Mis à jour le 28 septembre 2007
Pascal Bordé |
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En quête des planètes extrasolairesL'interrogation sur l'existence d'autres mondes que la Terre n'est pas nouvelle ; la question était déjà âprement débattue dans les « cafés philosophiques » de l'Antiquité ; elle hante Giordano Bruno puis Galilée, et à la fin du XIXe siècle, elle entre dans le domaine de la vulgarisation scientifique, avec Camille Flammarion en particulier, qui se pose la question de la pluralité des mondes habités. Aujourd'hui dans les journaux spécialisés, les magazines grand public, les médias ou encore sur la Toile, les articles, documentaires ou communications concernant les « planètes extrasolaires » – planètes en orbite autour d'autres étoiles que notre Soleil – se succèdent sans discontinuer. Quelles sont les raisons d'un tel engouement ? Si dans les découvertes récentes, les amateurs de science-fiction voient peut-être une étape décisive vers la construction d'un « Entreprise », partant pour un voyage intersidéral à la rencontre d'autres civilisations, le point de vue de l'astronome est bien sûr un peu différent. Mais assez remarquablement, l'approche scientifique donne aussi une bonne part au mystère, à l'inconnu, fait usage d'hypothèses hardies, nous conduit à déployer d'impressionnantes machineries, au sol ou dans l'espace, en somme de quoi alimenter un roman complet ! Le bref panorama sur les planètes extrasolaires que nous tentons de dresser ici ne pourra bien sûr pas rendre compte de toute la richesse de ce sujet émergent en astronomie. Nous essaierons néanmoins d'en dégager les principaux enjeux, en faisant le point sur les techniques et moyens actuels de détection, sur les découvertes de planètes réalisées à ce jour et sur l'étonnante diversité de leurs propriétés physiques. Nous verrons aussi comment notre compréhension des mécanismes de formation planétaire est étroitement liée à ces détections. Premiers pasLes premiers espoirs de découvrir des planètes au-delà des limites de notre système solaire – désormais baptisées « extrasolaires » – viennent de l'observation de disques de poussière autour de certaines étoiles dans les années 1980, dans les longueurs d'ondes infrarouges. Bien confinées dans un berceau de gaz et de poussières, les planètes pourraient y trouver les conditions idéales pour arriver à maturité. Or l'histoire a choisi une voie différente, très inattendue, pour nous révéler les premiers objets célestes de masse planétaire : en 1992, trois corps sont détectés en orbite autour du pulsar PSR 1257+12, dont l'un de masse équivalente à quelques fois la Terre. Cependant, cette découverte majeure ne marque pas vraiment le début d'une réelle moisson. C'est qu'un pulsar n'a pas grand rapport avec une étoile ordinaire : il s'agit en effet d'une étoile morte, si contractée sur elle-même que les nucléons ne peuvent y exister qu'à l'état de neutrons. Des planètes peuvent-elles survivre à l'explosion en supernova qui conduit à la formation d'un pulsar ? La question n'est pas encore vraiment tranchée. En tout cas, il fallait une autre découverte pour vraiment lancer la quête des planètes extrasolaires. Or en 1995, deux astronomes suisses, Michel Mayor et Didier Queloz mettent en évidence un signal périodique dans le mouvement radial de l'étoile 51 de la constellation de Pégase (51 Peg), une étoile très similaire au Soleil. Dans le numéro de la revue Nature où ils présentent leur résultat, ils attribuent cette oscillation à la présence d'un compagnon d'une masse moitié moindre que celle de Jupiter, dont l'année dure... à peine un peu plus de quatre jours ! Ainsi la première planète détectée – archétype d'une nouvelle classe de corps baptisés « jupiters chauds » – bouscula d'emblée l'idée que l'on se faisait de la répartition des planètes dans un système planétaire : 51 Peg b (les lettres b, c, etc. désignent les différentes planètes en orbite autour de l'étoile) est une planète géante gazeuse située vingt fois plus prés de son étoile que ne l'est la Terre du Soleil. C'est un tableau bien différent de celui du système solaire dans lequel les petites planètes telluriques (Mercure, Venus, la Terre et Mars) sont proches du Soleil et les planètes géantes gazeuses (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) sont en périphérie. Depuis, la recherche se poursuit à un rythme soutenu, employant plusieurs techniques d'observation que nous décrirons plus loin, et les