึงจะถูกใช้เป็นสถานีในเครือข่าย VLBI (Very Long Baseline Interferometry) ร่วมกับภูมิภาคแถบประเทศเอเชียในอนาคตอันใกล้นี้ มีพันธกิจหลัก เพื่อเฝ้าสังเกตการณ์สัญญาณโมเลกุลเมเซอร์ โดยใช้กล้องเดี่ยวขนาดหน้าจาน 40 เมตร ซึ่งเพียงพอต่อการตรวจจับสัญญาณของเมเซอร์น้ำและเมเซอร์ประเภทอื่น ๆ ได้ ยิ่งไปกว่านั้น การรวมเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุของประเทศไทยร่วมกับประเทศอื่น ๆ ยิ่งจะช่วยทำให้เกิดกำลังแยกเชิงมุมได้ละเอียดและตอบสนองต่อความเข้มสัญญาณแบบต่ำมาก ๆ ได้เช่นกัน

     งานวิจัยหลักที่ศึกษาโมเลกุลเมเซอร์ในห้วงอวกาศ ได้แก่

• ศึกษาการแปรสัญญาณของเมเซอร์ในบริเวณเกิดดาว (ใช้ข้อมูลร่วมกับเครือข่าย VERA และ KVN network ประเทศญี่ปุ่นและเกาหลีใต้)
• การศึกษาเมเซอร์ในบริเวณเกิดดาวในซีกท้องฟ้าใต้ โดยใช้เครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุ LBA array ประเทศออสเตรเลีย
• การสังเกตการณ์และทฤษฎีจำลองการเกิดเมเซอร์ ในบริเวณเกิดดาวซีกท้องฟ้าเหนือ (ใช้ข้อมูลร่วมกับเครือข่าย e-MERLIN network ประเทศสหราชอาณาจักร)

เอกสารอ้างอิง

Asanok, K., Etoka, S., & Gray, M. D. et al. 2010, MNRAS, 404, 120
Breen, S. L., Ellingsen, S. P., Caswell, J. L.  et al. 2010, MNRAS, 401, 2219
Cohen, R. J. 1989, Reports on Progress in Physics, 52, 881
Etoka, S., Cohen, R. J., & Gray, M. D. 2005, MNRAS, 360, 1162
Etoka, S., Gray, M. D., & Fuller, G. A. 2012, MNRAS, 423, 647
Hutawarakorn, B. & Cohen, R. J. 1999, MNRAS, 303, 845
Hutawarakorn, B., Cohen, R. J., & Brebner, G. C. 2002, MNRAS, 330, 349
Hutawarakorn, B.  & Cohen, R. J. 2005, MNRAS, 357, 338

        กล้องโทรทรรศน์วิทยุเเห่งชาติ ขนาดจานรับสัญญาณ 40 เมตร เป็นกล้องฯ ที่มีวัตถุประสงค์เพื่อการทำงานหลายด้าน ลักษณะเด่นของกล้องนี้คือ ช่วงความถี่รับสัญญาณที่กว้างจนถึงช่วงความถี่สูงมากระดับ Ultra High Frequency (UHF) 115 GHz ทำการสังเกตการณ์แบบเป็นจังหวะ (Observingcadence) วิทยาศาสตร์ที่กล้องฯ แบบจานเดียวให้ความสำคัญ คือการศึกษาโดเมนเวลาของวัตถุต่าง ๆ เช่นการศึกษา Dispersion Measure Rotation Measure และ Timing ของพัลซาร์ ฟลักซ์และโพลาไรเซชันของเมเซอร์ เมฆโมเลกุล (Molecular cloud) และการเปลี่ยนแปลงของนิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์ (Active Galactic Nuclei) ภาพด้านล่างแสดงให้เห็นว่า ตำเเหน่งละติจูดที่ใกล้เส้นศูนย์สูตรนำมาซึ่งโอกาสอันดี ในการตามหาวัตถุต่าง ๆ และสามารถทำการสังเกตแบบทั่วท้องฟ้า ที่ทำให้เห็น Galactic Plane ได้ด้วย ตัวอย่างวิทยาศาสตร์ที่กล้องโทรทรรศน์วิทยุสามารถทำการสังเกตการณ์ได้ เมื่อทำงานร่วมกับกล้องฯ ตัวอื่นบนโลกด้วยเทคนิค VLBI (Very Long Baseline Interferometry) เช่น การตามรอยการเปลี่ยนแปลงของบริเวณกำเนิดดาว (Star Forming Region) W49

