Academic literature on the topic 'Photométrie de masse'

Ce travail de thèse porte sur des développements méthodologiques en spectrométrie de masse (MS) structurale, principalement par échange hydrogène/deutérium couplé à la MS (HDX-MS), en MS native couplée ou non à la mobilité ionique (IM-MS) et plus récemment en photométrie de masse, pour la caractérisation de différentes protéines d’intérêt thérapeutique. Ce travail a notamment permis de montrer l’apport d’une combinaison d’approches en MS structurale pour la caractérisation approfondie des protéines membranaires, de l’analyse des protéines entières jusqu’à leur dynamique conformationnelle. La mise en place de nouvelles stratégies analytiques en IM-MS et en HDX-MS a également pu être évaluée pour la caractérisation structurale fine d’anticorps thérapeutiques. Enfin, l’intérêt de l’approche HDX-MS a été illustré pour le screening conformationnel et dynamique de ligands dans le cadre de l’étude d’interactions protéine/ligand impliquant des récepteurs nucléaires
This PhD work focuses on methodological developments in structural mass spectrometry (MS), especially by hydrogen/deuterium exchange coupled to MS (HDX-MS), by native MS coupled or not to ion mobility (IM-MS) and more recently mass photometry, for the characterization of various proteins of therapeutic interest. In particular, this work has demonstrated the contribution of a combination of structural MS approaches to the in-depth characterization of membrane proteins, from the analysis of intact proteins to their conformational dynamics. The implementation of new analytical strategies in IM-MS and HDX-MS has also been evaluated for the detailed structural characterization of therapeutic antibodies. Finally, the benefits of HDX-MS approach was illustrated for the conformational and dynamic screening of ligands in the context of the study of protein/ligand interactions involving nuclear receptors

Sigma, premier telescope spatial d'imagerie gamma, a ete lance a bord du satellite sovietique granat le 1er decembre 1989, depuis la base de baikonour. Sigma realise des images de la voute celeste dans la gamme d'energie allant de 30 kev a 1. 3 mev, avec une resolution angulaire d'environ 15 minutes d'arc et une precision de localisation de 1 a 2 minutes. Dans la gamme d'energie consideree, la diffusion compton etant le processus d'interaction dominant pour les photons, la reponse spectrale de sigma a une source monoenergetique e0 est un continuum de forme complexe, s'etalant de 30 kev a e0. De ce fait, restituer les spectres continus des sources observees, a partir des spectres detectes necessite une connaissance precise de la reponse spectrale de l'instrument. Dans le cas de sigma, la reponse spectrale a ete modelisee a l'aide de simulations monte carlo. La modelisation de l'ensemble du telescope sigma et la validation du modele se sont appuyees sur des mesures experimentales effectuees en laboratoire avant et apres le lancement. Nous presenterons les resultats de ces simulations ayant abouti a la realisation de la matrice de calibration utilisee actuellement dans le traitement des donnees vol. La majeure partie des sources detectees par sigma est constituee de systemes binaires de faible masse ou l'objet compact est, soit une etoile a neutrons, soit un trou noir. Nous presenterons les resultats de sigma concernant trois de ces sources: terzan ii, ks1731-260, et trax-1. Nous insisterons tout particulierement sur les proprietes spectrales des systemes avec etoile a neutrons, les observations de sigma ayant demontre pour la premiere fois leur aptitude a emettre au-dela de 100 kev. Grace a sigma, l'emission haute energie (e>30 kev) n'est plus consideree comme une propriete spectrale caracterisant uniquement les candidats trou noir. A la fin de son evolution, un systeme binaire de faible masse avec etoile a neutrons peut donner naissance a un pulsar milliseconde. A partir des observations sigma de l'amas globulaire 47 toucan, nous discuterons des differents mecanismes d'emission de ces objets, en particulier ceux lies aux processus d'evaporation du compagnon

L'étude de la formation et de l'évolution des galaxies est une thématique en pleine effeversence. Deux grands relevés (2dFGRS, SDSS), portant sur plusieurs millions de galaxies proches, ont permis récemment des avancées importantes dans la compréhension des propriétés physiques des galaxies. D'autre part l'arrivée des télescopes de 8-10m de diamètre, équipés de spectroscopes multi-objets (VLT/VIMOS, Keick/DEIMOS, Gemini/GMOS, ...), a permis la mise en place de plusieurs nouveaux grands relevés portant cette fois sur les galaxies lointaines (VVDS, DEEP2, GDDS, zCOSMOS, ...), donc situées dans un univers plus jeune.