découvertes ne manquent pas de nous surprendre et de nous passionner. Un des faits les plus marquants est sans doute la diversité étonnante des caractéristiques des planètes extrasolaires qui, si elle démontre la richesse des mécanismes à l'œuvre dans leur formation, pose en revanche de nombreux défis techniques et théoriques. Les méthodes de détection à l'œuvreLe catalogue des planètes extrasolaires compte aujourd'hui plus de 235 entrées. Nous invitons le lecteur à consulter sur la Toile l'Encyloplédie des planètes extrasolaires (tenue à jour par Jean Schneider de l'Observatoire de Paris) qui permet de tracer des histogrammes ou diagrammes de corrélations entre les paramètres planétaires pour l'ensemble des découvertes. Avant de commenter quelques découvertes particulièrement marquantes, voyons quelles sont les techniques d'observation inventées par les chasseurs de planètes extrasolaires. Les planètes sont des objets faiblement lumineux au contraire des étoiles, car elles ne possèdent pas la formidable source d'énergie que les étoiles tirent de la fusion de l'hydrogène en hélium. Par exemple, la Terre est environ dix milliards de fois plus faible que le Soleil aux longueurs d'onde visibles ! L'observation télescopique directe des exoplanètes est donc rendue très difficile par cette faible luminosité associée à la proximité de leur étoile brillante. C'est un peu comme si on essayait de distinguer une luciole dans la lumière d'un réverbère à des milliers de kilomètres de distance ! Pour cette raison, la quasi-totalité des exoplanètes connues à ce jour a été détectée de manière indirecte, c'est-à-dire par l'observation des perturbations qu'elles induisent sur le mouvement ou la luminosité de leurs étoiles. Comment une planète perturbe-telle le mouvement de son étoile ? Dire que la planète tourne autour de son étoile n'est pas tout à fait exact. En réalité la planète, tout comme l'étoile, tourne autour du centre de masse du système. L'étoile étant bien plus massive que la planète, ce point se trouve très proche du centre de l'étoile dont le mouvement est alors de très faible amplitude. Il est donc possible de mettre en évidence à distance la présence d'une planète invisible pourvu qu'on sache mesurer avec la précision nécessaire le mouvement des étoiles. Ce mouvement peut être mesuré soit en projection sur le ciel par astrométrie, soit dans la « profondeur » du ciel par spectrométrie des vitesses radiales. L'astrométrie consiste à déterminer finement l'écart angulaire de l'étoile cible par rapport à des étoiles de référence dont on suppose qu'elles ne possèdent pas de planètes. Ce sera l'objet de missions spatiales à venir, telles GAIA de l'Agence spatiale européenne (lancement fin 2011) ou SIM PlanetQuest de la NASA (date de lancement incertaine), mais jusqu'à présent, aucune exoplanète n'a été détectée par astrométrie. À titre indicatif, si une planète identique à Jupiter, était en orbite autour de l'étoile alpha du Centaure, située à seulement 4,4 années-lumière du Soleil, elle induirait sur cette étoile un déplacement angulaire de l'ordre de la milliseconde d'angle seulement (soit la taille d'une tête d'épingle vue à 200 km). Si cette planète était identique à la Terre, l'effet serait encore environ trois cents fois plus petit ! La spectrométrie des vitesses radiales a fourni l'essentiel des exoplanètes connues. Elle repose sur l'utilisation de l'effet Doppler-Fizeau : lorsque l'étoile s'approche et s'éloigne périodiquement de l'observateur, la lumière qu'elle émet est alternativement plus bleue, puis plus rouge que si elle était immobile. Ce changement de couleur est ensuite converti en vitesse projetée sur la ligne de visée ou vitesse radiale. Ensuite, on déduit de la courbe de vitesse radiale la période de révolution de la planète et une estimation de sa masse. En ce domaine, l'instrument le plus performant du monde est actuellement le spectromètre HARPS installé sur le télescope de 3,60 m de l'Observatoire européen austral à La Silla (Chili). Il permet de mesurer des vitesses radiales de l'ordre du mètre par seconde. Par comparaison, Jupiter perturbe le Soleil à hauteur de 14 m/s, et la Terre à hauteur de seulement quelques cm/s. La plus petite planète détectée avec HARPS est à ce jour Gliese 581 c dont la masse est environ six fois celle de la Terre, mais comme cette technique ne cesse de s'améliorer, il n'est pas exclu qu'on puisse un jour détecter des planètes de masse comparable à celle de