La recherche de naines brunes et étoiles de faible masse dans les associations cinématiques jeunes du voisinage solaire

L’objectif principal de cette thèse est d’identifier les étoiles de faible masse et naines brunes membres d’associations cinématiques jeunes du voisinage solaire. Ces associations sont typiquement âgées de moins de 200 millions d’années et regroupent chacune un ensemble d’étoiles s’étant formées au même moment et dans un même environnement. La majorité de leurs membres d'environ plus de 0.3 fois la masse du Soleil sont déjà connus, cependant les membres moins massifs (et moins brillants) nous échappent encore. Leur identification permettra de lever le voile sur plusieurs questions fondamentales en astrophysique. En particulier, le fait de cibler des objets jeunes, encore chauds et lumineux par leur formation récente, permettra d’atteindre un régime de masses encore peu exploré, jusqu'à seulement quelques fois la masse de Jupiter. Elles nous permettront entre autres de contraindre la fonction de masse initiale et d'explorer la connection entre naines brunes et exoplanètes, étant donné que les moins massives des naines brunes jeunes auront des propriétés physiques très semblables aux exoplanètes géantes gazeuses. Pour mener à bien ce projet, nous avons adapté l'outil statistique BANYAN I pour qu'il soit applicable aux objets de très faibles masses en plus de lui apporter plusieurs améliorations. Nous avons entre autres inclus l'utilisation de deux diagrammes couleur-magnitude permettant de différencier les étoiles de faible masse et naines brunes jeunes à celles plus vieilles, ajouté l'utilisation de probabilités a priori pour rendre les résultats plus réalistes, adapté les modèles spatiaux et cinématiques des associations jeunes en utilisant des ellipsoïdes gaussiennes tridimensionnelles dont l'alignement des axes est libre, effectué une analyse Monte Carlo pour caractériser le taux de faux-positifs et faux-négatifs, puis revu la structure du code informatique pour le rendre plus efficace. Dans un premier temps, nous avons utilisé ce nouvel algorithme, BANYAN II, pour identifier 25 nouvelles candidates membres d'associations jeunes parmi un échantillon de 158 étoiles de faible masse (de types spectraux > M4) et naines brunes jeunes déjà connues. Nous avons ensuite effectué la corrélation croisée de deux catalogues couvrant tout le ciel en lumière proche-infrarouge et contenant ~ 500 millions d’objets célestes pour identifier environ 100 000 candidates naines brunes et étoiles de faible masse du voisinage solaire. À l'aide de l'outil BANYAN II, nous avons alors identifié quelques centaines d'objets appartenant fort probablement à une association jeune parmi cet échantillon et effectué un suivi spectroscopique en lumière proche-infrarouge pour les caractériser. Les travaux présentés ici ont mené à l'identification de 79 candidates naines brunes jeunes ainsi que 150 candidates étoiles de faible masse jeunes, puis un suivi spectroscopique nous a permis de confirmer le jeune âge de 49 de ces naines brunes et 62 de ces étoiles de faible masse. Nous avons ainsi approximativement doublé le nombre de naines brunes jeunes connues, ce qui a ouvert la porte à une caractérisation statistique de leur population. Ces nouvelles naines brunes jeunes représentent un laboratoire idéal pour mieux comprendre l'atmosphère des exoplanètes géantes gazeuses. Nous avons identifié les premiers signes d’une remontée dans la fonction de masse initiale des naines brunes aux très faibles masses dans l'association jeune Tucana-Horologium, ce qui pourrait indiquer que l’éjection d’exoplanètes joue un rôle important dans la composition de leur population. Les résultats du suivi spectroscopique nous ont permis de construire une séquence empirique complète pour les types spectraux M5-L5 à l'âge du champ, à faible (β) et très faible (γ) gravité de surface. Nous avons effectué une comparaison de ces données aux modèles d'évolution et d'atmosphère, puis nous avons construit un ensemble de séquences empiriques de couleur-magnitude et types spectraux-magnitude pour les naines brunes jeunes. Finalement, nous avons découvert deux nouvelles exoplanètes par un suivi en imagerie directe des étoiles jeunes de faible masse identifiées dans ce projet. La future mission GAIA et le suivi spectroscopique complet des candidates présentées dans cette thèse permettront de confirmer leur appartenance aux associations jeunes et de contraindre la fonction de masse initiale dans le régime sous-stellaire.

