Дисертації з теми "Telescopic lens"

Обсяг звіту становить 56 сторінок, міститься 25 ілюстрацій, 17 таблиці. Загалом опрацьовано 22 джерел. Актуальність: контроль та швидка оцінка характеристик параметрів кровотоку є важливим атрибутом правильної діагностики пацієнта, а в особливості неівазивним методом вимірювання, так як сприйняття організму чужорідного тіла може вести до неприємних наслідків. Мета: недорогий та надійний лазерний вимірювач швидкості кровотока, як для лабораторних дослідів, так і для повсякденного контролю пацієнта. Завдання: 1. Огляд та аналіз літератури, що стосується лазерних вимірювачів швидкості кровотоку. 2. Огляд та аналіз інтелектуальної власності сучасних лазерних вимірювачів швидкості кровотоку. 3. Побудова оптично-функціональної схеми приладу. 4. Підбір елементів для реалізації швидкоміра. 5. Моделювання лазерного вимірювача кровотоку.
The volume of the report is 56 pages, contains 25 illustrations, 17 tables. In general, 22 sources were processed. Relevance: control and rapid assessment of the characteristics of blood flow parameters is an important attribute of proper diagnosis of the patient, and in particular a non-invasive method of measurement, as the perception of a foreign body can lead to unpleasant consequences. Purpose: inexpensive and reliable laser blood flow meter, both for laboratory experiments and for daily monitoring of the patient. Task: 1. Review and analysis of the literature related to laser blood flow meters. 2. Review and analysis of intellectual property of modern laser blood flow meters. 3. Construction of the optical-functional scheme of the device. 4. Selection of elements to the optical-functional scheme of the flowmeter. 5. Simulation of a laser blood flow meter.

centenares de keV hasta unos pocos MeV), presenta un extraordinario potencial para comprender los procesos más extremos que tienen lugar en el Universo, como las explosiones estelares o los aceleradores de partículas. No obstante, a pesar de los enormes esfuerzos realizados por los observatorios de rayos gamma (en el pasado y en la actualidad), se requiere una mejora en la sensibilidad instrumental para aprovechar el enorme potencial científico contenido en este rango energético. Durante las dos últimas décadas se han buscado formas de mejorar la sensibilidad de los instrumentos, incrementando la eficiencia de los detectores y reduciendo el ruido instrumental (mediante sofisticados mecanismos de blindaje y técnicas de análisis). Con este objetivo, un enorme esfuerzo en innovación instrumental (construcción de prototipos y estudios numéricos) está siendo realizado por una comunidad creciente de científicos que se enfrentan al reto de preparar la próxima generación de telescopios de rayos gamma. En particular, son especialmente notables los avances logrados en los últimos años en el campo de la focalización de rayos gamma mediante lentes de difracción. Conceptualmente, una lente de rayos gamma reduciría drásticamente el ruido instrumental ya que concentra los fotones en un detector de pequeñas dimensiones (el ruido es proporcional al volumen del instrumento). Una lente de difracción, para observaciones en astrofísica nuclear, no es sólo un concepto teórico, sino una realidad, gracias principalmente al proyecto CLAIRE. Asimismo, el desarrollo de la tecnología para la focalización de rayos gamma ha incentivado el desarrollo de las diferentes tecnologías de detección. Un detector apropiado para el plano focal de una lente gamma, debe disponer de capacidad de imagen, proporcionar espectroscopia de alta resolución y medir la polarización de los fotones incidentes. El trabajo presentado en esta tesis comprende tanto la óptica de focalización como el detector del plano focal. Con respecto a la óptica, se presenta el ensayo realizado con el prototipo CLAIRE, mediante el cual se ha confirmado los principios de una lente de difracción. En cuanto al plano focal, esta investigación se ha desarrollado principalmente en el marco de estudio de las misiones espaciales GRI (2007) y DUAL (2010), propuestas a la ESA dentro del programa “Cosmic Vision 2015-2025”. En el marco de la misión GRI, se presenta una configuración para el detector del plano focal basado en detectores pixelados de Cd(Zn)Te, al tiempo que se investiga y desarrolla un primer prototipo de detector pixelado de CdTe. Cabe destacar que el sistema de detección propuesto fue registrado con éxito mediante una patente europea, y está siendo desarrollado para su aplicación en medicina nuclear. En relación a la propuesta DUAL, se presenta un estudio del ruido instrumental obtenido mediante simulaciones numéricas con el fin de precisar la sensibilidad del instrumento (basado en detectores de Germanio) propuesto en esta misión. Más allá de las tecnología consideradas en GRI y DUAL, una amplia variedad de detectores pueden ser explorados, bien para el plano focal de una lente de difracción o bien como sistemas de detección por sí mismos. En este sentido, se ha ampliado el espectro de tecnologías y se ha incluido un estudio sobre detectores basados en xenón líquido. En esta tesis se ha realizado un trabajo de investigación y desarrollo con tecnologías vanguardistas propuestas para la próxima generación de telescopios de rayos gamma. Esta instrumentación debe enfrentarse al reto de alcanzar la sensibilidad requerida para dar respuesta a las cuestiones aun no resultas por la astrofísica de rayos gamma en el rango de energía de las transiciones nucleares.
few MeV) has an extraordinary potential for understanding the evolving and violent Universe. In spite of the strong efforts accomplished by past and current instruments, in order to perform observations in this energy range, an improvement in sensitivity over present technologies is needed to take full advantage of the scientific potential contained in this energy range. In order to achieve higher sensitivities, γ-ray astronomy has been looking over the last decades for new ways to increase the efficiency of its instruments while reducing the background noise. With the objective of reducing or avoiding as much background as possible (through shielding mechanisms and data analysis techniques), a strong effort in innovation and design (build-up of prototypes and numerical simulations studies) is being conducted by a community facing the challenge of preparing the next generation of γ-ray telescopes. In particular, the progress achieved during the last decade on focusing optics based on Laue lenses is especially remarkable. Conceptually, a focusing telescope will reduce drastically the background noise by concentrating γ-rays onto a small size detector. Focusing γ-rays with a Laue lens is not just a theoretical concept, but a reality, mainly thanks to the development of a first prototype of Laue lens for nuclear astrophysics accomplished as part of the CLAIRE project. Moreover, the development of focusing optics during these years has also encouraged the development of new detector technologies. The focal plane detector of a focusing telescope should provide imaging capabilities, perform high-resolution spectroscopy and measure the polarization of the incident photons in order to achieve the ambitious scientific goals. The research presented in this thesis covers both main areas of a γ-rays telescope: focusing optics and focal plane detector. As far as the optics is concerned, a test of the lens CLAIRE was performed in order to confirm the principles of a Laue diffraction lens. Concerning the focal plane detector, theoretical and experimental studies with new detector technologies have been carried out. Our main research has evolved in the framework of two mission concept studies -GRI (2007) and DUAL (2010)- submitted to the ESA Calls for a Medium-size mission opportunity within the Cosmic Vision 2015-2025 program. As far as the GRI mission is concerned, a focal plane detector configuration based on Cd(Zn)Te pixelated detectors is proposed, whilst development and testing of a detector prototype is accomplished. It is noteworthy that the detector configuration was successfully registered under a European Patent and is being considered for applications in the field of nuclear medicine. Regarding the DUAL mission, simulations of the expected space radiation environment and the resulting detector activation were carried out in order to estimate the performances of the all-sky Compton telescope of DUAL (based on Germanium-strip detectors). The results show that DUAL could achieve, after two years of operation, a continuum sensitivity one order of magnitude better than any past and current observatory in the MeV energy range and up to a factor 30 of improvement with its Laue lens. Beyond the detector technology proposed for GRI and DUAL, a wide variety of technologies could be explored for the focal plane of a γ-ray lens mission as well as for a stand-alone detector. In this thesis a focal plane detector based on liquid xenon is also considered. This work faces the challenges of the next generation of γ-ray telescopes, where high performance γ-ray detectors are necessary to achieve the required sensitivity in order to answer several hot scientific topics of Gamma-ray astrophysics in the energy range of nuclear transitions.