la Terre. Les perturbations induites sur la luminosité des étoiles nécessitent des circonstances particulières. Commençons par celle-ci : si l'orbite d'une exoplanète est pratiquement vue par la tranche, la planète occulte partiellement son étoile à chaque révolution, ce qui se traduit par une baisse périodique d'éclat. On appelle ce phénomène un transit. La baisse d'éclat étant dans le rapport de la surface de la planète à celle de l'étoile, cette technique permet de mesurer le rayon de la planète. Environ une vingtaine de planètes a été détectée de cette manière. Pour le moment, ce sont des planètes géantes repérées par des réseaux de petits télescopes au sol, mais il y a grand espoir de détecter très bientôt de petites planètes avec le satellite CoRoT du CNES. CoRoT est en orbite depuis fin 2006 et vient très récemment de détecter une première planète géante de type Jupiter chaud, baptisé CoRoT-Exo-1b. Lorsque c'est possible, l'association de mesures de transits conduisant au rayon, et des mesures de vitesse radiale conduisant à la masse est particulièrement fructueuse car elle fournit la densité de la planète et donc une information sur sa composition relative en gaz, glaces et roches. Une autre circonstance particulière est exploitée dans la mise en œuvre du phénomène de microlentille gravitationnelle. Einstein a établi dans sa théorie de la Relativité Générale que tout corps massif placé sur la ligne de visée d'une source lumineuse plus éloignée courbe les rayons lumineux qui passent à sa proximité. De cette manière, le corps le plus proche – qualifié de microlentille gravitationnelle – agit comme une loupe en faisant converger les rayons de la source éloignée qui semble plus brillante à l'observateur. En mesurant l'évolution de la luminosité de millions d'étoiles grâce à un réseau de télescopes régulièrement répartis en longitude, on peut observer quelques centaines d'événements de ce type par an. Quelques-uns présenteront alors peut-être une signature trahissant la présence d'un compagnon planétaire à la microlentille. C'est cette méthode qui est à l'origine de la détection de la première planète extrasolaire tellurique, OGLE 2005-BLG-390Lb (découverte à laquelle l'un de nous, A. C., a eu la chance de prendre part). Bien que les techniques que nous venons d'exposer soient couronnées de succès, de nombreux efforts portent vers l'obtention d'images (de « clichés ») d'exoplanètes. Un premier pas en avant a été fait en 2004 avec la détection directe d'une planète géante autour d'une naine brune (corps intermédiaire entre une planète et une étoile). Pour réaliser cet exploit, il a fallu utiliser un des télescopes géants (8,2 m de diamètre) du Très grand télescope européen au Cerro Paranal (Chili) couplé à un système correcteur de la turbulence atmosphérique, appelé optique adaptative. Des systèmes encore plus performants sont à l'étude et pourraient permettre de prendre des images de planètes autour d'étoiles cousines du Soleil. Néanmoins, il est probable que la détection directe de planètes comparables à la Terre nécessitera un télescope spatial. L'ESA et la NASA travaillent actuellement sur des projets en ce sens, baptisés respectivement Darwin et Terrestrial Planet Finder, et qui pourraient voir le jour vers 2025. La détection directe d'exoplanètes ne vise pas uniquement à produire une belle image pour son salon. Si on recueille la lumière émise par la planète, il devient possible de l'analyser par spectrométrie et d'en déduire la composition chimique de l'atmosphère de la planète. Dans ce domaine, le plus excitant est alors d'y rechercher des indicateurs (appelés biosignatures) d'une vie développée à l'échelle de la planète. Il s'agit par exemple de la présence simultanée d'eau, d'oxygène et de gaz carbonique. Ainsi, on répondrait à une question qui hante depuis longtemps l'humanité : sommes-nous seuls dans l'univers ? La naissance des planètes... pas si simple !Percer le mystère de l'origine et de l'évolution des planètes extrasolaires repose sur la compréhension de l'histoire de leur formation. Tout débute par la naissance de l'étoile-hôte : quelque part dans la Galaxie, un nuage de gaz et de poussière devenu instable débute une phase de contraction gravitationnelle. En son centre, la température et la pression augmentent, ainsi que la densité, accélérant d'autant l'accrétion du gaz ; bientôt le processus d'effondrement conduit à l'allumage des premières réactions thermonucléaires : une