STACEE is an atmospheric Cherenkov telescope that was built to detect gamma-rays of cosmic origin. By using a large primary mirror area we have reduced the detector's energy threshold to below 200 GeV. The present work continues STACEE's investigation of BL Lac objects, focusing on Markarian 421, 3C 66A and OJ 287. An important part of this work has been the development of software techniques for the correction of systematic biases and the improvement of background rejection. As a result of these improvements, STACEE made a convincing detection of Markarian 421 during the 2002-2004 seasons. The statistical excess was 3.9sigma for the 2002-2003 season and 10.9sigma for the 2003-2004 season; the latter represents the strongest single season detection ever achieved by STACEE. We compare our measured Mrk 421 rates to those of other instruments and present spectral measurements during various flaring states in 2003-2004. The LBLs 3C 66A and OJ 287 were not detected. We discuss the significance of our flux upper limits in the context of emission models for these two sources.

Pulsars are highly magnetised rotating neutron stars that emit regular,periodic pulses of radiation across a wide range of the electromagnetic spectrum. Originally only observed in radio waves, pulsars are now regularly seen to emit x-ray and gamma-ray radiation. Although they were discovered over forty years ago and the number of known pulsars now exceeds 2000, the processes that generate the observed emission from pulsars are still poorly understood.This work describes the detection of emission from the Crab Pulsar above 100 gigaelectronvolts (GeV), which is the highest radiation energy ever detected from a pulsar. Such an observation was not expected and presents a challenge to the most favoured pulsar emission models. This observation was made using the Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System (VERITAS), an array of four 12-meter-diameter atmospheric Cherenkov telescopes located in southern Arizona.The detected pulsed excess has a statistical significance above 7 standard deviations and yields a derived pulsar flux that is less than 1% of the Crab Nebula flux between 140 and 880 GeV. This measurement is used to rule out an exponentially-shaped cut-off in the emission of the Crab Pulsar above ~6 GeV, which was previously the preferred spectral shape. Furthermore, this measurement is used to set a limit on the minimum altitude of the gamma-ray emission site to greater than 10 times the neutron star radius, representing the most constraining limit ever set. Finally, it is shown that the emission seen by VERITAS challenges the role played by curvature radiation in current models of pulsar emission. / Les pulsars sont des étoiles à neutrons fortement magnétisées tournant sur ellesmmes, qui émettent réguliérement des impulsions de rayonnement périodiques à travers le spectre électromagnétique. Initialement observée seulement dans le spectre des ondes radio, les pulsars ont maintenant été détectés dans la gamme des rayonsX et gamma. Bien qu'ils aient été découverts il y a plus de quarante ans et que le nombre de pulsars connus dépassent 2000, les processus générant les émissions observées provenant des pulsars sont encore mal compris. Ce travail décrit la détection d'émission du Pulsar du Crabe au-delà de 100 gigaélectron-volt (GeV), ce qui est la radiation la plus énergétique jamais détectée provenant d'un pulsar. Une telle observation n'était pas attendue et présente un défi aux modéles d'émission de pulsar acceptés. Cette observation a été faite en utilisant un réseau de 4 télescopes atmosphriques Cherenkov de 12 métres de diamétre situé dans le sud de l'Arizona, appelé VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System). L'excédent de l'impulsion détecté a une signification statistique de plus de 7 écart-types et donne un flux calculé de moins de 1% du flux de la Nébuleuse du Crabe entre 140 et 880 GeV.Cette mesure est utilisée pour exclure une coupure en forme dexponentielle dans l'émission du Pulsar du Crabe au-dessus de 6 GeV, qui était auparavant la meilleure forme expliquant le spectre. De plus, cette mesure est utilisée pour fixer une limite sur l'altitude minimale du site d'émission des rayons gamma de 10 fois le rayon de l'étoile à neutron, représentant la limite la plus contraignante jamais établie. Finalement, ce travail montre aussi que l'émission observée par VERITAS questionne le rôle du rayonnement de courbure des modéles courants d'émissions de pulsar.