        พัฒนาการของระบบอาเรย์ถูกคาดการณ์ว่าจะมีการรวมระบบ Thai VLBI Network (TVN) เข้ากับเครือข่าย VLBI เพื่อนบ้าน เช่น East Asian VLBI Network (EAVN) LBA European VLBI Network (EVN) การเลียนแบบการครอบคลุมระบบ UV ด้วย KaVA Array (KVN+VERA) ผลที่ได้คือการเพิ่มขึ้นเป็นเท่าตัวของความละเอียด และความหนาเเน่นของ UV ก็เพิ่มขึ้นเช่นกัน

        อีกหนึ่งปัจจัยที่มีความสำคัญและส่งผลต่อการทำงานของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ก็คือสภาพแวดล้อมทางคลื่นวิทยุบริเวณสถานที่ตั้งกล้องฯ เครื่องรับสัญญาณที่ติดตั้งอยู่กับกล้องโทรทรรศน์วิทยุ จะทำหน้าที่รับคลื่นวิทยุในช่วงความถี่ต่าง ๆ จากวัตถุอ้างอิงที่อยู่ไกลออกไปในห้วงอวกาศ​เพื่อนำไปประมวลผลให้ได้ผลลัพธ์ทั้งทางดาราศาสตร์และยีออเดซีต่อไป

        ดังนั้นหากบริเวณที่ตั้งกล้องฯ มีสัญญาณจากแหล่งกำเนิดอื่นบนโลกในความถี่ช่วงเดียวกับที่ต้องการใช้งาน เครื่องรับสัญญาณก็จะถูกรบกวน จนอาจจะทำให้ผลลัพธ์ที่ได้จากการสังเกตการณ์ของกล้องฯ เกิดความผิดพลาด ยิ่งโดยปกติแล้ว คลื่นวิทยุจากแหล่งกำเนิดบนโลก อาทิ การโทรคมนาคม นั้นสัญญาณมีความเข้มกว่าจากแหล่งกำเนิดที่ต้องการสังเกตการณ์ถึงระดับ 10¹⁵ หากถูกสัญญาณระดับนี้รบกวน ก็จะไม่สามารถนำข้อมูลจากการสังเกตการณ์ไปประมวลผลต่อได้ จึงจำเป็นต้องมีการตรวจสอบสภาพแวดล้อมทางคลื่นวิทยุของพื้นที่ที่จะจัดสร้างกล้องฯ เพื่อเลือกพื้นที่ที่เหมาะสม ไม่มีสัญญาณรบกวน หรือเป็นบริเวณที่สามารถตรวจสอบที่มาของสัญญาณรบกวน และทำการจัดการไม่ให้รบกวนการสังเกตการณ์ของกล้องฯ ได้ ทำให้กล้องฯ สามารถทำงานได้ด้วยประสิทธิภาพสูงสุดเมื่อสร้างแล้วเสร็จ