Ce travail de thèse porte préférentiellement sur l'étude des relations masse-métallicité ou luminosité-métallicité qui permettent d'établir un lien entre les deux processus majeurs responsables de l'évolution des galaxies: l'assemblage de la masse stellaire (formation d'étoiles ou fusion de galaxies) et l'enrichissement chimique du milieu interstellaire par les générations d'étoiles successives. Nous montrons que la forme de cette relation est un très bon test des modèles de formation et d'évolution des galaxies. Nous étudions ensuite la relation luminosité-métallicité de référence obtenue à partir du relevé 2dFGRS dans l'Univers local. Puis nous étudions l'évolution en fonction de l'âge de l'univers de la relation luminosité-métallicité à l'aide d'un petit échantillon (LCL05), puis de la relation masse-métallicité à l'aide du grand relevé VVDS. Plusieurs résultats obtenus avec ces différents échantillons sont des indices en faveur du modèle hiérarchique: les galaxies les plus massives se formeraient par fusion progressive de galaxies plus petites.

Les propriétés physiques d'un grand nombre de galaxies sont estimées à l'aide d'outils d'analyse automatiques spécifiquement développés, ou adaptés à nos besoins, durant cette thèse. Comme résultats annexes, de nouvelles calibrations de la classification spectrale ou du taux de formation d'étoiles des galaxies sont obtenues à partir des grands relevés de l'univers local (respectivement 2dFGRS et SDSS). Ce travail offre de nombreuses perspectives de par le nombre et la diversité des données disponibles.

Cette thèse présente la mesure des redshifts photométriques et des paramètres physiques dans le cadre des sondages de galaxies à grande échelle, ainsi que la contrainte qui peut en être extraite sur l'évolution des galaxies. Je montre notamment dans cette thèse dans quelle mesure la calibration photométrique affecte la précision des redshifts photométriques, afin de contraindre la stratégie photométrique à développer pour la mission Euclid.Afin de prendre en compte les problèmes inhérents à l'observation, les analyses ont été effectuée sur la base de données observées dont la configuration est proche de celle qui est attendue pour Euclid. Ces données combinent de nouvelles observations en proche-infrarouges conduites pour couvrir le sondage spectroscopique VIPERS et la photométrie du CFHTLS. Sur la base des conclusions tirées de cette analyse, j'ai produit le nouveau catalogue photométrique de VIPERS, ainsi que le catalogue de redshifts photométriques associé. J'ai finalement utilisée la même photométrie pour dériver les paramètres physiques d'environ 760 000 galaxies, réparties sur plus de 22 degrés carrés à une magnitude limite Ks(AB) < 22. J'ai ainsi pu étudier l'évolution de la fonction de masse stellaire entre les redshifts z = 0.2 et z = 1.5. Ceci a permis de montrer que les galaxies dont la masse stellaire est d'environ log(M/Msol) = 10.66 voient généralement leur formation stellaire stoppée en 2 à 4 milliards d'années, alors que les galaxies de faible masse (log(M/Msol) < 9.5) ne formant plus d'étoiles ont vu leur formation stellaire être arrêtée 5 à 10 fois plus rapidement (en environ 0.4 milliard d'années)
This thesis presents the measurement of the photometric redshifts and physical parameters in the framework of large scale surveys, and their constraint on galaxy evolution. The photometric redshift measurement allows us to study the entire photometric sample. For this reason, the weak lensing signal measurement used in the Euclid mission as a primary cosmological probe will rely on photometric redshift measurements. However, the method is strongly affected by the quality of the photometry. In particular, I show in this thesis how the photometric calibration impacts the photometric redshift precison, in order to constrain the photometric strategy to use in the Euclid mission.Aiming to take into account for observationnal problems, the analysis is done with observationnal data whose photometric configuration is close to the expected Euclid one. These data combine new near-infrared observations conduected to cover the VIPERS spectroscopic survey and the CFHTLS photometry.Using the conclusions of this analysis, I have producted the new photometric catalogue for VIPERS and the associated photometric redshift calalogue.Finally, I used the same photometry to compute the stellar masses of 760,000 galaxies covering 22 square degrees at the limiting magnitude Ks(AB) < 22. This enabled me to study the evolution of the stellar mass function between redshifts z= 0.2 and z = 1.5. We have then shown that the star formation of galaxies with stellar masses around log(M/Msol) = 10.66 is stopped in 2-4 Gyr, while in quiescent low-mass (log(M/Msol) < 9.5) galaxies, the star formation has been stopped 5-10 times faster (approximatelly in 0.4 Gyr)

