Pierwotnie chciałem napisać tekst dotyczący ogromnych bzdur astrologii, ale zgodnie z polityką naszego portalu pytania Czytelników mają zawsze pierwszeństwo.

Pytanie dotyczyło tego, skąd właściwie wiemy, że Wszechświat się rozszerza. Odpowiedzmy sobie uczciwie: wiemy, a raczej jak to w nauce bywa, zakładamy z dużą dozą pewności, że tak jest, od około stu lat. Wcześniej uważaliśmy, że Wszechświat po prostu jest w takiej formie, w jakiej go widzimy od zawsze, a nasza Galaktyka to „cały” Wszechświat.

No i właśnie wtedy na scenę wkroczył Edwin Hubble i… – i wszystko, co napisałbym dalej, pomijałoby istotę sprawy.

Tym, który jako pierwszy zauważył, że może być coś na rzeczy, był niejaki Vesto Melvin Slipher który zajmował się analizą spektralną, czyli poszukiwał śladów substancji takich jak woda, tlen, metan itp. w spektrum światła emitowanego przez różne obiekty na niebie. Przyglądając się obiektom znanym ówcześnie (mowa o roku 1912) jako „mgławice spiralne”, zauważył, że linie świadczące o obecności związków i pierwiastków w większości przypadków są przesunięte ku czerwieni, a w nielicznych ku niebieskiej części spektrum.

Po lewej linie spektralne w przypadku Słońca, po prawej jednej z oddalających się od nas gromad galaktyk.

Co to oznaczało? Slipher z pewnością wiedział o tzw. „efekcie Dopplera”. Cóż to za efekt? Bez wchodzenia w szczegóły – pięknie zaprezentował go eksperyment z 1845, przeprowadzony przez holenderskiego chemika Christopha Ballota, który poprosił grupę trębaczy, aby grali jeden ton, po czym wsadził ich do pociągu i nasłuchiwał: gdy pociąg się zbliżał, dźwięk stawał się wyższy (czyli rosła częstotliwość), a gdy oddalał, dźwięk stawał się niższy (z uwagi na spadek częstotliwości). Co ważne, zmiany częstotliwości idealnie zgadzały się z przewidywaniami Dopplera.

Jeśli ktoś potrzebuje sprawdzić to naocznie (czy też nausznie), to wystarczy skupić się na dźwięku przejeżdżającego na sygnale pojazdu straży pożarnej. Efekt ten możemy zaobserwować również dla innych fal, np. elektromagnetycznych. Jeśli źródło promieniowania się do nas zbliża, to zaobserwujemy wzrost częstotliwości i skrócenie fali; jeśli się oddala, to zaobserwujemy coś odwrotnego. Korzystając ze wspomnianego efektu, da się również obliczyć prędkość, z jaką taki obiekt się oddala bądź przybliża. Slipher takie obliczenia oczywiście wykonał i uznał, że musi się mylić. Na przykład prędkość, z jaką musiałaby się oddalać „mgławica spiralna” M104 (znana dziś jako Galaktyka Sombrero), wynosiła ok. 3,6 mln km/h; prędkości pozostałych „mgławic” również były znacznie większe niż prędkości, z jakimi poruszały się np. obserwowane gwiazdy. Jeśli jego obliczenia były poprawne, to „mgławice” nie mogły być częścią naszej Galaktyki, której średnicę szacowano na jakieś 30 tysięcy lat świetlnych. Po prostu Wszechświat musiał być znacznie większy, niż myśleliśmy do tej pory – tylko jak to sprawdzić? Gdzie jest dowód? Może Slipher zwyczajnie się mylił?

Dlaczego więc po prostu nie zmierzył odległości do tych obiektów? Zmierzył – a raczej próbował, gdyż miał bardzo niedokładną miarkę. W 1912 roku najlepszą metodą na pomiar odległości do tak odległych ciał było posłużenie się paralaksą i trygonometrią. Nie, nie będzie matematyki; to da się wyjaśnić dość prosto przy pomocy tego, co każdy z was może zobaczyć na własne oczy.

