Dyrektor ds. Badań w CNRS |
---|
Narodziny |
28 czerwca 1928 Paryż |
---|---|
Śmierć |
22 lutego 2019 r.(w wieku 90 lat) Orsay |
Narodowość | Francuski |
Trening | Kolegium Fizyki, Doktor Stanu |
Czynność | Emerytowany dyrektor ds. badań w CNRS |
Małżonka | Janine Connes (z1951 w 2019) |
Pole | Astrofizyka |
---|
Pierre Connes , urodzony w Paryżu dnia28 czerwca 1928i zmarł w Orsay dnia22 lutego 2019 r., jest francuskim fizykiem , emerytowanym dyrektorem badawczym CNRS i posiadaczem kilku nagród w dziedzinie fizyki , w tym nagrody Holwecka . Specjalista w dziedzinie optyki i systemów serwo , opracował urządzenia instrumentalne używane obecnie na całym świecie, takie jak spektrometry z transformatą Fouriera ( meteorologia , astronomia , spektroskopia atomowa i molekularna), sferyczny Fabry-Perot ( lasery ) czy detekcja heterodynowa . Zawdzięczamy mu również fundamentalny wkład w wykrywanie planet pozasłonecznych metodą prędkości radialnych .
Pierre Connes urodził się w Paryżu dnia28 czerwca 1928ale żył jej dzieciństwo w Dijon , gdzie jej ojciec, Georges Connes , był profesor od angielskiego i amerykańskiej literatury i jej matką, Henriette Legouis, docenta w języku angielskim , był profesorem w liceum dla dziewcząt w Dijon. Pierre Connes wywodzi się z dwóch niezależnych linii literackich, ojca z Rouergue i dziadka Émile'a Legouis z Normandii . Jako dziecko Pierre Connes był naznaczony życiem swojego ojca jako bojownika ruchu oporu, a następnie jako polityka. Pierre Connes zmarł w Orsay dnia22 lutego 2019 r..
Po studiach w Lycée Carnot w Dijon, Pierre Connes dołączył do University of Dijon . Na ławach uniwersyteckich spotyka Janine Roux , którą poślubi w 1951 roku w Dijon, zaślubiny uczczone przez Félixa Kira , kanonika z powołania i koleżankę ojca w ciężkich dniachczerwiec 1940. Georges Connes był burmistrzem Dijon podczas wyzwolenia, a Canon Kir zastąpił go po tym, jak wycofał się z życia politycznego.
Po agregacji fizyki-chemii i dwóch latach nauczania w szkole średniej w Elbeuf, a następnie w Vanves w Lycée Michelet, Pierre Connes dołączył do laboratorium Aimé-Cotton (LAC), kierowanego przez Pierre'a Jacquinota .
Po przybyciu w 1955 roku do laboratorium Aimé-Cotton , specjalizującego się w spektroskopii interferencyjnej do badania struktur procesji elektronowej pierwiastków z rodziny pierwiastków ziem rzadkich , wynalazł sferyczny interferometr Fabry-Perot , który można spotkać do dziś. hui w postaci uogólnionej we wnękach laserów gazowych i który zostanie załadowany w 1969 roku na satelitę OGO 6 w celu określenia szerokości linii aeronomicznej tlenu na 630 nanometrów , a więc temperatury górnej atmosfery (około 150 km powyżej poziom morza). Następnie następuje spektrometr interferencyjny z selekcją przez amplitudę modulacji (SISAM), który będzie tematem jego pracy magisterskiej w 1958 roku i który zostanie później zaadaptowany w Stanach Zjednoczonych do zastosowań w fizyce atmosfery pod nazwą spektrometr Heterodyna. przestrzenny (SHS).
Od 1958 pracował nad spektroskopią z transformatą Fouriera, która była przedmiotem pracy magisterskiej Janine Connes, oraz opracował ze swoimi studentami serię interferometrów, które przez dziesięciolecia w różnych laboratoriach, a zwłaszcza w LAC, będą rozwiązywać problemy wysokiej rozdzielczości w dziedzinie atomowej i molekularnej. spektroskopia: widma atomów złożonych, lantanowców , aktynowców , widma cząsteczek jodu i telluru mających ważne zastosowania metrologiczne, widma prostych cząsteczek dwuatomowych, takich jak dialkiny. Cała ta praca dała początek publikacji wielu atlasów i była przedmiotem licznych tez realizowanych na całym świecie. Spektrometr TF typu Connes jest nadal używany w Grupie Spektrometrii Molekularnej i Atmosferycznej (UMR CNRS 7331) na Uniwersytecie w Reims. Spektrometr TF IASI , opracowany przez CNES , bada atmosferę Ziemi na pokładzie satelity Metop meteorologii operacyjnej EUMETSAT .