        โครงการแรงดี (RANGD: Radio Astronomical Network and Geodesy for Development) ได้มีการทำการตรวจสอบสภาพแวดล้อมทางคลื่นวิทยุของหลายบริเวณในพื้นที่ภาคเหนือของประเทศไทย เพื่อเลือกสถานที่จัดสร้างกล้องโทรทรรศน์วิทยุของโครงการ เช่น พื้นที่ในมหาวิทยาลัยแม่ฟ้าหลวง, พื้นที่ในอำเภอแม่โจ้ จังหวัดเชียงใหม่, พื้นที่บ้านแม่ดอกแดง จังหวัดเชียงใหม่ และพื้นที่ในศูนย์ศึกษาการพัฒนาห้วยฮ่องไคร้อันเนื่องมาจากพระราชดำริ จังหวัดเชียงใหม่ เครื่องมือที่ใช้ในการวัดคลื่นวิทยุประกอบขึ้นจาก เครื่องวิเคราะห์สเปกตรัม (Spectrum Analyser) R&S ZVL6 สายอากาศเฉพาะทิศทาง (Directional Antenna) R&S HE300 รับสัญญาณช่วง 20 MHz ถึง 6 GHz, เครื่องขยายสัญญาณรบกวนต่ำ (Low Noise Amplifier, LNA) และ a low loss about 2-feet cable โดยทำการติดตั้งดังภาพด้านล่าง

และมีการใช้เครนยกชุดสายอากาศขึ้นสูง 30 เมตรจากพื้นดิน โดยทำการควบคุมด้วยเครื่องคอมพิวเตอร์พกพาผ่านสาย อีเธอร์เน็ตเพื่อตรวจสอบสภาพแวดล้อมทางคลื่นวิทยุ ณ ความสูงที่ใกล้เคียงกับความสูงจริงของกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาด 40 เมตร ที่จะทำการสร้าง

        จากผลการตรวจสอบของพื้นที่ทั้งหมด จึงได้เลือกบริเวณของศูนย์ศึกษาการพัฒนาห้วยฮ่องไคร้อันเนื่องมาจากพระราชดำริ จังหวัดเชียงใหม่ ในการทำการจัดสร้างกล้องโทรทรรศน์วิทยุของโครงการแรงดี เพราะมีสภาพแวดล้อมทางคลื่นวิทยุที่เหมาะสม (รายละเอียดเพิ่มเติมในโปสเตอร์ คลิก) แล้วยังมีแผนที่จะตรวจสอบสัญญาณอีกอย่างต่อเนื่อง เพื่อที่จะสามารถเปรียบเทียบข้อมูลสภาพแวดล้อมทางคลื่นวิทยุ ตั้งแต่ก่อนโครงการ ระหว่างดำเนินการสร้าง ไปจนกระทั่งโครงการแล้วเสร็จ และกล้องฯ เริ่มปฏิบัติการ นอกเหนือจากนั้นยังมีแนวคิดที่จะพัฒนาชุดอุปกรณ์ที่ใช้ในการตรวจสอบสัญญาณให้เป็นระบบอัติโนมัติ เพื่อให้ง่ายต่อการนำไปปฏิบัติการ ทั้งกับโครงการแรงดีและเป็นประโยชน์ต่องานอื่น ๆ ต่อไป

        เนื่องจากประเทศไทยกำลังจะมีการติดตั้งกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางขนาด 40 เมตร ซึ่งมีขนาดใหญ่ที่สุดในภูมิภาคเอเชียตะวันออกเฉียงใต้ ซึ่งจะสามารถใช้ศึกษาวัตถุท้องฟ้าทั้งในย่านความถี่วิทยุและย่านความถี่ไมโครเวฟ ทำให้สามารถบ่งบอก พฤติกรรม องค์ประกอบของธาตุ การแผ่สนามไฟฟ้าและสนามแม่เหล็กจากดวงดาว รวมถึงแหล่งกับเนิดคลื่นวิทยุต่าง ๆ ในอวกาศ และด้วยคุณสมบัติของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ที่สามารถประมวลผล หาตำแหน่งของตัวเองได้อย่างแม่นยำ จากการสังเกตการณ์ที่มีวัตถุฟ้าที่เรียกว่า เควซาร์ ( Quasars ) เป็นวัตถุอ้างอิง ทำให้สามารถนำข้อมูลตำแหน่งนี้ ไปใช้ในการศึกษาการเคลื่อนที่ของแผ่นเปลือกโลกได้ 

