Blazars are extremely powerful astrophysical objects that emit radiation up to the TeV regime. 1ES 1218 + 30.4 is one such object. It was observed from December 20, 2006, to March 20, 2007, by the γ-ray experiment VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System), an array of four 12-m atmospheric Cerenkov telescopes located in southern Arizona. These observations are analyzed and 1ES 1218 + 30.4 is detected with high significance. The observed spectrum is also found to be in agreement with previous results and is here measured to be (2.2 ± 0.3stat. ± 0.4sys.)×10−12cm−2 s−1 TeV−1(E/0.8TeV)−2.8±0.2stat.±0.2sys. in the 350 GeV to 1.9 TeV energy range. The spectrum is used to constrain the extragalactic background light by unfolding the intrinsic spectrum for many possibilities and keeping only the ones that lead to physically permissible intrinsic spectra. The direct measurements of the extragalactic background light at near infrared wavelengths are challenged by the limits derived in this work. / Les blazars sont des objets astrophysiques extrêmement puissants qui émettent de la radiation jusqu'au régime TeV. 1ES 1218 + 30.4 est l'un de ces objets. Il a été observé du 20 décembre 2006 au 20 mars 2007 par le détecteur de rayons γ VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System), un réseau de quatre télescopes de 12m situé au sud de l'Arizona, capables d'imager la lumière Cerenkov atmosphérique. Ces observations sont analysées et 1ES 1218 + 30.4 est détecté de manière significative. Le spectre observé est mesuré à (2.2 ± 0.3stat. ±0.4sys.)×10−12cm−2 s−1 TeV−1(E/0.8TeV)−2.8±0.2stat.±0.2sys. dans la bande 350 GeV à 1.9 TeV. Le spectre est utilisé pour contraindre l'arrière-plan lumineux extragalactique en recouvrant le spectre intrinsèque à la source pour de nombreuses possibilités et en ne gardant que celles qui mènent à un spectre intrinsèque physiquement admissible. Les mesures directes de l'arrière-plan lumineux extragalactique aux longueurs d'onde du proche infrarouge sont mises à l'épreuve par les limites calculées dans ce travail.

A self-gravitating, elastic, spherical thick shell model is used to derive the present state of the lateral variations of density and stress within the lunar interior. Density perturbations are generally +/-200 kg/m 3 within the crustal layers, with peaks of up to +/-400 kg/m 3. These perturbations diminish quickly with depth, becoming less than +/-80 kg/m3 by 150 km depth, and generally less than +/-5 kg/m3 by 300 km depth. The major stress differences associated with the mascon basins are found in the upper mantle reaching maximums of 6--8 MPa at about 150 km depth. The introduction of a partially molten layer in the upper mantle increases the stresses in the overlying strata significantly. The stresses for this type of model reach values above 10 MPa beneath the major mascon basins, between the base of the crust to the top of the partially molten layer, at 180 km depth. (Abstract shortened by UMI.)

