L'analyse des propriétés statistiques de la distribution de la matière dans le cosmos (Grandes Structures, LSS or Large Scale Structure) est l'une des principales sondes cosmologiques qui permettent l'étude du modèle standard cosmologique, en particulier les paramètres caractérisant la matière noire et l'énergie noire. Les Oscillations Acoustiques Baryoniques (BAO's) sont l'une des mesures qui peuvent être extraites de l'étude de la distribution de matière à grande échelle (LSS).L'observation de la distribution cosmique de la matière à partir de l'émission à 21 cm de l'hydrogène atomique neutre (HI) est une nouvelle méthode, complémentaire des relevés optiques pour cartographier la distribution de la matière dans le cosmos. La méthode de cartographie d'intensité (Intensity Mapping) a été proposée depuis moins d'une dizaine d'années comme une méthode efficace pour cartographier en trois dimensions l'émission radio à 21 cm. Elle n'implique en particulier pas la détection des objets individuels (galaxies), et peut donc être effectué avec des instruments plus modestes en taille que ceux comme SKA ou FAST qui sont conçus pour détecter les galaxies à 21 cm à des distances cosmologiques. Des interféromètres radio utilisant un ensemble de réflecteurs cylindriques ou paraboliques fixes, observant le ciel en mode transit sont adaptés à la cartographie d'intensité. Le mode d'observation spécifique de ce type de radio télescope en cartographie d'intensité est étudié dans le cadre de ce travail de thèse. On montre en particulier qu'une méthode spécifique de reconstruction des cartes du ciel à partir des visibilités peut être appliquée aux observations de ces interféromètres fonctionnant en mode transit. Cette méthode correspond à la décomposition en modes m des harmoniques sphériques et est très performante pour la reconstruction de grandes zones du ciel observées en mode transit. Un code de reconstruction fondé sur ce principe a été développé, ainsi que différents critères de comparaison des performances instrumentales, comme le lobe d'antenne synthétisé, le spectre de bruit sur les cartes reconstruites et la réponse globale de l'instrument dans le plan (l,m) des harmoniques sphériques. La méthode a été appliquée à différentes configurations des interféromètres composés de réflecteurs paraboliques ou cylindriques dans le cadre des projets PAON-4 et Tianlai. Outre l'optimisation des configurations des interféromètres Tianlai et PAON-4, le travail présenté inclut une première application de la méthode aux données PAON-4. / The analysis of the statistical properties of the distribution of matter in the cosmos (LSS or Large Scale Structure) is one of the main cosmological probes that allow the study of the cosmological standard model, in particular the parameters characterizing dark matter and dark energy. Baryonic Acoustic Oscillations (BAO's) are one of the measurements that can be extracted from the study of matter distribution in large-scale structure (LSS).The observation of the cosmic distribution of the matter from neutral atomic hydrogen (HI) 21 cm emission is a new method, complementary to the optical observation to map the distribution of matter in the cosmos. In the last decade, the Intensity Mapping method has been proposed as an effective method for mapping the 21cm radio emission in three dimensions. In particular, it does not require the detection of individual objects (galaxies), and can therefore be performed with instruments smaller in size than those such as SKA or FAST, which are designed to detect 21 cm galaxies at cosmological distances. A radio interferometer using a set of fixed cylindrical or parabolic reflectors observing the sky in transit mode are suitable instruments for intensity mapping surveys. The specific observational mode from this type of radio telescope by intensity mapping is studied in the context of this thesis. We show in particular that a specific sky maps reconstruction method from the visibilities can be applied to the observations of these interferometers operating in transit mode. This method corresponds to the m-modes decomposition of the spherical harmonics and is very efficient for the reconstruction of large sky areas observed in transit mode. A reconstruction code based on this principle has been developed, as well as different criteria for the comparison of instrumental performances, such as the synthesized antenna lobe, the noise spectrum of the reconstructed maps and the overall instrument response in the spherical harmonics (l,m) plane. The method has then been applied to different configurations of interferometers composed of parabolic or cylindrical reflectors in the PAON-4 and Tianlai projects. In addition to optimizing the Tianlai and PAON-4 interferometer configurations, the work presented here includes a first application of the method to the PAON-4 data.

No description available.

