La femme qui a donné une profondeur au ciel

La circulaire 173 de l’observatoire du Harvard College porte la date du 3 mars 1912. Elle compte trois pages. Son titre tient en une ligne : périodes de vingt-cinq étoiles variables dans le Petit Nuage de Magellan. La première phrase annonce que l’exposé qui suit a été préparé par Miss Leavitt. La dernière page porte une signature, celle du directeur, Edward C. Pickering. Entre ces deux noms, trois pages de chiffres, deux graphiques, une table, et une idée qui va changer la taille du monde connu.

Tenons les deux noms ensemble, dans cet ordre. Celle qui a préparé le travail est nommée dès l’ouverture. Celui qui dirige l’institution signe en bas. Ce dispositif se lit sur le papier lui-même, et il raconte une organisation plus qu’une intention. Il donne des places différentes au nom de celle qui a préparé le travail et à la signature du directeur. Cette disposition ne suffit pas à établir une intention de vol. Une asymétrie posée noir sur blanc, et qu’il suffit de regarder.

Des plaques de verre et des étoiles qui clignotent

Henrietta Swan Leavitt est arrivée à l’observatoire de Harvard en 1893, comme volontaire. Elle y obtient un poste à part entière en 1902. Sa tâche, d’après les archives de l’institution, consiste à mesurer des magnitudes sur des plaques photographiques et à repérer les étoiles variables. Ses cahiers de travail, conservés aujourd’hui, couvrent les années 1895 à 1921, et un programme de numérisation les rend lisibles à qui veut les ouvrir.

Expliquons ce que recouvre ce métier. À cette époque, une partie de l’astronomie ne se fait plus à l’oculaire, l’œil collé au télescope, mais sur des plaques de verre recouvertes d’une émulsion sensible. On pose la plaque derrière l’instrument, on laisse la lumière s’accumuler, parfois longtemps, puis on développe. Chaque étoile laisse une tache sombre. Plus l’étoile est brillante, plus la tache est large et dense. Mesurer une magnitude, c’est traduire la taille et la noirceur de cette tache en un nombre comparable à ceux des autres étoiles. La magnitude est une échelle un peu contrariante : plus le nombre est grand, plus l’étoile est faible. Ce sens de lecture doit être gardé en tête devant les graphiques.

Une étoile variable, maintenant. La plupart des étoiles paraissent constantes d’une nuit à l’autre. Certaines, non. Leur éclat monte, redescend, remonte. Pour le constater, il faut la même région du ciel photographiée à des dates différentes, et quelqu’un qui compare les plaques, tache par tache, en notant celles dont la taille change. Leavitt appartient à cette chaîne de travail. Le cliché est une étape ; la comparaison, la mesure et l’inscription des résultats en sont d’autres. Une plaque ne devient pas seule un catalogue.

Quelques années avant la circulaire, Leavitt a publié dans les Annales de l’observatoire, volume 60, numéro 4, un catalogue de 1777 étoiles variables repérées dans les Nuages de Magellan. Dix-sept cent soixante-dix-sept. Chacune repérée, située, suivie d’une plaque à l’autre. C’est un travail d’une monotonie assez vertigineuse, et il n’a rien d’une illumination. On pourrait en faire un tableau héroïque, la petite employée face à l’immensité. Résistons. Le catalogue est d’abord un outil, construit pour que d’autres s’en servent. Ce qui compte vient après : ce qu’elle décide d’en tirer.

Vingt-cinq étoiles, cinq colonnes

La circulaire de 1912 commence par rappeler ce catalogue, puis par expliquer pourquoi la plupart de ces 1777 étoiles n’ont pas encore de période connue. Les raisons sont matérielles. Trop peu d’images de certaines régions. Des poses longues, nécessaires pour attraper les étoiles faibles, mais qui noient les champs encombrés sous une forêt de taches. Des échelles de magnitude encore provisoires, c’est-à-dire que la correspondance entre une tache et un nombre n’est pas encore définitivement fixée. Le texte le dit sans détour, en ouverture, avant tout résultat. Les limites viennent d’abord, les chiffres ensuite.

Une période, pour une étoile variable, c’est le temps qu’elle met pour revenir au même éclat. Une étoile qui monte, descend et remonte en douze jours a une période de douze jours. Pour la trouver, il faut assez de plaques, à des dates assez variées, pour que la courbe se dessine sans trou. Avec des dizaines de clichés étalés sur des années, on arrive, pour certaines étoiles, à caler un cycle. Pour d’autres, les trous dans les dates laissent plusieurs solutions possibles, et l’on attend.