Imaging atmospheric Cherenkov telescope (IACT) arrays such as VERITAS are used to perform very high-energy gamma-ray astronomy. This is accomplished by detecting and analyzing the Cherenkov light produced by gamma-ray initiated atmospheric air showers. IACTs also detect the Cherenkov light produced by individual muons. The Cherenkov light produced by muons is well understood, and can be used as a calibrated light source for the telescopes. Muons create characteristic annular patterns in the cameras of IACTs, which may be identified using parametrization algorithms. One such algorithm, the Hough transform, has been used to identify muons in VERITAS data. The details of the Hough transform and its implementation on VERITAS data will be described, as well as the use of parameters derived from the Hough transform for muon identification. In addition, the selection of muon rings appropriate for calibration purposes will be described. Finally, the Hough transform-based muon selection technique will be compared to the standard VERITAS muon selection technique. / Les systèmes de télescopes par imagerie Cherenkov tel que VERITAS sont utilisés pour l'astronomie à rayons gammas de très hautes énergies. Ceci est accompli par la détection et l'analyse de la lumière Cherenkov produite par les gerbes de particules causées par l'interaction des rayons gammas avec l'atmosphère. Ces télescopes détectent aussi la lumière Cherenkov produite par les muons. La lumière Cherenkov produite par les muons est bien comprise, et peut être utilisée comme source de calibration pour les télescopes. Les muons forment un anneau dans leur caméra, et peuvent être identifiés en utilisant des algorithmes de paramétrisation. La transformée de Hough est un de ces algorithmes, et a été utilisé afin d'identifier les muons dans les données de VERITAS. Les détails de la transformée de Hough et son application avec VERITAS seront présentés, ainsi que l'utilisation des paramêtres en découlant pour l'identification de muons. De plus, la sélection d'anneaux de muons appropriés pour des besoins de calibration sera décrite. Finalement, la technique de sélection de muons basé sur les transformées de Hough sera comparée à la technique de sélection de muons standard de VERITAS.

Several authors have shown that core accretion tends to produce low-entropy planets—the "cold start" scenario. Since a highly uncertain step in the formation process, but which is claimed to be crucial, is the shock at the planet surface during the runaway gas accretion phase, we attempt to assess its relevance by isolating its physics. We present simplified calculations of the accretion flow onto the planet, investigate what aspect sets the initial entropy, and discuss the subsequent evolution of the planet.A different and promising approach to the question of the post-formation state of exoplanets is the direct detection of young objects. We show how to place joint constraints on the mass and initial entropy of an exoplanet from its observed luminosity and age in a formation-model-independent fashion. Moreover, we demonstrate that with mass information, e.g. from dynamical stability analyses, bounds can be set on the initial entropy, thereby constraining formation scenarios. We apply these results to a handful of low-mass companions and place lower bounds on their initial entropy, independent of age uncertainties for the star in some cases. / Plusieurs auteurs ont montré que le modèle de formation par accrétion du noyau tend à produire des planètes à basse entropie — le scénario des "départs froids". Étant donné qu'une étape hautement incertaine du processus de formation est le choc à la surface de la planète durant la phase d'accrétion gazeuse incontrôlée mais que celui-ci est supposément crucial pour déterminer l'entropie initiale, nous tentons d'évaluer son importance en présentant des calculs simplifiés du flot d'accrétion sur la planète, étudiant quel aspect détermine l'entropie initiale et discutant l'évolution subséquente de la planète.Une approche différente et prometteuse de la question de l'état post-formation des exoplanètes est la détection directe de jeunes objets. Nous montrons comment placer des contraintes jointes sur la masse et l'entropie initiale d'une exoplanète à partir de sa luminosité et de son âge indépendamment des modèles de formation. De plus, nous montrons qu'avec de l'information supplémentaire sur la masse, par exemple des analyses de stabilité dynamique, il est possible de borner l'entropie initiale, contraignant de la sorte les scénarios de formation. Nous appliquons ces résultats à quelques compagnons de faible masse et plaçons des limites inférieures à leur entropie initiale, indépendamment des incertitudes sur l'âge de l'étoile dans certains cas.