L'objectif de cette thèse est de simuler l'histoire temporelle de la réponse d'un bâtiment de grande hauteur sous sollicitation sismique et de proposer des méthodologies simplifiées qui reproduisent correctement une telle réponse. Initialement, un modèle tridimensionnel par éléments finis est produit afin de valider sa fiabilité pour simuler le comportement réel du bâtiment pendant les mouvements du sol, enregistrés à l'aide d'accéléromètres. Il est proposé d'améliorer la précision du modèle numérique en imposant de multiples excitations, compte-tenu des effets de basculement et de la variabilité spatiale sur la sollicitation d'entrée. L'utilisation de fonctions de Green empiriques est proposée pour simuler la réponse sismique directement à partir d'enregistrements d'événements passés, sans avoir besoin de dessins de construction ni d'étalonnage des paramètres mécaniques. Une méthode de sommation stochastique, déjà utilisée pour prédire les mouvements du sol, est adoptée pour générer des signaux synthétiques à des hauteurs différentes du bâtiment, par extension du chemin de propagation des ondes du sol à la structure. Une représentation simplifiée du bâtiment comme une poutre homogène Timoshenko est proposée pour simuler la réponse sismique directement à partir des enregistrements des vibrations ambiantes. Des paramètres mécaniques équivalents sont identifiés à l'aide de l'interférométrie par déconvolution en termes de dispersion des ondes, de fréquences naturelles et de rapport de vitesse des ondes de cisaillement et de compression dans le milieu / The aim of this thesis is to simulate the time history response of a high rise building under seismic excitation and provide simplified methodologies that properly reproduce such response. Firstly, a detailed three-dimensional finite element model is produced to validate its reliability to simulate the real behavior of the building during ground motions, recorded using accelerometers. It is proposed to improve the accuracy of the numerical model by imposing multiple excitations, considering rocking effect and spatial variability on the input motion. The use of empirical Green's functions is proposed to simulate the seismic response directly from past event records, without the need of construction drawings and mechanical parameters calibration. A stochastic summation scheme, already used to predict ground motions, is adopted to generate synthetic signals at different heights of the building, extending the wave propagation path from the ground to the structure. A simplified representation of the building as a homogeneous Timoshenko beam is proposed to simulate the seismic response directly from ambient vibration records. Equivalent mechanical parameters are identified using deconvolution interferometry in terms of wave dispersion, natural frequencies and shear to compressional wave

L'interférométrie visible longue base est une technique d'observation en astronomie permettant de sonder les objets avec une résolution spatiale qu'il est impossible d'atteindre avec un télescope seul. La mise en œuvre au sol de cette méthode est limitée en sensibilité et précision de mesure à cause de la turbulence atmosphérique. Or les nouveaux besoins scientifiques, tels que la détermination des paramètres fondamentaux, l'étude de l'environnement proche ou de la surface des étoiles, requièrent la capacité d'observer des objets de moins en moins brillants et de faire des mesures de plus en plus précises, en interférométrie visible. Pour s'affranchir de la turbulence, l'interférométrie multimode a été développée en reprenant le concept de l'interférométrie des tavelures utilisée sur un seul télescope. Aujourd'hui, pour améliorer davantage les performances des futurs instruments, cette instrumentation évolue vers l'utilisation de la nouvelle génération de détecteur, l'Electron Multiplying Charge-Coupled Device (EMCCD), et de l'emploi des fibres optiques interfacées avec des optiques adaptatives. Cette avancée est motivée par le succès de l'utilisation conjointe de l'optique adaptative et du suivi de franges pour s'affranchir partiellement de la turbulence en interférométrie infrarouge, en 2017 avec l'instrument GRAVITY (Gravity Collaboration et al. 2017). Le prototype FRIEND (Fibered and spectrally Resolved Interferometer - New Design) a été conçu pour caractériser et évaluer les performances de la combinaison de ces éléments, dans le domaine visible. L'amélioration de la précision des instruments interférométriques est apportée par les fibres optiques et par la dynamique du signal délivré par une EMCCD. L'inconvénient de l'emploi des fibres dans le visible est une perte de la sensibilité du fait que le taux d'injection du flux dans celles-ci est très faible à cause de la turbulence atmosphérique. Mais il se trouve que l'optique adaptative et l'EMCCD permettent d'améliorer la sensibilité. En effet, l'optique adaptative maximise l'injection en réduisant l'influence de la turbulence atmosphérique, et l'EMCCD