La prise en compte et la correction des effets induits dans les images par les détecteurs du plan focal (CCD) a été identifié comme étant un point essentiel pour remplir les objectifs scientifiques de la collaboration LSST- Dark Energy Science Collaboration. Le groupe de travail SAWG a été crée, et des bancs optique ont été mis à contribution dans certains laboratoires de la collaboration (UC Davis, SLAC, BNL et LPNHE) afin d'adresser le problème. LSST fait partie d'une nouvelle catégorie de télescopes : les grands plans focaux. Depuis une dizaine d'années que ceux-ci sont équipés de CCD à haute résistivité, un certain nombre de nouveaux effets ont été identifiés. Une attention toute particulière est portée sur la compréhension des distorsions électrostatiques inhérentes aux propriétés du CCD qui ont un impact sur les mesures de science. Le travail de cette thèse est centré sur l'étude de l'effet brighter-fatter et des tree-rings. Il a été démontré qu'avec certains types d'illuminations, il était possible de caractériser ces effets avec précision. C'est dans le but de produire ces illuminations qu'un projecteur de franges a été développé sur le banc optique du LPNHE. Dans ce document sont ainsi présentés : une nouvelle méthode de caractérisation des tree- rings testée sur des simulations ; une nouvelle méthode de mesure de l'effet brighter-fatter basée sur la projection de profils de Ronchi ; une étude complète des différentes propriétés de l'effet brighter-fatter dans laquelle a été mis en place un modèle électrostatique simplifié. Enfin, l'efficacité d'une méthode de correction, dite de descrambling est évaluée
The removal of the sensor signature in the science images has been identified by the LSST Dark Energy Science Collaboration as a mandatory path to fullfill its scientific goals. The SAWG working group has been put together to perform this task for the collaboration. It has access to optical benches in some of the laboratories of the collaboration (UC Davis, SLAC, BNL and LPNHE) for this purpose. LSST belongs to a new category of telescopes equiped with large focal planes. For the decade that they have been equipped with thick, high resistivity Charge Coupled Devices (CCD), new effects have been identified. A particular attention is given to the understanding of the electrostatic distortions that are inherent to the CCD properties. These electrostatic distortions have an impact on science measurements. My PhD work is centered on the study of the brighter-fatter effect and the tree-rings. It has been shown that with different kind of illuminations, it was possible to accurately characterize these effects. A fringe projector has been developed on the optical bench of the LPNHE in order to produce these particular illuminations. In this document, we present : a new method, tested on simulations, to characterize the tree-rings; a new method to measure the brighter-fatter effect based on the projection of Ronchi profiles; a complete study of the different properties of the brighter-fatter effect, where we developped a simplified electrostatic model. Finally, the efficiency of a correction method, called descrambling, is evaluated

Les performances d'une optique adaptative (OA) avec étoile laser, sur des télescopes de 3.6~m et 8~m de diamètre sont évaluées. L'utilisation d'une étoile laser permet d'améliorer significativement la couverture du ciel (pourcentage du ciel observable): 99~\% du ciel est accessible avec une étoile laser (contre 10~\% avec une étoile naturelle (à 2.2~$\mu$m, latitude et longitude galactique moyenne et un rapport de Strehl de 0.2)). Le nombre de quasars observables avec un rapport de Strehl de plus de 0.2 passe de 357 à 6803. Les performances de l'OA avec étoile laser chutent vers les courtes longueurs d'onde ($<1 \mu$m), à cause de l'effet de cône. Cependant l'étude tridimensionnelle de la turbulence atmosphérique permet de résoudre ce problème. Quatre étoiles laser permettent d'obtenir une bonne correction dans le visible sur un télescope de 8~m (Strehl de 80~\%). Le champ de vue corrigé peut être significativement élargi (100'') avec un Strehl de 30~\%. Des modes élevés de la surface d'onde (tilt, forme particulière de défocalisation et d'astigmatisme) doivent être mesurés à partir d'une étoile naturelle. L'anisoplanétisme appara\^(\i)t dans le champ corrigé, à cause du nombre fini de miroirs déformables utilisés. Les performances d'une OA fonctionnant dans le visible, avec plusieurs étoiles laser (et naturelles) sont estimées sur un télescope de 100~m de diamètre. Il n'y a pas de limitation physique qui empêche d'atteindre, avec une bonne couverture du ciel, une résolution d'une milli-seconde d'arc dans le visible. Le dernier chapitre est consacré à l'étude d'étoiles Mira, avec une OA et un spectrographe intégral de champ, pour localiser par imagerie des ondes de choc dans leur atmosphère.