        มากไปกว่านั้นกล้องโทรทรรศน์วิทยุยังสามารถทำงานร่วมกันกับกล้องฯ อื่นทั่วโลก ด้วยเทคนิค VLBI (Very Long Baseline Interferometry) ซึ่งเป็นการทำงานของกล้องฯ 2 ตัวขึ้นไป เป็นเสมือนกล้องฯ ที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางเท่ากับระยะห่างระหว่างของกล้องฯ กลุ่มนั้น ๆ ( Baseline ) ซึ่งผลที่ได้คือ ความสามารถในการแยกแยะวัตถุได้มากขึ้น หรือได้ผลลัพธ์ที่มีความละเอียด ( Resolution ) สูงขึ้นนั่นเอง

        อุปกรณ์หลักของกล้องโทรทรรศน์วิทยุคือระบบชุดรับสัญญาณหรือเซนเซอร์ ระบบรับสัญญาณคือหัวใจสำคัญในการสังเกตการณ์ของกล้องโทรทรรศน์วิทยุในทุก ๆ เทคนิค   โดยเครื่องรับสัญญาณ (Receiver) จะมีลักษณะการรับแบบเซนเซอร์เดี่ยว ซึ่งสามารถรับสัญญาณคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าย่านความถี่วิทยุจนถึงย่านความถี่ไมโครเวฟ   สัญญาณช่วงความถี่ย่านนี้อาจถูกลดทอนด้วยชั้นบรรยากาศ แต่อย่างไรก็ตามสัญญาณที่ถูกลดทอนสามารถตรวจจับด้วยจานรับสัญญาณขนาดใหญ่ ซึ่งทำหน้าที่รวบรวมสัญญาณไปยังจุดโฟกัส และใช้เทคโนโลยีขั้นสูงร่วมกับการออกแบบระบบออพติก (Optical System) ของกล้อง และการชดเชยข้อมูลที่ผิดเพี้ยน เพื่อช่วยในการตรวจจับสัญญาณ โดยเครื่องรับสัญญาณชุดแรดที่จะถูกติดตั้งให้แก่กล้องโทรทรรศน์วิทยุแห่งชาติ คือชุดรับสัญญาณย่านความถี่แอล ( 1 - 1.8GHz ) และย่านเค ( 18 - 26.5GHz ) โดยความร่วมมือระหว่างสถาบันดาราศาสตร์วิทยุมักซ์พลังค์ ( MPIfR ) และสถาบันวิจัยดาราศาสตร์แห่งชาติ ( องค์การมหาชน ) ( สดร. )    

       ระบบรับสัญญาณนี้ทำการออกแบบร่วมกับระบบกึ่งทรรศนะศาสตร์ของกล้องฯ เพื่อให้สามารถรับสัญญาณได้อย่างมีประสิทธิภาพมากสุด  โดยชุดรับสัญญาณจะถูกติดตั้งพร้อมกับการตั้งกล้องครั้งแรก เพื่อใช้ตรวจสอบประสิทธิภาพของกล้องเช่นการตรวจสอบการชี้ดาว ประสิทธิภาพการรับสัญญาณ หรือการตามดาว หลังจากนั้นชุดรับสัญญาณทั้งสองตัวจะถูกใช้ในการสังเกตการณ์เพื่องานวิจัยทางดาราศาสตร์วิทยุ และด้านอื่น ๆ ต่อไปได้

ชุดรับสัญญาณความถี่วิทยุย่านความถี่แอล

        ชุดรับสัญญาณความถี่ย่านแอลจะถูกติดตั้งที่ตำแหน่งโฟกัสจุดแรก (Primary Focus)  ซึ่งอยู่บริเวณตำแหน่ง Subreflector (M2)  สามารถใช้ศึกษาพัลซ่าร์ (Pulsars) สเปกตรัมของ Hydrogen และ OH เป็นต้น โดยคุณสมบัติของชุดรับสัญญาณแสดงดังตารางที่ 1