est capable de détecteur de faibles flux. FRIEND prépare ainsi le développement du futur instrument SPICA, recombinant jusqu'à six télescopes (Mourard et al. 2017, 2018). Celui-ci devra explorer la stabilisation des interférences grâce au suivi de franges. Cet aspect n'est pas abordé dans cette thèse. Je présente dans cette thèse le prototype FRIEND, capable de recombiner jusqu'à trois télescopes, opérant dans la bande R en franges dispersées. Il est doté de fibres optiques gaussiennes monomodes à maintien de polarisation et d'une EMCCD. Il est installé sur l'interféromètre visible Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA), au Mount Wilson, en Californie, qui est en train de s'équiper d'optiques adaptatives. J'ai développé des estimateurs de visibilité et de clôture de phase, la méthode de réduction des données de ce prototype et une stratégie d'observation. Grâce à ces outils, j'ai montré que les optiques adaptatives améliorent le taux d'injection dans les fibres. Il est alors apparu que la stabilisation de l'injection est importante pour maximiser le rapport signal-à-bruit dans chaque image. La biréfringence des fibres dégrade les performances de l'instrument mais elle a pu être compensée. J'ai montré qu'un instrument, basé sur la conception de FRIEND, permet d'accéder à des mesures de visibilité faibles avec une précision, inatteignable avec la génération actuelle, grâce au développement et l'utilisation d'un modèle de rapport signal-à-bruit. L'instrument a enfin été testé dans son intégralité sur le système binaire connu ζ Ori A. Cette observation montre la fiabilité et la précision des mesures interférométriques obtenues avec ce prototype, montrant l'intérêt de cette association de technologies pour les futurs interféromètres visibles. / Long baseline visible interferometry in astronomy is an observing technique which allows to get insights of an object with an outstanding angular resolution, unreachable with single-dish telescope. Interferometric measurements with ground-based instrumentation are currently limited in sensitivity and precision due to atmospheric turbulence. However, the new astrophysical needs, particularly the determination of fundamental parameters or the study of the closed environment and the surface of the stars, require to observe fainter objects with a better precision than now in visible interferometry. Ought to overcome the atmospheric turbulence, multispeckle interferometry has been developed by adapting speckle imaging technics used on single-dish telescope. Today, in order to improve the performance of the future combiners, instrumentation progresses to the use of a new generation detector called EMCCD, and the use of optical fibers which are coupled with adaptive optics. This path is chosen thank to the success of the use of the adaptive optics with the fringe tracking in the infrared interferometry in 2017 (Gravity Collaboration et al. 2017), in order to compensate turbulence. FRIEND prototype (Fibered and spectrally Resolved Interferometer - New Design) has been designed to characterize and estimate the performance of such a combination of technologies, in the visible spectral band. The improvement of the precision of the measurements from interferometric instruments is due to optical fibers and the dynamical range of the EMCCD. The counterpart of using the optical fibers is a loss in sensitivity due to a low injection rate of flux into the fibers because of the atmospheric turbulence. On the other hand, sensitivity is improved thanks to adaptive optics and EMCCDs. Indeed, adaptive optics increases the injection rate and EMCCDs can measure low fluxes. Lastly, FRIEND is a pathfinder for the future instrument SPICA which should recombine up to 6 telescopes (Mourard et al. 2017, 2018). Fringe-tracking aspects will have to be studied for SPICA; this topic is not dealt with in this thesis. In this work, I present the FRIEND prototype, which can recombine up to three telescopes and operates in the R band with dispersed fringes. It has Gaussian polarization-maintaining single mode optical fibers and an EMCCD. It is set up at the Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA), at Mount Wilson, in California. CHARA is currently being equipped with adaptive optics. I develop estimators of visibility modulus and closure phase, the data reduction software and an observing strategy. Thanks to that, I am able to show that adaptive optics improves the injection rate. I also demonstrate how important the stabilization of injection is to maximize the signal-to-noise ratio (SNR) per frame. Birefringence of the fibers decreases the performance of the instrument but we manage to compensate it. I show how such an instrument can measure low visibility with a better precision than now by developing and using a SNR model of FRIEND. Finally, FRIEND has entirely been tested on the known binary system ζ Ori A. These observations demonstrate how reliable and accurate the measurements of FRIEND are.

