Une observation astronomique nous apporte des informations sur la position,
l'énergie et le temps d'arrivée de chaque photon détecté.
Les principaux caractéristiques d'un instrument d'observations sont
montrés dans le tableau ci-dessous, qui sépare les caractéristiques
spatiales (sur les positions dans le ciel), spectrales (sur les
énergies), et temporelles (pour déceler des variabilités).
| Spatial | Spectral | Temporel | |
| Zone | Zone observée | Domaine spectral | Époque |
| Étendue | Champ de vue | Couverture spectrale | Durée |
| Stratégie | Stratégie | ||
| Résolution | Résol. spatiale | Résol. spectrale | Résol. temporelle |
| Calibration | astrométrique | spectrale | temporelle |
| Sensibilité | Sensibilité | ||
| Calibration | Calibration photométrique | ||
La zone observée est limitée sur des télescopes à visée zénithale. Le domaine spectral peut être le visible ou proche infrarouge (sensibles à l'émission des étoiles), l'infrarouge moyen ou lointain (sensibles à la ré-émission de lumière absorbée par les poussières), les rayons X (sensibles à l'émission de gaz chaud), ou bien certains domaines où des raies spectrales, correspondant à des transitions atomiques ou moléculaires d'énergie donnée, nous renseignent sur la vitesse radiale (par effet Doppler sur la position spectrale de ces raies), la dispersion de vitesses (par la largeur de la raie) et la chimie (par l'intensité de la raie).
Plus le champ de vue est large, plus on peut observer de choses en même temps. De même, plus la couverture spectrale est large, plus on peut observer de raies en même temps.
La stratégie peut être des observations pointées, ou un relevé large et peu profond, ou encore un relevé fin et très profond, ou tout autre choix intermédiaire.
La résolution spatiale
est importante si on veut observer des détails
fins, et est d'autant meilleure que le diamètre du télescope rapporté
à la longueur d'onde est grande.
La résolution spectrale est importante pour bien
déterminer la
position des raies, voire leurs épaisseurs, sans avoir de biais lorsque
deux raies proches sont confondues.
Deux éléments quantifient la résolution spatiale ou spectrale : la
taille du pixel (spatial ou spectral) et la largeur
de la fonction
d'étalement (PSF pour Point Spread Function).
La résolution spectrale est souvent donnée par le paramètre sans
dimension
, où 
est la longueur d'onde et
FWHM est la largeur à mi hauteur (Full Width at Half
Maximum).
La résolution temporelle est importante
pour détecter des
variabilités très courtes.
La sensibilité est capitale pour observer les objets faibles, et croît en proportion avec la surface collectrice et avec le temps d'observation. La sensibilité décroît avec le bruit de fond, qui est généralement dû au ciel ou sinon à l'instrument. Pour avoir une bonne sensibilité, on veut éviter ce fond, et surtout éviter les fonds non-uniformes, qui sont difficiles à soustraire du signal pour ne laisser que la source.
La calibration est nécessaire pour convertir les signaux en unités physiques, que cela soit les flux (calibration photométrique), les positions (calibration astrométrique), les longueurs d'ondes (calibration specrale), ou les temps (calibration temporelle).
Ci-dessous sont listés les principaux nouveaux outils d'observation sur la dynamique et cinématique des systèmes auto-gravitants en astrophysique.
En général, les grands télescopes ont des petits champs.
Avec son correcteur de champ, le télescope AAT de de diamètre 
a un
champ de
, ce qui fait que ce télescope a un des tous
meilleurs produits 
, ce qui le rend très efficaces pour les
grands relevés.
Mais son atout principal est qu'il détient le spectrographe, dit
AAOmega,
le successeur (2 à 3 fois plus sensible) de 2dF (pour Two
Degree Field), avec le plus grand multi-plexage
disponible pour l'astronome, avec près de 400 fibres.
Difféntes vues du 2dF sur l'AAT à l'observatoire de Siding Spring en
Australie.
En haut à droite : le spectrographe
2dF;
En bas à gauche : le spectrographe
2dF monté sur le télescope
AAT ... un second spectrographe est au foyer
primaire en train d'observer lorsque celui que l'on voit configure ses
fibres, puis le
syst\`emeè bascule au bout d'une heure d'observations/configuration;
En bas à droite : gros plan sur les fibres du
spectrographe.
Le 2dF
est donc un instrument idéal pour ls relevés de cinématique interne des
amas de galaxies.
Sur le télescope Magellan de 6.5m, Mario Mateo a installé un
spectrographe de 256 fibres appelé
Michigan Multi-Fiber Spectrograph
(Walker et
al. 2007).