Relevé spectroscopique et étude des propriétés physiques des étoiles naines blanches à moins de 40 parsecs du Soleil

Les étoiles naines blanches représentent la fin de l’évolution de 97% des étoiles de notre galaxie, dont notre Soleil. L’étude des propriétés globales de ces étoiles (distribution en température, distribution de masse, fonction de luminosité, etc.) requiert l’élaboration d’ensembles statistiquement complets et bien définis. Bien que plusieurs relevés d’étoiles naines blanches existent dans la littérature, la plupart de ceux-ci souffrent de biais statistiques importants pour ce genre d’analyse. L’échantillon le plus représentatif de la population d’étoiles naines blanches demeure à ce jour celui défini dans un volume complet, restreint à l’environnement immédiat du Soleil, soit à une distance de 20 pc (∼ 65 années-lumière) de celui-ci. Malheureusement, comme les naines blanches sont des étoiles intrinsèquement peu lumineuses, cet échantillon ne contient que ∼ 130 objets, compromettant ainsi toute étude statistique significative. Le but de notre étude est de recenser la population d’étoiles naines blanches dans le voisinage solaire a une distance de 40 pc, soit un volume huit fois plus grand. Nous avons ainsi entrepris de répertorier toutes les étoiles naines blanches à moins de 40 pc du Soleil à partir de SUPERBLINK, un vaste catalogue contenant le mouvement propre et les données photométriques de plus de 2 millions d’étoiles. Notre approche est basée sur la méthode des mouvements propres réduits qui permet d’isoler les étoiles naines blanches des autres populations stellaires. Les distances de toutes les candidates naines blanches sont estimées à l’aide de relations couleur-magnitude théoriques afin d’identifier les objets se situant à moins de 40 pc du Soleil, dans l’hémisphère nord. La confirmation spectroscopique du statut de naine blanche de nos ∼ 1100 candidates a ensuite requis 15 missions d’observations astronomiques sur trois grands télescopes à Kitt Peak en Arizona, ainsi qu’une soixantaine d’heures allouées sur les télescopes de 8 m des observatoires Gemini Nord et Sud. Nous avons ainsi découvert 322 nouvelles étoiles naines blanches de plusieurs types spectraux différents, dont 173 sont à moins de 40 pc, soit une augmentation de 40% du nombre de naines blanches connues à l’intérieur de ce volume. Parmi ces nouvelles naines blanches, 4 se trouvent probablement à moins de 20 pc du Soleil. De plus, nous démontrons que notre technique est très efficace pour identifier les étoiles naines blanches dans la région peuplée du plan de la Galaxie. Nous présentons ensuite une analyse spectroscopique et photométrique détaillée de notre échantillon à l’aide de modèles d’atmosphère afin de déterminer les propriétés physiques de ces étoiles, notamment la température, la gravité de surface et la composition chimique. Notre analyse statistique de ces propriétés, basée sur un échantillon presque trois fois plus grand que celui à 20 pc, révèle que nous avons identifié avec succès les étoiles les plus massives, et donc les moins lumineuses, de cette population qui sont souvent absentes de la plupart des relevés publiés. Nous avons également identifié plusieurs naines blanches très froides, et donc potentiellement très vieilles, qui nous permettent de mieux définir le côté froid de la fonction de luminosité, et éventuellement l’âge du disque de la Galaxie. Finalement, nous avons aussi découvert plusieurs objets d’intérêt astrophysique, dont deux nouvelles étoiles naines blanches variables de type ZZ Ceti, plusieurs naines blanches magnétiques, ainsi que de nombreux systèmes binaires non résolus.

Rendu d'images en demi-tons par diffusion d'erreur sensible à la structure

Le présent mémoire comprend un survol des principales méthodes de rendu en demi-tons, de l’analog screening à la recherche binaire directe en passant par l’ordered dither, avec une attention particulière pour la diffusion d’erreur. Ces méthodes seront comparées dans la perspective moderne de la sensibilité à la structure. Une nouvelle méthode de rendu en demi-tons par diffusion d’erreur est présentée et soumise à diverses évaluations. La méthode proposée se veut originale, simple, autant à même de préserver le caractère structurel des images que la méthode à l’état de l’art, et plus rapide que cette dernière par deux à trois ordres de magnitude. D’abord, l’image est décomposée en fréquences locales caractéristiques. Puis, le comportement de base de la méthode proposée est donné. Ensuite, un ensemble minutieusement choisi de paramètres permet de modifier ce comportement de façon à épouser les différents caractères fréquentiels locaux. Finalement, une calibration détermine les bons paramètres à associer à chaque fréquence possible. Une fois l’algorithme assemblé, toute image peut être traitée très rapidement : chaque pixel est attaché à une fréquence propre, cette fréquence sert d’indice pour la table de calibration, les paramètres de diffusion appropriés sont récupérés, et la couleur de sortie déterminée pour le pixel contribue en espérance à souligner la structure dont il fait partie.

Increased Degranulation of Natural Killer Cells during Acute HCV Correlates with the Magnitude of Virus-specific T cell Responses

Ce manuscrit est une pré-publication d'un article paru dans Journal of Hepatology 2010; 53(5): 805-816.