<p> Abstract not available.</p>

We present a multi-wavelength perspective of star-forming galaxies within high-redshift galaxy clusters. The clusters derive from the Red-sequence Cluster Survey (RCS) and the Spitzer Adaptation of the Red-sequence Cluster Survey (SpARCS), and possess ample spectroscopic coverage, yielding numerous confirmed cluster members. This thesis consists of a collection of distinct but related works, focusing on environmental effects within the dense regions of clusters---some of the rarest structures in the Universe. We exploit the high sensitivities of cutting-edge infrared and submillimeter telescopes to glean the wealth of information encoded within the thermal portion of the spectral energy distribution, including infrared luminosities and dust temperatures. This allows us to uncover various trends within the star-forming population as a function of environment. Moreover, we develop a novel definition of environment, based on the phase space of radius and velocity, to account for the various accretion histories of galaxies onto clusters; it thereby probes the time-averaged density that each galaxy population has experienced. Using this tracer of environment, we find a significant depression in the star formation rate per unit stellar mass for star-forming galaxies within cluster cores at z~0.9 and z~1.2, in contrast to the flat trend that results from conventional definitions of environment. We also discover a population of galaxies that have lower dust temperatures compared to both infalling galaxies and those that were accreted at the earliest stages of the formation of the cluster. Taken together, these trends in star formation rate and dust temperature can help elucidate which, if any, quenching mechanisms are active within cluster environments. Finally, we report the serendipitous detection of an overdensity of submillimeter-bright galaxies located behind a merging z~0.9 supercluster, which could signify a highly star-forming protocluster at z~3. / Nous présentons une analyse multi-fréquentielle de galaxies à formation d'étoiles situées à l'intérieur d'amas de galaxies fortement décalés vers le rouge. Ces amas en provenance du sondage Red-sequence Cluster Survey (RCS) et de son adaptation par Spitzer (SpARCS) possèdent une large couverture spectroscopique et contiennent plusieurs membres confirmés. Cette thèse représente une collection de travaux distincts mais reliés, qui se concentrent sur les effets environnementaux présents à l'intérieur des régions denses d'amas de galaxies, des structures parmi les plus rares de l'Univers. Nous exploitons la sensibilité élevée des télescopes infrarouges et submillimétriques de pointe pour collecter l'information encodée dans la portion thermale de la distribution spectrale d'énergie, ce qui inclue des mesures de luminosité infrarouge et des températures de poussière. Cette méthode nous permet de dévoiler plusieurs tendances en cours à l'intérieur de la population de galaxies à formation d'étoiles en fonction de l'environnement où se trouvent ces galaxies. De plus, nous développons une nouvelle définition de ce qui constitue l'environnement d'une galaxie basée sur l'espace de phase du rayon et de la vitesse. Cette définition tient compte des nombreux épisodes d'accrétion de galaxies par les amas de galaxies, traçant ainsi la densité moyenne connue par chaque population de galaxies. En utilisant ce nouveau traceur d'environnement, nous trouvons un manque important dans le taux de formation d'étoiles par unité de masse stellaire pour les galaxies à formation d'étoiles situées au coeur d'amas de galaxies entre z~0.9 et z~1.2, ce qui contraste avec le taux constant résultant d'une définition conventionnelle de l'environnement. Nous avons aussi découvert une population de galaxies ayant des températures de poussière plus basse que celles associées à des galaxies qui tombent ou qui ont été accrétées au début de la formation de l'amas de galaxies. Considérées ensemble, ces tendances caractérisant le taux de formation d'étoiles et la température de poussière peuvent aider à mettre en lumière les mécanismes de relaxation actifs à l'intérieur des amas de galaxies. Pour terminer, nous rapportons la détection fortuite d'une surdensité de galaxies submillimétriques situées derrière un superamas de galaxies à z~0.9, ce qui pourrait indiquer la présence d'un proto-amas à haute formation d'étoiles à z~3.

Cosmic strings are topological defects that appear in many different early universe theories. By constraining the tension Gu of cosmic strings, the energy scale of the early universe could be probed and various theoretical models could be ruled out. In this study, we use large-scale structure to test its effectiveness in constraining Gu. Using simulations and observational data, we find that the differences in large-scale structure in a universe with Gu = 0, Gu = 10^−5 , Gu = 10^−7 are small. We further analyze structure formed by galaxies with various luminosities and star formation rates. However, we find that the uncertainties in the measurements dominate the signal, and hence, no strict constraint could be placed on the cosmic string tension. / Les cordes cosmiques sont des défauts topologiques qui apparaissent dans de nombreuses théories de l'univers primordial. En plaçant des limites sur les valeurs de la tension Gu des cordes cosmiques, on peut explorer l'échelle d'énergie de l'univers primordial et certains modèles théoriques peuvent ainsi être rejetés. Jusqu'à maintenant, la valeur de Gu a été mesurée grâce aux observations du fond diffus cosmologique et grâce au chronométrage des pulsars. Dans cette étude, nous utilisons les structures à grande échelle de l'univers pour tester leur capacité à contraindre Gu. à l'aide de simulations et de données observationelles, nous observons que les différences sont faibles dans les structures à grande échelle entre des univers avec Gu = 0, Gu=10^-5 et Gu=10^-7. Nous étudions ensuite la structure formée par des sous-classes de galaxies caractérisées par différentes luminosités et différents taux de formation stellaire. Néanmoins, nous concluons que les incertitudes dominent le signal et qu'aucune contrainte stricte ne peut être placée sur la tension des cordes cosmiques.

