Wywiad z Jocelyn Bell Burnell /Interview with Jocelyn Bell Burnell

Harwardzkie Komputery, czyli wielkie odkrycia w małym pokoju

 

 

Astronomki z Harvarda przy pracy; źródło: Wikipedia, domena publiczna

 

W 1877 roku młoda, błyskotliwa Szkotka Williamina Stevens zakochała się i poślubiła Jamesa Fleminga. Tuż po ślubie oboje wyemigrowali ze Szkocji do Bostonu w USA. Kiedy dwa lata później ona i ich malutki synek zostali przez Jamesa porzuceni, trzeba było sobie poszukać zatrudnienia. Niedługo potem podjęła pracę gosposi w domu Edwarda Charlesa Pickeringa, uznanego astronoma i dyrektora obserwatorium na Uniwersytecie Harvarda. Żona Pickeringa szybko dostrzegła, że Williamina trochę się w tej pracy marnuje i zasugerowała mężowi, żeby zatrudnił ją u siebie w obserwatorium. Tak też się stało. Z początku Williamina wykonywała prace biurowe, lecz Pickering najwyraźniej uznał, że jego zdolna podwładna sprosta większemu wyzwaniu i zaczął uczyć ją analizować widma gwiazd. Tak zaczyna się historia zespołu wybitnych astronomek, która jest gotowym scenariuszem na film: wkrótce w obserwatorium zaczęły pojawiać się kolejne "Harwardzkie Komputery" - astronomki, które miały po prostu katalogować widma gwiazdowe na podstawie zdjęć utrwalonych na płytach fotograficznych, ale podczas tego katalogowania kilka z nich dokonało przełomowych odkryć w dziedzinie astronomii i astrofizyki.

Wraz z Pickeringiem Williamina Fleming współtworzyła pierwszy system klasyfikacji gwiazd na podstawie ich widm, czyli zarejestrowanych obrazów emitowanego przez nie promieniowania. Ponadto odkryła kilkaset nowych obiektów, m.in. 59 mgławic i ponad 300 gwiazd zmiennych. Jedna z tych mgławic to ten niezwykle widowiskowy obiekt - oddalona od nas o ok. 1500 lat świetlnych mgławica Koński Łeb.  

 

 Mgławica Koński Łeb; źródło: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

 

Jak to się wszystko zaczęło, czyli mnóstwo kresek i kropek na szkle

Światło widzialne składa się z siedmiu barw – tak nasz mózg interpretuje fale świetlne o różnych długościach, począwszy od tych najkrótszych: fioletu i niebieskiego, poprzez średnie: zielone i żółte, na długich: pomarańczowych i czerwonych skończywszy. W połowie XIX wieku wynaleziono spektroskop, przyrząd, który rozszczepiał światło emitowane przez dany obiekt na barwy składowe i pozwalał z dużą precyzją analizować długości poszczególnych fal świetlnych. Szybko okazało się, że każdy pierwiastek i związek chemiczny wykazuje w swoim świetle przepuszczonym przez pryzmat charakterystyczny, właściwy tylko sobie układ kolorowych linii – ten układ linii nazywamy widmem.  Spektroskopia stanowiła fundamentalny przełom w astronomii, fizyce oraz chemii i stała się motorem rozwoju mechaniki kwantowej.

Skąd biorą się widma? Elektrony w atomie zajmują miejsce na poszczególnych powłokach, w różnych odległościach od jądra. Mogą się one poruszać po dozwolonych orbitach, czyli takich, na których mają określoną ilość energii – im dalej od jądra atomu, tym większa energia elektronu. Liczba elektronów jest równa liczbie protonów w jądrze i jest różna, w zależności od pierwiastka - atom wodoru ma raptem jeden elektron, atom żelaza ma ich 26, a atom ołowiu aż 82. I oczywiście, jak już ustaliliśmy, nie może być tak, by wszystkie elektrony w danym atomie gnieździły się na jednej i tej samej powłoce. I tu dochodzimy do najciekawszego punktu: kiedy dostarczymy im energii – np. poddamy je działaniu światła -  elektrony przechodzą w stan wzbudzenia, innymi słowy przeskakują z niższej powłoki na wyższą. Ponieważ jednak szybko chcą powrócić do swojego poprzedniego, stabilnego stanu, zeskakują na zajmowane wcześniej miejsce. To bardzo istotny fakt dla naukowców: fizyków, chemików, astrofizyków – „podskakujący” na wyższą powłokę elektron pochłania światło, a zeskakując na powłokę wyjściową pozyskany nadmiar energii oddaje, emitując światło o określonej długości fali. Każdy pierwiastek świeci inaczej, a zatem ma swój charakterystyczny „kod kreskowy” – wystarczy spojrzeć choćby na widmo wodoru i helu:

