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X.2 Perspectives observationnelles

X.2.1 Introduction aux concepts d'observation

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).

Table X-1: Schéma des observations astronomiques
  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 $R = \lambda / \rm
FWHM$, où $\lambda$ 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).

X.2.2 Moyens d'observation actuels

Ci-dessous sont listés les principaux nouveaux outils d'observation sur la dynamique et cinématique des systèmes auto-gravitants en astrophysique.

AAT/AAOmega

En général, les grands télescopes ont des petits champs. Avec son correcteur de champ, le télescope AAT de de diamètre $D=3.9 \rm
m$ a un champ de $\phi = 2^\circ$, ce qui fait que ce télescope a un des tous meilleurs produits $D\times \phi$, 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.

Magellan/MMFS

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 ($R=20 000$), qui lui permet de mesurer des vitesses radiales à $2   \rm km   s^{-1}$ 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.

VLT/VIMOS

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.

WHT/SAURON

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.

VLT/FLAMES/GIRAFFE

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 $\rm km
  s^{-1}$ 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.

SDSS & 6dFGS

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 $750 000$ 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, $D$. De plus, comme le spectre nous donne aussi le décalage spectral, $z$, on peut en déduire la vitesse particulière, $v_p$, de la galaxie par rapport au flot de Hubble, par la relation

\begin{displaymath}
c z = H_0 D + v_p  .
\end{displaymath} (X-1)

Ces vitesses particulières permettent de cartographier la densité de masse totale (mais cela va au delà du sujet de ce cours).

XMM-Newton & Chandra

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 :

\begin{displaymath}
\nabla \left ( nT \right ) = -{\mu m_p \over k} n \nabla \Phi ,
\end{displaymath} (X-2)

$\mu m_p$ est la masse moyenne par ion du gaz et $k$ 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.

.

X.2.3 Futurs moyens d'observation

Les études sur la dynamique des amas globulaires, galaxies et amas de galaxies vont profiter prochainement des programmes d'observations suivantes :

LAMOST & RAVE

Poux maximiser le nombre d'objets pour lesquels on peut mesurer le spectre simultanément, il faut recourir à la technologie multi-fibres comme pour VLT/FLAMES/GIRAFFE, mais il faut aussi maximiser le produit entre le diamètre du télescope et son champ de vue. Le télescope chinois LAMOST multiplie par 3 ce produit face à la concurrence (en particulier le SDSS). C'est un télescope de 4m avec un champ de $5^\circ$, 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 $z \simeq 0.5$, 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.

VLT/MUSE

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 ($z\simeq 7$). Pour la dynamique des galaxies, MUSE sera un super-SAURON, avec un champ de $1'\times1'$ (soit trois fois plus grand), une sensibilité environ 16 fois meilleure, et une résolution spectrale double.

JWST

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 ($3'\times 4'$).



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 $z = 10 - 12$ (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.

GAIA

Figure X-4: Impression d'artiste du satellite GAIA
\begin{figure}\htmlimage
\centerline{\resizebox{8cm}{!}{\includegraphics{IMAGES/gaia.ps}}}\end{figure}
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

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.

X.2.4 Sommaire

En résumé, le tableau suivant donne les principales perspectives observationnelles en dynamique gravitationnelle des amas globulaires, galaxies, groupes et amas de galaxies.

Table X-2: Résumé des nouvelles observations dynamiques
Objet observations physique télescope / années
instrument
Amas globulaires mouvements vitesses GAIA 2011-
(hors c\oeur) propres tangentielles 2016
Voie Lactée parallaxes, potentiel GAIA 2011-
mvmts propres cinématique interne 2016
vitesses radiales cinématique interne UKST/RAVE 2003-2010
GAIA 2011-2016
Galaxies imagerie noyaux obscurcis JWST 2013-
Galaxies imagerie, ségrégation SDSS 2000-
spectroscopie morphologique 2004
Galaxies spectroscopie cinématique WHT/SAURON 1999-
elliptiques intégrale de champ interne VLT/FLAMES/GIRAFFE 2001-
VLT/MUSE 2011-
JWST/NIRSpec 2013-
Groupe Local mouvements vitesses GAIA 2011-
de galaxies propres tangentielles 2016
Groupes et amas spectro-imagerie X potentiel XMM-Newton 2000-2010?
de galaxies gravitationnel Chandra 2000-2010?-
XEUS 2015?
Amas de spectroscopie cinématique AAT/AAOmega 2006-
galaxies interne VLT/VIMOS 2001-
LAMOST 2009-
Univers spectroscopie cinématique SDSS, 2001-
local haute résolution UKST/6dFGS 2005


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Gary Mamon [x8115] 2009-01-29