Academic literature on the topic 'Structure et évolution de la Galaxie'

Depuis que les êtres humains regardent la voute céleste, ils essaient de trouver une explication aux motifs qu’ils y observent. Les différentes civilisations ont regroupé les étoiles visibles en constellations auxquelles elles ont donné des noms et ont attribué des vertus. Puis, elles ont compris que la Voie lactée qui barre le ciel rassemble une centaine de milliards d’étoiles en une galaxie dont notre étoile, le Soleil, et la Terre font partie. Avec l’avènement des premiers télescopes, il a été établi que d’autres galaxies existaient au-delà de la Voie lactée, que leur nombre n’avait de limite que celle des instruments d’observation et qu’elles s’éloignent de nous d’autant plus vite qu’elles sont lointaines. Ainsi sont nés les « relevés de galaxies » dont les objectifs sont de dresser une carte de l’Univers pour améliorer la compréhension que l’on a de son évolution, et de déterminer la nature de ses constituants.

Cet article a pour objets la description de certains aspects de la réalité socio-économique du monde rural des années quatre-vingt et l'appréciation des changements ayant affecté la structure du peuplement depuis le début du siècle. Comme espace rural, on a retenu toutes les localités de 3000 habitants et moins regroupées selon quatre strates de taille. La stratification dimensionnelle a permis de mieux saisir l'hétérogénéité du monde rural et d'évaluer certains effets de taille. Les variables retenues sont l'évolution de la population et des localités de 1911 à 1981, l'évolution des superficies en culture entre 1951 et 1981, les structures d'âge de 1971 et 1981 et les activités économiques de 1981. Parmi les principales conclusions qui se dégagent de cette étude, on peut mentionner le fait que le nombre des petites localités a sans cesse évolué et que la population qui les habite est plus nombreuse aujourd'hui qu'au début du siècle. Il y eut une profonde transition occupationnelle si bien que l'agriculture est complètement absente dans plus de 500 localités de toute taille et qu'elle n'occupe qu'une faible proportion de la main-d'oeuvre active dans les autres. La taille démographique des localités exerce certains effets sur la structure d'âge et la structure occupationnelle.

Résumé L'étude des rapports sociaux de sexe : évolution personnelle et évolution des théories anthropologiques Plutôt que d'établir l'importance de l'étude des rapports hommes-femmes pour l'ensemble de l'anthropologie, cet article en démontre un de ses aspects. La structure du discours académique féministe anticipait les développements récents de type post-moderne de récriture anthropologique. Cette anticipation met en évidence la relation difficile à bien des égards par le passé, entre la recherche féministe (incluant " l'anthropologie féministe ") et l'ensemble de l'anthropologie (" moderne "). Cette relation est appréhendée par le biais de l'autobiographie. L'expérience est certes toujours personnelle, cependant la difficulté particulière décrite ici n'est pas réductible à la seule forme autobiographique. Pour terminer, l'auteure évoque les développements de l'anthropologie et de l'étude des catégories sociales de sexe pendant les deux dernières décennies.