Afin d'étendre la couverture du ciel en Optique Adaptative (OA), des Etoiles Guide Laser (EGL) sont crées artificiellement dans la couche de Sodium de l'atmosphère. Leur utilisation provoque des problèmes spécifiques sur la mesure de front d'onde par l'Analyseur de Surface d'Onde (ASO). Certains deviennent critiques avec le passage aux ELT (Extremely Large Télescopes). L'objectif de cette thèse est d'étudier la spécificité de l'analyse de front d'onde sur EGL pour les ELT, et d'optimiser l'ASO dans ce cadre. Pour cela, une caractérisation des effets d'anisoplanétisme focal différentiel sur la mesure de front d'onde a d'abord été effectuée. En s'appuyant sur un modèle de propagation diffractive, nous avons chiffré l'impact des effets de phase et d'amplitude dans le cas des ELT en prenant en compte l'étape de reconstruction tomographique. Nous avons montré que ces effets étaient d'amplitude faible pour la plupart des applications. Nous avons ensuite proposé un modèle simple pour classer les différentes sources d'erreurs mises en évidence dans la littérature. Après avoir montré que l'ASO Pyramide et l'ASO Shack-Hartmann (SH) avaient des comportements très proches lors de la mesure sur EGL, nous avons évalué ces différentes sources d'erreur en considérant le cas d'un ASO SH. Nous avons étudié en détail l'évaluation des erreurs de non-linéarités de mesure, puis nous avons évalué l'impact des variations de la couche de Sodium. Notre travail intègre l'étape de reconstruction tomographique. Nous avons pu déduire de ces études les paramètres à privilégier dans le dimensionnement de l'ASO, afin d'optimiser la mesure de front d'onde sur EGL pour un ELT
In order to increase the sky coverage in Adaptive Optics (AO), Laser Guide Stars (LOS) are created in the Sodium layer of the atmosphere. These 3D extended objects induce specific problems on the wave front measurement performed by the Wave Front Sensor (WFS). Some of these problems become critical on the Extremely Large Telescopes (ELTs). The goal of this work is to study the specificity of the wavefront analysis on LGS in the framework of the ELTs, and to optimize the WFS measurement accuracy on such objects. We first studied the characterization of the effects of differential focal anisoplanatism on wave front measurements. Using a diffractive propagation model,i. E. Taking into account the effects of phase and amplitude, we have calculated these effects in the case of ELTs. Considering the stage of tomographic phase reconstruction. We have shown that these effects are actually low in amplitude for most applications. We proposed then a simple model to classify the different sources of errors identified in the literature. After showing that the Pyramid WFS and the Shack-Hartmann (SH) had very similar behaviours with regards to these effects, we assessed the différent error terms in the decomposition, considering the case of a SH WFS. We studied in detail the evaluation of the non-linearity error and the sensor noise error. Then we evaluated the impact of the Sodium layer variations, considering analytical profiles as well as real data. We considered also here the stage of tomographic reconstruction. Finally, we managed to deduce from this study the parameters of the WFS to be favored when optimizing the wavefront analysis on LGS, in the case of ELTs

The South Pole Telescope has discovered 100 gravitationally lensed, high-redshift, dusty, star-forming galaxies (DSFGs). We present 0."5 resolution 870 mu m. Atacama Large Millimeter/submillimeter Array imaging of a sample of 47 DSFGs spanning z = 1.9-5.7, and construct gravitational lens models of these sources. Our visibility-based lens modeling incorporates several sources of residual interferometric calibration uncertainty, allowing us to properly account for noise in the observations. At least 70% of the sources are strongly lensed by foreground galaxies (mu(870) (mu m) > 2), with a median magnification of mu(870) (mu m) = 6.3, extending to mu(870) (mu m) > 30. We compare the intrinsic size distribution of the strongly lensed sources to a similar number of unlensed DSFGs and find no significant differences in spite of a bias between the magnification and intrinsic source size. This may indicate that the true size distribution of DSFGs is relatively narrow. We use the source sizes to constrain the wavelength at which the dust optical depth is unity and find this wavelength to be correlated with the dust temperature. This correlation leads to discrepancies in dust mass estimates of a factor of two compared to estimates using a single value for this wavelength. We investigate the relationship between the [C II] line and the far-infrared luminosity and find that the same correlation between the [C II]/L-FIR. ratio and Sigma(FIR). found for low-redshift star-forming galaxies applies to high-redshift galaxies and extends at least two orders of magnitude higher in SFIR. This lends further credence to the claim that the compactness of the IR-emitting region is the controlling parameter in establishing the "[C II] deficit."