Ce spectrographe a la particularité d'avoir une excellente résolution
spectrale (
), qui lui permet de mesurer des vitesses radiales à
de précision.
Ainsi,
Walker et
al. (2007)
ont pu mesurer jusqu'à près de 2500 vitesses d'étoiles membres de la
naine sphéroïdale Fornax (multipliant par dix le nombre de vitesses
connues),
ainsi que près de 1000 vitesses
d'étoiles pour 3 autres naines sphéroïdales.
Plusieurs nouveaux instruments, viennent d'être installés sur les 4 télescopes de 8 mètres du VLT (Very Large Telescope) de l'ESO au Chili, vont apporter des observations importantes pour la dynamique gravitationnelle des amas globulaires, galaxies et amas de galaxies.
L'observatoire du VLT au Paranal (Chili)
Le nouvel instrument VIMOS (VIsible MultiObject Spectrograph) sur le 2nd télescope du VLT permet la spectroscopie multi-objet avec un nombre de fentes de l'ordre de 300 (pour une résolution spectrale de 600, adéquate pour mesurer les vitesses des galaxies d'amas). Donc, VIMOS est encore plus performant que le AAOmega, car le diamètre du télescope étant 2 fois plus grand, la surface collectrice de VIMOS est 4 fois celle du AAOmega, tandis que la transmission de l'instrument est peut-être 3 fois plus élevé, car on emploie des fentes qui ne perdent pas de lumière au lieu de fibres qui en perdent un facteur typiquement de 3. Par contre, VIMOS souffre d'un petit champ (environ 15 arcmin) par rapport aux 2 deg du AAOmega. Donc, VIMOS ets l'instrument idéal pour la mesure de vitesses d'amas lointains, tandis que AAOmega est préférable pour les amas proches.
Il est souvent important d'avoir une vue globale du champ de vitesses, et cela devient possible sur des petits champs de vue. Ainsi, le spectrographe SAURON sur le télescope de 4.2m WHT à la Palma (Iles Canaries), offre la possibilité d'avoir le champ de vitesses continue sur un champ de 33 par 41 arcsec, ce qui est faible, mais pas négligeable. Avec SAURON, il est possible d'étudier les mouvements des étoiles autour des trous noirs que semblent être présents dans les noyaux de galaxies.
L'instrument
FLAMES, qui
a été installé en 2002 sur le second télescope du
VLT, permet,
pour la première fois, la mesure simultanée de spectres à suffisamment
haute résolution spectrale (avec les spectrographes
GIRAFFE
et
UVES)
pour mesurer, à quelques dizaines de
près, les vitesses radiales et dispersions de vitesses des
galaxies d'amas, et son mode intégral de champ apportera des mesures
importantes sur la cinématique interne des galaxies.
Par rapport à SAURON,
GIRAFFE
a l'avantage d'avoir une
surface près de 4 fois plus large.
Mais
SAURON
bénéficie d'un champ d'angle solide décuple.
D'autre part,
FLAMES
a la
possibilité de voir tout le spectre au lieu d'une seule raie.
Ainsi ou peut mesurer la cinématique interne sur toute la partie centrale
des galaxies.
FLAMES peut aussi mesurer simultanément 130 spectres de galaxies avec une résolution spectrale bien meilleure et 4 fois la surface collectrice par rapport à l'instrument AAOmega sur le télescope AAT de 3.9m (qui peut mesurer 400 spectres à la fois). Ainsi on obtiendra les décalages spectraux des galaxies d'amas avec une bien meilleure précision que disponible aujourd'hui, ce qui donnera alors de bonnes informations sur la cinématique interne de ces systèmes. On pourra aussi mesurer les dispersions de vitesses des galaxies d'amas.
Commencé en 1999, le SDSS (Sloan Digital Sky Survey), vient de terminer un premier relevé en imagerie de la moitié nord de l'hémisphère Galactique Nord, avec la mesure de 800 mille décalages spectraux de galaxies et quasars, c'est-à-dire près de 20 fois le plus grand échantillon existant au moment de sa conception !
Le télescope du SDSS à Apache Point au Nouveau
Méxique (USA). Le télescope principal est à gauche.
La 7th Data Release
(SDSS-DR6) contient les
spectres de galaxies (ainsi que autant de
spectres d'étoiles de la Voie Lactée).
Ces 750
000 décalages spectraux de galaxies servent, entre autres, à établir
une carte 3D de la
distribution des galaxies dans l'Univers local, et de là de quantifier les
effets d'environnement sur les propriétés des galaxies (voir
Kauffmann et
al.
