Les myopathies sont une maladie rare qui entraine une déficience musculaire. Il apparait que la plupart des myopathies présentent une modification dans la biodistribution et la concentration des collagènes. Le diagnostic actuel de ces maladies repose sur l’étude de protéines déficientes par des outils de biologie moléculaire dont les résultats sont incertains. Nous proposons de développer la spectro-imagerie IRTF pour différencier les cinq principaux types de collagène dans le tissu conjonctif musculaire. Pour cela, nous avons appliqué deux méthodes : la déconvolution spectrale de l’amide I et la détermination des coefficients d’extinction anisotropes des fibres. Nous avons ensuite mis au point une matrice synthétique mimant la composition moléculaire d’un tissu musculaire squelettique d’un muscle de bœuf. Cette matrice a pour but de calibrer la spectro-imagerie IRTF et de quantifier à moyen terme les collagènes dans les tissus. / Myopathies are a rare disease which leads a muscular deficiency. It seems that most of the myopathies present a modification in the biodistribution and in the concentration of collagens. The current diagnosis of these diseases is based on the study of deficient proteins by molecular biology techniques whose the results are uncertain. We suggest developing the spectro-imaging IRTF to differentiate five main types of collagen in the muscular connective tissue. For that, we applied two methods: the spectral déconvolution of the amide I and the determination of the anisotropic extinction coefficient of the fibers. Then, we have set up a synthetic matrix miming the molecular composition of a squeletic muscular tissue of beef muscle. This matrix aims at calibrating the spectro-imaging IRTTF and at quantifying in the medium term the collagen in tissues.

Cette thèse est consacrée à l'analyse des données multispectrales de la caméra infrarouge NIR de la sonde Clementine. La Lune est le seul corps planétaire pour lequel on dispose à la fois d'une vérité terrain (échantillons lunaires) et de données de télédétection globales non perturbées par une atmosphère. C'est donc le cas le plus favorable pour tester et valider des méthodes de télédétection, ces méthodes pouvant ensuite être extrapolées à d'autres corps du système solaire. Les données NIR, bien que dans le domaine public depuis 1995, n'avaient jamais été exploitées auparavant du fait de problèmes majeurs d'étalonnage. La première partie de ce travail a consisté à s'affranchir des problèmes d'étalonnage, donnant ainsi accès à des observations inédites couvrant la totalité de la surface lunaire. Ces observations ont ensuite été mises à profit pour aborder les problèmes de l'identification des minéraux et de l'extrapolation de la connaissance de quelques sites à l'ensemble du satellite. Des zones riches en olivine, minéral associé au manteau lunaire et rarement détecté en surface, ont été mises en évidence dans les régions des cratères Aristarchus et Copernicus. L'analyse systématique des propriétés spectrales et chimiques d'échantillons lunaires représentatifs, couplée aux données NIR, a ensuite permis de mettre en place une méthode de cartographie quantitative de la teneur en fer des sols observés, clarifiant ainsi le lien entre information spectrale et chimique. Cette méthode permet de discriminer entre les effets de composition et les effets d'altération de la surface suite aux impacts de micrométéorites et de particules du vent solaire. L'expérience acquise dans le cas lunaire est directement transposable à l'étude d'autres surfaces rocheuses sans atmosphère (cas de Mercure et des astéroïdes), et représente un premier pas vers le cas plus difficile de Mars (présence d'une atmosphère)

D'importants dépôts de sulfates ont été découverts dans certaines régions équatoriales de Mars : les canyons de Valles Marineris, les terrains chaotiques, et les plaines de Meridiani. Afin d'expliquer la chimie de ces dépôts, ainsi que la formation d'un tel volume de sédiments de même composition, sur des surfaces aussi larges et variées, l'une des hypothèses les plus récentes suggère une origine glaciaire. Le but de cette thèse est d'évaluer la plausibilité de ce mode de formation, par une étude morphologique et minéralogique comparative des sulfates trouvés sur la calotte polaire Nord et sur les terrains chaotiques (Aram Chaos). L'analyse des sédiments superficiels de la calotte polaire montre que ceux-ci sont riches en gypse. Ces particules riches en sulfates proviennent directement de la calotte polaire, s'accumulent en surface par ablation de la glace, et sont transportées par le vent dans les dunes circum-polaires. L'analyse des affleurements observés à l'équateur sur Aram Chaos montre des dépôts stratifiés clairs, semblables à ceux de Valles Marineris et de Meridiani Planum ; ils contiennent un mélange de sulfates monohydratés, d'oxydes de fer et de minéraux hydratés. Ces dépôts pourraient également avoir une origine glaciaire car, durant les périodes de haute obliquité, d'anciennes accumulations de glace ont pu se former aux basses latitudes. De plus, l'observation d'analogues terrestres en Antarctique révèle que des sulfates se forment effectivement dans la glace par des réactions post-dépôt, et peuvent être compatibles avec la chimie des minéraux observés à l'équateur martien, si l'accumulation de la glace coïncide avec le dépôt de matériaux volcaniques.

