Skip to content

زنان ستاره شناس -قسمت اول

پارس دانش :

آنی جامپ کانُن: واضع رده‌بندی طیفی ستارگانامروزه می‌توان ویژگی‌های فیزیکی اکثریت قریب به اتفاق ستارگان (اعم از سن، جرم، دمای سطحی، ابعاد، و درخشندگی ذاتی آن‌ها) را در فقط یک شناسهْ خلاصه کرد: رده طیفی. به عنوان نمونه، خورشید در رده طیفی G جای می‌گیرد. ستارگان این رده، رنگی متمایل به زرد، جرمی در حدفاصل ۰.۸ تا ۱.۲ برابر خورشید، دمای سطحی‌ای از مرتبه ۵۳۰۰ تا ۶۰۰۰ درجه سانتیگراد، و عمری در حدود ۱۰ میلیارد سال دارند، و انرژی خود را نیز از مکانیسم همجوشی هیدروژن به هلیوم تأمین می‌کنند.این نسبت‌های به‌هم‌پیوسته، امروزه برای اکثر دانش‌آموختگان اخترشناسی یا علاقه‌مندان به این حوزه، بدیهی به نظر می‌رسد؛

حال‌آنکه یافتن یک شیرازه محکم برای گردآوری این ویژگی‌ها، به قیمت عمر حرفه‌ای بالغ بر هشتاد زن (اعم از شماری پژوهشگر حرفه‌ای) در حدفاصل ۴۲ساله‌ ۱۸۷۷ تا ۱۹۱۹ تمام شد. از این زنان عموماً تحت عنوان «محاسبه‌گران هاروارد» (Harvard Computers)، یا بعضاً «حرمسرای پیکرینگ» یاد می‌شود. آن‌ها زیر نظر ادوارد پیکرینگ (Edward Pickering)، اخترشناس آمریکایی و رئیس وقت رصدخانه کالج هاروارد، به جمع‌آوری و رده‌بندی طیف بالغ بر ۳۶۰هزار ستاره پرداختند.

جمعی از زنان فعال در رصدخانه کالج هاروارد، در کنار ویلیام پیکرینگ (مربوط به سال ۱۹۱۳)

نور تک‌تک ستارگان، همچون نور خورشید، با گذر از منشورهایی ویژه (موسوم به «طیف‌سنج»)، به صورت یک رنگین‌کمان کوچک تجزیه می‌شود؛ با این تفاوت که آنچه در این رنگین‌کمانِ ستاره‌ای برای اخترشناسان اهمیت دارد، خطوط بارکدمانندی (موسوم به «خطوط طیفی») است که در میان‌ آن‌ها به چشم می‌خورَد. با طیف‌سنجی از نور سفیدی که از میان بخار یک عنصر شیمیایی عبور کرده، خطوطی مشابه و منحصر به همان عنصر هم بر طیف حاصله نقش خواهد بست. لذا خطوط طیفی ستارگان، دلالت بر عناصر تشکیل‌دهنده لایه‌های فوقانی آن‌ها دارد.

به عنوان نمونه، گاز هیدروژن به مجموعه‌خطوط طیفی‌ای شکل می‌دهد که ذیل هفت مجموعه تقسیم می‌شوند. بارزترین ِ این مجموعه‌ها، خطوط چهارگانه مجموعه «بالمر» است که در قسمت مرئی طیف قابل تشخیص‌اند.

در اواخر دهه ۱۸۸۰، آنا دراپر (Anna Draper)، اخترشناس آمریکایی و بیوه هِنری دراپر (که پزشکی متموّل و یک اخترشناس آماتور بود)، و نیز از پیشروان عکاسی نجومی، ابزار و ادوات عکاسی خود را به رصدخانه کالج هاروارد اعطاء کرد. او همچنین کمک‌هزینه‌ای را هم به تهیه یک کاتالوگ طیف‌شناختی از ستارگان، به نام شوهر متوفّای خود اختصاص داد.

