ดาราศาสตร์คลื่นซับมิลลิเมตร (หรือดาราศาสตร์ซับมิลลิเมตร ) (ดูความแตกต่างของการสะกด ) คือสาขาหนึ่งของดาราศาสตร์เชิงสังเกตการณ์ที่ดำเนินการในช่วงความยาวคลื่นซับมิลลิเมตร (เช่นรังสีเทราเฮิร์ตซ์ ) ของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้านักดาราศาสตร์จัดช่วงความยาวคลื่นซับมิลลิเมตรไว้ระหว่างช่วง ความยาวคลื่น อินฟราเรดไกลและไมโครเวฟโดยทั่วไปถือว่าอยู่ระหว่างไม่กี่ร้อยไมโครเมตรถึงหนึ่งมิลลิเมตรในดาราศาสตร์คลื่นซับมิลลิเมตรยังคงนิยมระบุความยาวคลื่นในหน่วย 'ไมครอน' ซึ่งเป็นชื่อเดิมของไมโครเมตร

การสังเกตการณ์ในย่านซับมิลลิเมตรสามารถใช้ติดตามการปล่อยรังสีจากก๊าซและฝุ่น รวมถึงเส้น CI, CO และ CII ^{[ 1 ] [ 2 ]}แหล่งกำเนิดการปล่อยรังสีนี้ ได้แก่เมฆโมเลกุลและ แกน เมฆมืดซึ่งสามารถใช้เพื่อชี้แจงกระบวนการก่อตัวของดาวฤกษ์ตั้งแต่การยุบตัว ครั้งแรก จนถึงการกำเนิดดาวฤกษ์โดยการกำหนดความอุดมสมบูรณ์ทางเคมีในเมฆมืดและกลไกการระบายความร้อนสำหรับโมเลกุลที่ประกอบขึ้นเป็นเมฆเหล่านั้นแหล่งกำเนิดอื่นๆ ได้แก่จานโปรโตแพล เนตารี กาแล็กซีระเบิดดาวฤกษ์ที่มีฝุ่นในเอกภพยุคแรก สภาพแวดล้อมโดยรอบAGNและแอนไอโซ โทรปีทุติย ภูมิในพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล^{[ 1 ] [ 3 ]}นักดาราศาสตร์ประมาณการว่าฝุ่นระหว่างดาวดูดซับรังสีที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์และกาแล็กซีได้มากถึงครึ่งหนึ่ง ซึ่งจะถูกปล่อยออกมาใหม่ในย่านอินฟราเรดไกลและซับมิลลิเมตร ทำให้การสังเกตการณ์ในย่านซับมิลลิเมตรเป็นกุญแจสำคัญในการทำความเข้าใจเอกภพ^{[ 4 ]}ผลการค้นพบล่าสุดได้ใช้ดาราศาสตร์ซับมิลลิเมตรเพื่อวัดปรากฏการณ์ Sunyaev–Zeldovichในกระจุกกาแล็กซี ซึ่งพิสูจน์การมีอยู่ของตัวกลางระหว่างกระจุกกาแล็กซีที่ ร้อน ^{[ 5 ]}

การสังเกตการณ์ในย่านซับมิลลิเมตรถูกนำมาใช้เพื่อจำกัดแบบจำลองของการก่อตัวและวิวัฒนาการของดาวเคราะห์ ดาวฤกษ์ และกาแล็กซี^{[ 1 ] [ 6 ]}ด้วยการศึกษาองค์ประกอบเบื้องหน้าของ CMB และสภาพแวดล้อมรอบSMBHดาราศาสตร์ซับมิลลิเมตรยังสามารถใช้เพื่อจำกัดแบบจำลองของแรงโน้มถ่วงควอนตัมและเพื่อตรวจสอบบทบาทของคลื่นความโน้มถ่วงและนิวตริโนเชิงสัมพัทธภาพในเอกภพยุคแรก^{[ 1 ] [ 7 ]}ที่น่าสังเกตคือกล้องโทรทรรศน์ Event Horizonซึ่งสร้างภาพแรกของหลุมดำในปี 2020 โดยใช้การสังเกตการณ์ทางวิทยุและอินฟราเรดระยะไกล ยังทำการ สังเกตการณ์ VLBIภายในย่านซับมิลลิเมตรที่ 870 μm อีกด้วย ^{[ 8 ]}