Le gliome est le type le plus agressif et mortel de tumeur cérébrale. Ces tumeurs se caractérisent par la présence conjointe de phénotypes solides (de bas grade, moins invasif, hautement vascularisé) et diffus (haut grade, très envahissant et diffus) des glioblastomes multiformes. Les collagènes sont des composants majeurs de la MEC des cellules tumorales des gliomes, et sont également présents dans la membrane basale des vaisseaux sanguins, mais avec une composition différente entre vasculatures saine et tumorale. L'abondance et la typologie des collagènes dans la MEC des cellules tumorales et la vasculature représentent donc un marqueur potentiel de diagnostic pour la gradation des tumeurs gliales. Nous avons développé la spectro-imagerie infrarouge à transformée de Fourier pour déterminer les modifications morphologiques et moléculaires apparaissant dans les formes solides et diffuses de gliomes, ainsi que dans les vasculatures saine et tumorale. Nous avons d'abord mis en évidence les vasculatures saine et tumorale en utilisant des nanoparticules injectées dans le système sanguin. Ensuite, nous avons appliqué des méthodes de reconstruction spectrale pour distinguer les tissus sains vs. ceux des formes solide et diffuse de tumeurs sur la base de leurs contenus en collagène de la MEC. Enfin, nous avons déterminé les changements de types du collagène au cours de la progression tumorale, validant ainsi la notion que l’analyse de ces contenus est potentiellement un marqueur diagnostic pour la gradation des gliomes. / The glioma is the most aggressive and lethal type of brain tumor. Such tumor is characterized both by solid (low grade, less invasive, highly vascularized) and diffuse (high grade, very invasive and diffuse) phenotypes in high-grades. Collagens are major components of ECM in glioma tumor cells, and are also present in basement membrane of blood vessels in vasculature, but with different composition between healthy and tumor capillaries. The abundance and typology of collagens in tumor cell ECM and vasculature is thus a potential diagnostic marker for grading glioma tumors. We developed Fourier transform infrared (FTIR) spectro-imaging as a functional technique to determine the morphological and molecular changes occurring in solid and diffuse form of tumor tissues as well as in healthy and tumor vasculatures. We first highlighted healthy and tumor vasculatures using nanoparticles injected in blood system. Then, we applied curve-fitting methods to distinguish between healthy tissue vs. solid and diffuse tumor tissues on the basis of the collagen contents found in ECM. Finally, we determined collagen typology changes during tumor progression, thus validating that collagen contents analysis is potentially a diagnostic marker for glioma grading.