2004).
Cela nous offre de
très fortes contraintes pour les processus dynamiques agissant sur
l'origine et l'évolution de la séquence de Hubble des galaxies.
Un second relevé de près de 150 mille décalages spectraux, dit 6dFGS, vient de s'achever dans l'hémisphère Sud, et son intérêt réside dans sa sélection proche IR des galaxies. 6dFGS emploie le spectroscope à 150 fibres, 6dF. La 2nd data release 6dFGS-DR2 contient 80 mille spectres de galaxies.
Les deux relevés,
SDSS
et 6dFGS, ont une assez bonne résolution
spectrale pour mesurer les épaisseurs de raies, qui sont directement
reliées à la dispersion de vitesses.
Comme les luminosités des galaxies elliptiques et bulbes des lenticulaires
sont reliées aux dispersions de vitesses
(Faber & Jackson
1976),
la mesure de l'épaisseur de raie permet d'avoir la luminosité, et comme
on mesure, par imagerie, le flux de la galaxie, on en déduit la distance, 
.
De plus, comme le spectre nous donne aussi le décalage spectral, 
, on
peut en déduire la vitesse particulière, 
, de la galaxie par rapport
au flot de Hubble, par la relation
 |
(X-1) |
Avec une sensibilité 100 fois plus grande que
les meilleurs observatoires X récents, et une durée de vie bien plus
longue, le satellite
XMM-Newton, lancé en
Décembre 1999,
est en train d'apporter des observations importantes sur le
gaz chaud dans l'Univers.
Si le gaz est en équilibre hydrostatique dans le potentiel du système,
alors le gaz trace le potentiel gravitationnel, qui
peut être déduit de l'équivalent pour le gaz de l'équation de
Jeans :
 |
(X-2) |
est la masse moyenne par ion du gaz et 
est la constante de
Boltzmann.
Le satellite XMM-Newton (à gauche : vue
d'artiste, à droite les 58 miroirs concentriques).
En particulier, XMM-Newton observe aisément le gaz chaud autour des galaxies individuelles, mêmes de type tardive, apportant ainsi des contraintes fortes sur la distribution de matière noire autour des galaxies, en fonction de leur type morphologique. D'autre part, XMM-Newton observe bien mieux le gaz chaud dans les groupes, contraignant la forme et profondeur de leurs potentiels gravitationnels, qui sont encore très méconnus aujourd'hui. Cela permettra de mieux connaître l'état dynamique des groupes de galaxies.
Le satellite Chandra, certes 5 fois moins sensible que XMM-Newton, apporte une résolution spatiale 10 fois meilleure et permet de mieux éliminer les sources ponctuelles de l'émission intergalactique.
L'idéal est de combiner les observations XMM-Newton et Chandra pour profiter de la sensibilité de la première et d'employer la seconde pour éliminer les sources ponctuelles.
.
Les études sur la dynamique des amas globulaires, galaxies et amas de galaxies vont profiter prochainement des programmes d'observations suivantes :
, et il est équipé
de 4000 fibres (8 fois plus que le SDSS), qui peuvent être
configurées en parallèle en 10 minutes (les autres spectroscopes à
fibres comme SDSS et celui de VLT/FLAMES/GIRAFFE configurent
chaque fibre l'une après l'autre, ce qui prend 30 à 60 minutes).
Télescope LAMOST
Ce télescope permettra de mesurer les vitesses radiales des galaxies d'amas
jusqu'à 
, et son très grand nombre de fibres permettra, en
un petit nombre de poses, observer toutes les galaxies du champ, même le
90% des galaxies d'avant-arrière plan (qu'on ne sait pas bien distinguer
des galaxies de l'amas sans spectroscopie).
Un projet similaire, dit RAVE emploie l'instrument 6dF (l'instrument employé par le 6dFGS) pour mesurer près d'un million de spectres d'étoiles de la Voie Lactée.
Parmi les instruments de seconde gnération que l'ESO doit installer vers
2010,
MUSE
est un image-slicer, où différentes parties de l'image sont
envoyées à différents spectrographes.
Le but principal de MUSE est de découvrir à l'aveugle et de mesurer
en même temps les décalages spectraux de 2500 galaxies à sursaut de
formation d'étoiles par champ, jusqu'à des décalages spectraux très
grands (
).
Pour la dynamique des galaxies, MUSE sera un super-SAURON, avec un
champ de 
(soit trois fois plus grand), une sensibilité environ
16 fois meilleure, et une résolution spectrale double.
