En quête de galaxies E-Book

Roland Bacon

• Herausgeber: BoD - Books on Demand
• Kategorie: Sachliteratur, Reportagen, Biografien
• Sprache: Französisch

Seitenzahl: 321

Veröffentlichungsjahr: 2024

Beschreibung

"Comment se forment et évoluent les galaxies? Pour tenter de répondre à cette interrogation, j'ai développé un nouveau concept d'instrument pour analyser la lumières des astres. Cette invention a donné naissance à toute une famille d'instruments qui sont devenus aujourd'hui un standard de l'instrumentation des grands télescopes. Ce fut une belle aventure, qui m'a amené à côtoyer un grand nombre d'esprits brillants : des chercheurs, des ingénieurs et des industriels, de toutes nationalités, tous engagés vers un même et noble objectif, celui de la quête de connaissance. J'ai eu la chance de réaliser des instruments et de conduire des observations pour les plus grands télescopes de la planète, tous situés dans des endroits extraordinaires, comme les hauts volcans d'Hawaï et des Canaries, ou dans le désert de l'Atacama, au Chili. Ce que je retiens avant tout de ces années riches d'expériences, c'est l'aventure collective de la connaissance. C'est celle-ci que je voudrais faire partager avec ce témoignage." Dans cette autobiographie scientifique, Roland Bacon retrace son parcours d'astrophysicien, marqué par l'invention, la découverte, et des rencontres marquantes. Il partage avec nous les moments clés de ses 37 années de recherches, tout en nous immergeant dans le contexte scientifique et humain où ces événements ont pris place. Ce livre se veut avant tout un témoignage vibrant de l'aventure, tant scientifique qu'humaine, qui accompagne les grands projets en astronomie. Il est magnifiquement illustré par des photographies captivantes du cosmos, des télescopes et de leur environnement.

Leseprobe

Du même auteur

Ouvrages :

Treize heures et des poussières,

Roland Bacon et Michel Hallet Eghayan, Édition Musée des Confluences (2009) ISBN : 9782357400351

Optical 3D-Spectroscopy for Astronomy

, Roland Bacon et Guy Monnet, Édition Wiley (2017) ISBN: 9783527412020

Médias audiovisuels :

OASIS l'œil aux mille regards

, documentaire, réalisateur François Tisseyre, CNRS Audiovisuel (1999)

Lointaines galaxies — Une MUSE pour le Very Large Telescope

, documentaire (2013) (youtube)

Derrière l'horizon

, documentaire, réalisation 3D émotion, Musée des Confluences (2014)

Roland Bacon, astrophysicien

, portrait, réalisateurs Claude Delhaye et Christophe Gombert, CNRS Image (2014)

https://images.cnrs.fr/video/4408

MUSE, la machine à explorer le temps

, documentaire, réalisateurs Claude Delhaye et Christophe Gombert, CNRS Image (2017)

https://images.cnrs.fr/video/6300

Au cœur des galaxies avec SAURON,

Musée des Confluences (2023)

À mes enfants, Raphaël et Camille

À Alix, qui me soutient et m’accompagne depuis déjà treize ans sur ce long chemin

« C’est la nuit qu’il est beau de croire en la lumière. » Edmond Rostand

Sommaire

Avant-Propos

La lumière

L’œil du TIGRE

Le Seigneur des ténèbres

Au-dessus de l’atmosphère

MUSE

Les signaux faibles

En guise de conclusion

Glossaire

Remerciements

Avant-propos

Au fond, rien ne me prédisposait à devenir astrophysicien. Né d’un père littéraire, à l’origine professeur d’anglais, mais en fait plutôt journaliste, et d’une mère restauratrice d’antiquités, la science était quasi absente de l’environnement dans lequel j’ai grandi. Mes parents ont divorcé lorsque j’avais six ans, et nous avons été éduqués avec ma sœur Corinne par ma mère. On changeait d’école quasiment chaque année. Élève plutôt timide et considéré comme moyen par mes professeurs, je suis persuadé qu’aucun d’entre eux n’aurait parié sur moi pour une carrière scientifique.

Difficile de dénouer les fils d’hier qui font qu’on est devenu ce que l’on est aujourd’hui. Sauf à croire à un destin, il y a nécessairement une part de hasard. Cependant, je crois que ce qui m’a conduit sur le chemin de l’astrophysique, c’est le rêve et l’imaginaire. Cette science, qui se veut exacte, est pourtant bien loin du rêve. Enfant, et même plus tard adolescent, assez esseulé dans un environnement familial peu favorable, j’avais trouvé dans la littérature d’anticipation (livres et comics américains) des mondes à découvrir. Mes goûts musicaux allaient dans le même sens, j’étais par exemple un fan de Pink Floyd et Dark Side of the Moon a longtemps trôné dans mon top ten personnel.

Tous les gamins rêveurs et amateurs de science-fiction ne deviennent pas astrophysiciens. Il aura fallu sans doute beaucoup plus que cela pour que je me passionne pour cette discipline et que j’y consacre une vie. De la chance, des rencontres, de la persévérance, une certaine liberté de penser et d’agir, voire une bonne dose d’inconscience, voilà certainement des ingrédients essentiels à une « carrière ».