L’origine et l’évolution des différentes structures qui peuplent l’au-delà de la photosphère du Soleil, ainsi que les processus qui interviennent dans la dynamique et le chauffage de sa couronne demeurent de nos jours assez peu compris. L’inextricable complexité inhérente aux phénomènes physiques qui gouvernent l’atmosphère externe solaire s’accompagne de l’absence de données adaptées au besoin scientifique. En effet, l’interprétation et la modélisation des « mécanismes » qui raccordent les échanges entre la chromosphère et la couronne dépendent de paramètres d’observation critiques. Il est par exemple essentiel de pouvoir mesurer de larges bandes de températures et densités verticales s’adaptant aux multiples échelles spatiales et temporelles caractéristiques des différents évènements qui se déroulent dans le Soleil. La compréhension de la dynamique des plasmas repose aussi sur l’analyse Doppler de la scène observée. Ceci implique notamment la capacité de combiner des techniques de spectroscopie et d’imagerie simultanément dans le temps. Pour la couronne, le passage à l’UV spatial est incontournable, et relève d’un véritable défi technique. Malgré les excellents progrès technologiques, l’étude UV du Soleil est une science relativement récente, et aucune mission spatiale solaire n’a pu fournir jusqu’à présent une spectro-imagerie combinée et simultanée dans le domaine spectral qui nous intéresse. C’est pour répondre à cette attente que l’étude d’un nouveau dispositif appelé IFTSUV (abréviation de Imaging Fourier Transform Spectrometer working in the far UV), est présentée dans cette recherche. Malgré l’absence de missions d’opportunité dans l’horizon proche, les travaux de thèse se sont déroulés suivant le plan de l’action R&T du CNES R-S11/OT-0004-040, concernant la définition d’un spectro-imageur à transformée de Fourier dans l’UV lointain, et la réalisation en laboratoire d’un démonstrateur de métrologie dédié, pierre angulaire de la faisabilité technique de l’instrument. Ainsi, partant de la détermination du besoin scientifique et de la justification du choix technique, le premier objectif de cette étude est de concevoir un modèle instrumental préliminaire complet de l’IFTSUV. La spécification technique est fondée sur le calcul de dimensionnement et l’évaluation théorique des spécifications en termes de précision spectrale, qualité de l’image et rapport signal sur bruit. A travers l’identification des points durs, la réalisation d’une métrologie d’asservissement du miroir d’échantillonnage apparait tout naturellement, comme un besoin intrinsèque de la validation du concept. En effet, l’acquisition de l’interférogramme doit se faire de manière rigoureusement constante et le pas d’échantillonnage doit être connu avec une grande exactitude, car il fixe les nombres d’onde pour lesquels les spectres bruts sont calculés. Le maquettage d’une solution métrologique constitue donc le deuxième objectif de ce travail. L’architecture optique mise en place a été choisie afin de satisfaire les besoins de stabilité angulaire (< 2.5 μrad) et de précision linéaire (< 8 nm) discernés, et testée en laboratoire. Les résultats sur la maquette valident le concept, même si ses performances s’éloignent des prédictions théoriques. L’évaluation expérimentale des performances permet d’établir des solutions aux problèmes rencontrés qui convergent vers l’optimisation et le prototypage d’un système pouvant être intégré dans une application spatiale. / The origin and evolution of the different structures that inhabit beyond the Sun’s photosphere, as well as the processes involved in the dynamics and the heating of the corona remain quite unknown. The inextricable complexity of the physical phenomena that govern the solar outer atmosphere is accompanied by the lack of suitable data adapted to the scientific need. Indeed, the interpretation and the models of the mechanisms that connect the exchanges between the chromosphere and the corona depend on critical observational parameters. It is for example essential to measure broad bands of vertical temperature and density ranges that fit the multiple spatial and temporal scales that are characteristic of the different events that take place in the Sun. The understanding of the dynamics of the plasma must be also based on the Doppler analysis of the observed scene. That implies the ability to combine time resolved spectroscopic and imaging technologies. Moreover, space is the place to observe the far UV corona and that implies a real technical challenge. Despite excellent advances in technology and instrumentation, the study of the Sun in the far UV is a fairly recent. To date, no solar space mission could provide a combined and simultaneous diagnostic of both observable in the spectral range of interest. It is because of these expectations that the study of a new device called IFTSUV (the acronym of Imaging Fourier Transform Spectrometer working in the far UV) is presented in this research. Despite the lack of opportunity missions on the near horizon, these thesis works have been conducted thanks to the R&D funding R-S11/OT-0004-040 from the CNES, concerning either the definition of an imaging Fourier transform spectrometer in the far UV, or the realization of a laboratory metrology demonstrator that is the cornerstone of the instrument’s feasibility. Thus, starting from the definition of the scientific requirements that lead to the technical choice, the first objective of this study is to develop a preliminary instrumental model of the IFTSUV. The overall technical and design specifications are based in theoreticalcalculations that have been expressed in terms of spectral accuracy, image quality and signal to noise ratio. Throughout the identification of difficult points, the realization of a servo-metrology system dedicated to the sampling mirror appears naturally as an intrinsic need of proof of concept. Indeed, the wavenumbers from the raw spectra are set by the interferogram. That implies that acquisition must be rigorously constant and that the sampling steps must be known with high accuracy. The mockup of a metrological solution is therefore the second objective of this work. The optical breadboard architecture under test has been chosen to meet the needs of angular stability (< 2.5 μrad) and linear accuracy (< 8 nm). The results on the demonstrator validate the concept even if its performances are away from the theoretical predictions. The experimental performance evaluation is used to establish solutions to the instrumental problems encountered. That converge to the optimization and prototyping of a system that could be integrated in a space based application.

