Aki felmérte a Világegyetemet – 100 éve hunyt el Henrietta S. Leavitt

A 19. század vége felé a csillagászok egy – látszólag – megoldhatatlan nehézségbe, a csillagászati távolságok mérésének problémájába ütköztek. De aztán jött egy egyetemet sem végzett, elhivatott nő. Az általa felfedezett periódus-fényesség reláció pedig lehetővé tette a Világegyetem felmérését.

2021. december 13. Csaba György Gábor

A Naprendszer égitesteinek távolságát geometriai „háromszögeléssel” már korábban is sikerült a szakembereknek meghatározniuk, de a csillagokkal ugyanez a művelet már gondot okozott. Azok olyan irdatlanul messze vannak, hogy „klasszikus” háromszögeléssel csak néhány legközelebbinek a távolságát tudták meghatározni (nem földi bázistávolságot véve alapul, hanem a közeli csillagok helyének látszó változását a Föld Nap körüli keringése során a tér más-más pontjairól mérve). Messzebb lévő égitesteknek csak a térbeli iránya volt mérhető, de távolságuk ismeretlen maradt.

Így pedig reménytelennek tűnt a Világegyetem nagyobb léptékű szerkezetének fölmérése.

Nem tudták, mekkora a Tejútrendszer, sőt azt sem, van-e rajta kívül is valami az Univerzumban. Sok csillagász hitte ugyan – helyesen –, hogy a „spirális ködök” Tejútrendszerünkhöz hasonló galaxisok, de megalapozott távolságadatok hiányában föltevésüket nem lehetett sem bizonyítani, sem megcáfolni.

Az emberi „számológépek”

A kutatók az efféle patthelyzetekben gyakran megpróbálnak rendszerbe foglalni már ismert adatokat, remélve, hogy így valamiféle összefüggést találnak közöttük. Ez nemegyszer sikerült is (gondoljunk pl. az elemek periódusos rendszerére). A csillagászok tehát nekifogtak meghatározni a csillagok látszó irányát, fényességüket, színképüket; táblázatokba foglalták, és összefüggést kerestek az adatok tengerében. Ez óriási feladatnak bizonyult: fotólemezek tízezreinek átvizsgálása és kimérése – akkoriban puszta szemmel, illetve mikroszkóppal –, majd az eredmények táblázatokba foglalása. Mindezt szakcsillagászok nem szívesen vállalták, mert nem maradt volna idejük a lényegi munkára, az észlelésre.

A Harvard College Observatory akkori igazgatója, Edward C. Pickering mintegy negyven ifjú hölgyet alkalmazott erre a munkára (férfiak ezt – 25 cent órabérért – nem vállalták volna, de az ilyen monoton, nagy figyelmet és pontosságot kívánó munkában a nők egyébként is jobban teljesítenek), és – nem éppen udvariasan – „számológépek”-nek nevezte őket. Az 1849 óta gyűjtött kb. 250 ezer fotólemez és kb. 225 ezer csillagszínkép kiértékelésének hölgyekkel végeztetett munkáját később Harlow Shapley a szintén nem túl hízelgő „lányórák” kifejezéssel illette.

Az emberi "számológépek" Forrás: commons.wikimedia.org

A „számológépek” egyike-másika nem elégedett meg a lemezek kimérésével és az adatrögzítéssel. Akadtak köztük, akiket az eredmények értelmezése is érdekelt. Közéjük tartozott Leavitt kisasszony, akinek Pickering azt a feladatot adta, hogy vizsgáljon át rengeteg fotólemezt – sok közülük a Magellán-felhőkről készült –, és keressen rajtuk változócsillagokat. (A Magellán-felhők tőlünk nem figyelhetők meg, mert a déli égbolton vannak; szabad szemmel elmosódó, halvány, de viszonylag nagy kiterjedésű foltnak látszanak.)

A látszó fényesség és a periódus

Henrietta Swan Leavitt 1868. július 4-én született, és 1888-ban fejezte be középiskolai tanulmányait. Csillagászattal csak a középiskolában találkozott; felsőbb iskolába – nő lévén – nem juthatott. Tinédzser korában hallása fokozatosan romlani kezdett, végül teljesen megsiketült. A Harvardon kezdett dolgozni 1893-ban, igen szorgalmasan, Pickering asszisztensei, „számológépei” között. Eleinte ingyen végezte a munkát, később heti 1 dollár 50 centet kapott érte Pickeringtől.

Kezdetképpen – elsőként – kidolgozta a fotografikus fotometria módszerét, amellyel a lemezeken 21 magnitúdóig tudta pontosan meghatározni az égitestek fényességét. Módszere birtokában már elkezdhette a változócsillagok keresését és vizsgálatát, s ennek során több mint 2400 változót és 4 nóvát fedezett föl.