La chance, c'est d’avoir eu vingt ans dans les années 1980 en France. Un point de l’espace-temps plutôt favorable comme dirait un astronome. En effet, une décennie après Mai 68, nous nous sentions libres, la France était riche, les voyages étaient faciles et la question de trouver un emploi ne se posait pas réellement. Comme la plupart de ceux de ma génération, j’étais persuadé qu’une fois le bac en poche, trouver un job ne serait pas trop compliqué, même sans appartenir à la classe supérieure. Il était dès lors possible de faire le difficile, voire de se poser des questions existentielles : qu’ai-je envie de faire de mon avenir, comment vais-je me réaliser ? Ce qui semblait évident à l’époque ne l’est plus forcément aujourd’hui. Le contexte a bien changé, et celles et ceux qui ont actuellement vingt ans ne se posent plus ces questions dans les mêmes termes.

Qu’est-ce qu’une vie d’astrophysicien ? Il y a probablement autant de réponses qu’il y a d’astrophysiciens, mais chacune a pour socle la recherche et la fabrique de science. La science est avant tout une entreprise collective. L’image romantique du chercheur solitaire redécouvrant la physique dans son garage ou développant une nouvelle théorie cosmologique depuis une cabane dans les Rocheuses est séduisante, mais totalement infondée. C’est d’autant plus vrai quand on a besoin de technologie, comme des télescopes ou des instruments, et a fortiori, si on veut en développer de nouveaux.

Mon parcours m’a amené à concevoir une nouvelle instrumentation pour analyser la lumière des astres, dans le but de répondre à une question scientifique. La science et la technique ont toujours travaillé de concert, les questions de l’une engendrant des développements spécifiques de l’autre. L’inverse est également vrai : les avancées techniques permettent d’investir de nouveaux champs scientifiques. Cette petite invention, développée dans un contexte très spécifique, a donné naissance à toute une famille d’instruments qui sont devenus aujourd’hui un standard de l’instrumentation des grands télescopes.

Ce fut une belle aventure qui m’a amené à côtoyer un grand nombre d’esprits brillants : des chercheurs, des ingénieurs et des industriels, de toutes nationalités, tous engagés vers un même et noble objectif, celui de la quête de connaissance. J’ai eu la chance de réaliser des instruments et de conduire des observations pour les plus grands télescopes de la planète, tous situés dans des endroits extraordinaires, comme les hauts volcans d'Hawaï et des Canaries, ou dans le désert de l’Atacama, au Chili. Ce que je retiens avant tout de ces années riches d’expériences, c’est l’aventure collective de la connaissance. C’est celle-ci que je voudrais faire partager avec ce témoignage.

Ce livre s’adresse aux non-spécialistes. Dès lors, je donne dans le premier chapitre, intitulé « La lumière », des éléments d’information sur le rôle de la lumière en astronomie, les télescopes et leurs instruments, et plus particulièrement les spectrographes. Ce chapitre, plus technique que les suivants, est destiné à favoriser la compréhension des concepts qui sont présentés plus loin dans le livre. Même si le détail du fonctionnement des spectrographes échappe à quelques lecteurs ou lectrices, cela me parait sans importance, car le principal sujet de cet ouvrage n’est pas la technique, ni même les galaxies, mais l’aventure scientifique et humaine indissociable de ces grands projets.

Les deux chapitres suivants, « L’œil du TIGRE » et « Le Seigneur des ténèbres », racontent cette première phase de la quête des galaxies. Dans un premier temps, elle nous conduit à Hawaï avec le développement d’une nouvelle technique, la spectrographie intégrale de champ, pour observer les galaxies. Grâce à cet outil, nous plongerons au cœur de la nébuleuse d’Andromède pour y débusquer le trou noir géant qui s’y cache. Ensuite, nous construirons OASIS, toujours à Hawaï, un nouvel instrument permettant de tirer parti de la technologie d’amélioration des images. Enfin, direction les Canaries pour y déployer SAURON, un instrument dédié à l’observation des galaxies elliptiques. Nous verrons comment ces drôles de galaxies sans forme vont dévoiler de mystérieuses propriétés une fois scrutées par le Seigneur de la nuit.

Avec « Au-dessus de l’atmosphère », nous tenterons de nous échapper dans l’espace pour y construire un instrument pour le télescope spatial Hubble. C’est finalement avec son remplaçant, le JWST, que nous réussirons à y intégrer notre technologie. Retour sur Terre, plus précisément dans le désert d’Atacama au nord du Chili, pour vivre l’extraordinaire aventure de la construction et de l’exploitation de « MUSE » pour le Very Large Telescope. Notre quête nous conduira jusqu’aux confins de l’Univers pour découvrir de nouvelles galaxies et observer comment celles-ci s’entourent de gigantesques nuages de gaz. Toujours plus loin, nous partirons à la découverte de la toile cosmique, cette grande fresque de l’Univers.

Arrivés presque au bout de cette longue histoire, nous envisagerons, dans le dernier chapitre intitulé « Les signaux faibles », la suite de celle-ci en nous plongeant dans la genèse de WST, qui sera peut-être demain le très grand projet de l’astronomie européenne.

1

La lumière

L’analyse de la lumière, les télescopes et les spectrographes

La lumière, messagère des étoiles

Dans les sciences dites expérimentales, on étudie les propriétés des objets en réalisant des expériences. En astrophysique, il n’y a guère que dans notre environnement « proche » que nous pouvons réaliser des expériences, par exemple, l’analyse du sol martien, l’étude de poussières cométaires ou le retour d’échantillons lunaires. Dans l’immense majorité des cas, nous devons nous contenter d’analyser la lumière qui nous parvient des astres sans possibilité d’agir sur ceux-ci. Les astronomes seraient-ils des contemplatifs ?