Pour le satellite
JWST
(James Webb Space
Telescope, anciennement NGST),
télescope de 6.5m, successeur du
HST
(Hubble Space Telescope), et
dont le lancement par la NASA est prévue en 2013,
il est aussi envisagé un instrument
multi-fibre intégrale de champ, avec un champ très large (
).
Vue d'artiste du satellite JWST.
Ainsi, le JWST pourrait permettre l'analyse de la cinématique des noyaux des galaxies et d'estimer l'influence des trous noirs super-massifs au centre de beaucoup de galaxies. Comme son domaine spectral s'étendera du visible (rouge) à l'IR moyen, le JWST pourra analyser la cinématique interne des zones obscurcies dans les galaxies.
De plus, le JWST
pourra observer les proto-galaxies, jusqu'à des
décalages spectraux de 
(s'il existe bien des proto-galaxies à
ces énormes décalages spectraux).
Finalement, le JWST
permettra d'aller beaucoup plus loin que le
HST
ou le
SDSS
en ce qui concerne l'analyse quantitative de l'évolution
des rapports des types morphologiques de galaxies avec
le décalage spectral.
En tant qu'instrument astrométrique d'une précision 100 fois meilleure (4 micro-arsec !) qu'obtenu avec le satellite HIPPARCOS, le projet de satellite GAIA, qui doit être lancé par l'ESA en Décembre 2011, pourra permettre la mesure des parallaxes (variation de la position sur le ciel sur les 6 mois que prend la Terre pour faire le demi-tour du Soleil) sur un milliard d'étoiles de notre galaxie. Les distances ainsi obtenues serviront a une cartographie 3D de la Voie Lactée.
D'autre part, les mouvements propres (déterminées sur plusieurs mesures, et corrigées de la parallaxe) fourniront les vitesses tangentielles des étoiles de la Galaxie. Ainsi, avec les positions sur le ciel, les distances, les vitesses tangentielles et les vitesses radiales (ces dernières étant aussi obtenues avec GAIA), on pourra déterminer l'espace de phases à 6 dimensions de la Galaxie, pour avoir une parfaite compréhension de son potentiel et de sa cinématique interne.
GAIA vient à point nommé, car nous connaissons depuis quelques années l'existence d'une nouvelle galaxie satellite, la Naine du Sagittaire, qui est en train de tomber dans la nôtre et de subir des très forts effets de marées. D'autres galaxies naines ont dû tomber dans la Voie Lactée par le passé, en laissant des courants de marée (tidal streams) dans l'espace de phases de la Galaxie.
De même, GAIA pourra obtenir les mouvements propres des étoiles dans les régions non centrales des amas globulaires, et ces mouvements tangentiels en 2D complémenteront les mouvements radiaux obtenus avec d'autres télescopes. Ainsi, on pourra mieux contraindre la cinématique interne et le potentiel des amas globulaires. A noter que l'on n'aura pas des distances assez précises pour obtenir tout l'espace de phases, mais on aura quand même 5 dimensions sur 6 !). Par contre, on aura la distance globale aux amas globulaires, ainsi que leurs vitesses tangentielles globales, que l'on couplera à leurs vitesses radiales globales. Ainsi on connaîtra leurs orbites avec précision et on couplera ces informations à l'analyse 3D de la Voie Lactée, pour mieux comprendre les effets de marée que la Galaxie engendre sur les amas globulaires.
GAIA devrait aussi pouvoir mesurer les mouvements propres des nuages de Magellan, satellites à notre Galaxie, ainsi que des galaxies du Groupe Local, pour, à nouveau, connaître leur distribution dans l'espace de phases. Cela nous permettra de mieux comprendre la formation et évolution des galaxies dans le cadre des fusions hiérarchiques et plus particulièrement, l'évolution des groupes de galaxies.
XEUS est un projet de l'ESA d'un observatoire en rayons X avec une sensibilité d'environ 200 fois celle de XMM-Newton avec une résolution spatiale presqu'aussi bonne que celle de Chandra (donc plus de 10 fois meilleure que XMM-Newton). XEUS permettra, à partir de 2015 au plus tôt (la mission n'a pas encore été approuvée par l'ESA), la cartographie de la masse, non seulement dans les amas riches de galaxies mais dans les petit groupes de galaxies ainsi que les enveloppes des galaxies elliptiques.
En résumé, le tableau suivant donne les principales perspectives
observationnelles en dynamique gravitationnelle des amas globulaires,
galaxies, groupes et amas de galaxies.
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