ตารางที่ 1  คุณสมบติชุดรับสัญญาณความถี่ย่านแอล

        ชุดรับสัญญาณ ( รูปที่ 1 ) ประกอบด้วยภาครับสัญญาณส่วนหน้า ( Front-end ) ซึ่งมีอุปกรณ์ที่เรียกว่า ฟีด ( Feed ) ทำหน้าที่รับสัญญาณแบบโพลาไรซ์เชิงเส้น ( Linear Polarization ) อันประกอบด้วยโพลาไรเซชันในแนวตั้งและแนวนนอน จากนั้นสัญญาณจะถูกแยกเป็นสองโพลาไรเซชัน โดยโพลาไรซ์ด้วยอุปกรณ์ที่เรียกว่า OMT   สัญญาณที่แยกออกในแต่ล่ะแนวแกนจะถูกขยายด้วยเครื่องขยายสัญญาณรบกวนต่ำ ( Low Noise Amplifier , LNA ) มีค่ากำลังขยายสัญญาณประมาณ 33 dB ถูกออกแบบให้อยู่ในระบบสุญญากาศที่อุณหภูมิต่ำกว่า 20 K อยู่ใน Dewar โดยใช้ฮีเลียมในการหล่อเย็นเพื่อควบคุมสัญญาณรบกวน จากนั้นสัญญาณจะส่งไปยังวงจรขยายสัญญาณส่วนนอก มีค่ากำลังขยายสัญญาณโดยรวมประมาณ 100 dB ซึ่งประกอบด้วยเครื่องขยายสัญญาณ วงจรกรองความถี่ เพื่อควบคุมสัญญาณให้ผ่านตามช่วงที่ต้องการ วงจรลดทอนสัญญาณเพื่อควบคุมสัญญาณให้ได้ในระดับที่ต้องการ โดยมีระดับลดทอนสัญญาณอยู่ในช่วง 0.5-31.5 dB หลังจากนั้นสัญญาณจะถูกแปลงเป็นดิจิตอลส่งผ่านสายนำสัญญาณแบบไฟเบอร์ออพติก (Fibre-optics) เพื่อป้องกันการรบกวนจากสัญญาณภายนอกไปยังห้องประมวลผล หลังจากนั้นสัญญาณจะถูกแปลงกลับด้วยเครื่องขยายสัญญาณสู่ระดับ 12 bit   ซึ่งสามารถส่งไปบันทึกหรือวิเคราะห์ประมวลผลต่อไปได้

  รูปที่ 1  บล็อกไดอะแกรมสำหรับชุดรับสัญญาณย่านความถี่แอล

ชุดรับสัญญาณความถี่วิทยุย่านความถี่เค

        ชุดรับสัญญาณย่านความถี่เค ถูกติดตั้งที่ตำแหน่งโฟกัสจุดที่สอง ( Secondary Focus ) ซึ่งอยู่ในห้องเครื่องรับสัญญาณ ( Receiver Room ) สามารถใช้ศึกษา VLBI สเปกตรัมของ H₂O และ สเปกตรัมของ NH₃ เป็นต้น โดยคุณสมบัติของชุดรับสัญญาณแสดงดังตารางที่ 2

        ชุดรับสัญญาณย่านความถี่เค ครอบคลุมความถี่ตั้งแต่ 18-26.5 GHz ประกอบด้วย Front-end ซึ่งมี Feed ทำหน้าที่รับสัญญาณแบบโพลาไรซ์เชิงวงกลม (Circular Polarization) จากนั้นสัญญาณจะถูกแยกเป็นสองโพลาไรเซชัน คือโพลาไรเซชันด้านซ้ายและขวาด้วยอุปกรณ์ที่เรียกว่า OMT สัญญาณที่แยกออกในแต่ล่ะแนวแกนจะถูกขยายด้วยเครื่อง LNA มีค่ากำลังขยายสัญญาณประมาณ 33 dB ซึ่งออกแบบอยู่ในระบบสุญญากาศที่อุณหภูมิต่ำกว่า 25 K จากนั้นสัญญาณจะถูกแปลงความถี่ลงมาที่ความถี่ต่ำ และถูกขยายด้วยภาคขยายสัญญาณ แล้วจึง ถูกแปลงเป็นดิจิตอลส่งผ่านสาย Fibre-optics ไปยังภาคประมวลผลต่อไป