Contemplatif, peut-être, si on entend par là l’observation des objets du cosmos afin d’en étudier tous les détails, mais un qualificatif plus approprié serait détective. En effet, ce que réalise avant tout l’astrophysicien est la recherche d’indices pour comprendre les causes des phénomènes qu’il observe. Ces indices, il les trouve en analysant la lumière dans le but d'en déduire les propriétés des sources qui l’ont émise ou des milieux qu’elle a traversés. Rien qu’avec la lumière, nous pouvons mesurer la composition chimique et l’état physique des astres situés à des milliards d’années-lumière. Nous pouvons même mesurer leur mouvement. Pour comprendre comment ce miracle est possible, il faut se plonger brièvement dans l’histoire des sciences et des techniques.

Isaac Newton, le père de la gravitation universelle, s’est aussi intéressé à la lumière. Il a publié, en 1704, un traité d’optique dans lequel il démontre que la lumière blanche est décomposée par un prisme en plusieurs couleurs de base. C’est le même phénomène qui engendre l’arc-en-ciel que tout un chacun a pu observer, lorsque les rayons du soleil sont décomposés par les gouttes d’eau en suspension dans l’air, celles-ci tenant le rôle de prisme. La décomposition de la lumière en couleurs est ce que nous appelons un spectre. Après les travaux fondateurs de Newton, de nombreux savants s’intéresseront à l’analyse spectrale de la lumière du soleil. Ces recherches culmineront avec les travaux de Joseph Fraunhofer qui invente le spectroscope en 1814, avec lequel il découvre des bandes sombres dans le spectre solaire. La nature de ces raies sombres restera mystérieuse jusqu’en 1859, date à laquelle Kirchhoff et Bunsen montrent que celles-ci correspondent à des éléments chimiques spécifiques, comme le sodium. L’observation de ces mêmes raies permet alors de déduire qu’il existe du sodium dans l’atmosphère du Soleil. Chaque élément chimique a sa propre signature spectrale, un peu comme une empreinte digitale, qui permet de l’identifier sans ambiguïté1.

En analysant spectralement la lumière des étoiles, les astronomes vont établir la composition chimique des étoiles. C’est une révolution dans l’histoire des connaissances. Elle traduit le passage qui s’opère au XIXe siècle de l’astronomie de position, héritée des Grecs, dont l’objet est l’étude du mouvement des astres — ce que l’on appelle la mécanique céleste — à l’astrophysique, qui va se consacrer à l’étude physique des objets célestes. À la base de ces études, il y a un instrument : le spectroscope, ou spectrographe lorsqu’il est équipé d’un enregistreur. Il s’agit d’un système optique composé d’une fente d’entrée, de lentilles et d’un disperseur, prisme ou réseau, qui va produire un spectre de la source lumineuse centrée sur la fente de l’instrument. En astronomie, le spectrographe est toujours associé à un télescope : le télescope tient le rôle de collecteur de lumière, et le spectrographe celui d’analyseur.

Outre la composition chimique, l’analyse de la lumière permet de mesurer des vitesses. Cette autre propriété de la lumière est établie par Doppler et Fizeau, qui, en 1848, mettent en évidence un décalage spectral lorsque la source lumineuse est en mouvement par rapport à l’observateur. Tout comme la fréquence du son change lorsqu’une source s’approche ou s’éloigne de nous, le spectre des sources lumineuses va se décaler respectivement vers le bleu ou le rouge. En observant les raies présentes dans un spectre d’étoile, l’astronome peut donc en déduire la présence d’éléments chimiques, mais également la vitesse de l’objet par rapport à nous en comparant leur position dans le spectre (appelée longueur d’onde) avec celle du même élément chimique au repos.

La possibilité de mesurer la vitesse d’éloignement ou de rapprochement des astres — ce que l’on appelle dans notre jargon la vitesse radiale — prendra toute son importance après la découverte par Edwin Hubble en 1929 de la relation entre la vitesse radiale des galaxies et leur distance. Cette découverte majeure est à l’origine du modèle cosmologique standard, appelé communément big bang, qui prédit que l’Univers est en expansion. Selon ce modèle, les galaxies, emportées par l’expansion de l’Univers, s’éloignent les unes des autres, et ce, d’autant plus vite, qu’elles sont éloignées. L’association de la vitesse et de la distance est particulièrement précieuse puisqu’elle va permettre d’évaluer les distances des astres en mesurant le décalage Doppler des raies spectrales.