 

 

Źródło: Uniwersytet Mikołaja Kopernika w Toruniu

 

Dzięki zastosowaniu spektroskopu już w latach 60. XIX wieku astronomowie mogli zacząć określać skład chemiczny gwiazd i mgławic, a później także ich temperatury, prędkości oraz to, czy dany obiekt się do nas przybliża, czy od nas oddala.  Angielski astronom i pionier spektroskopii William Huggins już w 1863 roku ogłosił, że w gwiazdach występują te same pierwiastki, które można znaleźć na Ziemi.

 

 

Typy widm gwiazdowych wg jednego z pionierów spektroskopii Angelo Secchi, źródło: domena publiczna

 

W czasie, kiedy do nauki wkraczała spektroskopia, nastąpił jeszcze jeden przełom. Tysiące obserwowanych obiektów zaczęto fotografować i rejestrować na specjalnych płytach fotograficznych. Henry Draper, amerykański lekarz i astronom-amator zaczął fotografować widma gwiazd na początku lat 70. XIX wieku – pierwszym zarejestrowanym przez niego widmem było widmo Wegi, jednej z najjaśniejszych gwiazd ziemskiego nieba. Kilka lat później fotografował m.in. tranzyt Wenus (przejście Wenus na tle tarczy Słońca) i Wielką Mgławicę w Orionie.

W 1867 roku Draper poślubił pochodzącą z bogatej rodziny Mary Anne Palmer, która chętnie wspierała pasje męża. Po jego nagłej i przedwczesnej śmierci Mary wyłożyła niemałe fundusze na sfinansowanie wielkiego przedsięwzięcia rozpoczętego przez Williaminę Fleming i Charlesa Pickeringa: projektu stworzenia katalogu gwiazd i innych obiektów na podstawie tysięcy fotografii, w które w szybkim tempie wzbogacało się harwardzkie obserwatorium. Aby jednak to przedsięwzięcie zrealizować, trzeba było komuś powierzyć niezwykle trudne zadanie przeanalizowania obrazów na licznych szklanych płytach i ułożenia tego wszystkiego w logiczny, naukowo uzasadniony porządek. Do tej roboty trzeba było kogoś, kto z większych i mniejszych czarnych kropek i kresek odczyta coś konkretnego i to zinterpretuje. Pickering zdążył się już przekonać, że jego gosposia, nie mająca formalnego wykształcenia astronomicznego, to osoba tak błyskotliwa, że do zrozumienia widm wystarczył jej przyspieszony kurs spektroskopii. Być może dlatego właśnie uznał, że warto stworzyć większy, kobiecy zespół, który z zadaniem upora się znacznie lepiej, niż jego męska drużyna, do której miał zresztą spore zastrzeżenia. Do obserwatorium zaczęły przybywać kolejne uzdolnione fizyczki i astronomki, które za mizerne wynagrodzenie 25 centów za godzinę miały wnikliwie, z lupą w ręku analizować płyty i wyczytywać z nich cenne dane, bez dostępu do teleskopów. Nie wiem, czy Pickering zdawał sobie sprawę z tego, że w swoim obserwatorium zatrudnia wybitne umysły, lecz nie da się ukryć, że jego decyzje zapoczątkowały niezwykle płodny w przełomowe odkrycia okres w astronomii i astrofizyce.

 

 

 

Płyty fotograficzne z kolekcji harwardzkiego obserwatorium, dzięki uprzejmości Harvard College Observatory, Photographic Glass Plate Collection.

