Tekst jest fragmentem rozdziału 7 książki „Historii astronomii” pod red. M. Hoskina, Wydawnictwa Uniwersytetu Warszawskiego, Warszawa 2007, tłum. Jarosław Włodarczyk.
W roku 1833 angielski astronom John Herschel wydał
A Treatise on Astronomy (Traktat o astronomii) – wprowadzenie przeznaczone dla zainteresowanych miłośników astronomii. Chociaż Herschel był światowym autorytetem w badaniach wszechświata, który znajdował się poza ciasnymi granicami Układu Słonecznego, poświęcił gwiazdom zaledwie jeden z trzynastu rozdziałów swej książki: astronomia wciąż zajmowała się przede wszystkim ruchami słonecznej rodziny planet i komet. A przecież minęły już dwa wieki, odkąd Descartes opisał nieskończony wszechświat, pozbawiony środka i granic zewnętrznych; wszechświat, w którym Słońce było po prostu jedną z lokalnych gwiazd, a gwiazdy – słońcami świecącymi na naszym niebie słabiej za sprawą olbrzymich odległości, w jakich się znajdują.
W ciągu tych dwóch stuleci gwiazdy ciągle pełniły swoją tradycyjną, skromną funkcję – punktów odniesienia na sferze niebieskiej, względem których mierzono położenia ciał Układu Słonecznego. Brak zainteresowania gwiazdami jako obiektami poruszającymi się swobodnie w przestrzeni nie powinien dziwić. Ponieważ znajdują się tak daleko, ich obserwowane z Ziemi ruchy są minimalne, tak małe, że jeszcze pod koniec XVII wieku nie znano żadnej gwiazdy, która zmieniłaby pozycję od czasów, gdy w starożytności powstały pierwsze katalogi gwiazd. Gwiazdy były zbyt odległe i wydawały się za bardzo statyczne, by wzbudzać zainteresowanie astronomów.
Astronomia gwiazdowa zyskała na ważności dopiero w drugiej połowie XIX wieku, wraz z rozwojem astrofizyki. Dzisiaj wahadło przechyliło się w drugą stronę i to raczej Układ Słoneczny wzbudza umiarkowane zainteresowanie. Dlatego też pionierskie badania garstki dawnych astronomów – często amatorów – którzy mieli odwagę sięgnąć odległych gwiazd, okazały się niezwykle ważne dla późniejszego rozwoju astronomii.
Zależnie od temperamentu badacze ci wybrali jedno z dwóch możliwych podejść. Śmielsi – nierzadko mieszający astronomię z teologią – usiłowali od razu zrozumieć kosmos jako całość. Inni woleli krok po kroku wędrować od Układu Słonecznego ku najbliższym gwiezdnym sąsiadom Słońca. Zaczniemy od prac tych ostatnich, ostrożniejszych dusz.
Może nas dziwić, że starożytni i średniowieczni astronomowie wierzyli, iż gwiazdy nie zmieniają zarówno swego położenia, jak i jasności. Istnieją przecież gwiazdy, których blask ulega regularnym wahaniom, co niekiedy można dostrzec gołym okiem – kiedy wiemy, gdzie patrzeć, i, co ważniejsze, kiedy wiemy, że takie zmiany zachodzą. Wahania jasności pozostawały niezauważone przez długi czas, gdyż Natura zaaranżowała wszechświat w taki sposób, że żadna z najjaśniejszych gwiazd nie zmienia blasku w wystarczającym stopniu, by zwrócić na siebie uwagę obserwatorów.
Efektowna gwiazda nowa z 1572 roku (nowa Tychona) zmusiła astronomów do uznania, że zmiany jasności mogą występować i występują. Co godne uwagi, Natura powtórzyła tę lekcję pokolenie później, w 1604 roku, gdy rozbłysła kolejna taka gwiazda (nowa Keplera). Wydarzyło się to w momencie o wielkim znaczeniu astrologicznym.
Ponieważ Jowisz potrzebuje około 12 lat na okrążenie zodiaku, Saturn zaś – 30 lat, spotkania obu planet następują co mniej więcej 20 lat. Ze względu na ich rzadkość koniunkcje te astrolodzy nazywali wielkimi. W ciągu 20 lat, które upływają między kolejnymi wielkimi koniunkcjami, Saturn przesuwa się o 3/2 zodiaku, a zatem po trzech takich okresach zakreśla dwa pełne okrążenia, powracając na tle gwiazd do miejsca pierwszej koniunkcji w serii.
Tak więc miejsca trzech następujących po sobie wielkich koniunkcji tworzą (w przybliżeniu) wierzchołki trójkąta równobocznego, a znaki zodiaku, w których wypadają, układają się w trójki: pierwszy, piąty i dwunasty; albo drugi, szósty oraz dziesiąty itd. Te trójki znaków zodiaku nazywamy w astrologii trygonami (czyli trójkątami). Każdy z nich jest związany z jednym z czterech pierwiastków; trygon ognisty uważa się za najbardziej złowrogi.