En effet, la contemplation du ciel, que ce soit avec nos yeux ou avec des télescopes, ne nous donne à voir qu’une image projetée de la sphère céleste. Sans information de distance, nous ne pouvons pas savoir si cette étoile qui nous semble particulièrement lumineuse est intrinsèquement brillante et lointaine, ou simplement proche de la Terre. Les Grecs pensaient, par exemple, que toutes les étoiles étaient à la même distance, accrochées à une sphère transparente — la sphère des fixes — qui tournait autour de la Terre. Les constellations qui relient les étoiles en formant des figures mythologiques ignorent la distance des étoiles. Si l’on prend comme exemple la belle constellation d’Orion qui trône dans le ciel d’hiver de l’hémisphère nord, des trois étoiles centrales qui paraissent alignées — ζ Ori (Alnitak), δ Ori (Alnilam) et ε Ori (Mintaka) — seules ζ Ori et ε Ori sont effectivement proches (~700 annéeslumière), alors que δ Ori est trois fois plus distante (~2000 années-lumière). Vues depuis une autre région de la Galaxie, les constellations nous apparaîtraient bien différentes : gageons que les natifs du Taureau, fonceurs et déterminés sur Terre, deviendront des natifs du Berger sur une autre planète et seront doux comme des agneaux.

Contemplatifs, les astronomes ? Assurément, mais l’analyse de la lumière est si riche d’informations que nous ne manquons pas de matière pour tenter de comprendre l’Univers. De plus, lorsque nous parlons de la lumière, nous ne nous limitons pas à la partie visible du spectre électromagnétique, celle à laquelle nos yeux sont sensibles, mais à toute la gamme de fréquences, depuis les rayons gamma et X, jusqu’au domaine centimétrique, en passant par l’ultraviolet et l’infrarouge. En effet, les phénomènes physiques à l’origine de l’émission d’ondes électromagnétiques, autrement dit de lumière, vont émettre à différentes longueurs d’onde en fonction de la nature du phénomène. Par exemple, les émissions produites par de violents événements, comme les explosions de supernovæ, vont se caractériser par des émissions lumineuses sous forme de rayons X et gamma, tandis que le milieu interstellaire, froid et peu dense, composé essentiellement de molécules, va émettre dans le domaine des ondes millimétriques2.

Télescopes et instruments

Depuis 1609 et la première utilisation d’un système optique grossissant pour observer le ciel par Galilée, les astronomes n’ont eu cesse de construire des lunettes ou des télescopes de plus en plus puissants.

Les lunettes astronomiques et les télescopes ont la même fonction : capturer la lumière. Ce sont des collecteurs de lumière. Le télescope diffère de la lunette astronomique par l’utilisation de miroirs pour focaliser la lumière plutôt que des lentilles. Depuis la fin du XIXe siècle, les lunettes astronomiques, parfois aussi appelées réfracteurs, ont été remplacées par les télescopes réflecteurs, qui sont plus compacts et offrent une meilleure qualité d’image.

On mesure le pouvoir collecteur de ces systèmes par le diamètre du miroir primaire ou de la lentille d’entrée s’il s’agit d’une lunette. Plus on peut capter de lumière, plus on peut voir des sources faiblement lumineuses, soit parce qu’elles sont intrinsèquement peu brillantes, soit parce qu’elles sont brillantes mais éloignées. D’autre part, plus le miroir primaire est grand, plus on peut distinguer de détails. C’est ce que l’on appelle le pouvoir de résolution.

Ces deux caractéristiques essentielles expliquent la course effrénée que se livrent les astronomes pour construire des télescopes toujours plus grands. Depuis les 26 millimètres de diamètre de la lunette de Galilée, nous en sommes aujourd’hui à 39 mètres de diamètre pour l’Extremely Large Telescope en construction par l’European Southern Observatory (ESO) au Chili.

Un télescope, toutefois, n’est rien sans instrument, car après avoir collecté la lumière, il faut l’analyser et l’enregistrer. Si l’on osait la comparaison de l’œil humain avec le télescope, on pourrait dire que l’instrument est le cerveau. Un télescope est donc toujours accompagné d’une suite d’instruments.

Pour un même télescope, il existe souvent une assez grande variété d’instruments, chacun adapté à un usage particulier. On peut vouloir, par exemple, observer des objets avec beaucoup de détails dans le domaine optique, ou bien avec observer avec un grand champ de vue aux longueurs d’onde infrarouges. Dans chaque cas, la technologie est différente et nécessite un instrument particulier.

Il y a deux grandes catégories d’instruments : les imageurs et les spectrographes. Les imageurs permettent de réaliser des images à travers des filtres qui ont pour fonction de sélectionner une couleur, c’est-à-dire une bande de fréquence. Lorsque l’on observe un objet, par exemple une étoile ou une galaxie, on réalise le plus souvent plusieurs images à travers des filtres différents, ce qui donne une première caractérisation de la source. Les étoiles jeunes, par exemple, ont une couleur bleue caractéristique qui peut être facilement mise en évidence en réalisant successivement deux images : l’une avec le filtre bleu et l’autre avec le filtre rouge.

Les spectrographes

Les spectrographes jouent un rôle crucial dans l'analyse de la lumière. Le plus simple est le spectrographe à ouverture. Il consiste à placer une ouverture dans le plan focal du télescope à l’endroit que l’on veut analyser. La lumière est ensuite reprise par un système optique appelé collimateur dont la fonction est de rendre les faisceaux parallèles. Elle rencontre ensuite un disperseur, qui peut être un prisme ou un réseau de diffraction, ou même une combinaison des deux. Le réseau dévie la lumière en fonction de sa longueur d’onde, autrement dit de sa couleur. Les faisceaux correspondant aux différentes longueurs d’onde sont focalisés par une chambre sur le détecteur. La chambre (ou l’objectif) est un système optique qui effectue l’opération inverse du collimateur. Avec ce système, on obtient sur le détecteur un signal qui est la répartition de l’énergie lumineuse (le flux) en fonction de la couleur (la longueur d’onde). C’est ce que l’on appelle un spectre. Ce spectre est caractéristique de la source lumineuse pointée par le télescope. Comme nous l’avons vu au début de ce chapitre, grâce à ce spectre, nous pourrons mesurer la composition chimique et même la vitesse de la source observée.