EBEX (the E and B Experiment) is a balloon-borne telescope with 8' resolution primarily designed to detect the B-mode polarization of the cosmic microwave background radiation, which would represent strong evidence for the inflationary period of the universe. EBEX will also characterize the galactic dust and the gravitational lensing. During a 11 day long duration science flight over Antarctica scheduled for the Austral Summer of 2012-2013, EBEX will operate 872, 436 and 256 spider-web transition edge sensor (TES) bolometers at 150, 250 and 410 GHz, respectively, and observe a 350 square degree patch of sky.The EBEX engineering flight in June 2009 over New Mexico and Arizona provided the first usage of both a large array of TES bolometers and a superconducting quantum interference device (SQUID) based multiplexed readout system in a space-like environment. The sensors were read out with a new SQUID-based digital frequency domain multiplexed (DfMUX) readout system that was designed to meet the low noise, low power consumption and robust autonomous operation requirements presented by a balloon experiment. The DfMUX readout system successfully tuned, monitored and operated the EBEX camera at float. This successful demonstration increases the technology readiness level of these bolometers and the associated readout system for future space missions.In preparation for the science flight, the bolometer specifications to optimize the sensitivity of the EBEX camera have been calculated and verified to provide EBEX with the required sensitivity to meet its science goals. A series of bolometer wafers were produced at University of California, Berkeley, and characterized at McGill University and University of Minnesota. From these wafers, 14 have been selected for integration for the EBEX long duration balloon flight. The multiplexing factor of the DfMUX readout system has also been demonstrated to be improved from 8 to 16. An algorithm allowing for the monitoring of the camera setup and the camera performance at float has been developed. The camera operator will use this algorithm to the camera during flight in order to optimize both the observing time of the telescope and the sensitivity of the camera. EBEX is ready to perform its long-duration science flight. / EBEX ("E and B Experiment") est un télescope maintenu en haute altitude par un ballon stratosphérique. Ce télescope conçu pour détecter la polarisation de type B du rayonnement cosmologique fossile possède une résolution de 8'. Une telle détection représenterait une évidence forte de la période inflationniste de l'univers. EBEX caractérisera également la poussière galactique ainsi que l'effet de lentille gravitationnelle. Pendant un vol de 11 jours prévu pendant l'été austral 2012-2013 au dessus de l'Antarctique, EBEX opérera 872, 436 et 256 bolomètres en transition supraconductrice dans les bandes de fréquence 150, 250 et 410 GHz, respectivement. EBEX observera une région du ciel de 350 degrés carrés.Le vol d'essai de EBEX a eu lieu en juin 2009 au dessus du Nouveau-Mexique et de l'Arizona. Lors de ce vol d'essai, des bolomètres en transition supraconductrice ainsi qu'un système digital de lecture de données multiplexé en fréquence (DfMUX) avec amplificateurs supraconducteurs à interférence quantique (SQUID) ont été exploités avec succès dans un environnement spatial chacun pour la première fois. Le système DfMUX a été conçu pour permettre la lecture de bolomètres tout en respectant les exigences de produire peu de bruit électronique, de consommer peu d'énergie et de permettre une opération fiable des détecteurs. Ces exigences sont requises pour opérer un tel télescope en haute atmosphère. Lors de ce vol, le système DfMUX a mis au point et a vérifié avec succès le bon fonctionnement de la caméra de EBEX. Cette démonstration prépare le terrain pour l'utilisation des bolomètres en transition supraconductrice ainsi que le système DfMUX dans le cadre de futures missions spatiales. En préparation pour le vol scientifique de EBEX, les paramètres des bolomètres permettant d'optimiser la sensibilité de la caméra ont été calculés. La sensibilité calculée permettra à EBEX d'atteindre ses buts scientifiques. Parmi les dizaines de gaufres de détecteurs fabriquées à l'Université de la Californie, Berkeley, et caractérisées à l'Université McGill et à l'Université du Minnesota, 14 ont été sélectionnées pour l'intégration de l'instrument EBEX précédent le vol de longue durée. L'amélioration du facteur de multiplexage du système DfMUX de 8 à 16 a également été démontrée. Un algorithme permettant de surveiller la mise au point ainsi que la performance en vol de la caméra a été élaboré. L'opérateur de la caméra utilisera cet algorithme pendant le vol afin d'optimiser le temps d'observation du télescope ainsi que le sensibilité de la caméra. EBEX est prêt à entreprendre son vol scientifique.