 

Porządkowanie nieba

Williamina Fleming klasyfikowała widma gwiazd według ilości wodoru – literą A oznaczone były obiekty wykazujące w widmie najwięcej wodoru, kolejne litery alfabetu (B,C,D itd.) oznaczały malejącą ilość wodoru. Antonia Maury, prywatnie siostrzenica Henry’ego Drapera, która dołączyła do zespołu w 1887 roku, stworzyła bardziej złożony system klasyfikacji. Według jej modelu widma gwiazd zostały usystematyzowane w 22 grupach wraz z odpowiadającymi im podgrupami według szerokości i ostrości linii spektralnych w widmie. Jej system nie podobał się Pickeringowi, lecz kilka lat po opublikowaniu został on w pełni doceniony i wykorzystany przez innego uznanego astronoma, Duńczyka Ejnara Hertzsprunga, w jego badaniach nad gwiazdami zaliczanymi do tzw. olbrzymów i karłów. Konflikt z Pickeringiem spowodował, że w 1891 roku Antonia Maury opuściła obserwatorium i na kilka lat oddała się pracy nauczycielskiej. Wracała tam jeszcze trzykrotnie: w 1893, 1895, a potem w 1918 roku, już jako adiunkt. Pracowała do 1948 roku. Pod koniec życia mawiała: „Wszechświat jest ogromny, lecz ludzki umysł jest znacznie potężniejszy, jako że tylko on jest w stanie ten ogrom pojąć”.

„Pocałuj mnie!”

Annie Jump Cannon ukończyła fizykę i astronomię na prestiżowym Wellesley College w 1884 roku, a potem przez kilka lat podróżowała i próbowała swoich sił w fotografii i muzyce. W 1895 roku podjęła kolejne studia, pod kierunkiem Pickeringa, a rok później dołączyła do Harwardzkich Komputerów. Ożywione spory o najlepszy system klasyfikacji gwiazd skłoniły Annie do zajęcia się tematem – owocem jej pracy był opublikowany w 1901 roku system, który po niewielkich modyfikacjach stosowany jest przez astronomów do dzisiaj. Cannon wzięła na warsztat metody opracowane przez koleżanki kilka lat wcześniej, przeanalizowała wszystkie „literki” i znacząco je uprościła. Poszczególne kategorie obiektów otrzymały oznaczenia O B A F G K M. Litera P została przydzielona mgławicom planetarnym, zaś Q stała się symbolem nietypowych gwiazd. System ten pozwala obecnie klasyfikować gwiazdy według ich temperatur – litera O odnosi się do gwiazd najgorętszych, M – najchłodniejszych. Jak zapamiętać taki ciąg? Podobno to właśnie Annie Jump Cannon wymyśliła zdanie, które znacząco ułatwiło to astronomom: „Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me”, czyli „Och, bądź miłą dziewczyną/chłopcem, pocałuj mnie”.

Trudno przecenić wkład Annie w rozwój astronomii – w trakcie trwającej ponad 40 lat kariery naukowej skatalogowała około 350 tysięcy gwiazd - więcej niż ktokolwiek przed nią i po niej. Mówiono, że potrafi klasyfikować trzy widma gwiazdowe na minutę i ponoć miała tak fenomenalną pamięć, że pamiętała wszystkie te gwiazdy, ich oznaczenia w katalogu i odpowiadające im fotografie. Ponadto odkryła i opisała 300 nowych gwiazd zmiennych.

Zaraz, zaraz – gwiazd zmiennych, czyli jakich konkretnie? Ta kategoria chyba zasługuje na oddzielny podrozdział, albowiem…

 

…gwiazda naprawdę zmienną bywa

Dawno, dawno temu, 10 września 1784 roku angielski astronom Edward Pigott zauważył, że odkryta przez niego rok wcześniej gwiazda Eta Aquilae wykazuje zmienność jasności. Kilka miesięcy później inny angielski astronom i współpracownik Pigotta, John Goodricke wnikliwie obserwował Deltę Cephei, gwiazdę podwójną w konstelacji Cefeusza odległą o 891 lat świetlnych od Słońca i stwierdził, że także ona przez jakiś czas świeci jaśniej, potem staje się ciemniejsza, a następnie znowu jej jasność się zwiększa. To właśnie od tej gwiazdy swoją nazwę wzięły cefeidy, bardzo duże i wyjątkowo jasne – tysiąc lub nawet 10 tysięcy razy jaśniejsze od Słońca – gwiazdy pulsujące, których jasność zmienia się w bardzo regularnych odstępach czasu.