étoile est née ! Entre-temps, l'étoile et le nuage ont acquis une certaine vitesse angulaire en vertu de la conservation du moment cinétique. La matière se répartit alors en un disque dont l'étoile occupe le centre, avec une sédimentation équatoriale des poussières qui dissipent leur énergie par friction avec le gaz. C'est dans ce disque protoplanétaire que tout va se jouer à présent. De tels disques sont en particulier observés autour d'étoiles de type T Tauri (il est de coutume de désigner une nouvelle classe d'étoiles par le nom de la première observation, ici l'étoile T de la constellation du Taureau), aux longueurs d'ondes infrarouges qui sondent le contenu en poussières des objets astrophysiques. L'observation de plusieurs de ces étoiles nous apprend que les disques ne peuvent subsister plus d'une dizaine de millions d'années, après quoi l'étoile centrale aura fini d'absorber par sa gravité la matière proche ou de disperser les régions les plus externes par son puissant vent stellaire. Les planètes n'ont ainsi pas d'autre choix que de se former dans ce laps de temps critique, qui ne représente en fin de compte qu'une infime fraction du temps de vie du système planétaire, qui se chiffre en milliards d'années. Que se passe-t-il au sein de ces disques denses, où sont supposées se former les planètes ? Hélas, aucun moyen observationnel n'est actuellement en mesure de percer ce mystère... Les disques sont en effet denses et opaques, ce qui rend très difficile le sondage de leur structure interne. Enfin, comme nous l'avons vu au sujet des techniques de détection, le contraste lumineux entre la jeune étoile et les corps solides du disque est si gigantesque qu'il ruine pratiquement tout espoir de réaliser leur observation directe. Il est en résumé impossible d'observer en direct la naissance des planètes, et bien sûr il n'est pas question de réaliser une expérience de laboratoire pour ébaucher une théorie ! Le seul recours possible est la simulation sur ordinateur d'un scénario de formation, c'est-à-dire un ensemble d'hypothèses décrivant les divers stades d'évolution du système, un jeu d'équations physiques à résoudre et des conditions initiales (issues des observations ou spéculatives), et dont le produit final est un système planétaire stable. Ce sont les prédictions ainsi calculées qui sont comparées aux données observationnelles ; si elles s'accordent, ce sera un bon point pour le scénario qui verra sa vraisemblance renforcée. La théorie est ici fondamentalement indissociable de l'observation ! Idéalement, un seul scénario suffisamment complet pour lui permettre de rendre compte de la grande diversité des systèmes observés formerait la base d'un « modèle standard » de formation planétaire. Mais il semble malheureusement que nous en soyons encore loin... Deux voies de formation planétaire sont à l'heure actuelle envisagées : un processus par effondrement gravitationnel et un processus par accrétion d'un cœur solide. Avant d'en esquisser les grandes lignes, nous précisons qu'à l'heure actuelle, la deuxième hypothèse a la préférence des astronomes ; nous verrons pourquoi. Le premier scénario, dit d'instabilité de disque, décrit le processus de formation des planètes selon un schéma similaire à celui de la formation des étoiles. Les poussières et le gaz en rotation instable forment rapidement des bras spiraux. Instables, ces derniers produisent des fragments qui en attirant la matière environnante grossissent pour finalement donner naissance à un système planétaire. Si ce scénario explique bien la formation des planètes géantes gazeuses, comme Jupiter et Saturne, il pêche pour rendre compte des planètes telluriques moins massives, comme la Terre ou Venus. Les simulations numériques prévoient en effet la formation de noyaux planétaires généralement très massifs (plusieurs dizaines de fois la masse de la Terre), et la fragmentation ne pouvant avoir lieu que dans les régions relativement froides du disque (à sa périphérie), ce modèle n'explique pas l'existence de planètes très proche de leur étoile. Le deuxième scénario, qui actuellement a le vent en poupe, est celui d'instabilité nucléée. Dans sa version initiale, d'abord mise en place pour expliquer la présence des planètes géantes du Système Solaire, les grains de poussière contenus dans le disque s'agglomèrent pour former des corps de plus en plus gros. De quelques micromètres au départ, ils évoluent jusqu'à des tailles kilométriques, pour aboutir à