In this thesis, I describe the discovery and follow-up study of a transition object, PSR J1023+0038 (hereafter J1023). This object currently appears as a radio millisecond pulsar (MSP) but appears to have had an accretion disc in 2001. This places it at a poorly understood point along the pulsar evolutionary track, at the end of a low-mass X-ray binary (LMXB) phase and the beginning of a MSP phase. I discuss the evidence for this history and how it fits into our models of LMXB/MSP evolution. I also describe X-ray observations that show X-ray emission apparently coming partly from the pulsar, and partly from an intrabinary shock. I describe a long-term program of radio observations of the system, which show in detail the eclipses (ordered and random), dispersion measure variations, and orbital period variations. I also examine the system's gamma-ray emission and find that it does not appear to be orbitally modulated but may be modulated at the pulsar period. I find that in its current state, radio emission from J1023 appears to be strongly affected by its Roche-lobe-filling companion, which seems to be magnetically active. This magnetic activity seems to support ionized material leaving the companion against the pulsar wind, and it also seems likely that it is responsible for the orbital period variations we observe. I attribute the companion's irradiation to heating by X-rays from a shock near the companion's surface. The observed variability in this shock may be related to activity within the companion. The question of whether or when J1023 will enter another active episode remains open, although comparison with the newly discovered system M28I shows that it is possible. / Dans cette thèse, je décris la découverte et l'investigation d'un objet transitionel, PSR J1023+0038 (J1023 subséquemment). Cet objet à ce moment appert être un pulsar radio à période milliseconde (MSP) mais apparemment avaît un disque d'accrétion en 2001. Ce fait identifie J1023 comme étant en transision à une phase mal comprise dans la séquence evolutionnaire des pulsars, à la fin d'une phase binaire aux rayons X à faible masse (LMXB) et au début d'une phase MSP. Je discute les preuves pour cette interprétation et comment cette interprétation s'accorde avec nos modèles d'evolution LMXB/MSP. Je décris aussi les observations en rayons X de J1023 qui démontrent que l'émission des rayons X viens en partie du pulsar et en partie d'un choc entre le pulsar et son compagnon. Je décris un programme à long terme d'observations de J1023 dans les ondes radio, qui démontre en détail les éclipses (ordonnées et aléatoires), les variations en mesure de dispersion, et les variations en période orbitale. J'examine aussi l'émission du système en rayons gamma et trouve qu'elle ne semble pas modulée à la période orbitale mais qu'elle pourrait être modulée à la periode du pulsar. Je trouve que dans son êtat actuel, l'émission radio de J1023 semble être fortement modifiée par son compagnon, qui remplit son lobe de Roche et qui semble être magnetiquement actif. Cette activité magnetique semble soutenir le matériel ionisé émis par le compagnon contre le vent du pulsar, et il semble aussi probable que cette activité est responsable pour les variations en période orbitale qui sont observées. J'attribue l'irradiation du compagnon au chauffage par rayons X venant d'un choc proche de la surface du compagnon. La question de si ou quand J1023 se trouvera dans un autre épisode d'activité reste ouverte, mais la connection avec le système recemment découvert M28I démontre qu'il s'agit d'une possibilité.

Low frequency radio astronomy is experiencing a renaissance due to advances in computing power and efficiency. New instruments are being designed and built to take advantage of this. An introduction is given to radio astronomy. The physical mechanisms of radio emission are explained. The measurement of radio waves is discussed, particularly in regard to the properties and advantages of interferometric arrays. Two modern instruments currently being deployed and tested are described, with particular attention paid to their calibration techniques. These instruments are the Murchison Widefield Array (MWA) in Western Australia and the Low Frequency Array (LOFAR) in Europe, with most components in The Nether-lands. These instruments are compared with one another. / La radioastronomie de fréquence basse connaît une renaissance grâce aux progrès de la puissance de calcul et d'efficacité. De nouveaux instruments sont conçus et construits pour profiter de cette. Une introduction est donnée à la radioastronomie. Les mécanismes physiques de l'émission de radio sont expliqué. La mesure des ondes radio est discutée, en particulier en ce qui concerne les propriétés et avantages de réseaux interférométriques. Deux instruments modernes actuellement déployés et testés sont décrits, avec une attention particulière à leurs techniques d'étalonnage. Ces instruments sont le "Murchison Widefield Array" (MWA) en l' Ouest de l'Australie et le "Low Frequency Array" (LOFAR) en Europe, la plupart des composants dans les Pays-Bas. Ces instruments sont comparé l'un à l'autre.

