Autoanalyse du parcours scientifique

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Mes souvenirs d'enfance, aussi loin que je puisse remonter, mettent l'astronomie au cœur de mes rêves. Mon père était scientifique, ma mère littéraire ; le ciel était, entre Voltaire et Einstein, un carrefour des influences. On m'a donné (pour mon dixième anniversaire) un livre de Berget et Rudaux, Le Ciel. Ce livre, alors bien relié, est aujourd'hui en pièces, feuilles froissées, couverture écornée, tant je l'ai lu et feuilleté... Deux ou trois ans plus tard, on me donna Einstein et l'Univers de C. Nordmann. Et, au bac, après l'épreuve de Physique, je répondis à l'examinateur, qui avait été, je crois, favorablement impressionné par mon exposé : « je veux être astrophysicien... et passer par l'École Normale », ajoutai-je... Ce que je fis en effet, avec, toujours, une certaine fascination pour la physique.

Rue d'Ulm, j'ai suivi (1945-1946) les cours de Kastler, vieil ami de ma famille. Il me conseilla, après l'agrégation, de me lancer dans l'astrophysique, un domaine d'avenir, disait-il. À la même époque, j'y rencontrai Evry Schatzman, qui y passait sa dernière année, avant de partir pour Copenhague. J'allais commencer ma thèse (dès octobre 1946) avec lui. Il me dit alors une chose simple : « Il n'y a pas, en France, d'astrophysique théorique, sauf sur des questions très pointues. Moi, Evry, je m'intéresse à la structure interne des étoiles... Pourquoi ne t'intéresserais-tu pas aux atmosphères stellaires ? Comme je ne peux rien t'apprendre là-dessus, il faut aller étudier ailleurs. »
Evry, lui, alla à Copenhague et à Princeton, j'allai à Utrecht, et encore à Copenhague. Mes maîtres d'alors, Minnaert, Strömgren, comme aussi Schatzman, ont profondément marqué mes recherches.

Le premier problème qu'Evry m'avait proposé d'aborder était celui de la détermination des abondances des éléments légers (hydrogène, hélium) dans les étoiles. Nous avons pour ce faire, pour une quarantaine d'étoiles, utilisé les équations standard de la structure interne, et appliqué une méthode proposée par Schwarzschild pour le Soleil. Ce sujet est au confluent des questions traitées par Evry sur la structure interne et globale de l'étoile et de celles que j'ai traitées plus tard dans le cadre plus localisé de la physique des atmosphères stellaires. Il est d'ailleurs central aussi en ce qui concerne la cosmologie moderne, dont l'un des arguments essentiels est la mesure des rapports H/D/He3/He4/Li7.

C'est donc d'emblée ce problème des abondances élémentaires qui m'a préoccupé, et n'a cessé de me préoccuper depuis lors ; c'est en modifiant complètement la problématique que, par plusieurs côtés, je l'ai abordé alors, et l'aborde encore. C'est dans ce domaine que ma contribution a, je crois, changé largement la façon de poser et de résoudre le problème. J'ai moi-même procédé à très peu de déterminations d'abondances ; mais mes élèves, et de très nombreux collègues étrangers les ont appliquées ; et par la suite, tout le monde les a exploitées, quasiment sans le savoir...! Un chapitre entier y est a été consacré dans le Traité fondamental d'A. Unsöld, Physik der Sternatmosphären, un autre dans le traité classique de John Jefferies, Stellar Atmopheres.

Mais revenons un peu en arrière.

Mes premiers travaux ont concerné la structure des atmosphères chaudes, étoiles O et B, où la discontinuité de Lyman du spectre de l'hydrogène coïncide à peu près avec la région spectrale du maximum de flux de rayonnement. De ce fait les écarts par rapport aux solutions classiques, antérieures à mes travaux, sont les plus importants pour ces étoiles. Les modèles classiques sont dits gris. C'est-à-dire que le coefficient d'absorption y est remplacé par une valeur moyenne constante, qui impose un découplage entre l'opacité et la distribution des températures, et qui permet des solutions faciles. Chandrasekhar, vers 1945, avait donné une solution non-grise, en supposant l'écart petit... C'était une grosse erreur ! La réalité est très éloignée du cas gris. Dans ma thèse (soutenue en 1950, chapitre 2) j'ai donc présenté la première méthode de solution rigoureuse du cas non-gris et calculé le rapport de la température superficielle à la température effective de l'étoile (To/Teff= 0,86 selon la théorie grise, et dans l'intervalle 0.55-0.60 pour les étoiles OB selon mes calculs, confirmés depuis par des calculs plus complets faits par Roger Cayrel, qui avait travaillé pour sa thèse avec Schatzman et moi-même).