Objetivos: comparar o telescópio com lente de contato (TLC) com o telescópio convencional (TC) em pacientes com degeneração macular relacionada à idade (DMRI) e baixa visão, com respeito a: acuidade visual (AV), campo de visão (CV), satisfação do paciente com a visão oferecida pelo telescópio (SV), dificuldade de uso do telescópio (DU) e satisfação do paciente com o aspecto estético do telescópio (SE). Materiais e Métodos: Em ensaio clínico randomizado mascarado, foram incluídos 12 pacientes com DMRI e baixa visão, formando 2 grupos de 6 pacientes cada: grupo 1 (uso de TLC) e grupo 2 (uso de TC). Os telescópios usados no estudo foram padronizados para que tivessem a mesma magnificação (2,8x). A AV e o CV foram aferidos antes e durante o uso do telescópio, enquanto a SV, a DU e a SE foram obtidas após a intervenção. Resultados: Não houve diferenças entre os grupos na linha de base. Os dois telescópios demonstraram melhora da AV em relação à linha de base (P=0,002 com o TLC e P<0,001 com o TC) e não houve diferença entre os grupos a este respeito. O CV foi reduzido em 15° com o TLC (P<0.001) e em 54.3° com o TC (P<0.001), em comparação com a linha de base, e tais diferenças também foram significativas entre os grupos durante a intervenção (P<0.001). Os escores de SV foram semelhantes entre os grupos testados. Já os escores de SE, foram maiores com o TLC (P<0.001), assim como os de DU (P=0.003), em relação ao TC. Conclusões: Os dois telescópios promoveram melhora semelhante da AV em pacientes com DMRI e baixa visão, mas o TLC acarretou menor perda de CV em relação ao TC. A SE foi maior com o TLC, mas a DU também foi maior com o TLC, em relação ao TC.
Purpose: To compare the conventional telescope (CT) with the contact lens telescope (CLT) in patients with age-related macular degeneration (AMD) and low-vision, with respect to visual acuity (VA), visual field (VF), patient satisfaction with the vision provided by the telescope (VS), telescope use difficulties (UD) and patient satisfaction with the cosmetic appearance of the telescope (CS). Methods: In a masked randomized clinical trial, 12 patients with AMD and low-vision were enrolled in 2 groups with 6 patients each: group 1 (CLT use) and group 2. (CT use) The telescopes used in this study were standardized to have the same magnification power. (2.8x) Visual field and VA were obtained before and during the telescope use, while VS, UD and CS were obtained after the telescope use. Results: There were no significant differences between groups at baseline. Both groups achieved VA improvement with telescopes compared to baseline (P=0.002 in CLT group and P<0.001 in CT group) and there were no significant differences between groups in this regard. Visual field was reduced by 15° in CLT group (P<0.001) and by 54.3° in CT group (P<0.001) compared to baseline, and VF differences between groups were also significant during telescope use. (P<0.001) Scores observed in both groups were similar in regard to VS. Telescope use difficulties were significant higher in CLT group (P=0.003) as well as CS scores (P<0.001) compared to CT group. Conclusions: Both telescopes provide similar improvement in VA in AMD patients with low-vision, but CLT caused less VF reduction than CT use. Patient satisfaction with the cosmetic appearance of the telescope was higher in CLT group, but UD was also higher in this group compared to CT group.

The design of the flexure mount recently submitted to NASA Ames for the structural support of the primary mirror of the Space Infrared Telescope Facility (SIRTF) is presented. The flexure system must passively accommodate the differential thermal contraction between the glass mirror and the aluminum structure of the telescope during cryogenic cooldown. Further, it must support the one meter diameter, 116 kilogram (258 pound) primary mirror during a severe launch to orbit. Procedures used to establish the required radial compliance using computer programs NASTRAN and FRINGE are discussed. The parametric design program developed to study early concepts is presented. Methods of combining modal responses resulting from a displacement response spectrum analysis are discussed, and a combination scheme called MRSS, Modified Root of Sum of Squares, is presented. Modal combination schemes using MRSS, SRSS, and ABS are compared to the results of a Modal Frequency Response analysis.

Les sursauts gamma sont des flashes très brefs et intenses de photons de haute énergie se produisant à des positions et à des temps aléatoires, avec une fréquence de deux par jour. Durant leur temps de vie, qui est en moyenne de quelques secondes, ils deviennent plus brillants que l'ensemble des sources de la voûte céleste. Leurs localisations rapides et précises ont permis la découverte de leurs contreparties dans les autres longueurs d'onde, les afterglows. Dans le domaine optique, les afterglows ont la particularité de décroître rapidement en luminosité, ce qui ne les rend visibles que peu de temps après le sursaut (quelques heures à quelques jours). Les mesures de leur décalage vers le rouge ont apporté la preuve que les sursauts gamma sont des évènements se produisant à des distances cosmologiques. Les observations d'afterglows ont aussi montré la présence de galaxies hôtes aux sursauts, et l'émergence de supernovae dans les courbes de lumière d'afterglows.

Les modèles théoriques de sursauts gamma prédisent la présence d'une focalisation de l'émission gamma. L'observation de cassures dans un grand nombre de courbes de lumière d'afterglows optiques, conséquence attendue de cette focalisation, a permis de confirmer cette hypothèse. L'afterglow émettant dans un cône qui s'élargit avec le temps, il en découle l'existence d'afterglows qui ne sont pas associés à un sursaut gamma visible. Ceux-ci sont appelés afterglows orphelins. La recherche d'afterglows orphelins est un enjeu crucial pour la compréhension des sursauts gamma. Leur détection permettra en effet l'étude des sursauts proches et des sursauts sans émission gamma, et constituera un excellent moyen pour tester l'hypothèse de focalisation de l'émission gamma. Les quelques recherches d'afterglows optiques qui ont été effectuées jusqu'alors se sont toutes révélées infructueuses, puisque aucun afterglow n'a été identifié.

Dans cette étude, je présente une nouvelle recherche d'afterglows optiques. Elle s'effectue dans les images d'une stratégie d'observation ayant lieu au Télescope Canada-France-Hawaii, nommée le Very Wide Survey. Elle prévoit de couvrir 1200 degrés carrés du ciel jusqu'à la magnitude r' = 22,5. Chaque champ est observé plusieurs fois, avec des intervalles de temps de l'ordre de l'heure et de la journée. Afin de traiter les images du Very Wide Survey, j'ai développé et mis en place un système d'analyse en temps réel, nommé "Optically Selected GRB Afterglows". Ce système, entièrement automatisé, crée dans un premier temps des catalogues d'objets à partir des images, puis dans un second temps compare entre eux les catalogues d'un même champ acquis à des instants différents, afin d'extraire les objets variables en luminosité, et ceux qui sont apparus ou ont disparu. Ces objets sont ensuite affichés sur une page Web où ils peuvent être validés comme candidat afterglow par un membre de la collaboration.