Ce travail de thèse porte sur les mécanismes d’amorçage en détonation par choc des explosifs solides de type coulé-fondu. Les explosifs solides sont des matériaux hétérogènes constitués de grains de matière énergétique dans un liant pouvant être lui-même énergétique. Si l’existence des points chauds, sites préférentiels d’initiation des réactions chimiques à l’échelle locale, est largement reconnue, la topologie de la croissance des réactions, et l’influence de la microstructure sur cette dernière n’est que peu étudiée dans les explosifs coulés-fondus. Deux familles d’explosifs ont été retenues pour cette étude : les hexolites, mélanges de grains d’hexogène (RDX) et d’un liant trinitrotoluène (TNT) et les ontalites, composées d’oxynitrotriazole (ONTA) et de TNT. Les recherches se sont orientées autour du triptyque : caractérisation – expérimentations – modélisation.Un important travail de compilation et de ré-exploitation de données issues de la littérature, associé à une modélisation des équations d’état des explosifs purs, ont permis de définir des lois permettant de calculer le comportement de ces derniers sous choc. Ces lois ont ensuite été validées par une méthode de mélange sur différentes compositions coulées-fondues et composites. Parallèlement, la microstructure des compositions d’étude a également été caractérisée via des mesures de granulométrie et de microtomographie, inédites sur ce type d’explosif.Des expérimentations d’impact plan soutenu ont été réalisées afin d’établir les diagrammes de marche des ondes de choc réactives, permettant de relier la profondeur de transition à la détonation à la pression de sollicitation. Elles ont permis de mettre en lumière l’influence de la microstructure sur la sensibilité au choc de deux hexolites et d’acquérir des données sur deux ontalites. L’utilisation de deux métrologies innovantes, la radio-interférométrie à 94 GHz et les fibres optiques à réseau de Bragg, a permis de mesurer la transition choc – détonation (TCD) de façon continue avec une résolution inédite. Enfin des essais d’impact plan non soutenu ont été réalisés à des fins de validation.Un modèle de TCD est proposé. Ce dernier, basé sur une approche de germination-croissance des fronts de déflagration à l’échelle locale, permet de prendre en compte la microstructure des explosifs. Ces travaux semblent mettre en évidence l’influence de la fracturation des grains d’explosif sous choc, qu’il conviendra d’étudier dans le futur. Enfin, une étape de terminaison des réactions lors de la TCD, associée à des calculs thermocinétiques détaillés, a été étudiée. / This study deals with the detonation initiation by shock of condensed melt-cast high explosives. Solid explosives are heterogeneous materials, made of energetic material grains in a binder, which can be energetic itself. If the existence of hot-spots, preferred initiation sites for chemical reaction at the local scale, is widely recognized, the reaction growth topology, and the microstructure influence, are poorly known for melt-cast explosives. We study here two melt-cast explosive families: hexolites, a mix of hexogen (RDX) grains and trinitrotoluene (TNT) binder, and ontalites made of nitrotriazolone (NTO) and TNT. This study has been focused on the triptyque: characterization - experimentations - modeling.An important work of compilation and re-exploitation of literature data, combined with pure explosives’ equation of state modeling, allowed us to define laws to calculate the explosives’ comportment under a shock solicitation. These ones have been validated, thanks to a mixing method, on different melt-cast and cast-curd plastic bonded explosives. At the same time, the compositions’ microstructure has been also characterized via granulometry measurements and microtomographies, never published for this type of explosive.Plate impact tests have been performed in order to establish the reactive shock trajectory of these compositions, allowing us to determine the relation between the run-distance of detonation and the input pressure. It brought the microstructure influence on hexolite shock sensitivity to light, and gave us some first results for ontalites. The use of continuous and innovative measurements, as microwave interferometry and chirped fiber Bragg gratings, allowed us to study the shock to detonation transition (SDT) with a resolution never seen before. Finally, non-sustained plate impact test have been performed for a validation purpose.A SDT model is proposed. Based on a germination-growth approach of deflagration fronts at the local scale, it takes into account the explosive’s microstructure. This work seems to show the grain fragmentation under shock influence, point we will have to study in the future. Finally, a completion step of reactions, associated with chemical kinetics calculations, has been studied.

