Jean-Claude Pecker

Carrière administrative nationale

• Octobre 1946-octobre 1950 : Attaché de recherche, CNRS, Institut d'astrophysique de Paris
• Octobre 1950-octobre 1952 : Chargé de recherche, CNRS, Institut d'astrophysique de Paris
• Octobre 1952-octobre 1955 : Maître de conférences, Université de Clermont-Ferrand (deux enseignements : « Physique du P.C.B. », « Certificat d'Astronomie et d'Astrophysique »), sauf : octobre 1953-octobre 1954 : boursier de la Fondation Fulbright
• Associate Fellow du High Altitude Observatory, à Boulder, Colorado (un an)
• Octobre 1955-octobre 1962 : Astronome-adjoint à l'observatoire de Paris
• Chef du service (créé pour l'occasion) d'astrophysique Générale localisé à l'observatoire de Meudon
• Octobre 1982-été 1964 : Astronome titulaire de l'observatoire de Paris, fonctions et localisation inchangées
• Été 1964-septembre 1988, élu en 1963 : Professeur au Collège de France, chaire Astrophysique théorique
• Janvier 1962-juillet 1969 : Directeur de l'observatoire de Nice
• Octobre 1972-octobre 1979 : Directeur de l'Institut d'astrophysique de Paris
• Depuis septembre 1988 : Professeur honoraire au Collège de France

Responsabilités nationales diverses

Officielles

• 1981-1985 : Président du COMIST (comité préparatoire du musée des sciences et des techniques de La Villette)
• 1985-1987 : Président du comité national (interministériel) de la Recherche scientifique et technique
• 1974-1978 : Président du comité Sciences de la commission nationale pour l'UNESCO
• 1991-1997 : Vice-président de la commission nationale pour l'UNESCO
• 1994-1995 : Commissaire général de l'exposition du cinquantenaire du CNRS
• Membre du comité de rédaction de la revue Technê du laboratoire de recherche des Musées de France

Non officielles

• 1973-1976 : Président de la Société astronomique de France
• Membre du conseil scientifique de la Société astronomique de France
• Président d'honneur de CLEA (Comité de Liaison Enseignants-Astronomes)
• Président d'honneur de l'ALPF (Association des Planétariums de Langue Française)
• Président d'honneur de l'Association d'Astronomie Champagne-Ardennes
• 1999-2001 : Président de l'Association Française pour l'Information Scientifique
• Responsabilités internationales diverses
• Août 1961-août 1964 : Secrétaire général adjoint de l'Union astronomique internationale (UAI)
• Août 1964-août 1967 : Secrétaire général de l'Union astronomique internationale (UAI)
  (à ce titre, représentant de l'UAI au sein de l'ICSU à plusieurs reprises)
• 1973-1979 : Président de la commission 5 (Documentation, Bibliographie, Centres de données…) de l'UAI
• 1994 et 1997 : Président du comité des résolutions de l'UAI
• 1989-1992 : Vice-président de l'Academia Europaea

Distinctions honorifiques

• Commandeur dans l'ordre de la Légion d'honneur
• Grand officier dans l'ordre national du Mérite
• Commandeur dans l'ordre des Palmes académiques
• 1964-1977 : Membre correspondant de l'Académie des sciences
• 1977 : Membre de l'Académie des sciences
• 1961 : Membre correspondant du Bureau des longitudes
• 1977 : Associé étranger de l'Académie royale de Belgique
• Membre (et membre du Bureau) de l'Académie internationale d'humanisme (Amherst, N. Y.)
• Membre de diverses académies

Prix et médailles

• Prix Forthuny (Académie des sciences)
• Prix Manley-Bendall (Académie de Bordeaux)
• Prix Stroobant (Académie royale de Belgique)
• Prix Jean Perrin (Société Française de Physique)
• Prix Lodén (Astronomical Society of Uppsala, Suède)
• Prix des Trois-Physiciens
• Prix de l'Union Rationaliste
• Médaille d'argent du CNRS
• Médaille d'or Jules Janssen (Société astronomique de France)
• Médaille d'or Jules Janssen (Société française de photographie)
• Médaille de l'ADION

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 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 4 200° (au lieu de 4 900° 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.