Ce travail de thèse présente plusieurs études qui utilisent la spectroscopie à haute résolution pour déterminer les propriétés chimiques des différentes populations stellaires de la Voie Lactée. Le document est structuré comme suit : Le premier chapitre de la thèse, divisée en 3 sections, est une introduction générale à la structure de la Voie lactée et à ses populations stellaires, suivie d'une partie décrivant les différentes méthodes utilisées pour mesurer les abondances chimiques des étoiles. La première section décrit les différents scénarios concernant la structure et la formation de la Voie Lactée, en présentant en particulier les découvertes les plus récentes. La deuxième section introduit les concepts physiques de base nécessaires et les objectifs des études présentes dans ce travail de thèse. La troisième section décrit les méthodes utilisées dans l'analyse des données spectroscopiques.Le deuxième chapitre présente les travaux effectués dans la cadre du projet MINCE. La première étude concerne l'analyse de la composition chimique d'un échantillon d'étoiles géantes jeunes qui ont été découvertes par hasard au cours des premières missions d'observations du projet MINCE. J'ai déterminé les paramètres stellaires, analysé les spectres, mesuré les vitesses de rotation de ces étoiles et comparé les résultats aux modèles théoriques, en reportant tous ces résultats dans un article. La deuxième étude présente les résultats obtenus par l'analyse du premier échantillon d'étoiles propres au projet MINCE. J'ai contribué à l'analyse d'une partie des spectres stellaires de ce tout premier jeu de spectres MINCE.Le troisième chapitre porte sur les résultats d'une analyse faite dans le contexte du projet CERES. La première partie de ce travail présente une détermination détaillée de la composition chimique de l'étoile RAVE J110842.1-715300, dont le but est de savoir si cette étoile provient de l'amas globulaire Omega Centauri. Ma contribution porte sur la détermination des paramètres stellaires de cette étoile. La deuxième étude menée dans le contexte de ce projet CERES est constituée de l'analyse d'un échantillon d'étoiles. J'ai déterminé les paramètres stellaires, calculé les modèles d'atmosphère et les abondances chimiques, et écrit l'article. Le quatrième chapitre porte sur un travail fait dans le contexte du projet "High-speed stars" s'intéressant aux étoiles à grande vitesse transversales héliocentriques (>= 500 km/s). La première étude porte sur le suivi spectroscopique à haute résolution de deux étoiles jeunes et pauvres en métaux de l'échantillon de Caffau et al. (2020), afin de déterminer si ces étoiles sont des "blue stragglers". J'ai obtenu et analysé les spectres UVES de ces deux étoiles. Les résultats ne sont pas encore publiés. La deuxième étude concerne une analyse détaillée de deux étoiles à grande vitesse observées avec le spectrographe HDS au télescope Subaru. Pour cette étude, j'ai déterminé l'abondance du Carbone.Le cinquième chapitre présente les résultats obtenus à partir de l'analyse d'un échantillon d'étoiles sélectionnées au moyen de la photométrie de PRISTINE. La première étude porte sur la détermination de la composition chimique d'un échantillon d'étoiles qui ont pu être enrichies par les éjectae de l'explosion de supernovae à instabilité de paires. Mon travail a consisté à sélectionner les candidats les plus intéressants, puis d'effectuer une mission d' observation avec le spectrographe SOPHIE à l'Observatoire de le Haute Provence (OHP). La deuxième étude présente les résultats préliminaires de la détermination de la composition chimique d'un échantillon d'étoiles Pristine sélectionnées comme extrêmement pauvres en métaux. Mon travail a porté sur la détermination des paramètres stellaires et le calcul des abondances chimiques. Un article est en préparation.Le sixième chapitre présente les conclusions de ce travail de thèse et apporte quelques reflexions sur les projets à venir
This thesis project presents several studies that are focused on the investigation of the chemical properties of different stellar populations in the Milky Way by means of high-resolution spectroscopy.The thesis is structured as follows:The first chapter is an introduction to the thesis project, and is divided into three sections. The first section describes the structure and formation scenarios of the Milky Way, in particular by referring to the most recent discoveries. The second section introduces the basic concepts and objectives of the studies presented in this thesis work. The third section describes the methods used to analyse the spectroscopic data.The second chapter presents the studies carried out in the context of the MINCE project. The first study is devoted to the chemical analysis of a sample of young giant stars that was serendipitously discovered during the first MINCE observations. My contribution in this work was to derive the stellar parameters, analyse the spectroscopic data, measure the rotational velocities, compare the results with theoretical models and write the paper. The second study presents the results obtained from the analysis of the first sample of MINCE stars. In this work, I contributed to the analysis of some of the stars in the sample.The third chapter presents the results obtained in the