Lorsqu'elle est chauffée, la roche peut subir une microfissuration thermique, qui influence ses propriétés physiques, mécaniques, thermiques, et de transport. La surveillance de la microfissuration thermique en laboratoire a été principalement réalisée pendant le chauffage, et rarement lors du refroidissement ou du chauffage cyclique que la roche subit dans les volcans et les réservoirs géothermiques. Un nouvel appareil a été élaboré pour surveiller les émissions acoustiques et mesurer les vitesses des ondes élastiques à haute température. L'état de fissuration a été évalué grâce à un nouvel algorithme d'analyse microstructurale, et l'influence des microfissures sur les propriétés des roches a été mesurée et modélisée. Selon la microstructure, la microfissuration peut avoir lieu pendant le chauffage ou le refroidissement, et les microfissures existantes peuvent s’ouvrir et se fermer de façon réversible avec des changements de température, et influencer les propriétés de la roche. / Rock may undergo thermal microcracking when heated, affecting its physical, mechanical, thermal, and transport properties. Thermal microcrack monitoring in the laboratory has mainly been performed during heating, and rarely during the cyclic heating and cooling relevant for volcanoes and geothermal reservoirs. For this, a new dedicated apparatus for the acoustic emission monitoring and wave velocity measurement at high temperatures was elaborated, building on previous designs. Microcrack damage was assessed with a new algorithm for quantitative microstructural analysis, and the influence of thermal microcracks on rock properties was measured and modelled. Depending on the rock type and initial microcrack content, microcracking occurred during either heating, cooling, or neither, and existing microcracks reversibly opened or closed with increasing temperature. In Earth's crust, the evolution of rock properties with temperature may be significant and is determined by the microstructure.

Des percées récentes ont été faites dans l’étude des trous noirs supermassifs (SMBH), grâce en grande partie à l’équipe du télescope de l’horizon des évènements (EHT). Cependant, déterminer la masse de ces entités colossales à des décalages vers le rouge élevés reste un défi de taille pour les astronomes. Il existe diverses méthodes directes et indirectes pour mesurer la masse de SMBHs. La méthode directe la plus précise consiste à résoudre la cinématique du gaz moléculaire, un traceur froid, dans la sphère d’influence (SOI) du SMBH. La SOI est définie comme la région où le potentiel gravitationnel du SMBH domine sur celui de la galaxie hôte. Par contre, puisque la masse d’un SMBH est négligeable face à la masse d’une galaxie, la SOI est, d’un point de vue astronomique, très petite, typiquement de quelques dizaines de parsecs. Par conséquent, il faut une très haute résolution spatiale pour étudier la SOI d’un SMBH et pouvoir adéquatement mesurer sa masse. C’est cette nécessité d’une haute résolution spatiale qui limite la mesure de masse de SMBHs à de plus grandes distances. Pour briser cette barrière, il nous faut donc trouver une manière d’améliorer la résolution spatiale d’objets observés à un plus au décalage vers le rouge. Le phénomène des lentilles gravitationnelles fortes survient lorsqu’une source lumineuse en arrière-plan se trouve alignée avec un objet massif en avant-plan, le long de la ligne de visée d’un observateur. Cette disposition a pour conséquence de distordre l’image observée de la source en arrière-plan. Puisque cette distorsion est inconnue et non-linéaire, l’analyse de la source devient nettement plus complexe. Cependant, ce phénomène a également pour effet d’étirer, d’agrandir et d’amplifier l’image de la source, permettant ainsi de reconstituer la source avec une résolution spatiale considérablement améliorée, compte tenu de sa distance initiale par rapport à l’observateur. L’objectif de ce projet consiste à développer une chaîne de simulations visant à étudier la faisabilité de la mesure de la masse d’un trou noir supermassif (SMBH) par cinéma- tique du gaz moléculaire à un décalage vers le rouge plus élevé, en utilisant l’apprentissage automatique pour tirer parti du grossissement généré par la distorsion d’une forte lentille gravitationnelle. Pour ce faire, nous générons de manière réaliste des observations du gaz moléculaire obtenues par le Grand Réseau d’Antennes Millimétrique/Submillimétrique de l’Atacama (ALMA). Ces données sont produites à partir de la suite de simulations hydrody- namiques Rétroaction dans des Environnements Réalistes (FIRE). Dans chaque simulation, l’effet cinématique du SMBH est intégré, en supposant le gaz moléculaire virialisé. Ensuite, le flux d’émission du gaz moléculaire est calculé en fonction de sa vitesse, température, densité, fraction de H2, décalage vers le rouge et taille dans le ciel. Le cube ALMA est généré en tenant compte de la résolution spatiale et spectrale, qui dépendent du nombre d’antennes, de leur configuration et du temps d’exposition. Finalement, l’effet de