        ความสามารถของกล้องโทรทรรศน์วิทยุนั้นขึ้นอยู่กับประสิทธิภาพของของจานรับสัญญาณ ซึ่งมี Ruze’s Equation ไว้บอกถึง พลังไฟฟ้าของสายอากาศ (Gain of Antenna) การตรวจสอบความถูกต้องของพื้นผิวจานรับสัญญาณ จะใช้วิธีการสองอย่างประกอบกัน

1 ) วิธีรังวัดด้วยภาพ (Photogrammetry) ซึ่งเป็นวิธีการถ่ายภาพจานจากหลายมุม แล้วนำมาสร้างเป็นโมเดลสามมิติ
2 ) วิธีการทำไมโครเวฟโฮโลกราฟี (Microwave Holography) ซึ่งใช้เครื่องรับสัญญาณจากสองกลุ่มจากดาวเทียมค้างฟ้า (Geostationary Orbit Satellites) การวัดความถูกต้องของพื้นผิว มีรากฐานมาจากการแปลงฟูเรีย (Fourier Transform) รูปแบบการแผ่ (Radiation Pattern) ของจานรับสัญญาณ ซึ่งเมื่อรับสัญญาณจากดาวเทียมค้างฟ้าที่มุมเงย 45 องศา จะสามารถหาความถูกต้อง หรือความคลาดเคลื่อนของพื้นผิว เทียบกับรูปแบบตั้งต้น หรือรูปแบบที่ได้จากวิธีรังวัดด้วยภาพได้

        การตรวจสอบด้วยกระบวนการดังกล่าว เคยถูกใช้สำหรับกล้องโทรทรรศน์วิทยุเยเบส ของสถาบันภูมิศาสตร์ประจำชาติสเปน (IGN: Spanish National Geographic Institute) มาแล้ว โดยได้ผลรายละเอียดภาพ (Spatial Resolution) spatial 40 เซนตริเมตร และค่าความคลาดเคลื่อนพื้นผิว 34 ไมครอน (RMS)
ส่วนจานสะท้อนสัญญาณของกล้องโทรทรรศน์วิทยุแห่งชาติ ประกอบด้วยชิ้นส่วนระนาบโค้งทั้งหมด 420 ชิ้น ขนาดต่อช่อง 180 ไมครอน ซึ่งคาดหวังให้มีค่าความคลาดเคลื่อนพื้นผิว 150 ไมครอนที่มุมเงย 45 องศา และมีความคลาดเคลื่อน 180 ไมครอนสำหรับมุมเงย 20 และ 70 องศา สำหรับการทดสอบหน้างาน จานสะท้อนหลักจะต้องมีค่าก่อนตั้ง 400 ไมครอน (RMS) และจะมีการทำ Microwave Holography ต่อไป

         สถาบันวิจัยดาราศาสตร์แห่งชาติ (องค์การมหาชน) (สดร.) ได้ร่วมมือกับสถาบันภูมิศาสตร์ประจำชาติสเปน (Spanish National Geographiic Institute) หรือ IGN ผู้ดูแลหอดูดาวเยเบส (Yebes Observatory) เพื่อที่จะพัฒนาระบบ Holography ให้มีความเที่ยงตรงยิ่งขึ้น โดยระบบมีทั้งหมดสามส่วนด้วยกันได้แก่ Test and Reference Feeds (IGN), RF System (NARIT-IGN), Digital and Software Control (NARIT-IGN).