context of the CERES project. The first study presents a detailed chemical analysis of the star RAVE J110842.1-715300, with the aim of understanding whether or not it originated in the Omega Centauri globular cluster. My contribution in this study was to derive the stellar parameters of the star. The second study presents the results obtained for the CERES star sample. My contribution was to derive the parameters, compute model atmospheres, measure the chemical abundances, and write the paper.The fourth chapter presents the results obtained in the context of the High-speed stars project. The first study reports the results obtained from the high-resolution follow-up of two young and metal-poor stars in the sample of Caffau et al. (2020), to check whether they are blue stragglers or not. My contribution in this study was to obtain the high-resolution observations with UVES and to analyse the data. These results have not been published yet. The second study presents a detailed analysis of two high-speed stars observed with Subaru. In this study I was involved in the C abundance determination.The fifth chapter presents the results obtained from the chemical analysis of samples of stars selected using the Pristine photometry. The first study presents the chemical analysis of a sample of metal-poor stars that may have been enriched by the explosion of pair instability supernovae. My contribution was to select promising candidates and observe them with the SOPHIE spectrographat Observatoire de le Haute Provence (OHP)in visitor mode. The second study presents the preliminary results obtained from the chemical analysis of a sample of Pristine extremely metal-poor candidates. My contribution in this study was to derive the stellar parameters and the chemical abundances. The paper is in preparation.The sixth chapter concludes the thesis and gathers final reflections and future projects

Les sondages récents de l'Univers révèlent que la matière se structure en filaments et en vide. Pour étudier l'évolution de la distribution spatiale des galaxies, donc de la matière, leur position sur le ciel, leur magnitude apparente et leur "redshift" doivent être connus précisément, nécessitant des données photométriques profondes à grands champs et des techniques de sélection multi-couleur. Deux ensembles de catalogues de galaxies ont été extraits de données obtenues avec les caméras grand champ au télescope TCFH, formant les sondages CFDF et VVDS. L'étude de l'agrégation des galaxies de champs sur de grandes échelles a permis de relier leur corrélation et leur couleur. La sélection de galaxies à grand "redshift" et l'étude de leur agrégation sur des échelles jamais testées, confirment leur très fort regroupement. Ces galaxies se sont donc formées dans les plus grands pics de densité de la matière noire sous-jacente, comme prédit par la théorie de formation biaisée des galaxies.

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 modèles et les observations actuels de l’Univers sont en accords aux grandes échelles. Néanmoins, cela ne permet pas d’expliquer la formation des structures baryoniques dans l’Univers. Afin de contraindre la formation des structures dans l’Univers, des observations sont nécessaires à différents redshifts pour observer les structures à différentes étapes d’évolutions. Le satellite Planck donne accès à des objets dont les redshifts sont compris entre z=2 et z=4. Ainsi environ 1200 objets extragalactiques susceptibles d’être à haut redshift sont détectés dans 26% du ciel, autour des pôles galactiques. Un sous échantillon de 228 sources est observé à plus grande sensibilité et résolution angulaire avec le satellite Herschel. Grâce à ces observations je peux résoudre les sources ponctuelles de Planck en plusieurs sources Herschel. J’identifie alors trois possibilités de type de sources, soit c’est une candidate de source amplifiée par lentillage gravitationnel, soit c’est un candidat d’amas de galaxies à haut redshift, soit c’est un alignement de sources fortuit le long de la ligne de visé. Après analyse, j’ai identifié dans cet échantillon 11 sources amplifiées par lentillage gravitationnel parmi les plus brillantes du ciel sub-millimétrique. Ces sources ont des redshifts compris entre z=2.2 et z=3.6 (Canameras et al., 2015) et permettent de sonder la formation stellaire dans l’Univers lointain. Il reste 217 surdensités de sources que j’ai étudié. En utilisant la couleur des sources Herschel, j’ai calculé une estimation de la densité des sources. 50% des champs Herschel de l’échantillon on une surdensité supérieur à 10sigma lorsque l’on sélectionne les sources rouges (S250/S350 < 1.4 et S500/S350 > 0.6). Cela montre que l’échantillon est principalement composé de surdensité de source rouge. En ajustant un corps noir modifié à 35K sur les données photométrique Herschel-SPIRE je montre que la distribution de redshift photométrique des sources piquent à z=2. Notre échantillon se compose donc de 11 sources lentillées et 217 potentiels amas de galaxies à redshift z~2. Ces potentiels amas de galaxies se compose d’en moyenne 9 sources dans 4.5’ de diamètre. Les sources individuelles ont des luminosités infrarouges d’environ 4.1012 Lsol ce qui correspond d’après Bell et al. 2003 à un taux de formation stellaire (SFR) de 700 Msol.yr-1. Cela mène pour les potentielles structures à une luminosité de 4.1013 Msol et un SFR de 7000 Msol.yr-1. Notre échantillon trace donc les structures denses du ciel à fort taux de formation stellaire. Cet échantillon sera donc clé dans la compréhension de la formation des structures et des étoiles à des redshifts autour de z=2
