Pierre Connes, né à Paris le et mort à Orsay le , est un physicien français, directeur de recherches émérite au CNRS et titulaire de plusieurs prix de physique dont le prix Holweck. Spécialiste d’optique et de systèmes asservis, il a mis au point des dispositifs instrumentaux maintenant utilisés dans le monde entier, tels que les spectromètres à transformée de Fourier (météorologie, astronomie, spectroscopie atomique et moléculaire), les Fabry-Perot sphériques (lasers) et la détection hétérodyne. On lui doit également une contribution fondamentale à la détection des planètes extra-solaires par la méthode des vitesses radiales.
Biographie Pierre Connes est né à Paris le mais a vécu son enfance à Dijon, où son père, Georges Connes, était professeur de littérature anglaise et américaine et sa mère, Henriette Legouis, agrégée d’anglais, était professeur au lycée de jeunes filles de Dijon. Pierre Connes descend de deux lignées indépendantes de littéraires, son père du Rouergue et son grand-père Émile Legouis de Normandie. Enfant, Pierre Connes a été marqué par la vie de résistant puis d'homme politique de son père. Pierre Connes est décédé à Orsay le .
Après des études au lycée Carnot de Dijon, Pierre Connes intègre l'université de Dijon. Il rencontre sur les bancs de l'université Janine Roux, qu'il épousera en 1951 à Dijon, mariage célébré par Félix Kir, chanoine par vocation et collègue de son père pendant les dures journées de . Georges Connes fut maire de Dijon à la Libération et le chanoine Kir lui succéda quand il se retira de la vie politique.
Ses travaux de recherche Après son agrégation de physique-chimie et deux ans d’enseignement dans le secondaire à Elbeuf puis à Vanves au lycée Michelet, Pierre Connes intégra le laboratoire Aimé-Cotton (LAC), dirigé par Pierre Jacquinot..
Le Fabry-Perot sphérique et le SISAM Dès son arrivée en 1955 au laboratoire Aimé-Cotton, spécialisé en spectroscopie interférentielle pour l'étude des structures du cortège électronique des éléments de la famille des terres rares, il invente l'interféromètre de Fabry-Perot sphérique, que l'on retrouve aujourd'hui sous une forme généralisée dans les cavités des lasers à gaz et qui sera embarqué en 1969 sur le satellite pour déterminer la largeur de la raie aéronomique de l'oxygène à , donc la température de la haute atmosphère (vers d’altitude). Suit le spectromètre interférentiel à sélection par l'amplitude de modulation (SISAM), qui fera l'objet de sa thèse en 1958 et qui sera adapté ultérieurement aux États-Unis pour des applications en physique de l'atmosphère sous le nom de Spectromètre hétérodyne spatial (SHS).
Spectroscopie par transformée de Fourier au LAC (FTS) À partir de 1958, il travaille à la spectroscopie par transformation de Fourier, qui a été le sujet de thèse de Janine Connes, et met au point avec ses étudiants une série d'interféromètres qui, pendant des décennies dans différents laboratoires et particulièrement au LAC, résoudront des problèmes de haute résolution en spectroscopie atomique et moléculaire : spectres d'atomes complexes, lanthanides, actinides, spectres des molécules d'iode et tellure qui ont eu d'importantes applications métrologiques, spectres de molécules diatomiques simples comme les dialcalins. Tous ces travaux ont donné lieu à la publication de nombreux atlas et ont été le sujet de nombreuses thèses réalisées dans le monde entier.. Un spectromètre par TF de type Connes continue à être exploité au Groupe de spectrométrie moléculaire et atmosphérique (UMR CNRS 7331) de l’Université de ReimsDossier d’évaluation HCERES 2016/2017 du Groupe de Spectrométrie Moléculaire et Atmosphérique.. Le spectromètre par TF IASI, développé par le CNES, sonde l’atmosphère de la Terre à bord des satellites Metop de météorologie opérationnelle d'EUMETSAT.