Le cas du Soleil est moins grave : on est plus proche du cas gris. Cependant l'observation amène à des contradictions. Mes propres mesures de la variation, sur le disque solaire, des raies moléculaires (CN, CH, C2), semblaient imposer une température plus faible. Me basant sur l'idée que les couches de l'atmosphère solaire sont non-sphériques (effet dit de rugosité), j'ai calculé une température superficielle de 4200° (au lieu de 4900° antérieurement adopté). Je suis le premier à avoir suggéré une température aussi basse et à l'avoir justifiée. Les modèles actuels admettent encore cette valeur, au voisinage du minimum de température (dans les régions extérieures à la surface, la température croît fortement, à cause de la dissipation d'énergie non radiative, mécanique ou magnétique). J'ai, depuis lors, étendu ce concept de rugosité à d'autres applications.

Le calcul de l'intensité globale des raies spectrales est le passage obligé entre la connaissance de la structure des atmosphères et la détermination des abondances. J'ai donc mis au point une théorie exacte, la première (la seule encore !) sur le marché, applicable à toutes les raies de toutes les étoiles et faisait appel à une fonction nouvelle, la fonction Y de saturation (parfois, jadis, appelée fonction de Pecker) qui donne sa forme aux courbes de croissance (relation abondance-intensité) observées. De nombreux chercheurs ont utilisé cette fonction pour analyser telle ou telle étoile. Ainsi Claas (Belgique) ou Aller, Goldberg, Muller (USA), dans les années cinquante, jusqu'à ce que les méthodes rapides de calcul sur ordinateur rendent l'usage de cette fonction Y inutile.

Entre la mesure de l'intensité d'une raie (issue d'un niveau déterminé d'un atome déterminé) et l'abondance totale de cet atome, il y a les taux d'ionisation dudit atome et les taux d'excitation du niveau en question. Jusqu'à 1950 environ, ces calculs étaient faits dans le cadre de l'hypothèse classique, celle de l'équilibre thermodynamique local (ETL), qui suppose valides les lois de Boltzmann-Saha et de Maxwell et qui admet un couplage parfait entre les atomes et le champ de rayonnement.

Or, on savait qu'il n'en était rien dans les nébuleuses gazeuses (Menzel, 1930...) ; dans la chromosphère solaire, Thomas montra en 1947 que l'hydrogène se comporte très différemment des conditions de l'ETL. J'ai été le premier à proposer en 1957 l'extension de ces travaux à toutes les régions de l'atmosphère et à montrer l'importance de ces écarts, en tous cas pour toutes les raies impliquant des niveaux d'énergie assez bas. Avec Thomas, Menzel et Athay, j'ai calculé un modèle chromosphérique tenant compte de ce fait et utilisant les mesures de l'éclipse de Khartoum (1952). Surtout, j'ai mis au point des méthodes de diagnostic empirique des écarts à l'ETL (les données physiques manquent pour les calculer, sauf pour quelques atomes légers, H, He, ou C...), puis j'ai lancé toute mon équipe sur la détermination empirique systématique des écarts à l'ETL dans les atmosphères stellaires, notamment celle du Soleil. Une dizaine de chercheurs (R. Kandel, L. Vogel, Y. Cuny, S. Dumont, F. Praderie, J. Lefèvre, N. Gökdogan, M. Hotinli, A. Kiral, J. Lesh-Rountree) ont travaillé sur ce projet et, en une dizaine de publications (années soixante et soixante-dix), ils ont étudié les raies des éléments les mieux connus du spectre solaire.

On notera que ces travaux sont très proches de ceux qui se déroulaient en Physique à l'époque : les processus à l'œuvre dans les étoiles s'apparentent au pompage optique de Kastler et Brossel ; ils impliquent aussi d'autres formes de pompage, etc. Ils impliquent tous que la population des niveaux d'énergie n'est plus commandée par les seuls paramètres que sont la température et la densité électronique, mais par l'évaluation précise de tous les processus de peuplement ou de dépeuplement, par collisions et par interaction avec le champ de rayonnement, de tous les niveaux d'énergie de tous les atomes...!

Le point important, là aussi je crois, que mes travaux (ceux de mes collègues des USA, avec moi, dont Thomas au premier rang, et S. Pottasch) ont mis en évidence, c'est que la prise en compte des écarts à l'ETL, après celle des écarts au cas gris, après l'introduction de la non-sphéricité des couches des atmosphères stellaires, n'implique pas seulement des termes correctifs. Il s'agit d'une révision en profondeur des mécanismes par lesquels l'énergie (produite au centre de l'étoile) s'écoule, comme un symptôme, un indice du réservoir immense d'énergie qu'est l'étoile.