Lensing of the cosmic microwave background (CMB) is a rapidly-emergingcosmological probe. After describing background theory, we presentanalysis techniques developed for the measurement of lensing using CMB datafrom the South Pole Telescope. We characterize several sources of biasand systematic effects in the measurement. After presenting thereconstructed power spectrum of the CMB lensing potential from SPT data,we perform a cosmological analysis. We obtain improved constraints onseveral cosmological parameters compared to those obtained from onlyprimary CMB data, including the dark energy equation of state, thematter fluctuation amplitude today, and the spatial curvature. We thendescribe analytic techniques for computing biases in the lensingreconstruction. Finally, we discuss a related topic, the effects on theCMB from a particular type of primordial isocurvature fluctuation modethat could be large today. / L'effet de lentille gravitationnelle dans le fond de radiation cosmologique (CMB) représente une méthode d'étude cosmologique en rapide émergence. Après avoir décrit le cadre théorique, nous présentons des techniques d'analyse permettant la détection de l'effet de lentille gravitationnelle dans les données du South Pole Telescope (SPT). Nous caractérisons plusieurs sources de biais et d'erreurs systématiques intervenant dans la reconstruction de l'effet de lentille. Nous présentons ensuite le spectre de puissance de l'effet de lentille gravitationnelle obtenu à partir de cartes du CMB mesurées par le télescope SPT et poursuivons avec une analyse cosmologique de celui-ci. Nous obtenons sur plusieurs paramètres cosmologiques des contraintes plus fortes que celles obtenues à l'aide du CMB sans effet de lentille gravitationnelle. Parmi ces paramètres se trouvent l'équation d'état de l'énergie noire, l'amplitude des fluctuations de densité de matière ainsi que la courbure de l'espace-temps. Par la suite, nous décrivons les techniques mises au point pour calculer le biais dans le reconstruction de l'effet de lentille gravitationnelle. Pour terminer, nous présentons un sujet connexe, les effets sur le CMB d'un mode particulier de fluctuation isocourbure primordiale qui pourrait être important aujourd'hui.

The observational record of the growth of structure in the universe over cosmic time offers a unique and invaluable cosmological measure. The abundance and evolutionary history of structure in the universe are dependent upon the parameters which define the cosmological framework. In this work, we formulate a method for deriving cosmological constraints from the observed abundance of galaxy clusters. These objects are the most massive gravitationally collapsed structures in the universe and act as tracers of the underlying density field. We develop a technique for comparing theoretical cluster abundances with observed galaxy cluster catalogs. In this process, we explore and constrain the parameter space for departures from the canonical cosmological model. The motivation and framework for this investigation are presented in the opening chapters. An introduction to modern cosmological theory and methods for calculating theoretical galaxy cluster abundances are presented. A description of the physical observables associated with galaxy clusters follows, including a summary of detection methods. A cluster likelihood, defined through comparisons between observed cluster abundances with those predicted from theory, is developed.The focus of this work rests in the analysis of the cluster likelihood. The fiducial LCDM model is explored and parameter constraints are presented. The cluster dataset is shown to provide useful constraints on numerous parameters and the inclusion of supplementary data is investigated. The cluster-scale normalization parameter sigma_8 is well-constrained by this analysis, where we find sigma_8=0.745+-0.082 when considering only the cluster data and sigma_8=0.796+-0.026 for a combination of cluster and complementary datasets. The normalization of the scaling relation between the cluster observable and its mass and redshift is also constrained by this joint analysis such that, when compared with predictions from numerical simulations, we find A_SZ, meas./A_SZ, fid.