A változók olyan csillagok, amelyeknek állapotjelzői – vagy legalább néhány közülük, legtöbbször a fényességük is – megfigyelhető mértékben változnak. Sok típusuk ismeretes, közülük most az ún. cefeidák érdekelnek bennünket. Nevüket a δ Cepheiről, az elsőnek fölfedezett ilyen változócsillagról kapták. Ezek fényes szuperóriás csillagok, amelyek igen messzire, extragalaktikus távolságokba is ellátszanak. Fényességük szabályosan változik, periódusuk néhány nap és néhány hét közé esik. Vannak más típusú, de nagyon hasonlóan változó fényű csillagok is, rövidebb – néhány órás vagy napos – periódussal; ezeket akkoriban még nem különböztették meg a „klasszikus” cefeidáktól.

A δ Cephei és környezete, infravörös fényben Fotó: NASA/JPL-Caltech/ M. Marengo

Nyilvánvaló, hogy egy csillag látszó fényessége legalább két dologtól függ: egyrészt attól, hogy a csillag „valóban” milyen fényes (azaz mennyi energiát sugároz szét a látható fény tartományában; lényegében ezt adja meg az égitest ún. abszolút fényessége), másrészt attól, hogy milyen távol van a megfigyelőtől. Egy adott csillagról időegységenként a műszerünkbe érkező energia a távolság négyzetével fordítva arányos. Leavitt kisasszony azonban a Magellán-felhők valamelyikét tanulmányozva nyugodtan feltételezhette, hogy a benne található égitestek egyforma messze vannak tőlünk, hiszen a felhő kiterjedése bizonyára elhanyagolható a távolságához viszonyítva. Másfél évtizedes munkája során meggyőződött róla, hogy a Magellán-felhők cefeidáinak van egy igen érdekes tulajdonságuk:

minél nagyobb a látszó fényességük, annál hosszabb a periódusuk.

Felrajzolva a periódus-fényesség diagramot, egy – eléggé szórt – görbét kapott, jó közelítéssel egyenest, ha a vízszintes tengelyre a periódus logaritmusát mérte föl. Első cikkét erről 1908-ban írta, majd 1912-ben egy másodikat még több cefeida mérése alapján.

Hiba és korrekció

Főnöke elég fontosnak tartotta ezt az eredményt ahhoz, hogy közzétegye, de jelentőségének valódi nagyságát nem ismerte föl. Ám Ejnar Hertzsprung dán csillagász a cikkeket elolvasva ráeszmélt, hogy a periódus-fényesség reláció, ha nem csak a Magellán-felhőkben, hanem a Világegyetemben mindenütt érvényes, lehetővé teheti igen nagy távolságok meghatározását. Ehhez csak arra van szükség, hogy sikerüljön megállapítani legalább egyetlen cefeida távolságát és abból az abszolút fényességét. Így megkapjuk a periódus-fényesség reláció „nullpontját”, s ettől kezdve a periódusidő megmérése (ami egyszerű) alapján a grafikonról leolvashatjuk a csillag abszolút fényességét. Ennek és a látszó fényességnek az ismerete alapján pedig a távolság kiszámolható.

A csillagászok nehezen találtak eléggé közeli cefeidát, de végül sikerült becslést adni néhány közeli, rövid periódusú cefeida távolságára. Látták, hogy a periódus-fényesség reláció ezekre is érvényes. Ezután már lehetségessé vált sok csillaghalmaz, illetve Leavitt adatai alapján pl. a Magellán-felhők távolságának meghatározása. Erre Hertzsprung 30 ezer fényévet kapott, egy másik csillagász, Henry Norris Russell pedig 80 ezer fényévet (mai tudásunk szerint kb. 160 ezer fényév). Az eredmények – a kezdeti bizonytalanság ellenére – azt mutatták, hogy ezek a „felhők” valószínűleg nem tartoznak a Tejútrendszerhez, vagyis léteznek más galaxisok is.