بدین‌ترتیب، فرآیند تهیه کاتالوگ دراپر، با کار شبانه مردان رصدخانه برای طیف‌نگاری از ستارگان، و کار روزانه زنان گروه پیکرینگ برای تقسیم‌بندی آن طیف‌ها، آغاز شد. در آن مقطع، اختصاص کار روزانه به زنان پژوهشگر، تنها به استناد همین موقعیت‌های «پردازشی» (که روز و شب نمی‌شناخت) نبود، بلکه از دلالت‌های تبعیضی‌آمیز دیرینه‌ای ریشه می‌گرفت: وقتی ماریا میچل (Maria Mitchell)، نخستین اخترشناس حرفه‌ای زن در ایالات متحده، در سال ۱۸۶۵ در کسوت مدرس به استخدام کالج واسر نیویورک درآمد، هیچ تبصره‌ای به قاعده ممنوع‌الخروجی دانشجویان زن در اوقات شب افزوده نشد؛ ولو دانشجویان رشته اخترشناسی.

با پیشرفت کار بر روی کاتالوگ دراپر، و افزایش سرسام‌آور حجم داده‌های خام، مسأله یافتن یک معیار باثبات برای تقسیم‌بندی طیف‌ها رفته‌رفته اهمیت یافت. در ابتدا، معیارهای پیچیده‌ای از جانب ویلیامینا فلمینگ (Williamina Fleming) و آنتونیا موری (Antonia Maury) پیشنهاد شد، اما نهایتاً این راه سوم ِ پیشنهادیِ آنی جامپ کانن (Annie Jump Cannon) بود که رفته‌رفته بر ثبات خود افزود: تقسیم‌بندی ستارگان بر حسب درخشندگی نسبی خطوط بالمر طیف‌شان. مطابق این معیار، ستارگان به ترتیب در رده‌های O، B، A، F، G، K، و M قرار می‌گیرند؛ به‌طوریکه ستارگان رده O درخشنده‌ترین خطوط بالمر، و ستارگان رده M نیز ضعیف‌ترین‌شان را به نمایش می‌گذارند.

کانن از دانش‌آموختگان فیزیک و اخترشناسی کالج ولزلی بود، که بعدها به عنوان یک «دانشجوی استثنایی» در کالج رادکلیف هاروارد به تحصیلات خود ادامه داد؛ چراکه او از سنین خردسالی به ضعف شدید شنوایی مبتلا بود. او در کنار این معلولیت جسمی، و همچنین قرارگیری در آماج انتقادات تند کسانی که او و همکاران هارواردی‌اش را به فرار از مسئولیت خانه‌داری متهم می‌کردند، با تنگناهای شغلی و معیشتی کار در این جایگاه هم مواجه بود: برای زنانی در این‌گونه امور، هرگز ترفیعی (چه از حیث شغلی و چه علمی) درنظر گرفته نمی‌شد، و دستمزدشان در تمام طول این مدت، به همان ساعتی ۲۵ سِنت (از قرار روزانه هفت ساعت کار و هفته‌ای شش روز)، محدود ماند.

با این وجود، کانن بیش از هر اخترشناسی در پیش و پس از خود اقدام به جمع‌آوری طیف ستارگان کرد؛ و سرانجام با تصویب مصوبه نهم مه ۱۹۲۲ اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی، میراث نظام ِ هم‌اینک آشنای تقسیم‌بندی فیزیکی ستارگان را از خود به جا نهاد.

آنی جامپ کانن

هنریتا لیویت: فاتح بُعد سوم گیتی

پژوهش‌های تیم پیکرینگ به صرفاً تقسیم‌بندی طیف‌شناختی ستارگان محدود نمی‌شد، بلکه شناخت بهتر «ستارگان متغیر» هم در دستور کار آن‌ها بود. این ستارگان در بازه‌های زمانی مشخصی (که «دوره تناوب»شان نامیده می‌شود) دچار افت و خیزهای محسوسی در درخشندگی خود می‌شوند. مثلاً اگر دوره تناوب یک ستاره متغیر ۴ روز باشد، این ستاره هر ۴ روز یک‌بار به اوج درخشندگی خود می‌رسد.