Pour vingt-cinq étoiles, Leavitt y parvient. Un premier lot avait déjà été examiné, mais le texte juge, avec une prudence que l’on devine nécessaire, que l’échantillon était trop petit pour conclure. Huit variables de plus ont été ajoutées. Vingt-cinq en tout. Ce chiffre est modeste. Il n’en faut pas davantage pour que le dessin apparaisse.

Les cinq premières colonnes de la table conduisent au résultat. D’abord l’identifiant de l’étoile, le numéro qui renvoie au catalogue. Puis sa magnitude au maximum, quand elle brille le plus. Puis sa magnitude au minimum. Puis une époque, c’est-à-dire la date d’un maximum, comptée en jours à partir d’un point de départ noté JD 2410000. Les astronomes comptent les jours d’un seul trait, sans mois ni années, depuis un point fixe très ancien, ce qui évite les calendriers ; pour alléger les colonnes on soustrait un gros nombre rond et l’on ne garde que la différence. Enfin la période, en jours. Les vingt-cinq lignes sont rangées par longueur de période, de la plus courte à la plus longue.

Ce rangement n’est pas anodin. Si l’on classe par période, et que les colonnes de magnitude descendent elles aussi de façon ordonnée, quelque chose se montre à l’œil nu, dans la table, avant même tout graphique. Le texte le constate : les étoiles aux périodes longues sont aussi, en moyenne, les plus brillantes. Un motif se tient là, régulier, et il résiste à l’ajout des huit nouvelles venues.

La courbe qui se redresse

Deux graphiques suivent. Dans le premier, Leavitt porte en abscisse la période en jours, en ordonnée la magnitude. On obtient deux courbes, l’une pour les maxima, l’autre pour les minima. Elles plient, elles s’incurvent, parce que les périodes s’étalent sur une large gamme, d’un peu plus d’un jour à plus de cent. Dans le second graphique, elle remplace la période par son logarithme.

Un mot sur ce logarithme, parce qu’il fait peur pour rien. Prendre le logarithme d’un nombre, c’est le remplacer par son nombre de zéros, en gros. Dix devient un, cent devient deux, mille devient trois. Entre ces puissances de dix, l’échelle reste continue. L’effet pratique : des valeurs très étalées se resserrent et les multiplications deviennent des additions. Une étoile dont la période est dix fois plus longue qu’une autre se retrouve décalée d’une case, pas de dix. Pour des données qui s’étalent sur deux ordres de grandeur, c’est souvent le geste qui fait apparaître une ligne là où l’on voyait une courbe.

C’est exactement ce qui se passe. Avec le logarithme de la période en abscisse, les points des maxima s’alignent presque sur une droite, et ceux des minima font de même, un peu plus bas, à peu près parallèlement. Le texte dit « presque ». Il reste des écarts, de petits résidus, des points qui ne tombent pas tout à fait sur la ligne. Il mentionne aussi que les deux courbes, haut et bas, se ressemblent sans se confondre. Aucune phrase ne prétend que les données sont parfaites. On a une relation nette, et des bavures que l’on garde à l’œil.

Voilà pour le fait. Vient ensuite le raisonnement, et c’est ici que l’affaire bascule.

Une magnitude apparente, celle que l’on mesure sur la plaque, mélange deux choses : la quantité de lumière que l’étoile émet réellement, et la distance qui nous en sépare. Prenons deux lampes strictement identiques. Posez l’une à dix mètres, l’autre à cent. Vue d’ici, la seconde paraît bien plus faible, non parce qu’elle éclaire moins mais parce que sa lumière s’est diluée en route. Si maintenant vous ignorez où sont les lampes et si elles sont vraiment identiques, un éclat apparent ne vous dit rien de sûr. Une lampe faible peut être une petite lampe proche ou une grosse lampe lointaine. L’éclat apparent est ambigu. C’est le problème de fond de toute l’astronomie des distances : le ciel est plat pour l’œil, et rien n’y indique la profondeur.

Leavitt fait alors une hypothèse, et le texte la présente comme telle. Les vingt-cinq étoiles sont toutes dans le Petit Nuage de Magellan, cet ensemble lointain du ciel austral. Le Nuage est très loin de nous. Du coup, les distances entre ses étoiles sont petites par rapport à la distance qui nous sépare du Nuage lui-même. Pour simplifier : ces vingt-cinq étoiles sont probablement toutes à peu près à la même distance de la Terre. Et si elles sont à la même distance, alors leurs différences d’éclat apparent ne viennent pas de la distance. Elles viennent de la lumière réellement émise. La relation entre période et magnitude apparente devient, sous cette hypothèse, une relation entre période et lumière réelle.