une nuée de corps semblables aux astéroïdes : les planétésimaux. Une vaste et impitoyable compétition commence alors, et au cours de cette phase oligarchique les collisions se multiplient, les gros corps prenant très rapidement l'ascendant sur les autres. Les protoplanètes sont ainsi le fruit de la croissance d'une faible fraction seulement des planétésimaux présents. Ces astres alors relativement massifs (une fraction de masse terrestre) entrent en interaction gravitationnelle, et certains d'entre eux peuvent se trouver éjectés comme par une fronde en dehors du système planétaire... Oublions ces malchanceux représentants pour examiner ce qu'il advient des rescapés. Fortes de leur noyau solide et massif, les protoplanètes sont en mesure d'amasser le gaz situé sur leur orbite pour s'entourer d'une atmosphère. Et là deux destins séparent les planètes peu massives des planètes géantes gazeuses. Dans le premier cas, la réserve de gaz disponible est faible, et l'accumulation reste limitée : l'atmosphère y ressemble à celle de notre Terre. Si en revanche le noyau solide est suffisamment massif, soit de dix à vingt fois la masse terrestre, alors la force d'attraction gravitationnelle exercée sur le gaz environnant est telle qu'il s'y accumule en grande quantité. La masse de la planète augmente encore, et son attraction en conséquence ; le phénomène s'emballe et résulte en l'apparition d'une épaisse atmosphère gazeuse – Jupiter est ainsi composé à 90 % de gaz ! Mais si tout semble couler de source, une difficulté importante a néanmoins longtemps limité le pouvoir explicatif de ce scénario. S'il est en effet naturel d'envisager la formation de la planète in situ (la planète effectue toute sa formation à la même distance orbitale de l'étoile), le temps de formation d'une planète géante excède allégrement les dix millions d'années, ce qui est supérieur à la durée de vie du disque comme nous l'avons souligné. Plus de gaz, plus de possibilité de former des planètes gazeuses ! Pour dépasser cette difficulté, un nouvel élément a été intégré à la théorie, il s'agit du phénomène de migration des protoplanètes dans le disque, sans pour autant qu'il ne s'agisse d'une « hypothèse ad hoc sortie du chapeau ». Sans rentrer dans les détails des divers types de migration, l'idée essentielle est que, décrivant son orbite à l'intérieur d'un gaz lui-même en rotation différentielle, la protoplanète est soumise à des couples de friction antagonistes. Elle se trouve à la fois poussée vers l'extérieur et ramenée vers le centre. Le bilan des forces, chose remarquable, favorise toujours cette dernière possibilité et en moyenne la planète migre lentement vers l'étoile centrale, selon une trajectoire spirale. Diverses raisons peuvent mettre un frein à cette migration, comme l'absence de gaz à des distances à l'étoile très faibles (ce dernier ayant été soufflé par le vent stellaire, ou confiné plus loin par des champs magnétiques). Résultat : la prise en compte de la migration accélère de façon spectaculaire la formation des planètes géantes, maintenant compatible avec la durée de vie du disque. Mais elle va plus loin, en expliquant la présence des jupiter chauds, planètes géantes situées à des orbites intérieures à celle de Mercure, dont la formation in situ est hautement improbable. Ces planètes auraient ainsi migré de régions bien plus éloignées, accumulant sur leur passage une grande quantité de gaz, pour arrêter leur périple quasiment au niveau de l'étoile. Et il est assez plausible que de nombreuses planètes un peu trop aventureuses aient fini leur vie par une chute vertigineuse dans la fournaise de leur étoile-hôte... Une brève zoologie des planètes extrasolairesUne nouvelle science associée aux planètes extrasolaires est actuellement en développement, il s'agit de l'astrobiologie, comme nous l'avons mentionné plus haut. Elle se base sur notre connaissance des conditions physico-chimiques dans les nébuleuses protoplanétaires, sur l'histoire de la formation des planètes et leur composition, ou encore sur le type de leur étoile-hôte (plus ou moins chaude par exemple). Le but de cette discipline nouvelle consiste à tenter de caractériser précisément les planètes pour évaluer la probabilité d'apparition d'une certaine forme de vie à leur surface. Basée sur des modèles physiques, chimiques et biologiques, elle avance à la lumière des données compilées par les découvreurs de planètes. Dans ce contexte, un concept important est celui de