la forte lentille gravi- tationnelle est introduit par la rétro-propagation du faisceau lumineux en fonction du profil de masse de l’ellipsoïde isotherme singulière (SIE). L’exploitation de ces données ALMA simulées est testée dans le cadre d’un problème de régression directe. Nous entraînons un réseau de neurones à convolution (CNN) à apprendre à prédire la masse d’un SMBH à partir des données simulées, sans prendre en compte l’effet de la lentille. Le réseau prédit la masse du SMBH ainsi que son incertitude, en supposant une distribution a posteriori gaussienne. Les résultats sont convaincants : plus la masse du SMBH est grande, plus la prédiction du réseau est précise et exacte. Tout comme avec les méthodes conventionnelles, le réseau est uniquement capable de prédire la masse du SMBH tant que la résolution spatiale des données permet de résoudre la SOI. De plus, les cartes de saillance du réseau confirment que celui-ci utilise l’information contenue dans la SOI pour prédire la masse du SMBH. Dans les travaux à venir, l’effet des lentilles gravitationnelles fortes sera introduit dans les données pour évaluer s’il devient possible de mesurer la masse de ces mêmes SMBHs, mais à un décalage vers le rouge plus élevé. / Recent breakthroughs have been made in the study of supermassive black holes (SMBHs), thanks largely to the Event Horizon Telescope (EHT) team. However, determining the mass of these colossal entities at high redshifts remains a major challenge for astronomers. There are various direct and indirect methods for measuring the mass of SMBHs. The most accurate direct method involves resolving the kinematics of the molecular gas, a cold tracer, in the SMBH’s sphere of influence (SOI). The SOI is defined as the region where the gravitational potential of the SMBH dominates that of the host galaxy. However, since the mass of a SMBH is negligible compared to the mass of a galaxy, the SOI is, from an astronomical point of view, very small, typically a few tens of parsecs. As a result, very high spatial resolution is required to study the SOI of a SMBH and adequately measure its mass. It is this need for high spatial resolution that limits mass measurements of SMBHs at larger distances. To break this barrier, we need to find a way to improve the spatial resolution of objects observed at higher redshifts. The phenomenon of strong gravitational lensing occurs when a light source in the back- ground is aligned with a massive object in the foreground, along an observer’s line of sight. This arrangement distorts the observed image of the background source. Since this distor- tion is unknown and non-linear, analysis of the source becomes considerably more complex. However, this phenomenon also has the effect of stretching, enlarging and amplifying the image of the source, enabling the source to be reconstructed with considerably improved spatial resolution, given its initial distance from the observer. The aim of this project is to develop a chain of simulations to study the feasibility of measuring the mass of a supermassive black hole (SMBH) by kinematics of molecular gas at higher redshift, using machine learning to take advantage of the magnification generated by the distortion of a strong gravitational lens. To this end, we realistically generate observations of molecular gas obtained by the Atacama Large Millimeter/Submillimeter Antenna Array (ALMA). These data are generated from the Feedback in Realistic Environments (FIRE) suite of hydrodynamic simulations. In each simulation, the kinematic effect of the SMBH is integrated, assuming virialized molecular gas. Next, the emission flux of the molecular gas is calculated as a function of its velocity, temperature, density, H2 fraction, redshift and sky size. The ALMA cube is generated taking into account spatial and spectral resolution, which depend on the number of antennas, their configuration and exposure time. Finally, the effect of strong gravitational lensing is introduced by back-propagating the light beam according to the mass profile of the singular isothermal ellipsoid (SIE). The exploitation of these simulated ALMA data is tested in a direct regression problem. We train a convolution neural network (CNN) to learn to predict the mass of an SMBH from the simulated data, without taking into account the effect of the lens. The network predicts the mass of the SMBH as well as its uncertainty, assuming a Gaussian a posteriori distribution. The results are convincing: the greater the mass of the SMBH, the more precise and accurate the network’s prediction. As with conventional methods, the network is only able to predict the mass of the SMBH as long as the spatial resolution of the data allows the SOI to be resolved. Furthermore, the network’s saliency maps confirm that it uses the information contained in the SOI to predict the mass of the SMBH. In future work, the effect of strong gravitational lensing will be introduced into the data to assess whether it becomes possible to measure the mass of these same SMBHs, but at a higher redshift.