ข้อจำกัดที่สำคัญที่สุดในการตรวจจับการปล่อยคลื่นดาราศาสตร์ที่ความยาวคลื่นซับมิลลิเมตรด้วยหอดูดาวภาคพื้นดินคือการปล่อยคลื่นในชั้นบรรยากาศ เสียงรบกวน และการลดทอน เช่นเดียวกับคลื่นอินฟราเรดชั้นบรรยากาศซับมิลลิเมตรถูกครอบงำด้วยแถบการดูดซับไอน้ำ จำนวนมาก และการสังเกตการณ์จะทำได้เฉพาะผ่าน "ช่องว่าง" ระหว่างแถบเหล่านี้เท่านั้น^{[ 9 ] [ 10 ]}สถานที่สังเกตการณ์ซับมิลลิเมตรที่เหมาะสมที่สุดคือที่แห้ง เย็น มีสภาพอากาศคงที่ และอยู่ห่างจากศูนย์กลางประชากรในเมือง มีการระบุสถานที่เพียงไม่กี่แห่งเท่านั้น ได้แก่ เมานาเคอา ( ฮาวายสหรัฐอเมริกา) หอ ดู ดาวลลาโน เดอ ชาจนันตอร์บนที่ราบสูงอาตาคามา ( ชิลี ) ขั้วโลกใต้และฮันเลในอินเดีย (สถานที่ตั้งในเทือกเขาหิมาลัยของหอดูดาวทางดาราศาสตร์อินเดีย ) การเปรียบเทียบแสดงให้เห็นว่าทั้งสี่สถานที่นี้ยอดเยี่ยมสำหรับการศึกษาดาราศาสตร์ซับมิลลิเมตร และในบรรดาสถานที่เหล่านี้ เมานาเคอาเป็นสถานที่ที่ได้รับการยอมรับมากที่สุดและอาจกล่าวได้ว่าเข้าถึงได้ง่ายที่สุด เมื่อไม่นานมานี้ มีความสนใจในสถานที่สูงในแถบอาร์กติกมากขึ้น โดยเฉพาะสถานีซัมมิทในกรีนแลนด์ ซึ่งการวัด PWV ( ไอ น้ำที่ตกตะกอนได้ ) จะดีกว่าที่เมานาเคอาเสมอ (อย่างไรก็ตาม เมานาเคอามีละติจูดต่ำกว่าที่ 19 องศา ทำให้สามารถสังเกตท้องฟ้าทางใต้ได้มากกว่ากรีนแลนด์) ^{[ 11 ] [ 12 ]}

การเปรียบเทียบดาวเทียมพบว่าระดับ PWV บนโดม Aและโดม Cมีความสม่ำเสมอและแห้งที่สุด สถานที่สูงอื่นๆ ในชิลีสามารถบรรลุผลลัพธ์ที่คล้ายกันได้ในบางช่วงของปี^{[ 13 ]}

บริเวณหอดูดาว Llano de Chajnantor เป็นที่ตั้งของAtacama Pathfinder Experiment (APEX) ซึ่งเป็นกล้องโทรทรรศน์ซับมิลลิเมตรที่ใหญ่ที่สุดที่ใช้งานในซีกโลกใต้ และโครงการดาราศาสตร์ภาคพื้นดินที่ใหญ่ที่สุดในโลก คือAtacama Large Millimeter Array (ALMA) ซึ่งเป็นอินเตอร์เฟอโรเมตรสำหรับการสังเกตการณ์คลื่นความยาวซับมิลลิเมตรที่ประกอบด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาด 12 เมตรจำนวน 54 ตัว และกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาด 7 เมตรจำนวน 12 ตัว ทางเหนือของบริเวณนี้คือ Cerro Chajnantor ซึ่งจะเป็นที่ตั้งของ CCAT-prime (FYST) ขนาด 6 เมตร ซึ่งเป็นกล้องโทรทรรศน์สำรวจมุมกว้างตัวแรกในช่วงคลื่นซับมิลลิเมตร ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของความร่วมมือ CCATกำหนดการเริ่มใช้งาน FYST ครั้งแรกคือปี 2026 ^{[ 14 ]}

กล้องโทรทรรศน์วิทยุซับมิลลิเมตร (SMA) เป็นอีกหนึ่งเครื่องมือวัดการแทรกสอดคลื่น ตั้งอยู่ที่ภูเขาเมานาเคอา ประกอบด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 6 เมตร จำนวน 8 ตัว กล้องโทรทรรศน์วิทยุซับมิลลิเมตรที่ใหญ่ที่สุดในปัจจุบัน คือกล้องโทรทรรศน์เจมส์ คลาร์ก แม็กซ์เวลล์ก็ตั้งอยู่ที่ภูเขาเมานาเคอาเช่นกัน

กล้องโทรทรรศน์ซับมิลลิเมตรบางตัวยังใช้สำหรับ VLBI ด้วย^{[ 15 ]}

ด้วยบอลลูนและเครื่องบินที่บินในระดับความสูงมาก เราสามารถขึ้นไปเหนือชั้นบรรยากาศได้มากขึ้นกล้องโทรทัศน์ซับมิลลิเมตรขนาดใหญ่ที่ติดตั้งบนบอลลูน (BLAST) และหอดูดาวอินฟราเรดในชั้นบรรยากาศสตราโตสเฟียร์ (SOFIA) เป็นตัวอย่างสองตัวอย่าง แม้ว่า SOFIA จะสามารถจัดการกับการสังเกตการณ์อินฟราเรดใกล้ได้เช่นกัน^{[ 16 ]}