Wystawiamy przed siebie dwa palce wskazujące: jeden mamy blisko twarzy, a drugi ustawiamy dalej, tak aby były w jednej linii z nosem. Patrzymy okiem prawym a następnie lewym. Jak widać, obraz zdaje się przesuwać, przy czym palec znajdujący się bliżej twarzy wydaje się przesuwać bardziej, niż ten dalej. Dokładnie tak samo działa to na większą skalę:

Teraz, zamiast zmieniać oko, którym obserwujemy, zmieniamy naszą pozycję wraz z całą planetą i obserwujemy widok taki jak na nieboskłonie: wystarczy zmierzyć kąt alfa przy wierzchołku trójkąta i można oszacować odległość, posługując się prawami matematyki. Problem tkwi w tym, że ta metoda ma ograniczenia związane z wielkością wspomnianego wcześniej kąta. Powyżej pewnych odległości jest on po prostu zbyt mały. W tamtych czasach granicą tej metody był dystans około 100 lat świetlnych. Slipher mógł jedynie powiedzieć, że obserwowane obiekty są na pewno dalej niż 100 lat świetlnych – i tyle; a rozmiar Galaktyki szacowano na 30 000 lat świetlnych, więc mogły być z powodzeniem wewnątrz niej (jak do tej pory uważano), ale równie dobrze gdzieś poza. Bez odpowiedniego narzędzia nie było po prostu możliwości, aby pójść dalej. Vesto został z wiedzą, że „mgławice spiralne” wykazują przesunięcie ku czerwieni, co wskazuje na to, że się oddalają z prędkościami, które zdawały się jasno wskazywać, iż coś w jego rozumowaniu jest nie tak. Jedynym rozwiązaniem było po prostu stwierdzić, jak daleko tak naprawdę są.

Tylko jak to zrobić skoro mamy początek XX wieku? Na rozwiązanie może nas naprowadzić pewne rozumowanie związane z naturą świecy lub żarówki. Świecą one z pewną jasnością, która maleje tym bardziej, im dalej odsuwamy je od naszych oczu. Wystarczy mieć jedną w znanej odległości, aby na podstawie jej jasności ocenić, jak daleko jest świeca, której obserwowana jasność jest mniejsza np. trzykrotnie. Warunkiem jest to, aby wszystkie świece były dokładnie takie same, jeśli chodzi o ich jasność.

No i jak to w świecie nauki bywa, ktoś wpadł na coś niesamowicie oczywistego, a była to Henrietta Swan Leavitt.

Po studiach astronomicznych została zatrudniona w Obserwatorium Uniwersytetu Harvarda wraz z innymi kobietami przez E. Pickeringa do pracy, którą dziś wykonują komputery, czyli do obliczeń i analizy danych astronomicznych. Przyczyną zatrudnienia kobiet do tej żmudnej pracy był z pewnością fakt, że można im było płacić mniej niż mężczyznom. Mówiąc brutalnie, przy tym samym budżecie miały więcej mocy obliczeniowej.

Jakimi rzeczami zajmowała się wspomniana astronomka? Pickering zlecił jej obserwacje gwiazd zmiennych w Wielkim i Małym Obłoku Magellana. Zbierała więc dane z płytek fotograficznych i nanosiła je na wykres jak na poniższym przykładzie:

fot. CC BY-SA 3.0

W tym przypadku mamy zmiany jasności gwiazdy Delta Cephei w czasie. Przygasa i rozbłyska – i widać tu pewien wzór. Gwiazd, które zachowują się w ten sposób, jest więcej; nazywamy je cefeidami od gwiazdozbioru Cefeusza, w którym znajduje się ta gwiazda.

Na co wpadła Henrietta? Jej szczególną uwagę przykuła grupa 25 cefeid znajdujących się w Małym Obłoku Magellana. Obserwując zmiany ich jasności doszła do następującego wniosku:

„Można łatwo poprowadzić linię prostą pomiędzy każdym z dwóch szeregów punktów odpowiadających maksimom i minimom, pokazując w ten sposób, że istnieje prosta zależność pomiędzy zmianą jasności cefeid i ich okresami”.

fot. domena publiczna

A co to właściwie oznacza? Henrietta zaobserwowała, że niektóre z tych cefeid rozbłyskają jaśniej niż inne i ma to związek z czasem, jaki dzieli okresy największej jasności. Im dłuższy, tym bardziej rozbłyskała gwiazda, a ponieważ Henrietta założyła, że te obserwowane przez nią są w rzeczywistości blisko siebie, to oznacza to że mamy to, czego szukaliśmy – świece standardowe! Działa to bardzo prosto. Za przykład weźmy Deltę Cephei: jest to cefeida, której jasność zmienia się w okresach pięciodniowych. Henrietta dostrzegła w Małym Obłoku Magellana podobną cefeidę, której jasność wynosiła 1/10000 jasności Delty Cephei. Pozwoliło to za pomocą prawa odwrotności kwadratów określić, że Mały Obłok Magellana znajduje się około 100 razy dalej niż Delta Cephei. I działa to w przypadku każdej gwiazdy tego rodzaju.