Koniunkcje tak naprawdę dryfują od trygonu do trygonu w ciągu około dwóch stuleci, czyli co osiem wieków powracają do początkowego trygonu w serii. Tak się złożyło, że koniunkcje weszły w trygon ognisty w pobliżu narodzin Chrystusa (niektórzy wykorzystują to do interpretacji Gwiazdy Betlejemskiej), w 1603 roku zaś, po dwóch cyklach liczących 800 lat, powtórzyło się to samo niezwykle złowieszcze zjawisko.
Jesienią następnego roku do Jowisza i Saturna dołączyła trzecia z najwolniejszych planet, Mars. Nieoczekiwanie pomiędzy trójką planet – niosąc tym samym przesłanie astrologiczne o najwyższym znaczeniu – rozbłysła nowa gwiazda.
Niektórzy sądzili, że nadciąga koniec świata. Inni spodziewali się upadku imperium osmańskiego lub pojawienia się nowego wielkiego monarchy:
nova stella, novus rex. Johannes Kepler, cesarski matematyk, napisał szybko krótki traktat o nowej gwieździe, a następnie, dwa lata później, opublikował obszerne dzieło
De stella nova (O nowej gwieździe), w którym omówił wszystkie istotne zagadnienia, astronomiczne i astrologiczne.
Tycho, Kepler i współcześni im uczeni mieli szczęście: musiały minąć niemal cztery stulecia, by w naszej Galaktyce pojawiła się kolejna supernowa, jak obecnie astronomowie nazywają ów kosmiczny fajerwerk.
Wcześniej zaczęto mówić o innym gwiezdnym przybyszu: w 1596 roku fryzyjski astronom David Fabricius (1564–1617) twierdził, że nowa gwiazda pojawiła się w Wielorybie (Cetus). Następnie w 1638 roku inny obserwator z Fryzji, Johannes Phocylides Holwarda, dostrzegł, także w Wielorybie, gwiazdę, która nie występowała w katalogach Ptolemeusza i Brahego, a więc zapewne – nową. Stronice z doniesieniem o odkryciu Holwadry były już wydrukowane, gdy ten ze zdumieniem przekonał się, że gwiazda znikła.
W końcu zdano sobie sprawę, że nowa Fabriciusa i nowa Holwardy to jedna i ta sama gwiazda. Ale
mira stella (cudowna gwiazda) pojawiała się kapryśnie. W 1662 roku Jan Heweliusz zebrał wszystkie znane obserwacje, dołączając do nich własne, prowadzone przez trzy lata z najwyższą uwagą. Niestety, trzy lata to za mało, by się przekonać, że choć Mira zmienia jasność nie tylko podczas każdego cyklu, ale i w odpowiadających sobie momentach różnych cykli, tak naprawdę przejawia jeden podstawowy okres zmian. Osiąga bowiem jasność maksymalną co mniej więcej 11 miesięcy i pod tym względem jest przewidywalna.
Ostatecznie ogłosił to w pracy opublikowanej w 1667 roku francuski ksiądz i astronom Ismael Boulliau (1605–1694). Zaproponował on także fizyczny model „gwiazd zmiennych”, który przetrwał do XIX wieku. Przypomniał czytelnikom, że Słońce jest wirującą wokół swej osi gwiazdą. Co więcej, na jego powierzchni występują plamy, które się zmieniają. Boulliau wierzył zatem, że gwiazda zmienna wiruje w podobny sposób i że także ma na powierzchni ciemne obszary, tylko są one znacznie rozleglejsze niż plamy słoneczne. Za regularne zmiany jasności gwiazdy odpowiadał jej ruch obrotowy, za zmiany nieregularne – zaburzenia wielkości ciemnych obszarów.
Model ten pomysłowo – zbyt pomysłowo – wyjaśniał niemal wszystkie zmiany gwiazd. Tymczasem łowy trwały. W ciągu jednej nocy można było wyrobić sobie nazwisko, odkrywając gwiazdę zmienną. Pośpiech sprawiał, że niektórych obserwatorów wprowadzały w błąd odmienne warunki obserwacji, inni zaś widzieli to, co pragnęli zobaczyć; sceptycy nie byli w stanie ich przekonać, że się mylą. A przecież odkrycia – nawet te prawdziwe – prowadziły raczej donikąd i z końcem XVII wieku ta gałąź astronomii popadła w niełaskę.
Częściowo problem leżał w braku wystarczająco czułej techniki obserwowania jasności gwiazd. Gwiazdy grupowano po prostu według dość topornej klasyfikacji, odziedziczonej po starożytności: najjaśniejszym gwiazdom przypisano pierwszą wielkość, najsłabszym – szóstą. W połowie XIX wieku zostały wynalezione nowe przyrządy, umożliwiające obiektywny pomiar jasności gwiazd, wprowadzono też nowe definicje wielkości gwiazdowej. Wcześniej jednak, w XVIII wieku astronomowie opracowali prostą metodę określania, czy gwiazda rzeczywiście zmieniła swój blask: ojciec Johna Herschela, William Herschel, w swoim obserwatorium w pobliżu zamku królewskiego w Windsorze przygotował
Katalogi porównawczych jasności gwiazd. W katalogach tych każda z podstawowych gwiazd w danej konstelacji została przyrównana do sąsiednich gwiazd, które miały niemal taką samą jasność; jakakolwiek przyszła zmiana blasku skatalogowanej gwiazdy ujawniłaby się poprzez jej wyłamanie się z tego schematu.