Le spectrographe à longue fente est tout à fait semblable au spectrographe à ouverture. Nous l’utilisons pour les sources étendues, comme les galaxies, dont l’information spectrale n’est pas identique en chaque point de la source. La différence est qu’à l’entrée, on remplace l’ouverture circulaire par une longue fente. Dans ce cas, un détecteur à deux dimensions, tel qu'une matrice CCD (Charge Coupled Device), est nécessaire. C'est le même type de capteur que l'on trouve dans les appareils photo numériques.

Le réseau doit être orienté perpendiculairement à la direction de la fente, elle-même orientée selon l’un des axes du détecteur. Dans ce cas, chaque point de la fente va donner un spectre sur le détecteur. En analysant les informations spectrales correspondantes, nous pouvons ainsi en déduire un profil de la grandeur physique que l’on peut extraire de l’information spectrale. Par exemple, si l’on s’intéresse à la vitesse radiale, il est alors possible d’obtenir l’évolution de celle-ci le long d’une direction dans la galaxie, direction fixée par la position de la fente du spectrographe. La figure 1 à la fin de ce chapitre illustre ce concept (page 24).

Le spectrographe intégral de champ — c’est le sujet technique de ce livre — a pour fonction de permettre l’analyse spectrale de tous les points d’une image et non plus seulement d’une direction comme pour le spectrographe à fente longue. Le problème qu’il faut résoudre pour réaliser cette opération est le suivant : il faut enregistrer une information à trois dimensions — deux dimensions d’espace et une dimension spectrale — sur un détecteur qui est seulement à deux dimensions.

Sans entrer dans les détails techniques, il s’agit, au moyen d’un système optique, de reformater une image d’entrée, c’est-à-dire une surface carrée à deux dimensions, en une ligne à une dimension qui s’apparente à une longue fente. Cette pseudo longue fente est ensuite analysée par un spectrographe classique.

Il y a plusieurs moyens de réaliser cette opération, j’en évoque deux dans ce livre : la spectrographie intégrale de champ reposant sur l’utilisation d’une trame de microlentilles, c’est un des concepts les plus simples et ce fut une des premières réalisations, avec la spectrographie multifibres, d’un spectrographe intégral de champ ; et la spectrographie intégrale de champ reposant sur l’utilisation de miroirs. Les deux concepts sont illustrés en fin de chapitre (figures 2 et 4).

Le spectrographe à longue fente produit une information à deux dimensions : un des axes étant la coordonnée le long de la fente et l’autre axe les longueurs d’onde. Un spectrographe intégral de champ produit un cube de données, une information selon trois dimensions : deux axes qui mesurent les coordonnées angulaires sur la source, c'est-à-dire la position dans l’image, et un troisième axe pour les longueurs d’onde. On trouvera en fin de chapitre un exemple de cube de données (figure 5)

On utilise également en astronomie la spectrographie multiobjets. Il s’agit d’obtenir simultanément les spectres d’une collection de sources disjointes, par exemple un amas d’étoiles ou un groupe de galaxies. Ces spectrographes multi-objets reposent la plupart du temps sur l’utilisation de fibres optiques qui sont positionnées aux endroits désirés. Le placement des fibres se fait soit manuellement, soit avec des robots. Les fibres vont capturer la lumière des sources sélectionnées puis la repositionner le long d’une pseudo-fente qui est ensuite imagée par un spectrographe. On trouvera également une représentation du concept en fin de chapitre figure 3).

Les quelques concepts de spectrographes décrits ici sont les plus courants, mais ils sont loin de représenter tous ceux utilisés en astronomie3. Chaque type a ses avantages et inconvénients. L’objet de ce livre n’est pas d’entrer dans ces détails. Les informations présentées ici sont largement suffisantes pour une lecture avisée de ce livre. Je tiens à rassurer le lecteur, il n’est pas indispensable d’être un expert en optique pour lire cet ouvrage, qu’on se le dise.

Fig. l : Principe du spectrographe à longue fente. Dans le plan focal du télescope, on place un masque qui ne laisse passer la lumière qu'à travers une fente. Les rayons lumineux sont collimatés (rendu parallèles) par une optique appelée collimateur. Le réseau disperse ensuite la lumière. Les rayons lumineux sont ensuite focalisés sur un détecteur. Ce dispositif permet d'obtenir une série de spectres perpendiculairement à l'orientation de la fente.

Fig. 2 : Principe du spectrographe intégral de champ à micro-lentilles. L'image d'entrée est agrandie et projetée sur une trame de micro-lentilles. La lumière interceptée par chaque lentille est concentrée en une petite tache, qui est ensuite dispersée par un spectrographe composé d'un collimateur, d'un réseau et d'une chambre, puis projetée sur un détecteur. Un filtre est inséré dans le train optique pour limiter la longueur des spectres et éviter les chevauchements.