Sok más, hasonlóan távoli égitest vizsgálata – és már Leavitt kisasszony halála – után azonban az eljárás gyanússá vált. 1927 táján Edwin Hubble a galaxisok színképében észlelt vöröseltolódást az ún. Doppler-effektusnak tulajdonítva fölfedezte, hogy a távolabbiak mind távolodnak tőlünk, méghozzá távolságukkal arányos sebességgel. Úgy látszott, minden galaxis anyaga valaha egy kis térrészben volt, s onnan „spriccelt szét”, létrehozva a ma ismert galaxisokat – a Föld koránál jóval rövidebb idővel ezelőtt. Ez nyilván képtelenség, tehát valami hiba van a távolságadatokban. Ráadásul, ha az adatok helyesek lennének, akkor a mi Tejútrendszerünk a többihez képest óriási lenne; az extragalaxisokban pedig vagy nem lennének gömbhalmazok, vagy sokkal halványabbak lennének, mint a „mi” gömbhalmazaink. (A gömbhalmazok több tízezer öreg csillagból állnak, lényegében gömb alakúak, csillagaikat a gravitáció tartja együtt; úgynevezett „halót” képeznek – vagyis a Tejútrendszer átmérőjénél is nagyobb, nagyjából gömb alakú térrészben vannak szétszórva – Galaxisunk közepe körül. Sok bennük a rövid periódusú változócsillag.)

Henrietta S. Leavitt Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Egy német származású csillagász, Walter Baade 1931-től dolgozott a Wilson-hegyi Obszervatóriumban. Célul tűzte ki, hogy megkeresi a hibát a távolsági adatokban. A munka évtizedekig tartott; közben kitört a második világháború. A csillagászokat behívták katonának, hogy vegyenek részt a műszaki kiképzésben mint fizikához értő előadók. Baade azonban, német lévén, ellenségnek számított, és természetesen nem hívták be. Így lényegében egyedül maradt, s korlátlan ideig rendelkezésére álltak a legnagyobb távcsövek. Az égbolt is sötétebb lett, mert a háborús elsötétítés csökkentette a fényszennyezést. Csillagász ma már aligha juthat ilyen ideális „csillagászparadicsomhoz”.

Baade – többek között – az Androméda-ködöt (más néven M31-et) vizsgálta a 2,5 m-es távcsővel. Még ilyen jó körülmények között is csak nehezen tudott – vörösre érzékeny fotólemezeket használva – olyan képeket kapni, amelyeken az Androméda-köd közepe is csillagokra bomlik. Föltűnt neki, hogy e galaxis mintha két különálló rendszer együttese lenne: a központi vidéken és a gömbhalmazokban található csillagok vörösebbek és a héliumnál nagyobb rendszámú elemekben (a csillagászati szakzsargonban fémekben) szegényebbek, mint a spirálkarokban levők. A karok kékebb és fémekben gazdagabb csillagait I. populációsnak, a vörösebb alrendszer csillagait pedig II. populációsnak nevezte (e felosztást azóta is használjuk, ma már némileg finomabb, több „populációt” tartalmazó formában).

Ebből a szempontból is megvizsgálva a cefeidákat kitűnt, hogy legalább két fajtájuk van: az I. populációs, fiatalabb, ún. „klasszikus” cefeidák és a II. populációs idősebbek. Színképük különbözik, ennek alapján jól megkülönböztethetők. (A csillagszínképek osztályozását egyébként egy másik Pickering-féle „számológép”, Annie Jump Cannon alapozta meg, akinek sokkal több elismerés jutott, mint életében Leavitt kisasszonynak.) Mindkét típusra létezik érvényes periódus-fényesség reláció, de nem ugyanaz: a klasszikus cepfidák mintegy másfél fényrenddel (magnitúdóval) fényesebbek a II. populációsoknál. Ha ezt figyelembe vesszük, sokkal nagyobb távolságot kapunk a galaxisokra, így pl. az Androméda-köd távolsága az addig vélt néhány százezer fényév helyett 2,2 millió fényévnek adódott, s ennek megfelelően a többi távolságadatot is növelni kellett. (Sőt az intersztelláris és intergalaktikus térben levő ritka és helyről helyre változó sűrűségű anyag nem elhanyagolható fényelnyelése miatt további távolságkorrekcióra is szükség volt.)

Végeredményben tehát a periódus-fényesség reláció tette lehetővé a Világegyetem felmérését.

Azóta természetesen újabb, még nagyobb távolságig alkalmazható módszerek is születtek, de ennek a fejlődésnek az alapja és kiindulópontja mindmáig Leavitt felfedezése.

Hubble fejet hajt

Henrietta Leavitt életében nem sok elismerést kapott. Igaz, 1921-ben megbízták a Wilson-hegyi Obszervatórium asztrofotometriai osztályának vezetésével, ami hölgyről lévén szó, ritka megbecsülés volt. Még komolyabb elismerés, hogy Hubble gyakran mondogatta: Leavitt felfedezéseiért Nobel-díjat érdemelne. 1924-ben valóban szóba került, hogy fölterjesztik Nobel-díjra – csakhogy akkor már nem élt: 1921. december 12-én rákbetegségben elhunyt. Nevét – korszakalkotónak mondható csillagászati felfedezésein kívül – egy kisbolygó és egy holdkráter is őrzi.