การสังเกตการณ์จากอวกาศในช่วงความยาวคลื่นซับมิลลิเมตรช่วยขจัดข้อจำกัดของการดูดกลืนแสงในชั้นบรรยากาศที่ได้จากการสังเกตการณ์บนพื้นดิน กล้องโทรทรรศน์ซับมิลลิเมตรตัวแรกในอวกาศคือ BST-1M ของสหภาพโซเวียต ซึ่งตั้งอยู่ในห้องอุปกรณ์วิทยาศาสตร์ของสถานีโคจรซาลยุต-6มันติดตั้งกระจกที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 1.5 เมตร และมีจุดประสงค์เพื่อการวิจัยทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ในย่านสเปกตรัมอัลตราไวโอเลต (0.2–0.36 ไมครอน) อินฟราเรด (60–130 ไมครอน) และซับมิลลิเมตร (300–1000 ไมครอน) ทำให้กลุ่มที่สนใจเมฆโมเลกุลในอวกาศสามารถศึกษาพวกมันได้ เช่นเดียวกับการได้รับข้อมูลเกี่ยวกับกระบวนการในชั้นบรรยากาศตอนบนของโลก

ดาวเทียมดาราศาสตร์คลื่นซับมิลลิเมตร (SWAS) ถูกปล่อยขึ้นสู่วงโคจรต่ำของโลกเมื่อวันที่ 5 ธันวาคม พ.ศ. 2541 ในฐานะหนึ่งใน ภารกิจของโครงการสำรวจขนาดเล็ก (SMEX) ของ NASAภารกิจของยานอวกาศคือการสังเกตการณ์เมฆโมเลกุลขนาดยักษ์และแกนเมฆมืดอย่างเจาะจง SWAS มุ่งเน้นไปที่เส้นสเปกตรัมห้าเส้น ได้แก่น้ำ (H₂O , น้ำไอโซโทป (H₂¹⁸O , คาร์บอนมอนอกไซด์ไอโซโทป ( ^¹³CO ), ออกซิเจนโมเลกุล (O₂ และคาร์บอน ที่เป็นกลาง (Cl) เส้นสเปกตรัมเหล่านี้ถูกเลือกเพื่อตอบคำถามเกี่ยวกับ การเย็น ^{ตัว ของ} เมฆ แหล่ง กักเก็บออกซิเจน องค์ประกอบทางเคมี และคุณสมบัติทางกายภาพของเมฆโมเลกุลที่สังเกตได้^{[ 18 ]}

ดาวเทียม SWAS ถูกปรับเปลี่ยนการใช้งานในเดือนมิถุนายน ปี 2005 เพื่อสนับสนุน ภารกิจ Deep Impact ของ NASA โดย SWAS ได้ให้ข้อมูลเกี่ยวกับการผลิตน้ำบนดาวหางจนถึงสิ้นเดือนสิงหาคม ปี 2005

องค์การอวกาศยุโรป (ESA)ได้ปล่อยภารกิจสำรวจอวกาศที่รู้จักกันในชื่อหอดูดาวอวกาศเฮอร์เชล (เดิมชื่อกล้องโทรทรรศน์อินฟราเรดไกลและซับมิลลิเมตร หรือ FIRST) ในปี 2552 เฮอร์เชลได้ติดตั้งกระจกขนาดใหญ่ที่สุดเท่าที่เคยส่งขึ้นไปในอวกาศ (จนกระทั่งเดือนธันวาคม 2564 ด้วยการปล่อยกล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์ ที่ตรวจ จับรังสีอินฟราเรดใกล้ ) และศึกษาการแผ่รังสีในช่วงคลื่นอินฟราเรดไกลและซับมิลลิเมตร แทนที่จะโคจรรอบโลก เฮอร์เชลได้โคจรในวงโคจรลิซา จูส์ รอบจุดL2 ซึ่งเป็น จุดลากรางจ์ที่สองของระบบโลก-ดวงอาทิตย์ จุดอยู่ห่างจากโลกประมาณ 1.5 ล้านกิโลเมตร และการวางตำแหน่งของเฮอร์เชลที่จุดนั้นช่วยลดการรบกวนจากรังสีอินฟราเรดและรังสีที่มองเห็นได้จากโลกและดวงอาทิตย์ ภารกิจของเฮอร์เชลเน้นไปที่ต้นกำเนิดของกาแล็กซีและการก่อตัวของกาแล็กซีเป็นหลัก

• กล้องโทรทรรศน์ขอบฟ้าเหตุการณ์
• รังสีเทราเฮิร์ตซ์
• ดาราศาสตร์อินฟราเรดระยะไกล
• การสำรวจท้องฟ้าทั้งหมดด้วย SCUBA-2
• หน้าต่างวิทยุ
• หน้าต่างอินฟราเรด
• หน้าต่างออปติคอล
• หมวดหมู่:กล้องโทรทรรศน์ซับมิลลิเมตร

• หน้าเว็บของหอดูดาววิทยุแอริโซนาเกี่ยวกับดาราศาสตร์คลื่นซับมิลลิเมตร
• หน้าหลักของโครงการทดลองนำทางอะตาคามา (APEX)
• หน้าหลักของกล้องโทรทรรศน์วิทยุอัลตราโซนิคอาตาคามา (ALMA)
• หน้าหลัก SWAS
• หอดูดาวอวกาศเฮอร์เชล