Kuvateksti: Henrietta Leavitt (oikealla) yhdessä Annie Jump Cannonin kanssa. Leavittin tavoin myös Cannon oli Harvardin kompuuttereja. Hänkin työskenteli tähtien luokituksen parissa. Yhä käytössä olevat tähtien spektriluokat perustuvat Cannonin luokitusjärjestelmään. By unattributed – Harvard University Library, Public Domain,
https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=37239631
Tänä vuonna tulee 100 vuotta siitä, kun Henrietta Leavitt kuoli vain 53 vuoden iässä. Leavittin laskelmat Harvardin observatoriossa olivat tärkeässä osassa kosmologian murrosta 1900-luvun alussa.
Leavitt kuului ”Pickeringin haaremiin”. Observatorion johtaja Edward Pickering palkkasi monia naisia kompuuttereiksi. Hän tuntui uskovan, että naisille oli varattu paikka tähtitieteellisessä tutkimuksessa. Samalla hän kuitenkin arvosti sitä, että naiset olivat halpaa työvoimaa. Pickeringin mielestä naiset olivat luonteeltaan ihanteellisia suorittamaan vaivalloisia laskelmia ja mittauksia.
Harvardin observatorio ei sijainnut näkyvyysoloiltaan parhaassa mahdollisessa paikassa. Niinpä sen ei kannattanut alkaa kilpailemaan parempien jättikaukoputkien kanssa. Sen sijaan siellä erikoistuttiin luettelointiin ja luokitukseen.
Luettelointi, taulukoiden laskeminen ja valokuvauslevyjen tutkiminen oli kompuutterinaisille tyypillisiä tehtäviä. Henrietta Leavitt sai tutkia valokuvauslevyjä ja arvioida tähtien kirkkautta ja tutkia niiden väri-indeksejä. Tämän lisäksi Leavitt tuli tunnetuksi muuttuvien tähtien löytäjänä ja tutkijana – siinä määrin kuin hän kompuutterina pystyi varsinaista tutkimusta tekemään.
Erityisesti hän kiinnitti huomionsa kefeideihin. Kefeidit ovat muuttuvien tähtien luokka, jonka löysi englantilainen John Goodricke 1780-luvulla. Goodricke tarkkaili Kefeuksen tähdistön tähteä. Delta Cephein kirkkaus kasvaa nopeasti puolentoista vuorokauden ajan. Sen jälkeen se himmenee noin neljän päivän ajan.
Goodricke kuoli 21-vuotiaana vilustuttuaan kaukoputken ääressä. Goodricke oli kuuromykkä. Leavitt taas kuuroutui hitaasti.
Kefeidejä löytyy pitkin taivasta ja niillä on erilaisia näennäisiä kirkkauksia ja niiden kirkkauden vaihtelulla on eripituisia jaksoja. Tähtien todellista kirkkautta ei voi arvioida tietämättä niiden etäisyyttä. Tuohon aikaan ainoa tapa arvioida tähtien etäisyyksiä oli parallaksimetodi. Kun tähteä tarkkaillaan eri puolilta maapallon rataa (eli eri vuodenaikoina) näkyy se vähän eri kulmassa ja eri asennossa verrattuna kauempiin tähtiin. Tällä metodilla voidaan arvioida läheisten tähtien etäisyyttä, mutta kaukaisiin tähtiin se ei toimi.
Leavittin oivallus oli keskittyä Pienessä Magellanin pilvessä oleviin kefeideihin. Nämä ovat kaikki suurin piirtein yhtä kaukana aurinkokunnasta. Leavitt listasi 25 kefeidin (näennäiset) kirkkaudet ja jaksonajat. Hän huomasi, että kirkkaus on suoraan verrannollinen jaksonajan logaritmiin. Tätä oivallusta voitiin soveltaa muualla nähtäviin kefeideihin: jaksonaika kertoo kirkkauden.
Enää piti vain suorittaa kalibraatio, eli selvittää jonkun kefeidin etäisyys, jotta saadaan selville sen todellinen kirkkaus. Tämän jälkeen kefeidejä voitiin käyttää standardikynttilöinä, joiden jaksonaika kertoo valovoiman, josta voidaan päätellä etäisyys.
Kefeidit olivatkin tärkeässä osassa maailmankaikkeuden koon määrittämistä. Harlow Shapley osoitti niiden avulla, että Linnunrata on paljon suurempi kuin mitä oltiin aiemmin luultu.
Pian tajuttiin, että tähtitaivaan utuiset kohteet ovat Linnunradan kaltaisia saariuniversumeita. Edwin Hubble mittasi näiden galaksien etäisyyksiä – lähimpiä niistä kefeidien avulla. Yhdistäessään omat etäisyysmittauksensa Vesto Slipherin spektrimittauksiin hän tuli osoittaneeksi, että galaksit loittonevat meistä sitä vauhdikkaammin mitä kauempana ne sijaitsevat. Tämä kertoo maailmankaikkeuden laajenemisesta, minkä suhteellisuusteoria pystyi selittämään.
Maailmankaikkeus ei ollut entisensä enää 1920-luvun jälkeen. •
Niklas Hietala