Actual models and observations of the Universe agreed at large scale. But the formation of baryonic structures remains unknown. To constrain structure formation in the Universe, observatoins are needed at different redshift to see different evolution steps. Planck satellite gives an acces to objetcs in the redshift range z=2 to z=4. Thus we detect about 1200 extragalactic objects in 26% of the sky near galactic poles, candidates to be at high redshift. A sample of 228 sources is observed at higher sensibility and resolution than Planck with Herschel satellite. This lead to resolve ponctual Planck sources in several Herschel sources. So I identify three possible types of object : candidates sources of gravitationally amplified lenses, galaxy cluster candidates and alignement of sources along the line of sight. I find in the sample 11 sources amplified by gravitationnal lensing, some of the brightest of the submillimeter sky. Those have redshift between z=2.2 and z=3.6 (Canameras et al., 2015) and provide a zoom in the stellar formation of the far Universe. It let 217 overdensity of sources that I study. With their colour in Herschel data, I find an estimate of their density. 50% of Herschel fields have an overdensity greater than 10sigma using red sources colour selection (S250/S350 < 1.4 et S500/S350 > 0.6). This show that our ample is mainly composed of red overdensity. Fitting Herschel-SPIRE photometry with a modify black body at 35K, I show that the photmetric redshift distribution of Herschel sources peaks around z=2. Our sample is now composed of 11 lensed sources and 217 galaxy cluster candidates at z~2. These galaxy cluster candidates contain an average of 9 SPIRE sources in 4.5’ diameter beam. Individual sources have a luminosity distribution peaking at 4.1012 Lsun which leads to a star formation rate (SFR) of 700 Msun.yr-1 (Bell et al. 2003). This gives an estimate structure luminosity of 4.1013 Msun and an SFR of 7000 Msun.yr-1 assuming that sources are members of the same structure. Our sample traces dense structure at high star formation rate in the full sky. This sample will be a key in the comprehension of structure formation and star formation at redshift about z=2

Les modèles semi-analytiques (SAMs) constituent aujourd'hui le meilleur outils d'analyse et d'étude pour la formation et l'évolution des galaxies individuels mais également des regroupements de galaxies appelés amas. Alors qu'ils reproduisent avec succès les fonctions de masse stellaire, de corrélation à deux points, de luminosité des galaxies locales (z=0), ils échouent dans les prédictions des propriétés des galaxies plus jeunes, à plus haut décalage vers le rouge. Et ce d'autant plus que la masse stellaire est faible. Ces inconsistances entre les modèles et les observations démontrent que l'histoire de l'assemblage des ces galaxies, en relation avec l'accrétion de gaz, la formation stellaire et leurs halos de matière noire n'est pas bien comprise. Dans cette thèse, nous introduisons une nouvelle version du modèle semi-analytique GalICS et nous l'utilisons pour explorer l'impact, sur la formation stellaire des galaxies à faible masse, de la rétroaction des supernovae et des trous noirs supermassifs ainsi que des processus de photo-ionisation. Ces deux mécanismes sont communément utilisés pour réduire la formation de nouvelles étoiles dans les galaxies peu massives. Nous montrons que, même appliqué avec de très fortes efficacités, ces deux processus ne peuvent pas expliquer simultanément les fonctions de masse, de luminosité et la relation entre masse stellaire et masse des halos de matière noire pour les galaxies évoluant à grand décalage spectral. Suite à ce constat, nous introduisons deux recettes ad-hoc pour la formation stellaire. Dans un premier temps nous appliquons une forte modification de l'efficacité de formation stellaire en relation directe avec la masse de matière noire de leur halo hôte. Cette première approche conduit à de bons résultats, en particulier dans le régime des faibles masses stellaires mais il présente, par construction un profond désaccord avec la loi de formation stellaire observées par Kennicutt. Pour cela, nous introduisons une seconde modification, plus profonde, basée sur l'existence d'une composante de gaz, évoluant en périphérie des premiers disques galactiques, mais ne pouvant pas, pour des raisons encore mal comprises, former de nouvelles générations d'étoiles. Progressivement, ce gaz impropre à la formation stellaire est convertit, il alimente alors la formation d'étoile. L'introduction de ce nouveau réservoir, introduit un délai entre le moment ou le gaz s'effondre au centre du halo et le moment ou ce gaz. Ce nouveau modèle donne de très bons résultats mais il pose la question de l'origine de ce gaz impropre à la formation stellaire. Nous abordons dans cette thèse quelques piste de recherche dans le cadre de la formation des grandes structures peuplant notre Univers.