Fig. 3 : Principe du spectrographe multi-objets. Dans le plan focal du télescope, on des fibres optiques sont placées aux emplacement sélectionnés. La sortie des fibres est alignée sur une fente, qui est ensuite imagée par un spectrographe (composé d'un collimateur, d'un réseau, et d'une chambre) et projetée sur un détecteur.

Fig. 4 : Principe du spectrographe intégral de champ à miroirs. La combinaison des miroirs diviseurs et des miroirs pupilles permet de découper le champ et de le réorganiser le long d'une pseudo-fente qui est ensuite imagée par un spectrographe.

Fig. 5 : Un cube de données produit par un spectrographe intégral de champ peut être perçu comme une série d'images à des longueurs d'onde successives, ou comme une série de spectres, chacun correspondant à une localisation donnée sur la source.

1 On notera que ce n’est qu’avec l’avènement de la physique quantique au XXᵉ siècle qu’une explication physique sera donnée au phénomène.

2Les photons ne sont plus les seuls messagers de l’Univers, car deux autres messagers nous ouvrent de nouvelles fenêtres sur le cosmos : ce sont les neutrinos et les ondes gravitationnelles.

3 Citons par exemple, la spectrographie à échelle pour l’observation à haute résolution spectrale, ou le spectrographe à transformée de Fourier.

2

L’œil du TIGRE

1981-1996 Naissance de la spectrographie intégrale de champ

Mystérieuses galaxies

Les galaxies m’ont toujours fasciné. Composées de centaines de milliards d’étoiles, ce sont les plus grandes structures de l’Univers après les amas de galaxies et l’Univers lui-même. Des univers-îles, comme les imaginait le philosophe Emmanuel Kant4. Parmi toutes les sortes de galaxies, les plus belles et les plus spectaculaires sont les galaxies spirales. C’est un spectacle grandiose que d’observer ces milliards d’étoiles comme autant de soleils rassemblés dans un immense disque avec ces grands bras spiraux qui s’enroulent autour du bulbe central tels des volutes de fumée. Et, sculptées sur cette surface lisse, des régions sombres obscurcies par la poussière alternent avec des zones brillantes piquetées de jeunes étoiles qui rayonnent d’un éclat bleu intense.

Rien d’étonnant qu’à l’heure du choix, au sortir du diplôme d’études approfondies (DEA), je me sois tourné vers un sujet de thèse consacré aux galaxies. Après tant d’années passées à approfondir et à restituer des connaissances dans un cadre normalisé, j’allais enfin pouvoir me plonger dans un problème original, sans solution préalable.

C’est en 1981, par une belle journée de juin, que je me présente à l’Observatoire de Lyon pour rencontrer Guy Monnet, directeur de cette noble institution et mon futur directeur de thèse. L’observatoire domine la commune de Saint-Genis-Laval, au sud de Lyon. On y accède par une petite rue baptisée pompeusement avenue Charles André, du nom de l’astronome fondateur de l'établissement. En entrant dans l’enceinte de l’observatoire, je suis frappé par l’ambiance fin XIXe du lieu. Parmi les grands pins, une belle demeure à ma gauche, justement celle du directeur.

À cet instant, je suis loin de me douter qu’un jour, je deviendrai directeur de l’Observatoire et que j’habiterai cette imposante maison pendant dix ans. Pour le moment, je cherche mon chemin, car j’ai rendez-vous dans le bâtiment administratif. J’observe une espèce de cabanon en métal à côté d’un bâtiment qui me paraît assez mal entretenu. Un peu plus loin, une affreuse construction moderne, sorte de hangar métallique. Je suis le panneau « administration » et trouve, en contrebas, une grande bâtisse couleur béton sans caractère.

En entrant dans le bâtiment administratif, je me demande si j’ai fait le bon choix en sélectionnant l’Observatoire de Lyon. L’Observatoire de Toulouse, que j’avais quitté pour Lyon, venait tout juste de déménager au sein du campus de l’université, dans un bâtiment tout neuf, moderne et fonctionnel. Trop tard pour faire marche arrière. On m’avait dit beaucoup de bien de Guy, et les hommes sont plus importants que les infrastructures, me dis-je pour me rassurer un peu.

Je frappe à la porte du bureau du directeur. Un homme à l’allure plutôt jeune, habillé simplement, au regard pétillant, vient m’ouvrir. Je me présente. « Ah, c’est vous, me dit-il, je vous attendais hier. » Surpris, je bredouille un vague « Comment ? » « Je n’ai pas pu me tromper, car notre rendez-vous tombait un jour bien particulier. Voyez-vous, hier était le jour de mon anniversaire », insiste Guy. Je me confonds en excuses. Comment ai-je pu me tromper sur la date d’un rendez-vous aussi important ? Je me sens misérable, comme souvent lorsque mon étourderie me plonge dans une situation embarrassante. Guy ne semble pas s’en offusquer et il m’explique, avec force détails, le sujet de thèse.

Ce jour-là, je ne compris pas grand-chose, mais le discours passionné et passionnant de Guy sur les mystérieuses galaxies elliptiques acheva de me convaincre. À la fin de l’entretien, je signai des deux mains et pris rendez-vous en septembre pour commencer la thèse.

Celle-ci portait sur les galaxies elliptiques. Ces galaxies, qui se présentent sous une forme oblongue et diffuse, sont en apparence moins spectaculaires que les grandes galaxies spirales. En apparence seulement, car de nouvelles observations venaient de remettre en cause la théorie communément admise.