Collaboration avec la NASA pour FTS en astronomie En 1963, Pierre et Janine Connes sont invités par Lewis Kaplan, directeur scientifique de la Space Science Division, à passer un an au Jet Propulsion Laboratory de Pasadena (JPL). Le but était bien précis. Préparer l’amarssisage d'un modèle prévu dans l’opération VIKING programmée pour plus tard. Pour cela il fallait, depuis la terre, mesurer la pression dans l’atmosphère de Mars par étude des raies d’absorption dans l’infrarouge. Restait à en déduire si, au moment du landing, il fallait utiliser un parachute ou des rétrofusées. La réponse fut qu'il fallait les 2 et c'est la procédure en 12 étapes toujours utilisée aujourd'hui. C’est le début d’une collaboration de avec la NASA. C'est l'USAF (US AIRFORCE) qui transportera le matériel entre le LAC, l'observatoire de Haute Provence et les grands observatoires américains dont celui du Mont Palomar alors le plus grand du monde. Il développe plusieurs variantes du spectromètre, en particulier celle qui sera installée sur le Kuiper Airborne Observatory. C’est avec lui que Harold Larson et Fink découvrirent la glace sur la calotte glaciaire de Mars. D’autres furent accrochés à un ballon, mis dans l’espace sur les sondes et . L'instrument ATMOS ayant volé sur la navette spatiale en 1992 est une retombée de cette filière initiée au JPL.
Construction d’un ordinateur rapide de TF et d’un ordinateur en temps réel Avant la découverte de la Fast Fourier Transform (FFT) par James Cooley les temps de calcul étaient prohibitifs. Alors il conçut et câbla un ordinateur spécialisé à lampes et lignes à retard qui, pour le calcul des spectres devait battre les IBM de l’époque. Il fut abandonné quand la FFT apparut. Mais elle ne résolvait pas tout, car pour calculer le spectre il fallait attendre la fin de l’enregistrement de l’interférogramme qui durait plusieurs heures. Alors il construisit avec Guy Michel un ordinateur en temps réel qui ne montrait l’évolution que d’une petite partie du spectre, mais suffisante pour détecter toute erreur qui aurait pu se produire pendant l’enregistrement. Il a été une pièce essentielle de tous les interféromètres construits depuis et fait partie intégrante du montage au même titre que les œils de chat ou la lame séparatrice.
Le télescope de 4,2 mosaïque de 36 miroirs asservis Dès l’époque des premiers spectres infrarouges, vers 1960, la nécessité de disposer de longs temps de grands télescopes s’est imposée. C’est dans une longue note que Pierre Connes, depuis le laboratoire Aimé Cotton toujours installé à Bellevue, présente une proposition pour un télescope optique entièrement asservi. Il y apparait pour la première fois l’idée de remplacer le miroir principal par une mosaïque de petits miroirs asservis.
En 1967 dans un article du Science Journal, il publie avec James Lovelock, D.A. Hitchcock, et J. Ring un article intitulé Detecting planetary Life from Earth. Ils arrivent à la conclusion qu'il faut disposer d'un télescope de et étudient en détail les asservissements. Il y est fait allusion au de Meudon dont la construction avait commencé au laboratoire Aimé Cotton de Bellevue financée par une action spécifique du CNRS. Il avait été transporté en sur le terrain de l’Observatoire de Meudon. Ce devait être la première pièce d’un grand projet visant à développer en France l’astronomie planétaire et stellaire dans l’infrarouge : construction de grands télescopes en mosaïques (dont le coût estimé aurait été 1% de celui du télescope d’Hawaï (la précision pouvant être inférieure à celle nécessaire dans le visible). Il fallait simultanément enregistrer en laboratoire par FTS, à une résolution suffisante jamais obtenue jusqu’alors, pour comparaison des spectres de laboratoire atomiques et moléculaires. Finalement le télescope fut construit, donna bien un spectre de Mars, fit l’objet de la thèse de Maximilien Cuisenier (P. Fellgett président du jury de thèse). Les améliorations techniques nécessaires sont répertoriées et un calendrier est établi pour leur réalisation. Mais le projet fut abandonné par manque d’intérêt des astronomes français et leur refus de collaborer avec certains laboratoires universitaires français. Seul essai réussi en France dans cette entreprise : découverte de raies atomiques dans des étoiles froides par le groupe de Quercy à Toulouse en collaboration avec le LAC. C’est la raison pour laquelle, excepté les observations faites aux et de l’observatoire de Haute-Provence avec la bienveillance de Charles Ferhenbach, tous les développements ultérieurs des interféromètres ont été réalisés au LAC et les interprétations de résultats faites aux U.S en collaboration avec la NASA et les laboratoires universitaires américains ayant des contrats avec elle.