Les statistiques effectuées sur les catalogues et sur les comparaisons montrent que ce système de recherche est très performant. Plus de 99,5% des images sont traitées sans encombre et rapidement, nous permettant d'envoyer des alertes à la communauté des sursauts en moins de
24 heures. Les objets détectés variables représentent moins de 0,01% des objets. Environ 10% d'entre eux sont de véritables objets variables qu'il nous faut séparer manuellement des fausses détections. Durant ma thèse, j'ai également développé un programme de simulation d'afterglows qui permet d'évaluer l'efficacité d'une stratégie d'observation et de calculer un nombre d'afterglows attendus suivant un modèle de sursaut donné. Les résultats des simulations montrent que notre recherche d'afterglows est de loin la plus performante ayant jamais été effectuée. Dans l'intégralité des images du Very Wide Survey, nous attendons entre 4 et 5 détections d'afterglows. Pour l'instant, notre recherche en temps réel n'a pas abouti à l'identification d'un afterglow optique avec certitude. Nous sommes néanmoins capables de proposer des contraintes sur le rapport du nombre d'afterglows sur le nombre de sursauts. La valeur supérieure limite que nous obtenons est de 12,6 afterglows par sursaut gamma, jusqu'à la magnitude 22,5 et avec 90% de confiance.

Dans le modèle cosmologique actuel, l'Univers est majoritairement composé de matière noire dont la nature est inexpliquée par le Modèle Standard de la physique des particules. L'annihilation de particules issues de nouveaux cadres théoriques, peut induire un signal de rayons gamma de très hautes énergies, observable par des expériences d'astronomie gamma. Largement dominées par la matière noire, les galaxies naines sphéroïdes sont des cibles privilégiées pour conduire cette recherche. Le réseau de télescopes H. E. S. S. Discuté dans la première partie est un parfait exemple d'expérience d'imagerie atmosphérique stéréoscopique permettant de conduire la recherche de matière noire. Une nouvelle méthode de discrimination des gerbes électromagnétiques et hadroniques permettant d'améliorer la recherche de sources faibles est présentée. Elle est appliquée aux données des observations de la galaxie naine du Sagittaire et la limite supérieure sur le flux de gamma en provenance de cet objet est calculée. En orbite à bord du satellite Fermi depuis Juin 2008, le télescope à conversion de paire LAT permet de rechercher la matière noire sur l'ensemble de la voûte céleste. La sensibilité théorique à détecter un signal de matière noire est déterminée pour deux galaxies naines spécifiques. Au terme de la première année d'observations, les limites supérieures sur les flux de gamma sont dérivées pour un catalogue de galaxies naines sphéroïdes. Des modèles de physique au-delà du Modèle Standard sont confrontés avec les contraintes calculées sur les sections efficaces d'annihilation en fonction de la masse des particules obtenues à partir des observations effectuées avec ces deux expériences
In the actual cosmological model, the Universe is predominantly composed of dark matter which nature remains unexplained by the Standard Model of particle physic. Annihilation of particles of new theoretical frameworks might induce a very high energy gamma-ray signal, observable by gamma-ray astronomy experiments. Widely dark matter dominated, dwarf spheroidal galaxies are privileged targets for such indirect search. The H. E. S. S. Telescopes network discussed in the first part is a perfect example of atmospheric stereoscopic imaging experiment allowing to search for dark matter. A new discrimination method of electromagnetic and hadronic showers enhancing searches of weak sources is presented. It is applied on the Sagittarius dwarf galaxy observation data and the upper limit on the incoming gamma-ray flux is calculated. In orbit aboard Fermi's satellite since June 2008, the LAT conversion pair telecope enable dark matter search on the whole sky. Theoretical sensitivity to detect a dark matter signal is determined for two specific galaxies. At the end of the first year of observations, upper limits on gamma-ray fluxes are derived for a catalog of dwarf spheroidal galaxies. Models of physic beyond the Standard Model are compared with calculated constraints on annihilation cross sections function of the mass paricles obtained from observations made with both experiments

Le telescope francais sigma fonctionne sur le satellite sovietique granat depuis le 1er decembre 1989. L'utilisation d'un masque a ouverture codee permet d'obtenir des images du ciel dans le domaine des x-durs, avec une precision de localisation angulaire de 1,5 minute d'arc. Simultanement, le telescope enregistre le taux de comptage du telescope dans quatre bandes d'energie, avec une resolution temporelle de 4 secondes dans le mode variabilite lente. Apres une breve description de l'instrument, sont presentes quelques aspects sur les methodes d'exploitation utilisees: 1) calibration en vol de la resolution spatiale de la gamma-camera; 2) correction barycentrique du temps d'arrivee des photons. Les methodes d'analyse temporelle appliquees a ces donnees sont egalement presentees. La precision obtenue dans le cas du telescope sigma fait l'objet d'une attention particuliere. Les deux principaux objectifs qui ont ete recherches sont: 1) l'etude des variations periodiques; 2) la recherche de variations non poissoniennes de bruit. Le resultat de la premiere analyse signe la mise en evidence d'etoiles a neutrons tres fortement magnetisees, le resultat de la seconde methodologie reflete l'accretion non stationnaire des objets denses tels que les etoiles a neutrons ou les trous noirs. Les resultats de cette analyse temporelle sont discutes en termes de modeles d'accretion d'objets compacts dans des systemes binaires