Reprenons les lampes. Imaginez que vous découvriez qu’une certaine famille de lampes clignote, et que le rythme du clignotement dépend de leur puissance : les plus puissantes clignotent lentement, les plus modestes plus vite. Dès lors, en chronométrant le clignotement, vous connaissez la puissance. En comparant la puissance à l’éclat perçu, vous déduisez la distance. Le temps, facile à mesurer d’où que l’on soit, vous renseigne sur l’espace, qui ne se mesure pas directement. Une régularité temporelle devient une règle à mesurer les profondeurs. C’est précisément ce que la circulaire rend possible. Elle ne le fait pas encore.

Car il manque une chose, et le texte le dit. La relation donne la pente, elle ne donne pas le point de départ. On sait que telle période correspond à telle magnitude dans le Nuage, mais on ignore encore à combien de lumière réelle cela correspond, puisque la distance du Nuage reste inconnue. Pour transformer la règle en instrument de mesure absolu, il faut l’étalonner : trouver, au moins pour une ou deux étoiles de la même famille, une distance mesurée autrement. Le texte recommande deux pistes. Étudier les spectres des variables les plus brillantes, pour vérifier qu’elles appartiennent bien à la même classe physique. Et tenter des mesures de parallaxe, c’est-à-dire de distance directe par déplacement apparent, sur des étoiles comparables plus proches de nous. En trois pages, on a donc une découverte, une hypothèse clairement posée, une limite reconnue et un programme pour la lever.

Quelques précautions pour ne pas faire dire à cette règle ce qu’elle ne dit pas. Elle vaut pour une classe d’étoiles, celles qui pulsent selon ce schéma, et pas pour toutes les étoiles du ciel. Elle ne dit pas que plus une étoile est loin, moins elle pulse ; la comparaison repose ici sur des distances supposées voisines. Elle ne dit rien non plus de ce qui, à l’intérieur de l’étoile, produit ce rythme. Elle constate une correspondance stable entre une durée et une puissance, chez des objets d’une même famille, et c’est déjà beaucoup.

Ce que l’on remet entre les mains des autres

On peut raconter cette histoire comme une revanche. La volontaire de 1893, l’employée payée pour mesurer, qui trouve ce que les directeurs cherchaient. Le récit se vendrait bien. Il déplacerait aussi l’attention loin de ce que les trois pages montrent vraiment.

Ce qu’elles montrent, c’est une enquête qui arrive à un résultat non trivial par une suite de gestes modestes et vérifiables. Un catalogue qui existe parce que des centaines de plaques ont été comparées. Un premier échantillon jugé trop petit. Huit étoiles ajoutées pour voir si le motif tient. Une table rangée par période pour que l’œil puisse juger. Un changement d’axe pour redresser la courbe. Des résidus signalés plutôt que gommés. Une hypothèse annoncée comme hypothèse. Un programme de vérification laissé à qui voudra s’en saisir. À chaque étape, la possibilité pour quelqu’un d’autre de refaire le chemin, de contester une colonne, de trouver un contre-exemple.

La règle période-luminosité ouvre la possibilité d’un nouvel instrument de distance. Il faudra encore l’étalonner, éprouver les classes d’étoiles auxquelles on l’applique et connaître les effets qui troublent la mesure. Le résultat ne ferme pas l’enquête. Il donne aux suivants une tâche précise.

Leavitt n’a pas donné pour la première fois une profondeur au ciel : d’autres distances stellaires étaient déjà mesurées. Elle a trouvé une nouvelle prise pour aller plus loin. Sa présence tient dans une phrase en première ligne. Son travail, dans toutes celles qui suivent.

Le passage

Avant de conclure qu’une chose va avec une autre, dans la vie courante, fais ce que font les trois pages de 1912, à ton échelle.

Pose deux colonnes. À gauche, ce que tu penses être la cause, à droite, ce que tu observes. Vérifie que chaque colonne conserve ses propres unités et que les relevés sont comparables : même période, même source, même façon de compter. Si tu compares des heures de sommeil et des notes, prends les mêmes semaines pour les deux. Fais-toi aider pour cette étape ; une seconde paire d’yeux repère les colonnes bancales mieux que toi.

Cherche ensuite les contre-exemples, exprès. Ajoute des lignes qui pourraient contredire ton idée, comme Leavitt ajoute huit étoiles pour voir si le motif résiste. Note les points qui ne tombent pas sur la ligne, sans les effacer.

Enfin, garde les noms. Qui a relevé les données, qui a tenu le cahier, qui signe la conclusion. Écris-les côte à côte, même si c’est toi pour les trois. Si quelqu’un d’autre a compté, que son nom reste à côté du tien.

Tu ne deviendras pas astronome par ce geste. Tu sauras en revanche de quoi est faite une conclusion honnête, et tu sauras la demander à ceux qui t’en servent.

Les sources

1. Ouvrir le dossier de sources de ce chapitre