Les amas de galaxies sont des surdensites de matiere <br />gravitationnellement liees remplies d'un gaz chaud et ionise <br />emettant un rayonnement X. Ils se forment durant des phases <br />d'accretion de sous-groupes, au cours desquelles le gaz subit des <br />processus de choc et de melange qui perturbent ses proprietes <br />physiques a l'equilibre hydrostatique. Pour cartographier les <br />distributions spatiales d'emissivite, de temperature et d'entropie du <br />plasma intergalactique observe par les telescopes X, nous avons <br />compare differents algorithmes d'imagerie multiechelle, puis <br />developpe et teste un nouvel algorithme de spectro-imagerie. Dans <br />cet algorithme, le parametre recherche est estime a partir d'une <br />statistique de comptage dans differents elements de resolution <br />spatiaux, puis ses variations spatio-frequentielles sont codees par <br />des coefficients en ondelettes de Haar. La distribution spatiale <br />optimale du parametre est finalement restauree en seuillant la <br />transformee en ondelettes bruitee.

Depuis ces 3 derniers milliards d'années l'eau liquide est extrêmement peu présente sur Mars. Cependant les multiples données disponibles sur la planète montrent des preuves d'une présence importante d'eau liquide depuis l'accrétion de la planète jusqu'à environ 3,7 milliards d'années. L'hypothèse dominante aujourd'hui est que Mars possédait une atmosphère plus dense (possiblement riche en CO2) au début de son histoire. Une grande partie de cette atmosphère et de l'eau auraient été perdu dans l'espace. Une autre hypothèse pour la diminution de la quantité d'eau liquide disponible et pour la diminution de l'atmosphère est le stockage d'eau et de CO2 dans la croûte. La croûte martienne est étudiée via les données de spectro-imagerie CRISM pour caractériser l'altération hydrothermale primitive de la planète. Des détections de serpentine et de carbonates confirment que le stockage d'une partie de l'eau et de l'atmosphère martienne a eu lieu. Des contraintes supplémentaires sont apportées par de la modélisation géochimique de la serpentinisation et de la carbonatation de la croûte martienne via les programme EQ3/6. L'importance de la serpentinisation et de la carbonatation de la croûte martienne est ainsi réévaluée. Les résultats permettent d'ouvrir la réflexion sur le rôle de la serpentinisation et de la carbonatation sur l'évolution de la quantité d'eau liquide disponible et sur l'évolution de l'atmosphère. En outre, les conditions thermodynamiques permettent d'apporter des contraintes sur le potentiel exobiologique de la croûte martienne / Over the last 3 billion years liquid water has an extremely limited presence on Mars. However, the multiple data available on the planet show evidences of a significant presence of liquid water from the accretion of the planet until about 3.7 billion years. The prevailing hypothesis today is that Mars had a denser atmosphere (possibly rich in CO2) early in its history. Much of this atmosphere and water were lost in space. Another possibility for reducing the amount of liquid water available and the reduction of the atmosphere is the water storage of water and CO2 in the crust. The Martian crust is studied via CRISM spectro-imaging data to characterize the early hydrothermal alteration of the planet. Serpentine and carbonates of detections confirm that the storage of a portion of the water and the atmosphere of Mars occurred. Additional constraints are provided by the geochemical modeling of serpentinization and carbonation of the Martian crust through EQ3/6 programs. The importance of serpentinization and carbonation of the Martian crust is thus reassessed. The results allow to open the debate on the role of serpentinization and carbonation on the evolution of the liquid water available and the evolution of the atmosphere. In addition, the thermodynamic conditions help provide constraints on the exobiology potential of the Martian crust

La mission JUICE de l’ESA sera la troisième mission d’exploration entièrement dédiée au système de Jupiter, et la première à se concentrer sur les lunes Galiléennes glacées susceptibles d’abriter des océans d’eau liquide. Prévue pour un lancement en 2022 et une insertion en orbite jovienne fin 2029, la sonde emportera parmi ses 11 instruments le spectro-imageur MAJIS. Les données d’un tel instrument comprennent une image à haute résolution spatiale de la zone étudiée et un spectre pour chacun des pixels de cette image. Ce spectre, dans la gamme allant de 0.5 à 5.5 µm, permet d’obtenir des informations physico-chimiques sur le contenu du pixel concerné. Le laboratoire où j’ai effectué mon travail de thèse, l’IAS, s’est vu confier la responsabilité de la réalisation de MAJIS. Dans ce contexte, l’objectif