=0.82+-0.17. Also explored are two extensions to the standard cosmological model, a non-cosmological-constant form of dark energy and non-Gaussian primordial fluctuations. In both cases the cluster likelihood is demonstrated to provide informative constraints, demonstrating consistency with a cosmological constant form of dark energy and Gaussian primordial fluctuations. Through a combination of cluster and complementary datasets we constrain the dark energy equation of state parameter to be w=-1.07+-0.12. The degree of non-Gaussianity inferred from a catalog of massive galaxy clusters is also constrained, finding f_NL=-36 (-491+456) at 68% confidence for a particular non-Gaussian model. / Les données observationnelles de la croissance des structures dans l'univers représentent une mesure cosmologique unique et inestimable. La quantité et l'historique d'évolution des structures dans l'univers dépendent des paramètres qui définissent le contexte cosmologique. Dans le présent travail, nous formulons une méthode pour déduire des contraintes cosmologiques à partir d'observations du nombre d'amas de galaxies. Ces objets demeurent les structures les plus massives à être issues de l'effondrement gravitationnel dans l'univers et agissent comme traceurs du champ de densité sous-jacent. Nous développons une technique servant à comparer le nombre d'amas de galaxies théorique aux données des catalogues d'amas de galaxies observés. Ce faisant, nous explorons et contraignions l'espace de paramètres à la recherche de déviations par rapport au modèle cosmologique standard. L'intérêt et le cadre de travail de cette recherche sont détaillés dans les premiers chapitres. Une introduction à la théorie de la cosmologie moderne et aux méthodes de calcul du nombre théorique d'amas de galaxies sera présentée. Ensuite, nous faisons la description des observables physiques associés aux amas de galaxies, incluant un résumé des méthodes de détection. Nous développons par après une fonction de vraisemblance des amas de galaxies définie par une comparaison entre les amas observés et les amas prédits par la théorie. Le fil conducteur de ce travail réside dans l'analyse de la fonction de vraisemblance des amas de galaxies. Le modèle standard de la cosmologie, dit LCDM, est exploré et les contraintes sur ses paramètres sont présentées. L'utilisation d'ensembles de données sur les amas de galaxies permet d'améliorer les contraintes sur plusieurs de ces paramètres. L'impact sur ces contraintes de l'ajout de données supplémentaires est également considéré. Cette analyse permet de contraindre significativement le paramètre de normalisation des fluctuations à l'échelle des amas de galaxies \sigma_8. Nous obtenons sigma_8=0.745+-0.082 en ne considérant que les données d'amas de galaxies et sigma_8=0.796+-0.026 en ajoutant des ensembles de données complémentaires. La normalisation du rapport d'échelle entre l'observable d'un amas de galaxies et sa masse est aussi contrainte par cette analyse conjointe. En comparant les résultats de notre analyse à ceux de simulations numériques, nous trouvons A_SZ, meas./A_SZ, fid.=0.82+-0.17$. Nous explorons de plus deux extensions au modèle cosmologique standard, une forme d'énergie sombre ne correspondant pas à une constante cosmologique ainsi que des fluctuations primordiales non-Gaussiennes. Dans les deux cas, la fonction de vraisemblance des amas de galaxies a permis de produire des contraintes informatives. Nous contraignons le paramètre de l'équation d'état de l'énergie sombre comme étant w=-1.07+-0.12$. En appliquant la fonction de vraisemblance à un catalogue d'amas de galaxies massifs, nous trouvons que le degré de non-Gaussianité correspond à f_NL=-36 (-491+456), à un niveau de confiance de 68%, pour un modèle de non-Gaussianité donné.