Dispositif central de l’astronomie, le télescope est aussi l’un des tout premiers instruments scientifiques. Nous proposons d’en livrer une analyse novatrice basée sur la mécanologie génétique. Cette méthode d’analyse des structures et des évolutions des objets techniques est notamment inspirée des travaux de Jacques Lafitte et de Gilbert Simondon. Il s’agit en particulier de repérer l’apparition de nouveaux schèmes techniques et de les rattacher à la lignée technique à laquelle ils appartiennent. Dans ce contexte, nous développons un certain nombre de concepts et d’outils afin d’extraire, de formaliser et d’enrichir les connaissances portant sur les inventions apparues au cours du processus de concrétisation des lignées techniques de télescopes. Les informations recueillies ne sont pas de simples données archivées : leur formalisation à l’aide de diagrammes en fait des connaissances technologiques, qui éclairent le fonctionnement de l’instrument et permettent d’en retracer la généalogie. En analysant les processus de conception, ainsi que la compétition entre les différentes lignées de télescopes, nous parvenons ainsi à une meilleure compréhension des logiques d’évolution technique qui sous-tendent le développement de ces instruments, et à la formulation de tendances techniques très générales. Elles se doublent, dans le cas des télescopes, de logiques évolutives plus spécifiques, résultant d’impératifs performatifs externes et de nécessités techniques internes. L’explicitation de ces logiques, ainsi que des processus émergents auxquels elles donnent naissance, permet de comprendre les dynamiques sur le temps long et d’anticiper les difficultés pour les missions futures. Ainsi, notre démarche ne se veut ni normative, ni positive : par une dialectique constante entre la formulation de nos « lois d’évolution » et les données historiques, nous entendons dégager avec une certaine objectivité des régularités au sein de l’évolution des télescopes, dans une perspective historique qui se veut à la fois rétrospective mais aussi prospective
Central device of astronomy, the telescope is also one of the very first scientific instruments. We propose to deliver an innovative analysis based on genetic mechanology. This method of analyzing the structures and the evolutions of technical objects is inspired by the work of Jacques Lafitte and Gilbert Simondon. In particular, this involves identifying the appearance of new technical schemes and relating them to the technical lineage to which they belong. In this context, we develop several concepts and tools to extract, formalize and enrich the knowledge about inventions that have emerged during the concretization process of telescope technical lineages. The collected information is not passive archived data : its formalization through diagrams must turn them into technological knowledge, which clarifies the operation of the instrument and allow to trace its genealogy. By analyzing the design processes, as well as the competition between the different lineages of telescopes, we achieve a better understanding of the technical evolution patterns underlying the development of these instruments and are able to formulate very general technical trends. Those latters are accompanied, in the case of telescopes, by evolutionary patterns resulting from external performance imperatives as well as from internal technical necessities. The explanation of these patterns, as well as the emerging processes to which they give rise, make it possible to understand the long time dynamics and anticipate difficulties for future missions. Thus, our approach is neither normative nor positive: through a constant dialectic between the formulation of our « laws of evolution » and the historical data, we exhibit, with a certain objectivity, some regularities in the evolution of telescopes, in a historical perspective that is both retrospective and prospective

Le besoin tant en haute qualité d'imagerie qu'en structures légères est l'un des principaux moteurs pour la conception des télescopes spatiaux. Un contrôle efficace du front d'onde va donc devenir indispensable dans les futurs grands observatoires spatiaux, assurant une bonne performance optique tout en relâchant les contraintes sur la stabilité globale du système. L'optique active consiste à contrôler la déformation des miroirs, cette technique peut être utilisée afin de compenser la déformation des grands miroirs primaires, afin de permettre l'utilisation d'instrument reconfigurable ou afin de fabriquer des miroirs asphériques avec le polissage sous contraintes. Dans ce manuscrit, la conception de miroirs actifs dédiés à l'instrumentation spatiale est présentée. Premièrement, un système compensant la déformation d'un grand miroir allégé dans l'espace est conçu et ses performances sont démontrées expérimentalement. Avec 24 actionneurs, le miroir MADRAS (Miroir Actif Déformable et Régulé pour Applications Spatiales) effectuera une correction efficace du front d'onde dans un relais de pupille du télescope. Deuxièmement, un harnais de déformation pour le polissage sous contraintes des segments du télescope géant européen de 39 m (E-ELT) est présenté. La performance du procédé est prédite et optimisée avec des analyses éléments finis et la production en masse des segments est considérée. Troisièmement, deux concepts originaux de miroirs déformables avec un nombre minimal d'actionneurs ont été développés. VOALA (Variable Off-Axis parabola) est un système à trois actionneurs et COMSA (Correcting Optimized Mirror with a Single Actuator) est un système à un actionneur
The need for both high quality images and light structures is one of the main driver in the conception of space telescopes. An efficient wave-front control will then become mandatory in the future large observatories, ensuring the optical performance while relaxing the specifications on the global system stability. Consisting in controlling the mirror deformation, active optics techniques can be used to compensate for primary mirror deformation, to allow the use of reconfigurable instruments or to manufacture aspherical mirror with stress polishing. In this manuscript, the conception of active mirrors dedicated to space instrumentation is presented. Firstly, a system compensating for large lightweight mirror deformation in space, is designed and its performance are experimentally demonstrated. With 24 actuators, the MADRAS mirror (Mirror Actively Deformed and Regulated for Applications in Space) will perform an efficient wave-front correction in the telescope's pupil relay. Secondly, a warping harness for the stress polishing of the 39 m European Extremely Large Telescope segments is presented. The performance of the process is predicted and optimized with Finite Element Analysis and the segments mass production is considered. Thirdly, two original concepts of deformable mirrors with a minimum number of actuators have been developed. The Variable Off-Axis parabola (VOALA) is a 3-actuators system and the Correcting Optimized Mirror with a Single Actuator (COMSA) is a 1-actuator system