 

Cefeida RS Puppis, źródło: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) - Hubble/Europe Collaboration; Acknowledgment: H. Bond (STScI and Pennsylvania State University)

 W harwardzkim obserwatorium badanie cefeid przydzielono na początku XX wieku Henrietcie Swan Leavitt, niezwykle skromnej i pracowitej astronomce, która podobnie jak jej koleżanki od końca lat 90. XIX wieku ślęczała nad szklanymi płytami z setkami czarnych kropek. W 1912 roku Henrietta jako pierwsza zaobserwowała kilka ważnych i niezwykle przydatnych dla astronomów własności cefeid. Warto zaznaczyć, że był to czas, kiedy nie tylko wśród zwykłych zjadaczy chleba, lecz także uznanych astronomów panowało przekonanie, że Wszechświat to jedna galaktyka, a mniejsze lub większe rozmazane obiekty, widziane w teleskopach już od ponad dwustu lat to mgławice, czyli obłoki gazu i pyłu – największy i najbardziej kompleksowy katalog takich obiektów został stworzony przez Williama i Caroline Herschelów na przełomie XVIII i XIX wieku.

A jakie były te istotne własności cefeid, które badała Henrietta? Po pierwsze, z jej obliczeń wynikało, że jasność cefeid zmienia się ze zdumiewającą regularnością, a zmiany te występują w cyklach od kilku dni do kilku miesięcy. Po drugie, okazało się, że im jaśniejsza jest dana cefeida, tym dłuższy czas, w którym następuję zmiana blasku tej gwiazdy. Od tego momentu można było wybrać dowolną cefeidę, a następnie obliczyć jej rzeczywistą jasność, korzystając z metody wymyślonej przez Henriettę. A jeśli znamy rzeczywistą jasność danej gwiazdy, możemy z dużą dokładnością obliczyć jej odległość od Ziemi. Można to porównać do żarówki: jeśli np. wiemy, że żarówka świecąca w oddali ma moc 60 watów i stwierdzimy, że jej światło jest czterokrotnie słabsze od światła takiej samej żarówki wiszącej nad naszą głową, wówczas mamy pewność, że odległość od niej musi być dwa razy większa (jasność obserwowana maleje proporcjonalnie do kwadratu odległości). 

Oczywiście do pełni sukcesu potrzebny był odpowiedni sprzęt, a ten można było znaleźć m.in. w Obserwatorium Mount Wilson w południowej Kalifornii, które w owym czasie dysponowało najpotężniejszym teleskopem na świecie.   W 1919 roku Edwin Hubble, młody, elegancki facet, który jeszcze 5 lat wcześniej planował karierę prawniczą, przybył do Mount Wilson i niemal natychmiast zabrał się za obserwacje. Trwały tam wówczas ożywione spory dotyczące rozmiarów naszej galaktyki oraz odległości do mgławic, które, jak sądzono, były częścią Drogi Mlecznej. Hubble podjął się zadania znalezienia odległych cefeid i wykonania odpowiednich pomiarów. Dysponując metodą wyznaczania jasności gwiazd Henrietty Leavitt spędził wiele długich nocy w towarzystwie ogromnego teleskopu, polując na cefeidy. Podczas jednej z takich nocy w 1924 roku wypatrzył cefeidę w Wielkiej Mgławicy Andromedy, a kiedy zmierzył jej odległość od Ziemi uświadomił sobie, że jest ona trzy razy większa, niż rozmiar Drogi Mlecznej oszacowany nieco wcześniej przez innych astronomów. Okazało się, że Wielka Mgławica Andromedy po pierwsze jest od nas znacznie dalej, niż kiedykolwiek przewidywano, a po drugie że wcale nie jest mgławicą w obrębie Drogi Mlecznej, a całkiem samodzielną galaktyką. Na Galaktyce Andromedy Hubble oczywiście nie poprzestał, wyznaczając odległości do kilku innych „mgławic” i ustalając, że także one są poza Drogą Mleczną i stanowią wielkie skupiska gwiazd.

