Tip:
Highlight text to annotate it
X
To zdjęcie przedstawia Henriettę Swan Leavitt.
Dokonała mniej więcej sto lat temu -
zdjęcie pochodzi z początku dwudziestego wieku -
podczas pracy dla harvardzkiego astronoma, Edwarda Charlesa Pickeringa,
podczas pracy w jego obserwatorium
dokonała prawdopodobnie... w zasadzie zdecydowanie
dokonała jednego z największych odkryć w astronomii.
A już na pewno jej odkrycie mogłoby się znaleźć w górnej trójce odkryć astronomicznych.
Tak właściwie to jej praca pozwoliła ludziom takim jak Hubble
zdać sobie sprawę z tego, że Wszechświat się rozszerza.
Czy też w ogóle zacząć myśleć
o poznawaniu odległości do obiektów w przestrzeni kosmicznej, które
znajdowały się poza zasięgiem narzędzi takich jak paralaksa.
Widzieliśmy już, że do wykorzystania paralaksy
potrzebne są wyjątkowo czułe instrumenty
a i one są w stanie poradzić sobie z pomiarami tylko dla gwiazd,
które znajdują się relatywnie blisko nas.
Potrzebujemy znacznie bardziej czułych instrumentów by tą samą metodą
obliczać odległości dla gwiazd, które znajdują się jeszcze dalej wgłąb naszej Galaktyki.
Nie posiadamy jeszcze przyrządów do wykonywania podobnych pomiarów
dla obiektów, które znajdują się poza naszą Galaktyką.
Właśnie dzięki pani Henrietcie Swan Leavitt
jesteśmy w stanie uzyskiwać przybliżone odpowiedzi
dotyczące odległości obiektów znajdujących się poza naszą Galaktyką.
Przyjrzyjmy się temu co udało się jej odkryć.
Jej zadaniem było opisywanie i katalogowanie gwiazd
w Wielkim i Małym Obłoku Magellana.
Tak wyglądają na widziane z półkuli południowej.
To jest Wielki Obłok.
A tutaj znajduje się Mały Obłok.
Pamiętajmy, że są to czasy zanim Hubble zdał sobie sprawę
i pokazał światu że istnieją gwiazdy znajdujące się poza naszą Galaktyką.
Czy też, że nasza Galaktyka nie jest jedyną i istnieje również ogromna ilość innych.
W tych czasach ludzie jeszcze nie zdawali sobie sprawy,
że patrzą na dwie osobne galaktyki.
Traktowano je po prostu jako obłoki
czy też skupiska gwiazd, które są widoczne
z południowej półkuli.
W celu lepszego zrozumienia, gdzie względem nas
to znaczy naszej Galaktyki, Drogi Mlecznej przygotowałem ten obrazek.
Oczywiście nie jest żadne zdjęcie -
nie jesteśmy w stanie zrobić zdjęcia z takiego punktu widokowego.
Ktoś musiałby polecieć naprawdę daleko poza naszą Galaktykę, by móc zrobić takie zdjęcie.
Niemniej jednak tutaj znajduje się Droga Mleczna,
tutaj znajduje się Mały Obłok Magellana,
a tutaj Wielki Obłok Magellana.
Tak więc jej pracą było katalogowanie różnych gwiazd,
które widziała.
Podczas żmudnego procesu katalogowania
przyglądała się gwiazdom zmiennym.
Jak się później okazało przyglądała się pewnemu specyficznemu
rodzajowi gwiazd zmiennych, zwanych cefeidami.
Dwie rzeczy są w nich interesujące:
są niesamowicie jasne,
nawet do 30 000 razy jaśniejsze od Słońca,
ich masy wahają się od
5 do 20 mas Słońca.
Chodzi jednak o to,
że są naprawdę jasne, więc są dobrze widoczne nawet z dużej odległości.
Cefeidy da się zauważyć
nawet w innych galaktykach.
Widać je nawet w galaktykach oddalonych bardziej niż Mały
lub Wielki Obłok Magellana.
Można je obserwować w innych galaktykach.
Jeszcze ciekawszą własnością, którą posiadają cefeidy
jest to, że intensywność z jaką świecą jest zmienna.
Cyklicznie stają się na przemian ciemniejsze lub jaśniejsze
w ciągu dobrze znanego okresu.