zone habitable : c'est le domaine de distances planète-étoile où l'eau peut se trouver à l'état liquide. grosso modo, cela correspond à des distances comprises entre l'orbite de Vénus et celle de Mars. Le troisième élément de la théorie d'Aristote a donc toujours autant la cote : l'eau semble bel et bien un ingrédient fondamental à l'apparition de la Vie. Une planète dans la zone habitable n'est cependant pas forcément habitable en soi ; les planètes peuvent par exemple présenter toujours la même face à leur étoile à cause des effets de marée, à la manière du système Terre-Lune. Les températures pourraient alors dépasser toute proportion raisonnable : un froid glacial pour la face cachée et un climat torride sur la face exposée au rayonnement de l'étoile... Certaines planètes ont ainsi la chance de pouvoir séjourner durablement (condition nécessaire) dans la zone habitable ; et selon qu'elles se seront formées in situ ou auront migré depuis des régions plus externes de la nébuleuse primitive, les conditions à leur surface peuvent sensiblement différer. Empruntons maintenant le chronoscaphe utilisé par le professeur Mortimer dans Le piège diabolique d'E. P. Jacobs afin d'explorer l'histoire possible des systèmes planétaires. Les jupiters chauds, tels 51 Peg b, sont certainement des planètes qui ont effectué un long périple depuis des régions relativement externes du disque protoplanétaire, et ont fini leur course très près de leur étoile. Il est hors de question de trouver de la vie dans ces mondes extrêmes. On a même trouvé que pour HD 209458 b (aussi appelée Osiris) une partie de l'atmosphère était littéralement soufflée par le vent de l'étoile... Suivons à présent le parcours de cette planète qui naît entre l'étoile et la ligne des glaces, qui est la distance critique au-delà de laquelle la température est assez basse pour que la plupart des éléments soient sous forme de glace. Sur un monde rocheux de ce type, il est possible d'imaginer un intense bombardement météoritique, à l'instar des premiers stades de la formation de notre Terre, voire de comètes hydratées apportant ainsi une grande quantité d'eau à la surface de la planète. De véritables océans pourraient alors recouvrir de telles planètes, d'où émergeraient des continents. Une autre planète se forme maintenant au-delà de cette ligne des glaces ; le rayonnement de l'étoile n'est pas assez intense pour volatiliser l'élément liquide. Au cours de sa formation, la planète migre vers les régions intérieures, en amassant une grande quantité de glace ; puis en traversant la ligne des glaces, ces dernières viennent à fondre, et recouvrent complètement la surface du globe. Il s'agirait alors d'un monde fascinant, une « planète-océan ». D'autres planètes ont moins de chance. Loin de leur étoile, elles ne parviennent pas à former des océans. Ainsi une super-Terre (une planète tellurique de quelques fois la masse de la Terre) comme OGLE 2005-BLG- 390Lb serait essentiellement glacée. Il n'est pourtant pas exclu qu'entre d'épaisses couches de glaces dans divers états physiques, il ait pu exister un océan, maintenu liquide dans les premiers âges de la planète par la chaleur puisée dans les désintégrations radioactives de son noyau. Devant cette diversité, le lecteur n'a pas de peine à imaginer le travail qu'il reste à accomplir, aussi bien du point de vue des observations que de la modélisation et de la théorie, avant de pouvoir cerner précisément les mécanismes qui conduisent à la formation des planètes, et à en percer les secrets. La quête continue !En ce début de XXIe siècle, l'anthropocentrisme est donc moins que jamais d'actualité : dans la nouvelle donne, le système solaire devient un système planétaire parmi de nombreux autres. Les découvertes de l'astronomie moderne prolongent ainsi d'une certaine manière l'intuition de Copernic que la Terre n'est pas au centre de l'Univers. Qu'en est-il de l'Homme ? La vie est-elle commune dans l'Univers ? S'il est impossible de conclure aujourd'hui, nous espérons en tout cas une réponse pour un futur article du Bulletin ! Arnaud Cassan (A'2-98) est post-doctorant à l'université d'Heidelberg Pascal Bordé (A'2-95) est maître de conférences à l'Université Paris-Sud 11 – Bibliographie des auteurs sur le sujet
– Article paru dans le nº 232 du Bulletin de l'association des anciens élèves et des élèves de l'ENS Cachan (juin 2007). |
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Mis à jour le 28 septembre 2007 |