W 1963 Pierre i Janine Connes zostali zaproszeni przez Lewisa Kaplana, dyrektora naukowego Wydziału Nauk Kosmicznych, do spędzenia roku w Jet Propulsion Laboratory w Pasadenie (JPL). Cel był bardzo precyzyjny. Przygotuj dokowanie modelu zaplanowanego na operację VIKING zaplanowaną na 12 lat później. W tym celu konieczne było zmierzenie z Ziemi ciśnienia w atmosferze Marsa poprzez badanie linii absorpcyjnych w podczerwieni. Pozostało wydedukować, czy w czasie lądowania konieczne było użycie spadochronu, czy rakiety retro. Odpowiedź brzmiała, że potrzebujesz obu i jest to 12-etapowa procedura, nadal stosowana do dziś. To początek 16-letniej współpracy z NASA . To właśnie USAF (US AIRFORCE) będą transportować materiał między LAC, obserwatorium Haute Provence i głównymi obserwatoriami amerykańskimi, w tym z Mont Palomar, wówczas największym na świecie. Opracowuje kilka wariantów spektrometru, w szczególności ten, który zostanie zainstalowany w Obserwatorium Lotniczym Kuipera . To z nim Harold Larson i Fink odkryli lód na czapie lodowej Marsa. Inne zostały podpięte do balonu, umieszczone w kosmosie na sondach Voyager 1 i Voyager 2 . Instrument ATMOS, który poleciał na promie kosmicznym w 1992 roku, jest spin-offem tego sektora zainicjowanym w JPL.
Przed odkryciem szybkiej transformacji Fouriera (FFT) przez Jamesa Cooleya czasy obliczeń były zaporowe. Dlatego zaprojektował i okablował specjalistyczny komputer z lampami i liniami opóźniającymi, które przy obliczaniu widm musiały pokonać ówczesne IBM-y. Został porzucony, gdy pojawił się FFT. Nie rozwiązało to jednak wszystkiego, bo aby obliczyć widmo trzeba było poczekać na zakończenie kilkugodzinnego zapisu interferogramu. Zbudował więc z Guyem Michelem komputer czasu rzeczywistego, który pokazywał ewolucję tylko niewielkiej części widma, ale wystarczający do wykrycia każdego błędu, który mógł wystąpić podczas nagrywania. Od tego czasu jest istotną częścią wszystkich interferometrów i jest integralną częścią zestawu, podobnie jak kocie oczy czy ostrze rozdzielające.
Od czasu pojawienia się pierwszych widm w podczerwieni, około 1960 r., potrzeba posiadania dużych teleskopów dostępnych przez długi czas była niezbędna. W długiej notatce Pierre Connes z laboratorium Aimé Cotton wciąż znajdującego się w Bellevue przedstawia propozycję w pełni podporządkowanego teleskopu optycznego. Pomysł zastąpienia lustra głównego mozaiką małych serwolusterek pojawia się po raz pierwszy..