Z prac Henrietty natychmiast skorzystali inni, między innymi Harlow Shapley, który zidentyfikował cefeidę w centrum naszej Galaktyki, co pozwoliło mu obliczyć, że znajdujemy się nie w jej centrum ani też blisko niego, ale na jej peryferiach, a jej rzeczywista średnica to nie 30 000 lat świetlnych, ale około 100 000 lat świetlnych. Kolejnym był Edwin Hubble – prawnik, który zmądrzał i został astronomem. Zidentyfikował cefeidę w Mgławicy Andromedy i oszacował (sporo zaniżając), że ten obiekt musi znajdować się minimum milion lat świetlnych od nas (dziś wiemy że ok. 2,5 miliona). I jeśli jest tak daleko, to jego rzeczywiste rozmiary dziwnie przypominają średnicę naszej Galaktyki. Właśnie wtedy do nas dotarło, czym są tak naprawdę te „mgławice spiralne”…

fot. domena publiczna

No to wróćmy jeszcze do Vesto Sliphera i „przesunięcia ku czerwieni”. Hubble, korzystając z cefeid, określił odległości do wspomnianych wcześniej mgławic (czyli galaktyk) na miliony lat świetlnych i zauważył ciekawą zależność związaną z ich „przesunięciem ku czerwieni” czy też prędkością ucieczki: te znajdujące się bliżej nas zdawały się oddalać wolniej niż te odległe, co widzimy na wykresie:

fot. domena publiczna

Tylko co właściwie oznaczały te obserwacje? Samo stwierdzenie, że galaktyki poruszają się w przestrzeni, to za mało, bo skoro wszystko oddala się od nas, to oznaczałoby, że nasza galaktyka jest centrum Wszechświata, a już wtedy wiedzieliśmy, że pogląd, iż jesteśmy „centrum” czegokolwiek, jest błędny. A dodatkowo stwierdzenie to w żaden sposób nie wyjaśnia, dlaczego obiekty bardziej odległe oddalają się szybciej niż te bliskie.

Przypominam: w tamtych czasach zakładano, że Wszechświat jest statyczny i jest sceną dla wszystkiego, co się dzieje. Inne zdanie na ten temat miał Aleksandr Aleksandrowicz Friedman, rosyjski matematyk i fizyk, który zajmował się kosmologią w ramach Ogólnej Teorii Względności. Postanowił, przyjmując pewne założenia, rozwiązać równanie pola Einsteina dla całego Wszechświata, aby określić sposób jego ewolucji. Nie wchodząc w matematykę – wyszło mu że Wszechświat powinien się rozszerzać sam w sobie, proporcjonalnie we wszystkich kierunkach. Przypomina to trochę sytuację jak na animacji poniżej: rodzynki w tym cieście wyobrażają galaktyki, a ciasto jest przestrzenią. Doskonale zgadza się to z obserwacjami Hubble’a. Zwróćcie uwagę że niezależnie od tego, z którego rodzynka obserwujemy ewolucję ciasta, to najszybciej oddalają się te najbardziej odległe. Wszechświat, jak się okazuje, nie jest statyczny, ale ewoluuje, rozrastając się niczym balon lub ciasto. Friedman zaproponował również jako jeden z pierwszych pewien wniosek: jeśli we Wszechświecie nie ma wyróżnionego miejsca ani kierunku, a rozszerza się on w ten sposób, to co stanie się, gdy odwrócić kierunek tego procesu niczym film puszczony w tył? Czyżby wszystko było kiedyś w jednym punkcie, a początkiem tego procesu był Wielki Wybuch?

Następnym razem, czy to patrząc w nocne niebo, czy podziwiając piękne zdjęcia wykonane przez Teleskop Hubble‘a, przypomnijcie sobie Henriettę Leavitt, niesłyszącą od urodzenia córkę pastora z Lancaster. To dzięki jej cierpliwości i geniuszowi zobaczyliśmy odległe galaktyki i zrozumieliśmy, jak wielki jest Wszechświat.

(c) by Lucas Bergowsky
Jeśli chcesz wykorzystać ten tekst lub jego fragmenty, skontaktuj się z autorem.