اما استخراج الگویی برای تقسیم‌بندی متغیرها مستلزم صَرف زمانی طاقت‌فرساست؛ چراکه به عنوان نمونه، نوعی به‌خصوص از متغیرها موسوم به «متغیرهای قیفاووسی» (با نامی برگرفته از صورت فلکی قیفاووس، که نخستین نمونه‌ از این ستارگان در آن صورت فلکی یافت شده بود)، دوره تناوبی مابین ۱ تا ۵۰ روز دارند – و این بازه تنها معرف «یکی» از انواع ستارگان متغیر است.

لذا طبیعی بود که کار بررسی و رده‌بندی ستارگان متغیر هم به «حرمسرا» محول بشود. پیکرینگ این مسئولیت را به هنریتا لیویت (Henrietta Leavitt) سپرد؛ از دیگر دانش‌آموختگان کالج رادکلیف. مطالعات لیویت بر روی قیفاووسی‌های واقع در مناطقی موسوم به «ابرهای ماژلانی» (مناطقی که بعدها مشخص شد که در واقع «اقمار» کهکشان ما هستند)، رفته‌رفته به کشف یک رابطه خطی ِ مهم بین دوره تناوب این ستارگان و درخشندگی ذاتی‌ آن‌ها انجامید. به عبارت دیگر، لیویت متوجه شد که هرچه یک متغیر قیفاووسی درخشنده‌تر باشد، دوره تناوب بیشتری هم دارد.

از آنجاکه می‌شد تمام ستارگان واقع در ابرهای ماژلانی را در فاصله‌ای نسبتاً یکسان از زمین در نظر گرفت (چراکه همگی عضو یک «ابر» بودند)، لیویت اینطور نتیجه گرفت که طبق رابطه فوق، با محاسبه دوره تناوب یک متغیر قیفاووسی، می‌توان به درخشندگی ذاتی آن پی برد. و سپس با مقایسه این درخشندگی ذاتی با درخشندگی ظاهری ستاره، فاصله تقریبی‌اش را به دست آورد.

برای درک استدلال لیویت کافی است که یک شمع را به تصور درآوریم: درخشندگی «ذاتی» شمع‌ها کمابیش با یکدیگر مشابه است؛ اما هرچه که فاصله‌شان از ما بیشتر باشد، درخشندگی «ظاهری» کمتری خواهند داشت. و آنچه که ما را قادر به تخمین فاصله یک شمع می‌کند، اشراف نسبی‌مان بر رابطه بین درخشندگی ذاتی یک شمع و فاصله آن از ماست.

قیفاووسی‌ها نیز در واقع یکی از «شمع‌های استاندارد» اخترشناسی‌اند. با در اختیار داشتن فاصله دقیق یک ستاره قیفاووسی، می‌شد از کل این ستارگان به عنوان استانداردی برای تعیین فاصله بهره جست. خوشبختانه قیفاووسی‌ها در داخل کهکشان ما هم فراوان‌اند، و کمتر از یک سال بعد از کشف لیویت، آینار هرتسپرونگ (Ejnar Hertzsprung)، اخترشناس دانمارکی، موفق شد که فاصله دقیق چند متغیر قیفاووسی را مستقلاً از طریق روش اختلاف منظر (یعنی ساده‌ترین روش فاصله‌سنجی یک جرم آسمانی) به دست بیاورد (برای آشنایی با روش اختلاف منظر، و سابقه آن در علم اخترشناسی، نگاه کنید به مقاله «انتشار غنی‌ترین نقشه از کهکشان: نگاهی تبارشناسانه»).

دیری نگذشت که اخترشناس آمریکایی، ادوین هابل (Edwin Hubble)، از طریق تشخیص چند متغیر قیفاووسی در آنچه که تا آن زمان «سحابی آندرومدا» خوانده می‌شد، توانست به فاصله سرسام‌آور این «سحابی» از ما پی ببرد، و بدین‌وسیله مشخص بشود که تمام آنچه که تا آن زمان «جهانِ» ما خوانده می‌شده هم در واقع یک «کهکشان» در میان بی‌شمار کهکشان‌های دیگر گیتی است (که نزدیک‌ترین‌شان به ما همان کهکشان آندرومداست). حیرت مواجهه با این واقعیت را ایمانوئل کانت، فیلسوف صاحب‌نام آلمانی، در حدود ۱۷۰ سال پیش از آن، در بخشی از رساله «تاریخ تکوینی جهان و نظریه آسمان‌ها»ی خود، اینچنین به بیان درآورده  بود:

“… اگر ابعاد یک منظومه‌ی سیاره‌ای که زمین در آن دانه‌شنی بیش نیست، اِدراک را به شگفتی وامی‌دارد، چه حیرت دلپذیری خواهیم کرد اگر که به بی‌شمار عوالم و منظومه‌هایی که کل راه شیری را فراگرفته بیاندیشیم. اما چه حیرت بس بیشتری خواهد شد اگر بدانیم که کل این نظام‌های ستاره‌ایِ محاسبه‌ناپذیر، خود دومرتبه واحدی را می‌سازند که منتهای آن را نمی‌دانیم و اینکه احتمالاً همچون مورد پیشین، عظمت‌اش در قالب ذهن نخواهد گنجید؛ حال‌آنکه باز هم این چیزی نیست جز واحدی در یک نظام شمارشی ِ دیگر.”

هنریتا لیویت در حال کار در رصدخانه کالج هاروارد

با کشف هابل، بحث درازدامن شیپلی-کورتیس راجع به ماهیت «سحابی‌های مارپیچی» هم خاتمه یافت. در جریان این بحث، اخترشناسان آمریکایی، هارلو شیپلی (Harlow Shapely) و هبر کورتیس (Heber Curtis) به اقامه دعوی راجع به موقعیت مکانی و ابعاد ذاتی این «سحابی‌«ها می‌پرداختند. شیپلی بر این باور بود که سحابی‌هایی همچون آندرومدا، بخشی از راه شیری‌اند؛ حال‌آنکه کورتیس آن‌ها را کهکشان‌هایی مجزا می‌دانست.

اما قاعده‌ای که لیویت در الگوی سوسوی قیفاووسی‌ها یافت، راه ورود به “نظام شمارشی ِ دیگر” کانت که طبق آن، کهکشان‌هایی به غیر از راه شیری هم در جهان پراکنده‌اند را گشود؛ نظامی که در آن تمام جهان بشر تا پیش از سال ۱۹۲۳، فقط «واحد»ی از بی‌شمار اعضای دیگر آن بود.

اما کشف هابل تنها یکی از مصادیق دستاورد لیویت بود. پیش از این کشف هم شیپلی (که با درگذشت پیکرینگ به مقام ریاست رصدخانه کالج هاروارد رسیده بود)، لیویت را به پاس دستاوردش، به سرپرستی بخش نورسنجی رصدخانه گماشت. و پس از کشف دوران‌ساز هابل نیز او خود اذعان داشت که لیویت شایستگی کسب جایزه نوبل را دارد. در واقع گوستا میتاگ-لفلر (Gösta Mittag-Leffler)، ریاضیدان سوئدی‌تبار و عضو اسبق کمیته نوبل – که با پادرمیانی او هم جایزه نوبل فیزیک ۱۹۰۳ به ماری کوری و همسرش اعطاء شده بود – کوشید تا نام لیویت را در میان نامزدان سال ۱۹۲۴ جایزه فیزیک بگنجاند؛ اما بی‌خبر از آنکه لیویت سه سال پیش‌تر، در بی‌خبری محض، بر اثر ابتلاء به سرطان، از دنیا رفته بوده است.

۱.۳ سیسیلیا پین-گاپوشکین: رونمایی از خشت اول پیدایش

حمایت شیپلی از زنان اخترشناس ِ هاروارد، به صرفاً ترفیع موقعیت شغلی لیویت محدود نماند. در سال ۱۹۲۳، او با دانشجویی از بریتانیا آشنا شد که با وجود اتمام تحصیلات عالیه خود در دانشگاه کیمبریج، به واسطه «زن بودن»‌اش، هیچ مدرکی به او تعلق نگرفته بود (و تا ۲۵ سال بعد هم این دانشگاه از اعطای مدارک عالیه به زنان امتناع می‌کرد). این دانشجوی جوان، سیسیلیا پین-گاپوشکین (Cecilia Payne-Gaposchkin)، به ترغیب شیپلی، کار بر روی یک رساله دکترا در کالج رادکلیف را آغاز کرد، و بدین‌وسیله انگلستان را برای همیشه به مقصد ایالات متحده ترک گفت.