By deflecting photon trajectories, weak gravitational lensing shifts cosmic microwave background (CMB) anisotropies. The power spectrum of the lensing deflection field carries significant information about structure formation.The growth of structure in the universe is affected by neutrinos, confirmed to have a non-zero total mass by the latest neutrino flavor oscillation experiments. Using statistical estimators of the deflection field, we have evaluated through a Fisher forecast the capacity of present and near future CMB experiments SPT-SZ, SPTpol and Planck to constrain cosmological parameters and the total neutrino mass. We find that including lensing information in the forecast allows the SPT-SZ, SPTpol and Planck combined constraint to improve from 0.32 eV to 0.089 eV. The 1-sigma constraint on the sum of neutrino masses from Planck alone improves from 0.39 eV to 0.11 eV when including lensing. Furthermore, we conclude that a greater SPTpol survey area is favored in order to maximize the SPT-SZ, SPTpol and Planck combined constraint on the total neutrino mass. / En déviant la trajectoire des photons, l'effet de lentille gravitationnelle faible déplace les anisotropies du fond diffus cosmologique. Le spectre de puissance du champ de déviation due au lentillage recèle des informations significatives sur la formation de la structure dans l'univers et sur la signature des neutrinos, dont la masse totale est confirmée non-nulle par les récentes expériences de mesure des oscillations de saveur des neutrinos. En utilisant des estimateurs statistiques du champ de déviation, nous avons évalué par l'entremise d'une analyse de Fisher la capacité des expériences de mesure du fond diffus cosmologique SPT-SZ, SPTpol et Planck à contraindre certains paramètres cosmologiques dont la masse totale des neutrinos. Nous observons que l'inclusion d'informations sur l'effet de lentillage dans l'analyse de Fisher permet à la contrainte sur la masse totale des neutrinos de la combinaison SPT-SZ, SPTpol et Planck de descendre de 0.32 eV à 0.089 eV. Cette contrainte obtenue avec l'expérience Planck seulement est de 0.39 eV sans effet de lentillage et de 0.11 eV en incluant l'effet de lentillage. De plus, nous concluons qu'une aire balayée plus grande pour la mission SPTpol est favorisée pour maximiser la force de la contrainte sur la masse totale des neutrinos par la combinaison des missions SPT-SZ, SPTpol et Planck.

The search for cosmic strings has been of renewed interest with the advent of precision cosmology. In this thesis we discuss the possibility of observing cosmic strings through their signature in the large scale structure. We review the standard picture of structure formation caused by primordial fluctuations in the matter density and introduce the notion of cosmic strings while presenting how they would act as early seeds for structure formation. We also discuss previous work that studied structures formed from cosmic string loops and the recent result that these could allow for observational effects by giving rise to significant star formation at early times. Finally we give a quantitative description of the nonlinear matter density fluctuations that can form from ascaling network of cosmic string wakes. Specifically, we compute the distribution of dark matter halos. These halos would possess strong correlations in position space that should have survived until today. We also discuss the challenges involved in their detection due to their small size and the complex dynamics of their formation. / L'intérêt pour la recherche de cordes cosmiques c'est récemment renouvelé avec l'arrivée de nouvelles technologies permettant d'étudier la cosmologie avec grande précision. Dans cette thèse, nous discutons de la possibilité d'observer ces cordes cosmiques par leur effet sur les structures à grande échelle de l'univers. Nous présentons le savoir standard associé à la formation de structure causée par des fluctuations primordiales dans la densité de matière. Par la suite, nous expliquons la notion de cordes cosmiques et leur effet catalyseur sur la croissance de structure. Nous discutons également des travaux antérieurs qui ont été effectués sur les structures former par les cordes cosmiques bouclées. Ces travaux démontrent que ces structures peuvent potentiellement générer des étoiles très tôt dans l'histoire de l'univers, cela causerait des effets observables. Finalement, nous donnons une description quantitative des fluctuations de densité non-linéaire causée dans le sillage de longues cordes cosmiques. Spécifiquement, nous calculons la distribution des halos de matière noire. Ces halos posséderaient de fortes corrélations spatial qui devrait avoir survécues jusqu'à aujourd'hui. Nous discutons aussi des obstacles, dûs à leurs petites masses et aux dynamiques complexes de leur formation, auxquels nous devrons surmonter en essayant de détecter les signaux de ces halos.

We demonstrate that the classic Goldreich-Julian neutron star magnetosphere is flawed. Firstly, we show that the Goldreich-Julian solution is not unique. Secondly, we demonstrate the instability of a truncated Goldreich-Julian magnetosphere by showing that such a magnetosphere will quickly collapse to a more stable configurations. We further demonstrate that a "pure" Goldreich-Julian charge configurations can exist at small radii, but must be supported by a non-Goldreich-Julian magnetosphere at larger radii. Such configurations naturally form vacuum gaps and attendant charge-vacuum discontinuities. Lastly, we show that pair production cannot be used as a saving mechanism to fill the vacuum regions in an aligned pulsar model. In conjunction with the existance of static aligned non-Goldreich-Julian magnetospheric configurations, this reinforces the argument that an aligned neutron star cannot be an active pulsar.