L'atmosphère stellaire, lieu où se forme le spectre observé, seul élément d'information dont nous disposions, est un milieu de transition entre quelque chose (l'intérieur qui se comporte à peu près comme un corps noir) et le milieu interstellaire, qui est complètement hors équilibre. Ce milieu de transition, aucune des hypothèses simplificatrices (ETL, ER-équilibre radiatif, EH-équilibre hydrostatique, PP-structure sphérique, ou plan parallèle) ne peut décemment s'y appliquer. Il ne s'agit pas d'un terme correctif, mais d'un phénomène essentiel, dominant. L'atmosphère est une région de transition. On ne peut la traiter comme si l'on en connaissait a priori la physique. Il me semble que j'ai contribué de façon importante à la formulation d'une physique cohérente des atmosphères stellaires, par le traitement rigoureux des situations hors cas-gris, hors ETL, hors plan-parallèle... et en rejetant donc les hypothèses artificielles impliquant divers découplages.

On notera aussi que les abondances dépendent des hypothèses géométriques faites sur le modèle. Ainsi, l'effet de rugosité influence-t-il fortement le diagnostic des atmosphères de types divers que l'on peut rencontrer. Pour le Soleil, on est amené (voir ci-dessus) à en diminuer la température minimum, pour la chromosphère solaire, à augmenter l'épaisseur optique des régions responsables de telle ou telle raie d'émission du domaine X-UV ; pour les supergéantes, à augmenter très notablement un ordre de grandeur (au moins les abondances des éléments – travail en cours, première note avec J. Zimba, USA).

Ayant ces idées en tête, je me suis livré à diverses études particulières d'étoiles (céphéïdes, avec R. Canavaggia, RS Ophiuchi avec S. Pottasch, Novae à phase oscillatoire). De plus, avec Goldberg, Jordan ,Thomas, nous avons édité la série de volumes (huit en tout) de monographies NASA-CNRS (en anglais avec un résumé français) sur les phénomènes non-thermiques dans les atmosphères stellaires, série volumineuse, et qui constitue, avec de nombreux auteurs, une somme des travaux modernes sur des questions que nous avons contribué à ouvrir.

Pour résumer, mes publications sur les atmosphères stellaires ont contribué à élaborer des idées et à obtenir des résultats nouveaux sur les atmosphères des étoiles, ou sur l'atmosphère du Soleil, considéré comme une étoile, dans les domaines suivants (dont certains, les moins déterminants à mes yeux, n'ont pas été mentionnés ci-dessus) :

  • Théorie rigoureuse (et calculs, pour des étoiles O et B) de modèles d'atmosphères dans le cas gris ;
  • Calcul complet de l'effet de serre (blanketing effect) dans les étoiles de type solaire (à mon avis, le meilleur à ce jour... mais c'est contesté ! J'ai à formuler des critiques sérieuses sur les travaux ultérieurs !) ;
  • Théorie rigoureuse de la formation des raies spectrales (et de la fonction de saturation) ;
  • Méthode rigoureuse de diagnostic des écarts à l'ETL dans les raies d'éléments lourds ;
  • Établissement de l'effet de rugosité ; application de l'existence de cet effet à la détermination des températures superficielles et des abondances d'éléments ;
  • Synthèse d'une théorie moderne des atmosphères stellaires ;
  • Théorie complète de la polarisation (par diffusion par les électrons) de la lumière dans le continu et les raies des étoiles et du soleil.

J'ai aussi publié de nombreux articles dans des domaines de l'Astronomie différents de la physique stellaire, à savoir : la physique du milieu circumstellaire (équilibre des particules de poussières, chargées ou neutres) ; l'évolution des galaxies (accrétion en disque, éjection polaire, distribution des dimensions des poussières non éjectées) ; la dimension des régions d'hydrogène ionisé (avec E. Schatzman) ; cosmologie non standard ; activité solaire (découverte du trou coronal) ; relations entre activité solaire et phénomènes terrestres, notamment géomagnétisme et pluviosité.

Certains de ces travaux ont, à l'époque, attiré l'attention. Singulièrement la découverte des trous coronaux à partir de leur effet sur le géomagnétisme, trous que nous avions baptisés, Roberts et moi, « cônes d'évitement » ne nous fut reconnue qu'assez tardivement, car nos déductions étaient très antérieures aux observations directes.

Je dois dire ici l'intérêt très vif que j'ai pris dès les années cinquante au débat cosmologique auquel j'ai consacré de nombreuses publications. J'ai régulièrement exprimé des doutes sur le modèle standard (dit du « big bang ») et suggéré des solutions alternatives, mais partielles. Je continue à penser que l'on est loin d'une solution cohérente des problèmes cosmologiques.