رساله دکترای پین-گاپوشکین از پیشروانه‌ترین رساله‌ها در زمان خود بود، به‌طوریکه اتو استروو (Otto Struve)، اخترشناس سرشناس آمریکایی، آن را “بی‌تردید درخشان‌ترین رساله دکترایی که در اخترشناسی نوشته شده”، خواند. در این رساله، پین-گاپوشکین کوشیده است تا مبانی فیزیکی مدل کانن در رده‌بندی طیفی ستارگان را استخراج کند. این مبانی امروزه از جمله بدیهیات رفتارشناسی ستارگان از طریق بررسی طیف آن‌هاست.

اخترشناسان تا به آن زمان عملاً می‌دانستند که الگوی خطوط طیفی ستارگان، از عناصر تشکیل‌دهنده لایه‌های فوقانی آن‌ها حکایت دارد؛ اما فراوانی این خطوط را مستقیماً به فراوانی عناصر مربوطه نسبت می‌دادند. پاین-گاپوشکین در رساله دکترای خود، با استفاده از مدل فیزیکی مقناد ساها (Meghnad Saha)، فیزیکدان هندی، به نقش برجسته‌تر «دما» و «فشار» سطحی ستارگان (به جای «فراوانی» صِرف عناصر) در ایجاد این خطوط پی برد، و بدین‌وسیله نشان داد که فراوانی نسبی عناصری نظیر سیلیسیم، اکسیژن، کربن، و سایر عناصر سنگین خورشید، با فراوانی نسبی همین عناصر در زمین یکسان است. این یافته، در توافق با باورهای اخترشناسان وقت بود؛ اما در عین حال، همین محاسبات حکایت از آن داشت که فراوانی عناصر هیدروژن و هلیوم در خورشید، بارها بیشتر از فراوانی نسبی‌ آن‌ها در زمین است (در خصوص هیدروژن، چیزی در حدود یک میلیون برابر).

لذا پین-گاپوشکین نتیجه گرفت که هیدروژن فراوان‌ترین عنصر تشکیل‌دهنده ستارگان، و در نتیجه کل گیتی است. این موضوع نیز امروزه از مسلّمات علم اخترشناسی و یکی از شواهد تجربی پشتیبان مدل مهبانگ به شمار می‌رود. اما در آن زمان، با باورهای جامعه علمی وقت همخوانی نداشت. لذا اخترشناس آمریکایی، هنری نوریس راسل (Henry Norris Russell)، پاین-گاپوشکین را از انتشار این یافته‌ بازداشت. این در حالی است که چهار سال بعد، راسل از طریق دیگری به همین نتیجه رسید و از رأی خود برگشت؛ و با وجود آنکه طی مقاله‌ی‌ آن سالِ خود به تقدم کار پاین-گاپوشکین اذعان کرد، اما هنوز هم اغلب از راسل به عنوان کاشف فراوانی نسبی بالای عنصر هیدروژن، به عنوان خشت اول پیدایش، یاد می‌شود.

سیسیلیا پاین-گاپوشکین

پین-گاپوشکین اولین زنی بود که موفق به اخذ درجه دکترای اخترشناسی از کالج رادکلیف شد، و در دوران ریاست دانلد منزل (Donald Menzel) بر رصدخانه کالج هاروارد، به مقام نخستین استاد تمام‌وقت دانشکده فنون و علوم دانشگاه هاروارد رسید. او بخش اعظم عمر حرفه‌ای خود را صرف بررسی ستارگان متغیر کرد، و به رصد و داده‌گیری از بالغ بر ۳ میلیون ۲۵۰ هزار ستاره متغیر پرداخت.

ادامه دارد

پیام خود را بگذارید

پارس دانش ،درراه اعتلای دانش پارس

سوالات علمی ،درخواست تدریس ،نقد و نظر خود را بفرمایید.

وارد شوید