Quelques résultats de la FTS pour les atmosphères planétaires et stellaires Entre les études sur Mars possibles dans les périodes d'opposition où la planète était visible depuis la terre, plusieurs interféromètres étudieront les atmosphères d'étoiles et d'autres planètes : Vénus, Jupiter, Saturne. Ils seront installés au foyer Coudé des et de Haute Provence et des principaux télescopes américains, dont plusieurs années à celui du prestigieux Mont Palomar, en Californie.
En , soit moins d’un an après l’arrivée au JPL, la structure des bandes de sur Vénus était résolue au de l'observatoire Steward grâce à une multiplication par 10 du pouvoir de résolution par rapport au meilleur spectre obtenu en 1963 par Gerard Kuiper. En 1966 elle sera multipliée par 100 au du Centre d'Astronomie de Saint-Michel-l'Observatoire. En 1969 un atlas des spectres de Vénus, Mars, Jupiter et Saturne a été publié par les éditions du CNRS. Il ne sera pas actualisé en 1973 quand la résolution a été multipliée par 500 au Mont Palomar.
Les principales détections et leur interprétation ont été :
Dans le domaine des atmosphères planétaires :
sur Vénus et Mars. Les spectres obtenus sur Mars en 1965 et 1967 donnèrent le résultat attendu : la séparation en raies séparées des bandes de dans les fenêtres de l’infrarouge proche permises par l’atmosphère terrestre, un domaine spectral qui n’occupe qu’une minuscule fraction de l’ensemble du spectre électromagnétique, mais qui est extrêmement riche en raies moléculaires. Les astrophysiciens de la Space Science Division du JPL en déduisirent enfin le résultat espéré : une pression au sol de 5 mb environ. Conclusion : il fallait mettre en œuvre à la fois parachute et rétrofusées, le premier pour éliminer sans dépense de carburant le plus gros de l’énergie cinétique du vaisseau spatial, les secondes pour toucher le sol sans casse. Et telle est restée depuis la méthode de tous les Martian soft landings, lesquels utilisent invariablement comme frein préliminaire cette atmosphère extrêmement ténue.. CO sur Vénus, et CO sur Mars, et la détermination de la pression avec Lewis Kaplan et William Benedict de l'université Johns Hopkins de Baltimore, de à 1976. Acide chlorhydrique (HCL) et acide fluorhydrique (FH) dans l'atmosphère de Vénus en . Émission de O2 sur Vénus et Mars et mesure de l’abondance d’ozone dans l’atmosphère martienne avec J.F. Noxon de l’observatoire de Fritz Peak, W.A. Traub et N.P. Carleton du Smithsonian Astrophysical Observatory. Émission de nuit et jour sur Vénus. Variation de concentration de di-oxygène (O2) et d’ozone (O3) sur Mars.
Dans le domaine des atmosphères stellaires :
Raies telluriques dans le spectre d’Arcturus. CO, HF, proportion C13/C12, dans le spectre de alpha Ori avec H. Spinrad de l’Université de Berkeley, L.D. Kaplan, V.G. Kunde du Goddard Space Flight Center et J.P. Maillard de Paris-Meudon.
Réseau de télescopes reliés par fibres optiques - Exoplanètes - Fibre optique carrée brouilleur idéal vignette|Affiche conférence Pierre Connes INSU 1994.