W 1967 roku w artykule w Science Journal opublikował wraz z Jamesem Lovelockiem , DA Hitchcockiem, Peterem Fellgettem (w) i J. Ringiem artykuł zatytułowany Detecting planetary Life from Earth. Dochodzą do wniosku, że potrzebny jest 1000-calowy teleskop i szczegółowo badają serwonapędy. Nawiązuje się do 4,2 m Meudon, którego budowę rozpoczęto w laboratorium Aimé Cotton w Bellevue, sfinansowanym w ramach specjalnej akcji CNRS. Został przetransportowany w 2 częściach na teren Obserwatorium Meudon . Miała to być pierwsza część dużego projektu mającego na celu rozwój planetarnej i gwiezdnej astronomii w podczerwieni we Francji: budowa dużych teleskopów mozaikowych (którego koszt szacowany byłby na 1% kosztu teleskopu hawajskiego (precyzja pozwalająca być niższe niż to konieczne w widzialnym).Należało jednocześnie rejestrować w laboratorium przez FTS, z dostateczną rozdzielczością nigdy wcześniej nieuzyskiwaną, dla porównania widm atomowych i molekularnych laboratorium.W końcu zbudowano teleskop, który dał dobrze widmo Marsa, było tematem pracy Maximiliena Cuiseniera (przewodniczący kapituły prac dyplomowych P. Fellgett).Wymieniono niezbędne usprawnienia techniczne i ustalono harmonogram ich realizacji. Jednak projekt zarzucono z powodu braku zainteresowania Francuscy astronomowie i ich odmowa współpracy z niektórymi francuskimi laboratoriami uniwersyteckimi Jedyna udana próba we Francji w tej firmie: odkrycie linii atomowych w zimnych gwiazdach przez grupę Quercy w Tuluzie we współpracy z LAC. Z tego powodu, poza obserwacjami wykonanymi na 193 cm i 152 cm z Obserwatorium Górnej Prowansji z życzliwością Charlesa Ferhenbacha , wszystkie późniejsze opracowania interferometrów zostały przeprowadzone w LAC i dokonano interpretacji wyników. w USA we współpracy z NASA i amerykańskimi laboratoriami uniwersyteckimi, które mają z nią kontrakty.
Pomiędzy badaniami Marsa możliwymi w okresach opozycji, kiedy planeta była widoczna z Ziemi, kilka interferometrów będzie badać atmosfery gwiazd i innych planet: Wenus, Jowisza, Saturna. Zostaną one zainstalowane we foyer Coudé o wymiarach 193 cm i 152 cm w Górnej Prowansji oraz w głównych amerykańskich teleskopach, w tym przez kilka lat w prestiżowym Mont Palomar .
W wrzesień 1964, czyli niecały rok po przybyciu do JPL, struktura pasm CO 2 na Wenus została rozwiązana w odległości 91 cm od obserwatorium Steward dzięki 10-krotnemu wzrostowi mocy rozdzielczej w porównaniu z najlepszym widmem uzyskanym w 1963 roku przez Gerarda Kuipera . W 1966 roku zostanie pomnożona przez 100 do 193 cm w Centre d'Astronomie de Saint-Michel-L'observatoire . W 1969 atlas widm Wenus, Marsa, Jowisza i Saturna został opublikowany przez edycję CNRS . Nie zostanie zaktualizowany w 1973 roku, kiedy rozdzielczość została pomnożona przez 500 w Mount Palomar.
Główne wykrycia i ich interpretacja to:
W zakresie atmosfer planetarnych:
W dziedzinie atmosfer gwiazdowych:
Te 3 zmiany mają na celu rozwiązanie tego samego fundamentalnego problemu, z którym zmierzyła się NASA: wykrywania życia pozaziemskiego . Od czasu pobytu w JPL w 1963 r. wszystkie jego wysiłki zostały skierowane na przyczynienie się do rozwiązania tego problemu. Istnieją dwie oddzielne ścieżki, obie zaczynające się od JPL. Pierwszy to projekt badawczy nad inteligencją pozaziemską (SETI), która mobilizuje radioteleskopy , nasłuchując ewentualnych sygnałów emitowanych przez inne cywilizacje. Drugi polega na wykrywaniu na planetach naszego najbliższego Układu Słonecznego za pomocą spektrometrów składników ich atmosfery i, jeśli to możliwe, badaniu próbek, które ujawniłyby materię organiczną, cegiełki życia. I to właśnie przy tej drugiej przygodzie Pierre Connes współpracował od 1963 roku, przygotowując plany umieszczenia interferometrów w kosmosie i uzyskując z Ziemi bardzo wysokiej rozdzielczości widma atmosfer planetarnych. W tym celu należy zebrać jak najwięcej fotonów, a więc mieć możliwie największe teleskopy, uwolnić się od turbulencji atmosferycznych i błędów prowadzenia przez zastosowanie włókien o specjalnym przekroju, zastosować odpowiedni spektrometr i właściwą metodę. Będzie kontynuował pracę w LAC, w Service d'Aéronomie de Verrières-le-Buisson (LATMOS), do którego dołączył w 1979 roku, z przerwami w USA.