Metoda porównawczych jasności Herschela była udoskonaleniem prostej techniki – polegającej na wykorzystywaniu sekwencji gwiazd, które szeregowano ze względu na ich blask – opracowanej w latach osiemdziesiątych XVIII wieku przez dwóch miłośników astronomii z Yorku w północnej Anglii: Edwarda Pigotta (1753–1825), którego ojciec założył w mieście prywatne obserwatorium, i jego sąsiada, młodego głuchoniemego Johna Goodricke’a (1764–1786). W 1781 roku Pigott postanowił poświęcić się badaniom gwiazd nowych oraz zmiennych i latem dwaj przyjaciele przyjrzeli się znanym już zmiennym, przede wszystkim Mirze, ale także Algolowi (β Persei), który dwa wieki wcześniej dwukrotnie świecił jako gwiazda czwartej wielkości, a nie, jak zazwyczaj – drugiej.
Siódmego listopada 1782 roku Algol miał swoją zwykłą jasność drugiej wielkości gwiazdowej, lecz pięć nocy później zdumiony Goodricke stwierdził, że spadła ona do czwartej wielkości. Kolejnej nocy gwiazda powróciła do drugiej wielkości – tak szybkiej zmiany nikt wcześniej nie odnotował.
W ciągu następnych tygodni przyjaciele obserwowali Algola niezależnie od siebie; ich trud został wynagrodzony 28 grudnia, kiedy obaj spostrzegli, że wieczorem świecił on jako gwiazda trzeciej lub czwartej wielkości, by na ich oczach pojaśnieć do drugiej wielkości gwiazdowej. Pigott od razu wysunął przypuszczenie, że „wahania jasności Algola mogły być spowodowane przez planetę, mniej więcej o połowę mniejszą od niego, która go obiega i czasami częściowo przesłania”. Pigott nawet wyliczył hipotetyczne okresy orbitalne planety.
Obserwacje kolejnych przypuszczalnych zaćmień sprawiły, że nawet najdłuższy wynikający z nich okres orbitalny kurczył się coraz bardziej, aż w kwietniu zredukował się do 69 godzin! Pigott zgodził się łaskawie, by Goodricke wystąpił jako jedyny autor artykułu przedłożonego Towarzystwu Królewskiemu i prezentującego ich wyniki; młodzieniec skupił się jednak na opisie obserwacji i wspomniał hipotezę zaćmieniową tylko jako alternatywę dla modelu odwołującego się do ciemnych plam na gwieździe.
Hipoteza ciemnych plam mogła wyjaśnić niemal wszystko, trudno więc było ją udowodnić lub odrzucić, natomiast z zaćmieniami wiązały się dokładne przewidywania: jasność w minimum powinna zawsze spadać do tego samego poziomu, pełny cykl zmian zawsze powinien trwać tak samo długo, a krzywa zmian jasności po obu stronach minimum musi wyglądać identycznie. Co ciekawe, w następnych latach przyjaciele zarzucili to prawidłowe w wypadku Algola wytłumaczenie. Niewykluczone, że wprowadziły ich w błąd zmieniające się warunki obserwacji, które utrudniły sprawdzenie przewidywań. Być może zrobili tak dlatego, że nie udało się im wykorzystać hipotezy zaćmieniowej do wyjaśnienia zmienności trzech odkrytych przez siebie gwiazd zmiennych krótkookresowych: jedną z nich, β Lyrae, tworzy para gwiazd, które krążą blisko siebie, i wzajemne oddziaływania pływowe nadały im elipsoidalny kształt; dwie inne, δ Cephei i η Aquilae, są gwiazdami pojedynczymi (obecnie klasyfikowanymi jako cefeidy), które pulsują, szybko osiągając maksymalną jasność i wolno słabnąc. Tak czy owak, podczas krótkiego, kilkuletniego okresu aktywności obserwacyjnej dwaj przyjaciele wzbogacili badania zmiennych o nową i nieoczekiwaną klasę – gwiazd, u których wahania jasności należy mierzyć raczej dniami niż miesiącami czy latami.
Współpraca Pigotta i Goodricke’a zakończyła się w roku 1786, gdy ten pierwszy opuścił York, a drugi zachorował i przedwcześnie zmarł. Badania gwiazd zmiennych popadły w stagnację, dopóki astrofizyka nie umożliwiła odkrywania procesów fizycznych, kryjących się za tymi zjawiskami.
UT = 12:51:24