Un nouveau contrôleur de EMCCD (Electron multiplying Charge Coupled Device) est présenté. Il permet de diminuer significativement le bruit qui domine lorsque la puce EMCCD est utilisé pour du comptage de photons: le bruit d'injection de charge. À l'aide de ce contrôleur, une caméra EMCCD scientifique a été construite, caractérisée en laboratoire et testée à l'observatoire du mont Mégantic. Cette nouvelle caméra permet, entre autres, de réaliser des observations de la cinématique des galaxies par spectroscopie de champ intégral par interférométrie de Fabry-Perot en lumière Ha beaucoup plus rapidement, ou de galaxies de plus faible luminosité, que les caméras à comptage de photon basées sur des tubes amplificateurs. Le temps d'intégration nécessaire à l'obtention d'un rapport signal sur bruit donné est environ 4 fois moindre qu'avec les anciennes caméras. Les applications d'un tel appareil d'imagerie sont nombreuses: photométrie rapide et faible flux, spectroscopie à haute résolution spectrale et temporelle, imagerie limitée par la diffraction à partir de télescopes terrestres (lucky imaging), etc. D'un point de vue technique, la caméra est dominée par le bruit de Poisson pour les flux lumineux supérieurs à 0.002 photon/pixel/image. D'un autre côté, la raie d'hydrogène neutre (HI) à 21 cm a souvent été utilisée pour étudier la cinématique des galaxies. L'hydrogène neutre a l'avantage de se retrouver en quantité détectable au-delà du disque optique des galaxies. Cependant, la résolution spatiale de ces observations est moindre que leurs équivalents réalisés en lumière visible. Lors de la comparaison des données HI, avec des données à plus haute résolution, certaines différences étaient simplement attribuées à la faible résolution des observations HI. Le projet THINGS (The HI Nearby Galaxy Survey a observé plusieurs galaxies de l'échantillon SINGS (Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey). Les données cinématiques du projet THIGNS seront comparées aux données cinématiques obtenues en lumière Ha, afin de déterminer si la seule différence de résolution spatiale peut expliquer les différences observées. Les résultats montrent que des différences intrinsèques aux traceurs utilisées (hydrogène neutre ou ionisé), sont responsables de dissemblances importantes. La compréhension de ces particularités est importante: la distribution de la matière sombre, dérivée de la rotation des galaxies, est un test de certains modèles cosmologiques. / A new EMCCD (Electron multiplying Charge Coupled Device) controller is presented. It allows the EMCCD to be used for photon counting by drastically taking down its dominating source of noise : the clock induced charges. A new EMCCD camera was built using this controller. It has been characterized in laboratory and tested at the observatoire du mont Mégantic. When compared to the previous generation of photon counting cameras based on intensifier tubes, this new camera renders the observation of the galaxies kinematics with an integral field spectrometer with a Fabry-Perot interferometer in Ha light much faster, and allows fainter galaxies to be observed. The integration time required to reach a given signal-to-noise ratio is about 4 times less than with the intensifier tubes. Many applications could benefit of such a camera: fast, faint flux photometry, high spectral and temporal resolution spectroscopy, earth-based diffraction limited imagery (lucky imaging), etc. Technically, the camera is dominated by the shot noise for flux higher than 0.002 photon/pixel/image. The 21 cm emission line of the neutral hydrogen (HI) is often used to map the galaxies kinematics. The extent of the distribution of the neutral hydrogen in galaxies, which goes well beyond the optical disk, is one of the reasons this line is used so often. However, the spatial resolution of such observations is limited when compared to their optical equivalents. When comparing the HI data to higher resolution ones, some differences were simply attributed to the beam smearing of the HI caused by its lower resolution. The THINGS (The HI Nearby Galaxy Survey) project observed many galaxies of the SINGS (Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey) project. The kinematics of THINGS will be compared to the kinematic data of the galaxies obtained in Ha light. The comparison will try to determine whether the sole beam smearing is responsible of the differences observed. The results shows that intrinsic dissimilarities between the kinematical tracers used are responsible of some of the observed disagreements. The understanding of theses differences is of a high importance as the dark matter distribution, inferred from the rotation of the galaxies, is a test to some cosmological models.

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal.