Les supernovae de type Ia sont devenues un outil essentiel dans la cosmologie observationnelle moderne. En étudiant la relation distance-redshift d’un grand nombre de supernovae, la nature de l’énergie noire peut être contrainte. Bien que les supernovae de type Ia puissent être calibrées pour devenir des bonnes chandelles standard, elles sont néanmoins affectées par des effets systématiques comme la magnification par des lentilles gravitationnelles. La plupart des supernovae sont faiblement demagnifiées et une petite fraction sont magnifiées de manière importante du fait de la distribution de masse dans la ligne de visée. Ceci induit naturellement une dispersion additionnelle dans les magnitudes observées. Il existe 2 façons d’estimer l’amplification des SNe Ia. Un premier estimateur est donné par les résidus au diagramme de Hubble, d’une précision typique de 15% (sur les magnitudes). Un autre consiste à prédire la magnification gravitationnelle due aux surdensités de matière, en se basant sur les propriétés photométriques des galaxies d’avant-plan et un modèle a priori de relation entre la luminosité des galaxies et la masse des halos de matière noire. La corrélation entre ces 2 estimateurs permet d’accorder la relation de masse-luminosité utilisée initialement pour obtenir une mesure indépendante fondée sur la luminosité des SNe Ia. Bien évidemment, cette mesure nécessite dans un premier temps la détection de cette corrélation et cette thèse a été dédiée à la mesure de la corrélation dans l’échantillon de SNLS 3 ans
Type Ia supernovae have become an essential tool of modern observational cosmology. By studying the distance-redshift relation of a large number of supernovae, the nature of dark energy can be unveiled. Distances to Type Ia SNe are however affected by gravitational lensing which can induce systematic effects in the measurement of cosmology. The majority of the supernovae is slightly demagnified whereas a small fraction is significantly magnified due to the mass distribution along the line of sight. This causes naturally an additional dispersion in the observed magnitudes. There are two different ways to estimate the magnification of a supernova. A first method consists in comparing the supernova luminosity, which is measured to about 15% precision, to the mean SN luminosity at the same redshift. Another estimate can be obtained from predicting the magnification induced by the foreground matter density modeled from the measurements of the luminosity of the galaxies with an initial prior on the mass-luminosity relation of the galaxies A correlation between these 2 estimates will make it possible to tune the initially used mass-luminosity relation resulting in an independent measurement of the dark matter clustering based on the luminosity of SNe Ia. Evidently, this measurement depends crucially on the detection of this correlation also referred to as the lensing signal. This thesis is dedicated to the measurement of the lensing signal in the SNLS 3-year sample

Les supernovae de Type Ia sont devenues un outil essentiel dans la cosmologie observationnelle moderne. En étudiant la relation distance-redshift d'un grand nombre de supernovae, la nature de l'énergie noire peut être contrainte. Les distances au SNe de Type Ia sont néanmoins affectées par l'effet de lentilles gravitationnelles qui pourrait induire des effets systématiques dans les mesures de cosmologie. La plupart des supernovae sont faiblement demagnifiées et une petite fraction sont magnifiées de manière importante du fait de la distribution de masse dans la ligne de visée. Ceci induit naturellement une dispersion supplementaire dans les magnitudes observées. Il existe 2 façons d'estimer l'amplification des SNe Ia. Une première méthode consiste à comparer la luminosité de la supernova, qui est mesuré avec une précision typique de 15% , à la moyenne des luminosités de SNe au même redshift. Une autre estimation peut être obtenue en prédisant l'amplification induit par la densité de matière en avant-plan modelée en se basant sur les mesures de la luminosité des galaxies avec un à priori initial sur la relation de masse-luminosité des galaxies. La corrélation entre ces 2 estimateurs permet d'accorder la relation de masse-luminosité utilisée initialement pour obtenir une mesure indépendante fondée sur la luminosité des SNe Ia. Bien évidemment, cette mesure nécessite dans un premier temps la détection de cette corrélation et cette thèse a été dédiée à la mesure de la corrélation dans l'échantillon de SNLS 3 ans. Les supernovae de Type Ia sont devenues un outil essentiel dans la cosmologie observationnelle moderne. En étudiant la relation distance-redshift d'un grand nombre de supernovae, la nature de l'énergie noire peut être contrainte. Les distances au SNe de Type Ia sont néanmoins affectées par l'effet de lentilles gravitationnelles qui pourrait induire des effets systématiques dans les mesures de cosmologie. La plupart des supernovae sont faiblement demagnifiées et une petite fraction sont magnifiées de manière importante du fait de la distribution de masse dans la ligne de visée. Ceci induit naturellement une dispersion supplementaire dans les magnitudes observées. Il existe 2 façons d'estimer l'amplification des SNe Ia. Une première méthode consiste à comparer la luminosité de la supernova, qui est mesuré avec une précision typique de 15% , à la moyenne des luminosités de SNe au même redshift. Une autre estimation peut être obtenue en prédisant l'amplification induit par la densité de matière en avant-plan modelée en se basant sur les mesures de la luminosité des galaxies avec un à priori initial sur la relation de masse-luminosité des galaxies. La corrélation entre ces 2 estimateurs permet d'accorder la relation de masse-luminosité utilisée initialement pour obtenir une mesure indépendante fondée sur la luminosité des SNe Ia. Bien évidemment, cette mesure nécessite dans un premier temps la détection de cette corrélation et cette thèse a été dédiée à la mesure de la corrélation dans l'échantillon de SNLS 3 ans.