Tout travail de thèse commence systématiquement par un travail de bibliographie. Il s’agit de faire le tour de ce qui a été publié sur le sujet. C’est assez fastidieux, mais c’est aussi une bonne façon de se familiariser avec les codes d’écriture de la littérature scientifique5. Contrairement à ce que laisse entendre le terme de littérature, il ne faut pas s’imaginer avoir affaire à du Shakespeare, et heureusement, vu la qualité de mon anglais. Il s’agit d’aller à l’essentiel dans un anglais rudimentaire, d’expliquer sa démarche et de présenter ses résultats, mais surtout de ne pas oublier de citer ses collègues et tous ses propres travaux antérieurs, même s’ils n’ont que peu de relation avec le travail présenté. Avec le temps, on apprend à décoder le texte. Par exemple, la phrase « l'auteur remercie le referee pour ses remarques constructives » peut se traduire à peu près de la façon suivante : « Après plusieurs échanges hostiles avec le referee, j'ai accepté, de guerre lasse, d’enlever dans le texte tout ce qui contredisait ses travaux. » Mais, à ce moment-là, tout était encore neuf pour moi. J’avalais donc tous les papiers traitant des galaxies elliptiques, ce qui me permit de commencer à cerner mon sujet de thèse.

Une galaxie est composée d’une centaine de milliards d’étoiles, chacune animée de son propre mouvement. Compte tenu du nombre d’étoiles, le calcul de toutes leurs trajectoires est impraticable, et même inutile, puisque nous nous intéressons au mouvement d’ensemble. Nous recourons à une méthode statistique, comme dans l’étude des propriétés d’un gaz. En effet, plutôt que de détailler le mouvement de chaque molécule, on identifie une grandeur statistique qui caractérise l’agitation moyenne des molécules : la température. Pour les galaxies, nous parlons plutôt de dispersion des vitesses, mais cela revient fondamentalement au même.

Dans la classification de Hubble, les galaxies elliptiques sont identifiées par leur aplatissement apparent, depuis la forme circulaire jusqu’à la forme la plus allongée. Si certaines galaxies sont plus aplaties que d’autres, ce ne peut être que parce qu’elles tournent plus vite. En effet, en l’absence de mouvement de rotation d’ensemble, les mouvements désordonnés des étoiles donnent une forme sphérique à la galaxie. Toutefois, en présence de rotation, la forme d’équilibre de la galaxie est alors aplatie comme un ballon de rugby dans la direction perpendiculaire à l’axe de rotation. Ainsi, plus une galaxie tourne vite, plus elle est aplatie. Mais des mesures récentes venaient de montrer qu’il n’en était rien. Quel était donc ce mécanisme qui donne cette forme oblongue aux galaxies elliptiques ? Y avait-il un lien avec les trous noirs supermassifs supposés habiter au centre de ces galaxies ?

Face à des questions comme celles-ci, nous recourons à des techniques de modélisation. Un modèle est une sorte d’expérience virtuelle. Le chercheur commence par poser des hypothèses afin de simplifier le problème, puis il formalise la question grâce aux mathématiques. Enfin, il injecte les faits d’observation et recherche les solutions du système, le plus souvent numériquement. La modélisation joue un grand rôle en astronomie, car les véritables expériences sont difficiles à réaliser : allez donc peser une galaxie ou l’empêcher de tourner pour voir ce qu’il s’y passe !

Mon travail était donc de développer un modèle qui permette de reproduire le nouveau fait observationnel : certaines galaxies elliptiques sont aplaties, mais ne tournent pas. Je n’étais pas le premier à travailler sur la question. Il fallait donc trouver une approche originale. Dans la plupart des publications, les auteurs s’étaient attachés à reproduire les galaxies de forme sphérique. Avec Guy, nous pensions qu’il fallait tout au contraire se concentrer sur les galaxies aplaties. Le formalisme mathématique devient alors dans ce cas nettement plus compliqué que dans le cas circulaire.

En avançant, je découvrais progressivement qu’une question, en apparence aussi simple, engendrait des développements mathématiques complexes. Après plusieurs essais infructueux pour trouver une solution, je me mis à douter. Peut-être le problème n’avait-il pas de solution ? En attendant, les mois passaient et toujours aucun résultat tangible. Pour qui sort de l’université ou d’une grande école où le rythme est semestriel, le temps d’une thèse, trois ans, paraît long, presque une éternité. Mais il y avait tellement à apprendre, sans compter le temps perdu à explorer des pistes qui se révélaient finalement être des impasses.

Heureusement, à quelques bureaux de distance, je trouvai Bernard Rutily, astronome et mathématicien de formation, qui vint me sauver de la noyade dans l’inextricable système d’équations différentielles résultant de mes investigations. Une fois le problème mathématiquement bien posé, il ne restait plus qu’à le résoudre numériquement. Je me lançai à l’assaut de l’ordinateur.

Après deux ans de travail, j'avais donc mis en place le formalisme et développé les outils numériques qui permettaient de reproduire d’une façon satisfaisante la morphologie et le mouvement des étoiles. Dans ce modèle, le mouvement d’agitation des étoiles n’était plus identique dans les trois directions de l’espace. Il restait cependant une dernière étape à franchir : comparer quantitativement les prédictions de mes modèles avec les résultats des observations. Cette comparaison s’avéra difficile, car les observations de l’époque souffraient d’importantes limitations. Pour surmonter ces difficultés, je fus donc conduit à tenter de nouvelles observations, puis finalement à développer un nouveau concept d’instrument. Ce fut le début de l’aventure de la spectrographie intégrale de champ, une aventure qui perdure encore aujourd’hui et sur laquelle je bâtirai toute ma carrière.