On jest odwiedzenie naukowca w Berkeley wydziału astronomii od 1974 do 1975 roku i został oddelegowany do JILA (w) na Uniwersytecie w Boulder od 1985 do 1986 roku, a zwiedzanie naukowca w Jet Propulsion Laboratory (JPL) w 1986 i 1987 i 1989 pracownika naukowego na Uniwersytecie Tucson .
Od lat 70. pojawiła się seria artykułów, raportów wybiegających w przyszłość, tez i konstrukcji prototypów. Jego dogłębne studia nad metodami wykrywania egzoplanet i nowe propozycje zostały zaprezentowane w 1977 w długich badaniach wewnętrznych ( Proponowana naziemna technika pomiaru paralaks i wykrywania ciemnych towarzyszy ) oraz na konferencji ESO, w 1978 na konferencjach Międzynarodowa Unia Astronomiczna z Padwy (kolokwium z European Satellites Astronometry), w Wiedniu (colloquium IAU 38, z Modern Astrometry), na Uniwersytecie Maryland , 1979 w Waszyngtonie.
W 1984 publikuje swój pierwszy rozdział na temat astronomicznego akcelerometru absolutnego ( AAAA ), który jest w stanie mierzyć okresowe zmiany prędkości radialnej gwiazdy, gdy ma ona planetę. Rzeczywiście, gwiazda i planeta tworzą układ i obracają się wokół środka ciężkości tego układu. Nie widzimy planety, ale wykrywamy okresowy ruch gwiazdy, która zbliża się i oddala: prędkość radialną gwiazdy mierzy się małym efektem Dopplera indukowanym w widmie gwiazdy (metoda pośredniej detekcji egzoplanet). W tym artykule wylicza teoretyczne granice metody, gdy mamy całe widmo widzialne o wysokiej rozdzielczości spektralnej (spektrometr z dyspersją krzyżową). Doszedł do wniosku, że za pomocą teleskopu o średnicy 1 metra i ekspozycji przez godzinę można wykryć zmianę prędkości o 1 metr na sekundę na gwieździe o jasności 10.
Idea Pierre Connes' zostały objęte przez upraszczając je przez astronomów genewskich Michel Mayor i Didier Queloz , pierwszy z nowym francuskim cross-dyspersyjnego spektrometru ( Elodie ), co pozwoliło im w 1995 roku w Observatoire de Haute-Provence pierwszy jednoznaczne detekcji od pozasłonecznej planeta wokół głównej sekwencji gwiazdy ( 51 Pegasi b ), a następnie z budową harfy próżniowej spektrometru , zainstalowanego na 3,6 m teleskopu ESO w " La Silla , Chile w 2003 roku.
W tym samym roku 1984 na konferencji Cargèse zaproponował wraz z Claude Froehly i P. Fachem użycie dwóch jednomodowych włókien o równej długości do połączenia dwóch teleskopów ze stacją centralną. To początek długiej współpracy z University of Limoges , C. Froehly, F. Reynaud i JJ Alleman. W 1987 roku przeprowadził wraz z François Roddierem , S. Skaklanem i E. Ribakiem badanie sieci teleskopów połączonych włóknami. Rok później wraz z François Reynaud zademonstrowano wykonalność przyszłych sieci radioteleskopów i teleskopów optycznych. Dwa 100-metrowe włókna jednomodowe (SM) są zainstalowane na radioteleskopie Nançay i tworzą interferometr Macha-Zehndera . Badania prototypów są kontynuowane przez F. Reynauda i JJ Allemana. Wszystkie te osiągnięcia sprawiają, że jest uważany za prekursora największych teleskopów, jakie są lub kiedykolwiek zostaną zbudowane.
Równolegle z tymi osiągnięciami eksperymentalnymi, w 1992 r. sporządził ogólny przegląd w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics na temat wykorzystania światłowodów w instrumentach w astronomii, punkt dotyczący rozwoju AAA w 1994 r., a w 1996 r. kontynuuje teoretyczne badania nad demonstracją granicy szumu fotonowego w prędkości radialnej gwiazdy. Jego praca nad AAA jest kontynuowana z J. Schmittem i François Bouchym . W 1999 roku, podczas National Guided Optics Days, zalecił zastosowanie światłowodów kwadratowych jako idealnego stabilizatora-zakłócacza wiązki na wejściu do spektrometru astronomicznego, pomysł teraz systematycznie podejmowany, z włóknami o przekroju ośmiokątnym do badań. egzoplanety.