สิ่งก่อสร้างดาราศาสตร์และยีออเดซี: กล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดเล็ก 4.5 เมตร Facilities: 4.5-metre Small Radio Telescope

        กล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 4.5 เมตร นี้เป็นอุปกรณ์พื้นฐานสำคัญที่ใช้ในการศึกษาดาราศาสตร์วิทยุในช่วงคลื่นความถี่ต่าง ๆ โดยตัวกล้องฯ สามารถเคลื่อนที่ได้ตามระบบอัลต์อาซิมุท (Alt-azimuth) ประกอบด้วย แกนแนวราบ (Azimuth) คือมุมกวาด นับจากทิศเหนือต่อไปในทิศทางตามเข็มนาฬิกา ไปยังทิศตะวันออก ทิศใต้ ทิศตะวันตก และกลับมาทิศเหนืออีกครั้งหนึ่ง มีค่าระหว่าง 0 - 360 องศา และแกนแนวตั้ง (Altitude) คือมุมเงย นับจากเส้นขอบฟ้าขึ้นไปสู่จุดเหนือศีรษะ มีค่าระหว่าง 20 - 90 องศา

        ในปัจจุบันกล้องโทรทรรศน์วิทยุนี้ได้ออกแบบและพัฒนาเพื่อสังเกตการณ์สัญญาณคลื่นวิทยุที่ช่วงความถี่หลัก 1420 MHz ซึ่งถูกแผ่ออกมาจากอะตอมไฮโดรเจนที่เป็นกลาง โดยเฉพาะบริเวณกาแลกซี่ทางช้างเผือก

ภาครับสัญญาณส่วนหน้า (Front-end)

        ประกอบไปด้วยหน้าจานรูปทรงพาราโบลาเส้นผ่านศูนย์กลาง 4.26 เมตร ค่าอัตราส่วนโฟกัส (Focal Ratio, f/D) อยู่ที่ 0.33 และมี ความกว้างลำแสง (Beam Width) ที่ 3.47 องศา ส่วนเสาอากาศหรือจานรับสัญญาณ (Antenna) ประกอบด้วยช่องรับความถี่หรือ ฟีด (Feed) รับความถี่หลักที่ 1420 MHz หลังจากนั้นจะถูกขยายสัญญาณต่อด้วยเครื่องขยายสัญญาณรบกวนต่ำ (Low Noise Amplifier) 37 dB และส่งต่อสัญญาณ เพื่อนำไปประมวลผลต่ออีกที

ภาครับสัญญาณส่งหลัง (Back-end)

        สัญญาณที่ได้รับมากจากส่วนหน้า จะถูกส่งเข้าสเปกโตรมิเตอร์ SpectraCyber 1420MHz(RAS) ซึ่งสามารถประมวลผลสัญญาณที่ความถี่ 1420 MHz มีความกว้างแถบคลื่นความถี่ (ฺBandwidth) +/-2 MHz โดยสามารถแสดงผลได้ทั้งรูปแบบชุดตัวเลข Continuum mode และ Spectral mode

        ทั้งนี้ สัญญาณที่ได้อาจนำมาประมวลผลด้วย Software Defined Radio (SDR) ที่พัฒนาบน FPGA (Field Programable Gate Array) ซึ่งเป็นระบบดิจิตอล ที่สามารถประมวลผลด้วยความถี่ที่กว้าง และมีความเร็วในการประมวลผลมากกว่า

ระบบควบคุมเสาอากาศและจานรับสัญญาณ (Antenna Control Unit)

        ในการเคลื่อนที่ของกล้องจะประกอบด้วยมอเตอร์ 3 เฟส จำนวนสองตัวใช้ในการเคลื่อนที่แนวแกนแนวราบ (Azimuth) และแกนแนวตั้ง (Altitude) ควบคุมด้วย PLC (Programable Logic Controller) ที่ทำงานร่วมกับซอฟต์แวร์ควบคุมกล้องโทรทรรศน์วิทยุ (Telescope Control Software) ซึ่งพัฒนาจากซอฟต์แวร์ที่มีชื่อว่า LABVIEW โดยสามารถควบคุมการทำเคลื่อนที่ของกล้องได้อัตโนมัติ เช่น การติดตามวัตถุเคลื่อนบนท้องฟ้า เช่น ดวงอาทิตย์ แคสซิโอเปีย และอื่นๆ