: Ce manuscrit traite d'astronomie y de haute énergie (entre ~30 GeV et ~300 GeV) par l'intermédiaire du satellite Fermi-LAT et d'astronomie γ de très haute énergie (au-delà de GeV) via l'expérience H. E. S. S. La seconde phase de l'expérience H. E. S. S. A débuté en juillet 2012 avec l'ajout d'un cinquième télescope de 28 m de diamètre au réseau initialement constitué de quatre télescopes de 12m de diamètre d'imagerie atmosphérique Tcherenkov. Dans la première partie de cette thèse, nous présentons le-développement d'une analyse en mode hybride basée sur une méthode multivariée dédiée à la détection et à l'étude de sources ayant des caractéristiques spectrales différentes ainsi que les premiers résultats des analyses de données réelles. La seconde partie est dédiée à la recherche des candidats blazars parmi les sources non identifiées du Fermi-LAT du catalogue 2FGL. Un premier travail est consacré à l'identification des candidats blazars à l'aide de méthodes multivariées utilisant des variables discriminantes construites à partir des paramètres du catalogue 2FGL. Dans un second temps, à l'aide du catalogue de sources infrarouges obtenues par le satellite WISE et d'une méthode non-paramétrique nous recherchons les contreparties de type blazars des sources non-identifiées
This manuscript is about high energy -γ-ray astronomy (between GeV and GeV) with the Fermi-LAT satellite and very high energy astronomy above ~GeV) via the H. E. S. S. Experiment. The second phase of the H. E. S. S. Experiment began in July 2012 with the inauguration of a fifth 28 m diameter telescope added to the intial array composed of four 12m diameter imaging atmospheric Cherenkov telescopes. In the first part of this thesis, we present the development of an analysis in hybrid mode based on a multivariate method dedicated to detect and study sources with different spectral shapes and the first analysis results on real data. The second part is dedicated to the research of blazar candidates among the Fermi-LAT unidentified sources of the 2FGL catalog. A first development is based on a multivariate approach using discriminant parameters built with the 2FGL catalog parameters. A second development is done with the use of the WISE satellite catalog and a non-parametric technic in order to find the blazar-like infrared counterparts of the unidentified sources of the 2FGL catalog

Cette these rentre dans le cadre du projet d'European Extremely Large Telescope (E-ELT) pour la caracterisation des sites. L'un des facteurs tres important est la turbulence atmospherique. Car c'est elle qui limite la resolution angulaire a toutes les longueurs d'onde. L'installation d'un grand telescope avec tous ses systemes complexes de correction de front d'onde par optique adaptative n ecessite une etude elaboree de l'atmosphere au-dessus du site. Plusieurs techniques permettent de mesurer les differents parametres integraux et les profils verticaux de la turbulence optique. Dans ce contexte j'ai analyse les differentes techniques de profilage atmospherique appliquees a deux sites astronomiques : La Silla le site de l'ESO au Chili et egalement le site Antarctique du Dome C, qui depuis quelques annees interesse beaucoup les astronomes.
L'etude de Dome C met en evidence des conditions tres particulieres (s echeresse, froid, peu de vent) qui permettent d'envisager, meme de jour, certaines observations stellaires dans des fenetres spectrales de l'infrarouge thermique qui sont inaccessibles partout ailleurs sur Terre. Pendant l'ete austral le seeing moyen est meilleur que dans les autres sites connus. Pendant l'hiver il est degrade par la presence de la couche limite qui contient parfois jusqu'a 90% de la turbulence atmospherique dans la premiere trentaine de metres. Ceci est confirme par les mesures in situ et les resultats de re-analyses. Pour la suite, il est tres important de connaitre la distribution verticale de la turbulence qu'on obtient grace aux differentes techniques de profilage atmospherique par les mesures et par la modelisation. C'est pourquoi ici, on procede a la validation comparative du modele meteorologique europeen ECMWF(European Center for Medium-range Weather Forecasts) pour Dome C qui pourra fournir les parametres d'entree pour les divers modeles de turbulence qui de leur cote permettront d'obtenir la distribution verticale de Cn2(h) et par la suite la prevision du seeing a court et long terme.
Dans le cadre general de la recherche des meilleurs sites pour le futur telescope europeen E-ELT, une campagne de mesures a ete effectuee en 2002/2003 a l'observatoire de La Silla de l'ESO au Chili au moyen d'un profileur a etoile double - le SCIDAR Generalise. On a obtenu, apres 5 mois d'observation, la statistique pour le seeing, l'angle isoplanetique, le temps de coherence et les profils verticaux de Cn2(h) et V(h). Ceci a permis de decouvrir plusieurs particularites importantes de ce site astronomique. Les valeurs du seeing ont ete comparees a celles mesurees par l'instrument DIMM. Les resultats de cette campagne sont tres importants pour decrire la situation turbulente au-dessus de ce site et ils sont egalement n ecessaires pour proceder a la simulation des systemes d'optique adaptative afin de determiner les limites observationnelles des futurs grands telescopes et specialement pour l'optique adaptative.

Les méthodes de sélection des quasars ont beaucoup évolué ces dernières décennies, la méthode d'adaptation de DSE semble plus adaptable et plus fiable d'un relevé à un autre. Les test menés sur le SDSS permettent d'estimer dans un premier temps l'efficacité de notre sélection. Notre sélection retrouve la plupart des quasars. Les tests menés nous permettent de disposer de plusieurs types de sélection selon les stratégies des suivis spectroscopiques. Pour chacune d'entre elles nous avons une estimation de l'efficacité. Le dernier chapitre représente la base du travail qu'il faudra effectuer une fois que l'on aura collecté assez de lignes de visée. En effet nous avons montré qu'avec un nombre faible de paires de quasars, il était possible d'accorder observations et simulations. Les corrélations trouvées à partir de notre échantillon de paires de quasars est parfaitement cohérente avec les simulations et la corrélation est détectée à 3~ pour des séparations de l'ordre de ~3-5 arcmin.

Receiver systems utilising planar technologies are prevalent in telescopes observing at radio to sub-millimetre wavelengths. Receiver components using planar technologies are generally smaller, have reduced mass and are cheaper to manufacture than waveguide-based alternatives. Given that modern-day detectors are capable of reaching the fundamental photon noise limit, increases in the sensitivity of telescopes are frequently attained by increasing the total number of detectors in the receivers. The development of components utilising planar technologies facilitates the demand for large numbers of detectors, whilst minimising the size, mass and manufacturing cost of the receiver. After a review and study of existing concepts in radio to sub-mm telescopes and their receivers, this thesis develops planar components that couple the radiation from the telescope's optics onto the focal plane. Two components are developed; a W- band (75-110 GHz) planar antenna-coupled flat mesh lens designed for the receiver of a Cosmic Microwave Background (CMB) B-mode experiment, and an L-band (1- 2 GHz) horn-coupled planar orthomode transducer designed for the receiver of the FAST telescope. The first developments of a planar antenna-coupled flat mesh lens are presented. The design is driven by the requirement to mitigate beam systematics to prevent pollution of the CMB B-mode signal. In the first instance, a waveguide-coupled mesh lens is characterised. The radiation patterns of the waveguide-coupled mesh lens have -3 dB beam widths between 26 and 19 degrees, beam ellipticity <10%, and cross-polarisation.