Dispersion de la couleur J-K des naines brunes de type L2

Les naines brunes sont des objets de masse intermédiaire entre celle nécessaire pour former une étoile et celle d'une planète. Les naines brunes sont classées, des plus chaudes aux plus froides, en types spectraux L, T et Y, caractérisés par une couleur J-K moyenne qui varie de 1.2 à 1.8 pour les étoiles de type L0 à L8, et de 1.8 à -0.5 pour les étoiles de type L8 à T8. Par ailleurs, la couleur J-K de certains types spectraux présente une dispersion de l'ordre d'une magnitude. Ce travail tente de faire la lumière sur la nature de cette grande dispersion, présente dans la couleur J-K des naines brunes de type L2. Les observations ont été réalisées avec la caméra infrarouge CPAPIR à l'Observatoire du Mont Mégantic. Nous avons ciblé un total de 22 naines brunes qui ont été observées en K, et 12 parmi celles-ci ont aussi été observées en J. Chacune des naines brunes a été calibrée à l'aide d'une étoile standard, ce qui rend nos résultats indépendants des données 2MASS. Nous observons une corrélation entre les couleurs J-K de nos données et de celles de 2MASS. Cela montre que la grande dispersion en J-K de nos données et des données 2MASS est due aux propriétés physiques des naines brunes et non à des erreurs observationnelles. L'examen des facteurs qui pourraient être responsables de cette grande dispersion, soit la classification spectrale, la métallicité, la gravité de surface, une binarité non résolue, la présence de nuages de condensats et la rotation, montre que la gravité de surface serait le facteur le plus susceptible d'être responsable de la grande dispersion des valeurs de J-K.

Information utile à la catégorisation du sexe des visages

La présente thèse avait pour mandat d’examiner la question suivante : quels sont les indices visuels utilisés pour catégoriser le sexe d’un visage et comment sont-ils traités par le cerveau humain? La plupart des études examinant l’importance de certaines régions faciales pour la catégorisation du sexe des visages présentaient des limites quant à leur validité externe. L’article 1 visait à investiguer l’utilisation des indices achromatiques et chromatiques (sur l’axe xy) dans un contexte de plus grande validité externe. Pour ce faire, nous avons utilisé la technique Bubbles afin d’échantillonner l’espace xy de visages en couleurs n’ayant subi aucune transformation. Afin d’éviter les problèmes liés à la grande répétition des mêmes visages, nous avons utilisé un grand nombre de visages (c.-à-d. 300 visages caucasiens d’hommes et de femmes) et chaque visage n’a été présenté qu’une seule fois à chacun des 30 participants. Les résultats indiquent que la région des yeux et des sourcils—probablement dans le canal blanc-noir—est l’indice le plus important pour discriminer correctement le genre des visages; et que la région de la bouche—probablement dans le canal rouge-vert—est l’indice le plus important pour discriminer rapidement et correctement le genre des visages. Plusieurs études suggèrent qu’un indice facial que nous n’avons pas étudié dans l’article 1—les distances interattributs—est crucial à la catégorisation du sexe. L’étude de Taschereau et al. (2010) présente toutefois des données allant à l’encontre de cette hypothèse : les performances d’identification des visages étaient beaucoup plus faibles lorsque seules les distances interattributs réalistes étaient disponibles que lorsque toutes les autres informations faciales à l’exception des distances interattributs réalistes étaient disponibles. Quoi qu’il en soit, il est possible que la faible performance observée dans la condition où seules les distances interattributs étaient disponibles soit explicable non par une incapacité d’utiliser ces indices efficacement, mais plutôt par le peu d’information contenue dans ces indices. L’article 2 avait donc comme objectif principal d’évaluer l’efficacité—une mesure de performance qui compense pour la faiblesse de l’information disponible—des distances interattributs réalistes pour la catégorisation du sexe des visages chez 60 participants. Afin de maximiser la validité externe, les distances interattributs manipulées respectaient la distribution et la matrice de covariance observées dans un large échantillon de visages (N=515). Les résultats indiquent que les efficacités associées aux visages ne possédant que de l’information au niveau des distances interattributs sont un ordre de magnitude plus faibles que celles associées aux visages possédant toute l’information que possèdent normalement les visages sauf les distances interattributs et donnent le coup de grâce à l’hypothèse selon laquelle les distances interattributs seraient cuciale à la discrimination du sexe des visages. L’article 3 avait pour objectif principal de tester l’hypothèse formulée à la fin de l’article 1 suivant laquelle l’information chromatique dans la région de la bouche serait extraite très rapidement par le système visuel lors de la discrimination du sexe. Cent douze participants ont chacun complété 900 essais d’une tâche de discrimination du genre pendant laquelle l’information achromatique et chromatique des visages était échantillonnée spatiotemporellement avec la technique Bubbles. Les résultats d’une analyse présentée en Discussion seulement confirme l’utilisation rapide de l’information chromatique dans la région de la bouche. De plus, l’utilisation d’un échantillonnage spatiotemporel nous a permis de faire des analyses temps-fréquences desquelles a découlé une découverte intéressante quant aux mécanismes d’encodage des informations spatiales dans le temps. Il semblerait que l’information achromatique et chromatique à l’intérieur d’une même région faciale est échantillonnée à la même fréquence par le cerveau alors que les différentes parties du visage sont échantillonnées à des fréquences différentes (entre 6 et 10 Hz). Ce code fréquentiel est compatible avec certaines évidences électrophysiologiques récentes qui suggèrent que les parties de visages sont « multiplexées » par la fréquence d’oscillations transitoires synchronisées dans le cerveau.