Czyli jeżeli będziecie patrzyć na którąś z cefeid
(pokażę wam teraz symulację,
bardzo tanią symulację cefeidy).
Może to wyglądać tak [duży okrąg]
Później w ciągu kolejnych trzech lub czterech dni
może zredukować swoją intensywność i wyglądać tak [mały okrąg]
Później po trzech, czterech dniach
znów wygląda tak [duży okrąg].
Później znów wygląda tak [mały].
Intensywność z jaką świeci gwiazda zmienia się
zgodnie z dobrze określonym okresem czasu.
Jeżeli to przejście zajmie trzy dni,
to to również powinno zająć kolejne trzy dni.
Z czego wynika, że okres
czas trwania jednego pełnego cyklu
przejścia z niskiej intensywności z powrotem do wysokiej
będzie wynosił 6 dni.
Dla tej cefeidy okres trwa 6 dni.
Teraz zajmijmy się tym co zauważyła Henrietta Leavitt.
To co zauważyła to nie była oczywista zależność.
Założyła, że wszystko co znajduje się w tych obłokach
znajduje się mniej więcej w tej samej odległość od nas.
Wszystko co jest w Wielki Obłoku Magellana
jest mniej więcej tak samo od nas oddalone.
Oczywiście nie jest to do końca prawda.
Wielki Obłok Magellana to galaktyka, wiec znajdują się niej obiekty,
które są bardziej od nas oddalone
i obiekty, które znajdują się bliżej nas.
Gwiazdy znajdują się tutaj
i tutaj.
I od razu widać, że będą dzieliły je od nas różne odległości.
My możemy znajdować się gdzieś tutaj.
Ale na potrzeby obliczeń będą posiadały wystarczająco bliskie odległości.
Więc nie było to złe przybliżenie.
I dzięki temu założeniu zauważyła coś naprawdę miłego.
Narysowała...
Pozwólcie, że narysuję tutaj wykres.
Na poziomej osi zaznaczyła
względną jasność gwiazd.
Była to jedyna rzecz, którą mogła zmierzyć.
To jak jasne wydawały się jej być te gwiazdy.
Przy założeniu, że znajdują się w tej samej odległości.
Oczywiście jeżeli mielibyśmy jasną gwiazdę,
która byłaby od nas bardzo oddalona
to będzie się wydawała być ciemniejsza.
Jeżeli więc założymy, że te wszystkie gwiazdy znajdują się
mniej więcej w takiej samej odległości od nas
to wtedy z obserwowanej jasności gwiazdy będziemy w stanie
domyślić się jaka jest absolutna jasność gwiazdy.
Tak więc na jednej osi zaznaczyła względną jasność gwiazdy.
A na drugiej osi
zaznaczyła okres gwiazd zmiennych.
Zrobię to samo.
Do oznaczenia okresu gwiazd zmiennych posłużymy się skalą logarytmiczną.
Na jednostkę wybierzmy sobie dni.
To będzie jeden dzień, dziesięć dni,
sto dni.
To jest skala logarytmiczna ponieważ kolejne jednostki są kolejnymi potęgami dziesiątki.
Jeżeli wzięlibyśmy ich logarytmy, to wtedy
tutaj byłoby zero,
tutaj jeden, a tutaj dwa.
Tak wygląda skala logarytmiczna.
Na tej osi zaznaczyłem więc logarytm z okresu zmienności gwiazdy.
Po prostu kolejnym liczbom 1, 10, 100
kolejne potęgi dziesiątki rozmieściłem równomiernie na pionowej osi.
Gdy na wykresie zależności okresu od względnej jasności
zaczęła zaznaczać cefeidy
otrzymała wykres, który wyglądał mniej więcej tak.
Oczywiście, nie jest to idealny wykres.
Otrzymała wykres, który wyglądał następująco.
Widać bardzo wyraźną, liniową zależność
pomiędzy względną jasnością gwiazd
a logarytmem ich okresu zmienności.
Pamiętajmy, że mamy tutaj skalę logarytmiczną.
Tak, więc udało się dopasować do tego zbioru punktów prostą linię.
Teraz dlaczego uważam,
podobnie zresztą jak większość ludzi,
że to jest jedno z ważniejszych odkryć w astronomii?