L'étude de l'évolution et de la composition des grandes structures de l'Univers, comme les amas de galaxies et les filaments cosmiques, est l'un des sujets de recherche les plus actifs en cosmologie. Au cours de ma thèse, j'ai analysé des relevés publiques multi-longueurs d'onde (SDSS, WISE, Planck), en utilisant des techniques d'analyse de données nouvelles comme l'apprentissage automatique ou les méthodes bayésiennes. Le but de mon travail était d'étudier la matière baryonique (gaz ionisé et chaud et galaxies) dans le milieu intra-amas, et dans la toile cosmique (ponts de matière et filaments cosmiques).Au cours de ma thèse, j'ai notamment développé un algorithme basé sur l'intelligence artificielle afin d'estimer les propriétés des galaxies, telles que le taux de formation des étoiles (SFR) et la masse stellaire dans la plage de redshift 0,050,5 ont été observés avec VLT/FORS2. L'analyse des ~3000 spectres obtenus est en cours et avec les données actuelles, nous confirmerons spectroscopiquement environ 10 amas avec près de 10 galaxies membres par amas.La quantité de gaz ionisé et chaud de la toile cosmique pourrait représenter environ 40% des baryons à bas redshift. Il est donc important d'utiliser des traceurs d'observation optimisés pour le gaz. Dans ce but, j'ai développé un algorithme d'apprentissage profond utilisant tout le potentiel des données Planck pour détecter l'effet SZ des amas de galaxies et du gaz chaud ionisé. J'ai entraîné un réseau neuronal convolutionnel sur les cartes de fréquence de Planck à reconnaître les amas sélectionnés en SZ, rayons X et optique. Avec ce modèle, j'ai généré une carte du ciel de SZ à faible bruit, dans laquelle j'ai détecté environ 10 fois plus de candidats que le premier catalogue Planck des sources SZ. J'ai montré que l'apprentissage profond semble être une approche prometteuse pour améliorer la carte SZ et pour détecter le gaz à faible pression dans la toile cosmique
Studying the evolution and the composition of the largest stuctures of the Universe, e.g., galaxy clusters and cosmic filaments, is one of the most challenging research topic in cosmology. During my phD thesis, I have analysed publicly available multi-wavelength surveys (namely SDSS, WISE, Planck), using new techniques in data analysis such as machine learning or Bayesian methods. The purpose of my work was to study the baryonic matter (hot gas and galaxies) in the intra-cluster medium, and in the cosmic web (bridges of matter between clusters of galaxies and cosmic filaments).During my thesis, I have developed an algorithm based on machine learning in order to estimate galaxy properties, such as star formation rate and stellar mass in the redshift range 0.050.5 were observed with VLT/FORS2. The analysis of the ~3000 obtained spectra is still ongoing and with the actual data, we expect the spectroscopic confirmation of about 10 galaxy clusters with about 10 members per clusters.The gas content of the cosmic web may account for about 40% of the baryons. Therefore, it is important to use optimised observational tracers of the gas. In this purpose, I have developed a deep learning algorithm using the full potential of the Planck data to detect the SZ effect tracing galaxy clusters and hot ionised gas. I have trained a convolutional neural network on the Planck frequency maps to recognize clusters selected in tSZ, X-rays, and optical. With this trained model I have generated a full-sky map of low noise SZ signal, in which I have detected about 10 times more candidates than the first Planck catalogue of SZ sources. I have shown that deep learning seems a promising approach to improve the y-map and detect smaller pressure halos and diffuse gas in the cosmic web