Suite à la découverte d’environ 2000 naines brunes au cours des deux dernières décennies, on commence à bien comprendre la physique de ces objets de masse intermédiaire entre les étoiles et les planètes. Malgré tout, les modèles d’atmosphère et d’évolution de ces objets peu massifs peinent toujours à reproduire fidèlement leurs caractéristiques pour les âges les plus jeunes. Ce travail propose la caractérisation de quatre compagnons de masse sous-stellaire (8-30 MJup) en orbite à grande séparation (300-900 UA) autour d'étoiles jeunes (5 Ma) de la région de formation Upper Scorpius. De nouveaux spectres (0,9-2,5 um) et de nouvelles mesures photométriques (YJHKsL') sont présentés et analysés, dans le but de déterminer la masse, température effective, luminosité et gravité de surface de ces compagnons, tout en évaluant la fidélité avec laquelle les spectres synthétiques tirés de deux modèles d’atmosphère récents reproduisent les spectres observés.
Following the discovery of about 2000 brown dwarfs over the past two decades, we begin to understand the physics of these objects of mass intermediate between stellar and planetary masses. Nevertheless, the atmosphere and evolution models for these low-mass objects are still struggling to reproduce their characteristics at young ages. This work presents the characterization of four sub-stellar mass (8-30 MJup) companions orbiting at large separation (300-900 AU) around young stars (5 Myr) in the Upper Scorpius formation region. New spectra (0,9-2,5 um) and new photometric measurements (YJHKsL') are presented and analyzed in order to determine the mass, effective temperature, luminosity and surface gravity of these companions, while assessing the fidelity with which the synthetic spectra from two recent atmosphere models reproduce the observed spectra.

Ce mémoire présente une analyse homogène et rigoureuse de l’échantillon d’étoiles naines blanches situées à moins de 20 pc du Soleil. L’objectif principal de cette étude est d’obtenir un modèle statistiquement viable de l’échantillon le plus représentatif de la population des naines blanches. À partir de l’échantillon défini par Holberg et al. (2008), il a fallu dans un premier temps réunir le plus d’information possible sur toutes les candidates locales sous la forme de spectres visibles et de données photométriques. En utilisant les modèles d’atmosphère de naines blanches les plus récents de Tremblay & Bergeron (2009), ainsi que différentes techniques d’analyse, il a été permis d’obtenir, de façon homogène, les paramètres atmosphériques (Teff et log g) des naines blanches de cet échantillon. La technique spectroscopique, c.-à-d. la mesure de Teff et log g par l’ajustement des raies spectrales, fut appliquée à toutes les étoiles de notre échantillon pour lesquelles un spectre visible présentant des raies assez fortes était disponible. Pour les étoiles avec des données photométriques, la distribution d’énergie combinée à la parallaxe trigonométrique, lorsque mesurée, permettent de déterminer les paramètres atmosphériques ainsi que la composition chimique de l’étoile. Un catalogue révisé des naines blanches dans le voisinage solaire est présenté qui inclut tous les paramètres atmosphériques nouvellement determinés. L’analyse globale qui en découle est ensuite exposée, incluant une étude de la distribution de la composition chimique des naines blanches locales, de la distribution de masse et de la fonction luminosité.
We present improved atmospheric parameters of nearby white dwarfs lying within 20 pc of the Sun. The aim of the current study is to obtain the best statistical model of the least-biased sample of the white dwarf population. A homogeneous analysis of the local population is performed combining detailed spectroscopic and photometric analyses based on improved model atmosphere calculations for various spectral types including DA, DB, DQ, and DZ stars. The spectroscopic technique is applied to all stars in our sample for which optical spectra are available. Photometric energy distributions, when available, are also combined to trigonometric parallax measurements to derive effective temperatures, stellar radii, as well as atmospheric compositions. A revised catalog of white dwarfs in the solar neighborhood is presented. We provide for the first time a comprehensive analysis of the mass distribution and the chemical distribution of white dwarf stars in a volume-limited sample.