        อีกหนึ่งค่าตั้งต้นที่มีผลต่อการสังเกตการณ์เป็นของกล้องโทรทรรศน์วิทยุเป็นอย่างมาก ก็คือตำแหน่งอ้างอิงกล้องโทรทรรศน์วิทยุ หรือ IRP (Invariant Reference Point) ที่จำเป็นต้องมีความถูกต้องบนกรอบอ้างอิงดาราศาสตร์ เพื่อให้กล้องฯ สามารถติดตามแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุในอวกาศ และสามารถร่วมสังเกตการณ์ในเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุสากล รวมถึงในเครือข่าย VLBI (Very Long Baseline Interferometry) ได้ โดยตำแหน่ง IRP จะได้มาด้วยการถ่ายพิกัดจาก สถานีฐานรับสัญญาณดาวเทียม GNSS หรือที่นิยมเรียกกันว่า สถานี GNSS นั่นเอง

ภาพที่ 1 การรังวัดเพื่อหา IRP จากจุดที่ทราบค่าพิกัด
(ที่มา: YEBES observatory - technical report IT-CDT 2011-9)

        ยิ่งไปกว่านั้น สถานีฯ ดังกล่าวยังเป็นหนึ่งในข้อกำหนดที่จำเป็นต้องมี สำหรับการสังเกตการณ์ของกล้องโทรทรรศน์วิทยุวีกอส (VGOS: VLBI Geodetic Observing System) เนื่องจากระบบวีกอสถูกออกแบบมาให้ใช้หาตำแหน่งบนกรอบพื้นฐานอ้างอิงตำแหน่งสากลของโลก (International Terrestrial Reference Frame, ITRF) โดยเฉพาะ รวมถึงใช้หาความสัมพันธ์ระหว่างเทคโนโลยียีออเดซี (Local Tie) จึงต้องมีสถานี GNSS อยู่ในพื้นที่ เพื่อทำการสังเกตการณ์ควบคู่กันไปด้วย

        เทคโนโลยีในปัจจุบัน ทำให้สถานี​ GNSS มีระบบเครื่องมือรับสัญญาณดาวเทียมที่มีประสิทธภาพสูง สามารถสังเกตการณ์ได้ตลอดเวลา ประมวลสัญญาณ บันทึกค่าพิกัดได้อย่างต่อเนื่องได้ เรียกการทำงานในลักษณะนี้ว่า Continuous Operating Reference Station (CORS) ซึ่งในปัจจุบัน ประเทศไทยกำลังพัฒนาเครือข่ายสถานี GNSS CORS เพื่อใช้เครือข่ายอ้างอิงตำแหน่งทั้งทางราบและทางดิ่ง ที่สามารถใช้ตรวจสอบความเปลี่ยนแปลงของพื้นที่ในแต่ละบริเวณ มีความแม่นยำสูง และเป็นค่าพิกัดที่อยู่บนกรอบพื้นฐานอ้างอิงตำแหน่งสากล ถือเป็นการพัฒนาระบบพิกัดของประเทศไทย เทคโนโลยีที่สามารถนำข้อมูลตำแหน่งไปประยุกต์ใช้ หรือมีพื้นฐานการทำงานด้วยค่าพิกัด ดังเช่น การนำทางด้วยแผนที่ดิจิตอล อากาศยานไร้คนขับ รวมถึงการเกษตรอัจฉริยะ ฯลฯ ก็จะเกิดการพัฒนาต่อไปได้อีกด้วย สดร. คาดหวังว่า สถานี GNSS ในโครงการแรงดี จะได้ร่วมเป็นหนึ่งในเครือข่าย GNSS CORS ของชาติด้วยเช่นกัน

ภาพที่ 2 สถานี GNSS ที่ทำงานควบคู่กับกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ณ ที่ต่าง ๆ ในโลก