Cette thèse est une contribution à l'amélioration des observations pour les radiotélescopes à réseaux phasés en présence d'interférences. L'originalité de cette thèse repose sur l'utilisation de la séparation spatiale entre les sources cosmiques et les brouilleurs issus des télécommunications en se basant sur la cyclostationnarité de ces derniers. Cette thèse s'inscrit dans le cadre du projet européen SKADS pour l'amélioration des techniques de suppression d'interférences en radioastronomie pour les futurs instruments d'observations.Nous avons proposé trois techniques de traitement d'interférences : la détection,l'estimation et la soustraction, et le filtrage spatial. Les performances des techniques proposées ont été évaluées à travers des simulations sur des données synthétiqueset/ou réelles, et comparées aux techniques existantes.

La thèse présentée dans ce manuscrit est consacrée à l'étude des pulsars brillants en rayons 'y, aux énergies allant de 100 MeV à quelques TeV. Elle repose sur les données de l'instrument LAT à bord du stallite Fermi, et sur celles obtenues avec le système de télescopes Tchernekov au sol H. E. S. S. Installé en Namibie. La mesure spectrale résolue en phase des pulsars avec l'instrument Fermi-LAT, et en particulier celui de Vela (PSR B0835-45) a constitué la première étape de ce travail. La mise au point d'une méthode d'analyse dédiée au cinquième et le plus grand télescope de H. E. S. S. A permis ensuite de détecter l'émission pulséé de PSR B0835-45 depuis le sol, dès 10 GeV, puis d'en mesurer le spectre. Le très bon accord avec celui obtenu avec le LAT a démontré la validité du modèle numérique du télescope et de la méthodologie. Il s'agit du premier pulsar détecté par H. E. S. S. , et du seuil en énergie le plus bas atteint en astronomie Tcherenkov à ce jour. Dans une troisième étape, l'analyse des données de Vela obtenues avec l'ensemble des télescopes du réseau H. E. S. S. A permis de mettre en évidence, avec un bon niveau de confiance (4. 5 écarts standard), l'indication d'un signal pulsé au TeV en provenance de PSR B0835-44. L'évaluation spectrale montre que ce signal, si il est confirmé, représente une seconde composante. Une étude rapide et simple montre que cette composante pourrait être le résultat de la diffusion Compton-inverse des leptons du vent du pulsar, accélérés aux énergies ultra-relativistes au-delà du cylindre de lumière, sur le champ des photons X thermiques de l'étoile à neutrons. Ces résultats ouvrent les perspectives de la physique des pulsars au-delà de la dizaine de GeV et surtout au TeV avec le future observatoire CTA
The thesis presented in this manuscript is devoted to the study of bright pulsars shilling in -y-rays, at energies ranging from 100 MeV to several TeV. It is based on data from the LAT instrument aboard the Fermi satellite, as well as those obtained with the ground-based system of Cherenkov telescopes, H. E. S. S. , * installed in Namibia. The phased-resolved spectral measurements of pulsars with the Fermi-LAT, and in particular that of Vela (PSR B0835-45) constitutes the first step of this work. The development of an analysis method dedicated to the fifth and the largest H. E. S. S. Telescope has enabled us to detect the pulsed emission of PSR B0835-44 from ground, starting as low as 10 GeV on, and then to measure its spectrum. The very good agreement with the results obtained from the LAT data demonstrates the validity of the numerical model of the telescope and of the methodology. This is the first pulsar detected by H. E. S. S. , and the lowest energy threshold reached in Cherenkov astronomy as of today. In a third step, the analysis of data obtained on Vela with all H. E. S. S. Telescopes has resulted in an indication of a pulsed signal in the TeV range from PSR B0835-45, at a good level of confidence (4. 5 standard deviations). The spectral evaluation shows that this signal, if confirmed, represents a second component. A quick and simple study shows that this component could result from inverse Compton scattering of leptons in the pulsar wind, accelerated to ultra-relativistic energies beyond the light cylinder, on neutron star's thermal X-ray photons. These results open the perspectives for pulsar physics at tens of GeV and especially above TeV energies with the future CTA observatory

Lancé le 11 juin 2008 par la NASA, le satellite \textit{Fermi}, avec à son bord le LAT (Large Area Telescope), ouvre une nouvelle fenêtre sur le ciel gamma. Grâce à aux capacités de détection du LAT des photons dans la gamme en énergie 200 MeV-300 GeV, il devient possible d'étudier les Noyaux Actifs de Galaxie (NAG en anglais). En particulier, on s'intéressera à la classe des blazars et les plus énergétiques d'entres-eux les High frequency peaked BL Lac (HBL). Les blazars sont des NAG possédant un jet qui pointe dans la direction de la Terre. Cette thèse présente une étude systématique des blazars détectés par les observatoires Tcherenkov au dessus de 200 GeV, faite avec 5.5 mois de données prisent par le LAT. La comparaison entre les deux gammes en énergie permet d'étudier la distribution des particules émettrices ainsi que des effets de propagation des photons de la source jusqu'à l'observateur. Un modèle d'émission électromagnétique des jets de plasma dit synchrotron self-Compton (SSC) est décrit et utilisé pour rendre compte de l'émission sur tout le spectre des HBL PKS 2155-305 et PG 1553+113. Les résultats indiquent que les effets Klein-Nishina de réduction de la section efficace de diffusion Compton inverse jouent un rôle majeur dans ces objets. Une étude sur le long terme (environ 1 an) de PKS 2155-305 en rayons X et en rayons gamma est aussi décrite. Menée avec le satellite RXTE (rayons X) et le LAT, c'est la campagne d'observation conjointe la plus longue à ce jour. Les propriétés spectrales et temporelles sont décrites avec un modèle SSC dépendant du temps.