de mon travail était de contribuer à la définition et à l’implémentation de l’étalonnage de l’instrument : j’ai pour cela dû comprendre d’abord ses objectifs scientifiques et les exigences instrumentales qui en découlent, et maîtriser les caractéristiques des sous-systèmes qui composent MAJIS. J’ai tout d’abord traité les données de l’imageur intégral de champ de SPHERE, un instrument du VLT, qui avait observé la lune Galiléenne volcanique Io en 2014. Bien que ce satellite soit un objectif mineur de la mission JUICE, j’ai dû me confronter au fonctionnement de l’instrument pour en réduire les données et le traitement des spectres a requis le développement d’un modèle photométrique d’observation de la surface que j’ai pu confronter à la réalité et à d’autres études. L’identification de nombreux biais systématiques dans ces données et la quantification de ses limites de détection spatiales et spectrales m’ont permis de souligner l’aspect critique de la phase d’étalonnage de MAJIS pour que ses données soient exploitables. Avant cette étape toutefois, la connaissance des sous-systèmes qui vont constituer l’instrument est elle aussi nécessaire car certains de leurs paramètres conditionneront le déroulement de cet étalonnage et ils ne pourront pas tous être mesurés à cette occasion. J’ai donc caractérisé, à l’aide des bancs optiques dédiés à l’IAS, le plan focal de l’instrument et surtout son détecteur CMOS infrarouge de type HgCdTe. J’ai pu mesurer ses caractéristiques les plus courantes, comme son courant d’obscurité, sa profondeur de puits, son efficacité quantique, son éventuelle persistance, son bruit de lecture et la linéarité de sa réponse. Dans le cas d’une mission vers Jupiter, un autre aspect des performances du détecteur doit être étudié en détail : sa résistance aux radiations, particulièrement intenses dans la magnétosphère jovienne. J’ai pu effectuer une série de tests sur des détecteurs témoins avec des sources d’électrons, de protons et de photons de hautes énergies, qui m’ont permis de montrer la très bonne résistance du plan focal aux dégâts permanents. Ces données ont aussi permis de caractériser expérimentalement le signal transient induit par un bombardement aux électrons, ce qui m’a permis de valider l’approche de filtrage de ce signal qui sera implémentée en vol. C’est enfin grâce aux résultats de ces trois approches et au développement d’un modèle photométrique complet de l’instrument et de son dispositif d’étalonnage, que j’ai pu discuter l’architecture de ce dernier et proposer des séquences de mesure pour la campagne d’étalonnage. J’ai donc travaillé avec les ingénieurs du laboratoire et des industriels pour réaliser ce dispositif d’étalonnage, sélectionner les sources de lumière qui permettront la mesure de la réponse spatiale, spectrale et radiométrique de l’instrument nécessaires à l’interprétation de ses données au cours de la mission. Au moment de la rédaction de ce manuscrit, le banc d’étalonnage était en cours d’assemblage et j’ai donc pu conclure ce travail par la confrontation de mon modèle aux résultats expérimentaux de validation de certaines voies optiques du dispositif d’étalonnage. / The ESA JUICE mission will only be the third mission fully dedicated to exploring the Jupiter system, and the first with a specific focus on the icy Galilean moons that may harbor oceans of liquid water. Planned for launch in 2022 for a Jovian orbit insertion in late 2029, the probe will carry MAJIS among its 11 instruments, an imaging spectrometer operating from the visible to medium infrared wavelengths. This type of instrument provides very comprehensive data of the observed surface or atmosphere/exosphere: its high spatial resolution capability provides geomorphological information, such as the presence of craters or faults that mark the age and activity of the terrain, while for each pixel a spectrum is acquired. This spectrum, ranging from 0.5 to 5.5 $mu$m, yields physical and chemical information on the region of interest, thus placed in its geomorphic context. The Institut d'Astrophysique Spatiale, my PhD host laboratory, has a legacy of development of such instruments, prominently OMEGA aboard the 2003 Mars Express probe, of which MAJIS is the latest and current project. In this context, my work’s aim was to contribute to the definition and implementation of the instrument’s calibration: to achieve that I first had to understand its scientific objectives and the resulting instrumental requirements, as well as mastering the characteristics of MAJIS subsystems. As part of that process, I analyzed recent data of Io acquired with SPHERE, an integral field spectrometer on the VLT, which possesses similarities with the expected data products of MAJIS. Though this satellite is a minor objective of