Tout le monde a admiré des images de galaxies. Cependant, aussi belles soient-elles, ces images ne satisfont pas l’astrophysicien. Les galaxies sont des structures dynamiques complexes qui comportent des étoiles de divers types, mais également du gaz chaud et froid, et de la poussière, sans parler des monstrueux trous noirs qui se cachent parfois dans leur partie centrale. Mesurer la composition chimique et le mouvement des étoiles et du gaz est donc essentiel pour comprendre ces objets.

L’observation des galaxies fait donc systématiquement appel à deux catégories d’instruments : les imageurs et les spectrographes. Les imageurs se comportent comme des appareils photo, ils permettent d’obtenir des informations sur la forme des galaxies. Ils sont utilisés avec des filtres, ce qui permet de différencier la morphologie des galaxies dans différentes couleurs. Les spectrographes utilisent un système optique qui disperse la lumière (le plus souvent un prisme ou un réseau de diffraction) et forment ce que l’on appelle un spectre. Le spectre de la lumière des étoiles présente des bandes ou raies d’absorption qui sont caractéristiques des éléments chimiques qui composent leur atmosphère. L’identification de ces raies dans le spectre des galaxies permet tout autant d’identifier la population des étoiles que de mesurer leur mouvement grâce à l’effet Doppler, comme nous l’avons vu au premier chapitre (page 17).

J’ai donc sélectionné un petit échantillon de galaxies elliptiques dont les informations morphologiques et cinématiques étaient disponibles et j’ai entrepris de comparer ces données aux résultats de mes modèles. Il existait toutefois une première limitation : les modèles permettaient de calculer la vitesse des étoiles en tous points de la galaxie, mais nous n’avions accès qu’aux vitesses radiales projetées sur la ligne de vue. La carte de l’ensemble des vitesses des étoiles de la galaxie après projection sur la ligne de vue est ce que l’on appelle un champ de vitesse. On peut facilement projeter le modèle sur la ligne de vue. En revanche, il faut connaître l’inclinaison de la galaxie, paramètre qui n’est pas toujours bien connu. La seconde limitation réside dans le fait que nous n’avions pas accès au champ de vitesse, mais simplement à une série de mesures le long d’un axe. Qu’à cela ne tienne, il suffit de restreindre une fois de plus le modèle en limitant ces résultats à la série de mesures. Bien. Hélas, il restait une troisième limitation : les observations dont je disposais provenaient d’observations réalisées avec un télescope terrestre. La lumière des galaxies, avant d’être enregistrée sur le détecteur, avait subi l’effet de l’atmosphère terrestre : l’image était floue au lieu d’être parfaitement nette. La quantité de flou dépend des conditions d’observation. Pour comparer la prédiction des modèles, il fallait encore que je simule un tel flou, mais les conditions d’observation étaient souvent mal documentées dans les publications.

On l’aura compris, la comparaison des prédictions théoriques avec les observations est complexe, car il faut précisément connaître les paramètres des instruments et de l’atmosphère au moment de l’observation. En faisant nombre d’hypothèses, j'ai quand même réussi à comparer mes modèles et à en tirer quelques conséquences sur le mouvement des étoiles dans les galaxies elliptiques. J’ai notamment réussi à reproduire la forme oblongue observée tout en limitant la vitesse moyenne des étoiles, ce qui répondait à la question initiale.

Ma thèse en poche, je suis parti en « postdoc » rejoindre l’équipe « Dynamique des galaxies » à l’Observatoire de Genève. Je continuais à explorer les modèles que j’avais développés pendant ma thèse, ce qui me permit de publier plusieurs articles dans des revues internationales à comité de lecteurs. Après une année à Genève, je me présentai au concours d’entrée du Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS), mais sans trop y croire, compte tenu du faible nombre de postes ouverts cette année-là. Lorsque j’appris la nouvelle de mon recrutement comme chargé de recherche, une immense joie m’envahit. En entrant au CNRS, c’était comme si j’entrais dans le temple de la Science moderne. Encore aujourd’hui, je continue à penser que c’est ce qui m’est arrivé de mieux, même si après toutes ces années, ma vision de l’institution s’est quelque peu démystifiée.

À l’instant où j’apprenais ma nomination au CNRS, me revinrent en mémoire les paroles du responsable du Diplôme d’Études Approfondies (DEA) de Toulouse, quatre ans plus tôt. L’année universitaire venait de se terminer et mon classement me permettait d’espérer être parmi les quelques élus qui pourraient bénéficier d’une bourse pour continuer en thèse. Pour des raisons personnelles, je souhaitais revenir vers Lyon et il me fallait obtenir l’autorisation du responsable, car les précieuses bourses de thèse étaient en principe réservées à des laboratoires toulousains. Le directeur du DEA m’écouta avec attention et finalement me donna son accord. À la fin de l’entretien, au détour d’une longue explication sur les difficultés de la recherche, il me dit : « Vous avez le potentiel d’un chercheur et vous pouvez espérer rentrer au CNRS