Tétracyclines (TC) sont une famille d'antibiotiques important, qui se lient SPECI ャ ... allié aux protéines du ribosome et solidaire. Le mécanisme le plus important de la résistance à la tétracycline est régie par sa reliure en Tc: Mg2 + complexe à la protéine Tet Repressor (TetR). Il est donc d'intérêt pour améliorer notre compréhension des deux Tc: TetR et Tc: liaison au ribosome. Les structures cristallines des tétracyclines dans plusieurs complexes avec les protéines et les ribosomes ont fourni des informations essentielles. Une approche complémentaire consiste à développer des modèles de simulation par ordinateur, qui peut être utilisée pour étudier la structure, la dynamique et la thermodynamique de Tc: protéines ou Tc: complexes ribosome. Malgré son importance, à la tétracycline a rarement été soumis à la modélisation informatique, en partie en raison de la nécessité de ャ> St développer un modèle de mécanique moléculaire pour le TC. Ici, nous avons développé un tel modèle, de manière à être compatible avec le ャ CHARMM27 force »ld pour les protéines et les acides nucléiques, de 12 analogues de tétracycline importants, notamment la tétracycline plaine. paramètres ld ャ forces intermoléculaires ont été dérivées de supermolécule une approche standard. Le modèle reproduit la géométrie ab initio et Fxibility ャ de chaque Tc. Comme les tests, nous avons fait des simulations d'un cristal de Tc, Tc: Mg2 + et Tc: complexes Ca2 + en solution aqueuse, et d'un complexe solvaté entre TC: Mg2 + et le TetR. Le modèle se compare bien avec un large corpus de données expérimentales. Nous ャ> St utilisé notre modèle pour l'étude Tc: reconnaissance TetR qui est un problème complexe. Nous avons utilisé des simulations d'énergie libre pour étudier les interactions électrostatiques entre la protéine et ligand et le rôle éventuel de ャ induite "en Tc contraignant. Nous avons constaté que la tétracycline préfère une étendue, l'état zwitterioniques fois en solution et en complexe avec la protéine. Tc est donc préorganisés pour la reliure. En l'absence de Tc, TetR est étroitement liée à son ADN opérateur; lors de la liaison de Tc il se dissocie de l'ADN, permettant l'expression des gènes réprimés. Son contrôle serré par Transports Canada fait TetR largement utilisables dans le génie génétique. Le Tc site de liaison est plus de 20 ヒ A partir de l'ADN, de sorte que le signal de liaison doivent se propager sur une longue distance. Nous utilisons des simulations de dynamique moléculaire et calculs continuum électrostatique pour élucider le mécanisme allostérique. Lorsque [TC: Mg] lie +, l'ion Mg2 + permet des interactions avec hélice 8 de TetR un monomère et Helix 6 de l'autre monomère, et Helix 6 est tiré en direction du noyau central de la structure. Hy- interactions drophobic avec hélice 6 puis tirez hélice 4 dans un mouvement pendulaire, avec un déplacement maximum à son extrémité N-terminale: l'interface de l'ADN. Le résidu N-terminal de l'hélice 4, Lys48, est très conservée dans l'ADN de liaison des protéines régulatrices de la classe TetR et fait la plus grande contribution de tout acide aminé à l'TetR: l'ADN d'énergie libre contraignant. Ainsi, les changements de conformation conduire à une réduction drastique de la TetR: la liaison d'un ADN lité ャハ, permettant TetR se détacher de l'ADN. Nous avons ensuite utilisé le modèle pour l'étude Tc liaison au ribosome et de facteur d'élongation Tu (EF-Tu). Les structures cristallines de Tc lié à la Thermus thermophilus 30S sous-unité montrer le même site Tc primaire obligatoire (appelé TET1), avec la plus forte densité