Un des avantages des lasers femtosecondes de haute puissance (TW-PW) est de pouvoir obtenir, au foyer d'une optique focalisante, des intensités très élevées atteignant jusqu'à 10^22W.cm^-2 soit un champ électrique de 2.7 PV.m^-1. Pour cela, ces chaînes lasers délivrent nécessairement des faisceaux de grands diamètres (jusqu'à 40 cm) et des impulsions très courtes (de l'ordre de la dizaine de femtosecondes). En conséquence, les propriétés spatiales et temporelles de l'impulsion ne sont généralement pas indépendantes. Ce type de dépendance, appelée couplage spatio-temporel, a pour conséquence d'augmenter la durée d'impulsion et la taille de la tache focale, ce qui peut conduire à une diminution notable de l'intensité maximale au foyer. Les dispositifs de métrologie couramment utilisés sur ces chaînes lasers femtosecondes de haute puissance ne permettent de mesurer les profils spatial et temporel de l'impulsion que de façon indépendante.L'objectif de cette thèse était de développer des techniques permettant de mesurer les couplages spatio-temporels afin de pouvoir quantifier leur effet et de les corriger dans l'optique d'obtenir l'intensité maximale au foyer. Ainsi, nous avons tout d'abord adapté une technique de caractérisation spatio-temporelle existante à la mesure de lasers TW. Afin d'éviter les contraintes induites au foyer, comme celles liées aux fluctuations de pointé, les mesures ont été réalisées sur le faisceau collimaté. Ajouter une source de référence en parallèle du dispositif initial, nous a aussi permis de prendre en compte les artéfacts de mesure dus aux variations thermiques et mécaniques affectant l'interféromètre. Grâce à cette amélioration, il est possible de reconstruire le profil spatio-temporel complet du faisceau, en particulier son front d'onde.Cependant, les limitations induites par cette technique, nous ont conduit à développer un nouveau dispositif de mesure. Basé sur une corrélation croisée, cette technique consiste à faire interférer le faisceau laser à caractériser avec une partie de ce dernier, suffisamment petite pour ne pas être distordue spatio-temporellement. Nous avons également mis en œuvre une variante de ce dispositif permettant une mesure mono-coup selon une dimension transverse de l'impulsion.A l'aide de ces différentes techniques, nous avons pu caractériser, pour la première fois, plusieurs chaînes lasers TW. Les mesures réalisées ont mis en lumière l'existence de couplages spatio-temporels résiduels conduisant à une baisse significative de l'intensité pic au foyer. Ces résultats montrent qu'il est indispensable de caractériser spatio-temporellement des chaînes lasers femtosecondes de haute puissance dans l'optique d'obtenir l'intensité maximale au foyer. / One of the advantages of high-power femtosecond lasers (TW-PW) is to obtain, at the focus of a focusing optic, very high intensities up to 10^22W.cm^-2 (i.e. an electric field of 2.7 PV.m^-1. Therefore, these lasers chains necessarily deliver beams with large diameter (up to 40 cm) and very short pulses (of the order of tens of femtoseconds). As a consequence, the spatial and temporal properties of the pulse are generally not independent. Such dependence, called spatial-temporal coupling has the effect of increasing the pulse duration and the size of the focal spot, which can lead to a significant reduction of the maximum intensity at the focus. Metrology devices commonly used on these high-power femtosecond lasers allow retriving the spatial and temporal profiles of the pulse only in an independent manner. The aim of this thesis was to develop techniques for measuring spatiotemporal couplings in order to quantify their effect and correct them in order to obtain the maximum intensity at focus. First of all, we adapted an existing technique of spatio-temporal characterization to the measurement of TW lasers. To avoid the issues induced at the focus, such as those related to jittering, measurements were performed on the collimated beam. By adding a reference source to the original device, we managed to take into account the measurement artifacts due to thermal and mechanical variations affecting the interferometer. With this improvement, it was possible to reconstruct the complete spatio-temporal profile of the beam, particularly its wavefront. However, the limitations imposed by this technique led to the development of a new measurement device. Based on a cross-correlation, this technique consists of making the laser beam to interfere with a part of itself, small enough not to be spatiotemporally distorted. We have also implemented a variant of this device for a single-shot measurement along one transverse dimension of the pulse. Using these techniques, we performed the very first characterization of several TW laser chains. The measurements have revealed the existence of residual space-time couplings leading to a significant decrease of the peak intensity at focus. These results show that it is essential to spatio-temporally characterize high power femtosecond laser chains to obtain the maximum intensity at focus.