the JUICE mission, I had to understand the instrument itself in order to reduce its data and the spectra analysis required the development of a photometric model of a surface observation which I confronted to the reality and to previous studies. The identification of many systematic biases in these data and the quantification of its spatial and spectral detection limits allowed me to highlight the critical aspect in the upcoming calibration phase of MAJIS in order to get interpretable in-flight data. To reach this goal the knowledge of the subsystems of the instrument is also necessary because their behavior will condition the calibration scenario and all their parameters will not be measured again on this occasion. I have therefore characterized, using dedicated optical benches, the focal plane of the instrument and especially its HgCdTe CMOS infrared detector. I was able to measure its most common characteristics, such as its dark current, full-well capacity, quantum efficiency, persistence and readout noise. The knowledge of QE and full-well depth was incorporated into an end-to-end radiometric model of MAJIS, which I fed with the spectral radiance of different scientific targets, including modeled ionian surface flows. In turn, this allowed me to select sources and optical solutions suitable for calibration. Due to the intense radiation levels in the Jovian magnetosphere, the detector’s resilience to radiations also needed to be studied. I was able to perform three test campaigns on control detectors with sources of electrons, protons and high energy photons, which allowed me to show the overall very good resilience of the focal plane to permanent damages and to validate the foreseen transient effects reduction algorithms. These three approaches required that I develop a complete photometric model of the instrument and of its calibration setup which I used to discuss its design and submit test sequences for the calibration campaign. I have worked with our laboratory engineers and industrials to design then build the calibration setup with the light sources that will allow measurement of the spatial, spectral and radiometric responses of the instrument, required to interpret its data during the mission.

Nous présentons des observations obtenues en spectroscopie X, à l'aide du satellite japonais GINGA, et en spectro-imagerie X, à l'aide du satellite americano-germanique ROSAT, que nous analysons, puis interprétons à l'aide d'une modélisation de l'évolution des galaxies elliptiques, d'une part, et de la distribution du gaz X et de la masse totale dans les amas de galaxies, d'autre part. Dans une première partie, nous présentons l'analyse des données de la spectroscopie X, lorsqu'elles sont combinées aux données optiques et d'imagerie X. Nous confirmons la présence d'une masse importante de fer dans le milieu intra-amas ainsi que son origine localisée dans les galaxies elliptiques (et lenticulaires). Dans une seconde partie, un modèle d'évolution appliqué aux galaxies elliptiques, où la formation d'étoiles massives est renforcée en début d'évolution est développé, qui permet d'expliquer conjointement les observations à l'échelle des amas et à l'échelle des galaxies mêmes; les supernovae de type II produisant simultanément le fer et l'énergie thermique à l'origine de son éjection hors des galaxies. Dans une troisième et dernière partie, nous présentons une méthode de détermination de la masse, et de la distribution, du gaz intra-amas et de la masse totale ("matière noire" comprise) à partir des données X (spectroscopie globale et imagerie détaillée), puis l'appliquons à un amas particulier : A2163, dont les propriétés extrêmes (amas le plus chaud et le plus massif connu) ont des conséquences importantes sur les modèles cosmologiques.

Le parsec central de la Galaxie a été observé à l'aide de spectro-imagerie BEAR haute résolution spectrale (jusqu'à 21 km/s) et moyenne résolution spatiale (0,5"), dans les raies Bracket gamma (2,16 micron) et He I à 2,06 microns, et d'imagerie haute résolution. Ces données ont servi à étudier la population d'étoiles jeunes et massives, la structure et la dynamique des flots de gaz ionisé de Sgr A Ouest. Les résultats obtenus, notamment la séparation des étoiles en un groupe de 6 LBV d'une part (le complexe IRS 16) et plus de 20 Wolf-Rayet d'autre part, ainsi que la résolution de IRS 13E en un amas d'au moins 6 étoiles massives, soutiennent l'idée d'une formation des étoiles jeunes en un amas massif à distance du Centre Galactique. La vision très détaillée de Sgr A Ouest et le modèle cinématique proposé du Bras Nord soutiennent l'idée que ce gaz ionisé est constitué par les fronts d'ionisation de plus vastes nuages neutres étirés par les forces de marée, provenant du Disque circumnucléaire.