d'électrons Tc, à proximité du site A-, compatible avec un rôle inhibiteur. Un site secondaire Tc-contraignant, TET5 appelé a également été observée dans les deux structures. Nous avons fait de la dynamique moléculaire (MD) des simulations de sous-unités 30S du ribosome pour caractériser Tc contraignant et aider à résoudre l'ambiguïté en ce qui concerne le nombre et la force de Tc sites de liaison. Nous avons présenté des preuves pour les lier à TET1 prédominante, indiquant que d'autres sites de liaison signalés sont plus faibles et pas très occupés à des concentrations physiologiques Tc. Récemment, la structure cristalline d'un complexe entre le facteur d'allongement Tu (EF-Tu) et Tc a été résolu, ce qui soulève la question de savoir si Tc 窭 冱 contraignant à EF-Tu a un rôle dans l'inhibition de la synthèse protéique. Nous montrons que la contribution directe de EF-Tu à l'énergie libre de Tc contraignant à l'EF-Tu: PIB: complexe Mg est négligeable, mais plutôt la liaison peut être attribuée uniquement à Tc interactions avec l'ion Mg et le phosphate PIB groupes . Nous montrons aussi que EF-Tu ne présente pas de préférence contraignant pour le TC sur la non-antibiotiques, 4-dedimethyl-Tc, et EF-Tu ne lie pas la tigécycline analogique Tc, qui est un antibiotique puissant. Globalement, nos résultats appuient l'idée que les EF-Tu n'est pas la cible principale de la tétracycline. Les articles présentés ci-dessous comprennent à la fois de calcul et les résultats expérimentaux. Tout le travail expérimental a été réalisé par Winfried Hinrichs et ses collabora-teurs. Tout le travail de calcul a été fait par moi-même. Les connaissances acquises dans ce travail et les techniques de modélisation employées doivent être d'intérêt pour l'amélioration des techniques antibiotiques Tc et TetR protéines améliorées pour la régulation des gènes.

Les galaxies de type précoce présentent un large éventail de structures photométriques et dynamiques. Ces structures sont autant de signatures fossiles des processus de formation et d'évolution de ces galaxies. Leur étude nous permet de remonter à l'histoire de leur formation et de leur évolution. Dans le but de comprendre les structures observées, des modèles reproduisant des observations sont construits. La méthode développée est une généralisation de celle introduite par Syer & Tremaine (1996), consistant en un N-corps dont le poids des particules varie au cours du temps. Le code présenté est adapté à des données de spectroscopie intégrale de champ, et est à-même de reproduire la photométrie ainsi que la dynamique des galaxies observées. Ces modèles sont basés sur des données SAURON obtenues sur des galaxies de type précoce. Des modèles préliminaires ont été obtenus pour les galaxies M 87 et NGC 3377. Une annexe présente en outre des observations menées sur NGC 936.

Les trous noirs super-massifs se forment en symbiose avec leurs galaxies, avec une masse proportionnelle à celle du bulbe. Les observations à haute résolution permettent aujourd’hui de pénétrer dans la sphère d’influence du trou noir, d’apercevoir les tores moléculaires, et de comprendre les processus d’alimentation des trous noirs. Ceux-ci s’accompagnent souvent de processus de rétro-action ou feedback, qui modèrent la formation des galaxies.

Cette étude donne un nouvel aperçu des minéralisations à métaux de base pouvant contenir des concentrations en métaux critiques comme le germanium associé à la sphalérite, dans la Zone Axiale des Pyrénées. La caractérisation de ces minéralisations se compose d’une analyse de données de terrains ainsi que d’une comparaison texturale et chimique des deux types majeurs de sphalérite.