Bo z tym generalnie jest duży problem w astronomii.
Możemy przyglądać się wszystkim gwiazdom na niebie.
Może konkretniej, popatrzmy na jakiś fragment nieba.
Widzimy gwiazdę, która wygląda na bardzo jasną, załóżmy że wygląda tak.
Jest naprawdę jasna.
I zaraz obok niej widzimy gwiazdę, które jest stosunkowo ciemna.
Powiedzmy, że wygląda tak.
Patrząc powierzchownie możesz powiedzieć,
"ta gwiazda jest jaśniejsza".
Możesz powiedzieć, że ta gwiazda jest zasadniczo jaśniejsza.
Ale skąd możesz to wiedzieć?
Być może zamiast być jaśniejszą gwiazdą,
jest to po prostu stosunkowo ciemna gwiazda, która znajduje się blisko nas.
Może po prostu znajduje się bliżej nas?
To może być cała galaktyka,
ale będzie tak bardzo od nas oddalona, że nie będzie w stanie odróżnić ją od ciemnej gwiazdy.
Ale nagle,
dzięki pracy Henrietty Leavitt,
jeśli zobaczysz jedną z tych cefeid w innej galaktyce,
to znasz jej względną jasność
w stosunku do innych cefeid.
Więc jeżeli jesteś w stanie umiejscowić dokładnie jedną z tych cefeid,
jeżeli znasz dokładny dystans do jednej z nich
to dzięki temu jesteś w stanie obliczyć jej absolutną jasność
i co więcej: jesteś w stanie obliczyć absolutną jasność
dowolnej innej cefeidy.
Załóżmy, że korzystając z paralaksy,
jednego z wcześniej poznanych przez nas narzędzi udało nam się znaleźć dystans do gwiazdy.
Powiedzmy, że istnieje gwiazda w naszej Galaktyce
i korzystając z efektu paralaksy
udało nam się z dużą dokładnością obliczyć odległość do niej,
powiedzmy, że ta gwiazda
jest oddalona od nas o 100 lat świetlnych.
Załóżmy, że ta gwiazda jest cefeidą.
I załóżmy, że jej okres zmienności wynosi około dnia.
Teraz wiemy już naprawdę dużo.
Wiemy, że zmienne gwiazdy, które posiadają okres jednego dnia
i znajdują się w odległości 100 lat świetlnych
wyglądają następująco.
Będą wyglądały tak jak narysowałem tutaj.
Jeżeli później zauważymy cefeidę
o okresie zmienności 1 dnia --
czyli wiemy, że staje się na przemian jaśniejsza i ciemniejsza w ciągu jednego dnia.
(światło od tej gwiazdy może być przesunięte ku czerwieni)
Cefeida będzie mogła wydawać się być nieco ciemniejsza.
Będzie wyglądała tak.
Teraz wiemy, że jeżeli byłaby oddalona 100 lat świetlnych
to posiadałaby taką jasność.
Teraz patrząc jak bardzo jest ciemniejsza
jesteśmy w stanie obliczyć
o ile bardziej jest od nas oddalona ta cefeida.
Jeżeli wydaje się to być nieco niejasne,
to nie martwcie się, wyjaśnię trochę bardziej szczegółowo w kilku następnych filmach.
Zajmiemy się tym trochę bardziej od strony matematycznej, żeby zobaczyć jak to wszystko działa.
Niemniej jednak było to ogromne odkrycie.
Odkrycie tej klasy gwiazdy, cefeid.
Henrietta oczywiście nie odkryła cefeid,
już przed nią ludzie wiedzieli o istnieniu gwiazd,
które stają się na przemian jaśniejsze i ciemniejsze.
Ale to właśnie ona odkryła tą
liniową zależność pomiędzy względną jasnością tych gwiazd
i okresem ich zmienności.
Dzięki temu, jeżeli widzimy cefeidy
nawet w zupełnie innych galaktykach,
czy też gromadach galaktyk
przyglądając się ich okresowi
jesteśmy w stanie wyznaczyć ich prawdziwą jasność.
Dzięki czemu jesteśmy w stanie odgadnąć jak daleko od nas się znajdują.
Teraz możemy ocenić jak daleko od nas się znajdują.