Henrietta Swan Leavitt zmarła na nowotwór w 1921 roku, a więc trzy lata przed odkryciem Hubble’a. Nie mogła zatem wiedzieć o doniosłości swojego odkrycia, choć pewnie nawet gdyby wiedziała, podeszłaby do tego z właściwą sobie skromnością. W 1925 roku szwedzki matematyk aktywnie wspierający kobiety w nauce, Magnus Gӧsta Mittag-Leffler, nie zdając sobie sprawy z tego, że badaczka od kilku lat nie żyje, zaproponował nominowanie jej do Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki. Być może dzięki temu astronomka ta zapisała się na trwałe w historii astronomii wbrew zapędom niektórych jej kolegów po fachu, by przypisać jej osiągnięcia sobie.

 

Szklana płyta, na której Edwin Hubble słowem VAR! zaznaczył wypatrzoną przez siebie cefeidę w „Mgławicy” Andromedy. Dzięki uprzejmości Carnegie Institution for Science (Image Courtesy of Carnegie Institution for Science)

 

Wodór, wszędzie ten wodór

Rok przed sensacyjnym odkryciem, że Droga Mleczna to jedna z wielu galaktyk we Wszechświecie, brytyjska doktorantka przybyła na Uniwersytet Harvarda z Anglii, żeby kontynuować pracę nad rozprawą doktorską.  Doktorantka ta nazywała się Cecilia Payne, a w swojej pracy skupiła się na badaniu widm gwiazdowych. To, co z nich wyczytała wprowadziło niemałe zamieszanie wśród astronomów. Od odkrycia Williama Hugginsa kilkadziesiąt lat wcześniej nikt już nie miał wątpliwości, że gwiazdy składają się z tych samych pierwiastków, które występują na Ziemi. Jednakże wciąż jeszcze panowało przekonanie, że pierwiastki takie jak wapń, krzem czy żelazo były ich głównymi budulcami. W 1925 roku Cecilia Payne ukończyła swoją rozprawę, a w niej zawarła wniosek, że Słońce i wszystkie inne gwiazdy składają się głównie w wodoru i helu, dwóch najlżejszych pierwiastków, przy czym ten pierwszy zdecydowanie dominuje, stanowiąc nawet ponad 70% składu chemicznego gwiazd (na hel przypada około 25%). Wszystkie pozostałe pierwiastki razem stanowią mizerne 2% lub mniej. Pierwsze reakcje były nietrudne do przewidzenia – jeden z najbardziej wówczas uznanych astronomów, Henry Norris Russell jeszcze przez kolejne cztery lata upierał się, że to niemożliwe. W 1929 roku przyznał rację Payne i opublikował pacę, w której z uznaniem odniósł się do jej obliczeń i wyciągniętych z nich wniosków. Niestety, do dzisiaj wielu historyków i popularyzatorów nauki przypisuje to odkrycie właśnie jemu, nie Payne.

Po wyjściu za mąż Cecilia Payne-Gaposchkin kontynuowała badania, w części z nich ściśle współpracując z mężem, Sergiejem Gaposchkinem. Jej kolejne odkrycia pozwoliły udoskonalić system klasyfikacji gwiazd opracowany przez Annie Jump Cannon, który obecnie pozwala katalogować gwiazdy według ich temperatur. Zgromadzone przez nią i opisane dane na temat gwiazd zmiennych posłużyły kolejnym pokoleniom astronomów. To jej inspirującą historię znalazła Joan Feynman, bohaterka naszego poprzedniego artykułu, w książce podarowanej jej przez brata, Richarda Feynmana. Kiedy odbierała jedną z przyznanych jej nagród, Cecilia Payne-Gaposchkin powiedziała, że największą nagrodą dla naukowca jest być pierwszą osobą w historii, która coś dostrzegła lub zrozumiała. I właśnie tego wyróżnienia ona i jej starsze koleżanki w harwardzkim obserwatorium niewątpliwie doświadczyły.