The RCS 2319+00 supercluster is a massive supercluster at z = 0.9 comprising three optically selected, spectroscopically confirmed clusters separated by < 3 Mpc on the plane of the sky. This supercluster is one of a few known examples of the progenitors of present-day massive clusters (10^15 solar masses by z ∼ 0.5). RCS 2319+00 therefore allows us to witness the hierarchical buildup of large-scale structure in the Universe.We present an extensive multiwavelength study carried out on the supercluster field. A spectroscopic campaign resulted in 302 structure members spanning three distinct redshift walls separated by ∼ 65 Mpc. We find evidence of substructure in the supercluster field, with a friends-of-friends (FOF) analysis identifying five infalling groups in addition to the three cluster cores. Various methods are presented to estimate the cluster and group masses, finding cluster masses of ∼ 10^14.5–10^14.9 solar masses and average masses of >10^13 solar masses for the infalling groups. These group masses are in agreement with the halo sizes found to be important in cluster galaxy pre-processing in N -body simulation merger tree studies based on hierarchical formation models.In conjunction with multiwavelength data, we use the spectroscopic members and their FOF associations as isolated, group or core galaxies to investigate the role of both the local and global environment on cluster galaxies' stellar mass and star formation. The z = 0.9 RCS2319+00 supercluster is found to follow the local SFR-density relation, with the star formation primarily located in the lower density, infalling isolated and group regions. We see suggestions of both enhanced star formation activity and star formation quenching over the supercluster field. The densest regions of the groups and isolated outskirt galaxies show hints of enhanced star formation activity. There is evidence of a bimodal distribution in the SFRs with stellar mass: the known main sequence of increasing SFR with increasing stellar mass, and a sub-main sequence population of partially quenched star forming galaxies. The sub-main sequence itself seems to be divided between environment-quenching and mass- quenching effects.We propose that the infalling groups in RCS 2319+00 are in varying stages of pre-processing, with their star formation activity level falling between that of the isolated supercluster galaxies and the less-active, more massive cluster cores. Overall, our results align with the theoretical models that predict galaxy pre-processing in group environments before final accretion onto cluster sized halos. / Le super-amas RCS2319+00 est un super-amas massif à z = 0,9 comprenant trois amas sélectionnés optiquement et confirmés par spectroscopie. Ces amas sont séparés par < 3 Mpc dans le plan du ciel. Ce super-amas est l'un des rares exemples connus d'ancêtres d'amas massifs d'aujourd'hui (10^15 masses solaires par z ~ 0.5). RCS 2319+00 nous permet donc d'être témoin de l'accumulation hiérarchique de la structure à grande échelle dans l'Univers.Nous présentons une vaste étude multi-longueurs d'ondes dans le champ du super- amas. Une campagne spectroscopique a donné lieu à 302 membres de la structure étalés sur trois sections de décalage vers le rouge (redshift z) distinctes séparés par ~65 Mpc. Nous trouvons des preuves de structure dans le champ du super-amas, avec une analyse dite “friends-of-friends” (FOF), identifiant cinq groupes retombants vers le coeur en plus des trois noyaux d'amas. Diverses méthodes sont présentées pour estimer les masses des amas et groupes. Nous trouvons des amas de masse ~ 10^14,5 - 10^14,9 masses solaires et de masses moyennes de ~10^13 masses solaires pour les groupes retombants vers le centre. Les masses de ces groupes sont en accord avec la taille du halo jugée importante pour la prétraitement des galaxies d'amas dans les études de simulations n-corps basé sur des modèles de formation hiérarchique.En conjonction avec les données multi-longueurs d'ondes, nous utilisons les membres spectroscopiques et leurs associations FOF comme des groupes ou noyaux de galaxies isolé pour étudier le rôle de l'environnement local et global sur la masse stellaire des galaxies de l'amas et leur taux de formation stellaire (SFR). Le super-amas RCS 2319+00 à z = 0,9 suit la relation locale SFR-densité, avec la formation d'étoiles principalement située dans les régions de plus faible densité, celle des galaxies isolées ou en groupe retombant vers le centre. Nous voyons des indications d'activité augmentée de formation stellaire et d'extinction de formation stellaire tous les deux dans le champ du super-amas. Les régions les plus denses des groupes et des galaxies isolées en périphérie de l'amas révèlent des notes d'augmentation de l'activité de formation stellaire. Il existe des preuves d'une distribution bimodale dans la relation de formation stellaire avec la masse stellaire: la séquence principale d'augmentation de la formation stellaire quand la masse stellaire augmente, et une population de séquence sous-principale des galaxies qui ont leur formation stellaire partiellement étouffée. La séquence sous-principale elle-même semble étre divisée entre les effets d'extinction de l'environnement et de masse.Nous proposons que les groupes retombant vers le centre dans RCS 2319+00 sont à divers stades de pré-traitement, avec leur niveau de formation stellaire se situant entre celui des galaxies isolées et celui des noyau plus massives mais moins actifs des amas. Dans l'ensemble, nos résultats sont en accord avec les modèles théoriques qui prédisent le pré-traitement des galaxies dans les environnements de groupe avant l'accrétion finale sur les halos de taille des amas.

The Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment (CHIME) is a specialized array of cylindrical radio telescopes that will study the nature of dark energy by mapping the three-dimensional distribution of neutral hydrogen gas in the universedetected from redshifted 21 cm radiation. CHIME will measure the characteristic Baryon Acoustic Oscillation (BAO) scale across the key redshift range z~0.8 to z~2.5 where the expansion history of the universe changes from one dominated by the attractive force of ordinary gravity to one dominated by dark energy. While characterizing the CHIME analog receiver, the implementation of a Radio-Frequency-over-Fiber (RFoF) link to transport the signals from the antennas to the processing room has been investigated as an alternative to traditional coaxial cable. In this thesis, a prototype version of a custom-built RFoF link for CHIME is presented, as well as tests on its dynamic performance and gain and phase stability. We demonstrate that RFoF can be successfully used as a cost-effective solution for analog signal transport on the CHIME telescope and in other large-array radio astronomy applications. / L'expérience CHIME (Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment) est un réseau de radiotélescopes cylindriques qui vont cartographier la distribution tridimensionnelle des atomes d'hydrogène neutres dans l'univers en détectant directement leurs émissions radio à 21 cm décalées vers le rouge afin d'étudier la nature de l'énergie sombre. CHIME mesurera l'échelle spatiale des oscillations acoustiques baryoniques (BAO) sur une plage de décalage vers le rouge allant de z~0.8 à z~2.5 dans les directions radiales and angulaires, là où se trouve la transition entre la décélération de l'expansion de l'univers dominée par les forces gravitationnelles, vers son accélération dominée par l'énergie sombre. Nous étudions dans cette thèse la possibilité d'utiliser un lien optique pour transmettre les signaux radio du télescope au lieu des câbles coaxiaux traditionnels. Nous présentons une version prototype du lien radio optique de CHIME ainsi que les résultats des tests de performance dynamique et de stabilité de gain et de phase du lien. Ces tests démontrent que des liens radio optiques ont les performances nécessaires pour être utilisés avec succès dans le transport à faible coût des signaux astronomiques du télescope de CHIME et d'autres télescopes de radioastronomie.

Magnetars are neutron stars showing dramatic X-ray and soft γ-ray outbursting behaviour that is thought to be powered by their intense internal magnetic fields. Like conventional neutron stars in the form of radio pulsars, magnetars show sudden changes in their rotation rate, called "glitches," during which angular momentum is believed to be transferred between the solid outer crust and the superfluid component of the inner crust. Hitherto, the several hundred observed glitches in radio pulsars and magnetars have involved a sudden spin-up of the star, due presumably to the interior superfluid rotating faster than the crust. In this thesis, we report on X-ray timing observations of the magnetar 1E 2259+586 , using the Swift X-ray Telescope, which we show exhibited a clear "anti-glitch" – a sudden spin down. We show that this event, like some previous magnetar spin-up glitches, was accompanied by multiple X-ray radiative changes and a significant spin-down rate change. This event, if of origin internal to the star, is unpredicted in models of neutron star spin-down and is suggestive of differential rotation in the neutron star, further supporting the need for a rethinking of glitch theory for all neutron stars. / Les magnétars sont des étoiles à neutrons caractérisées par une émission violente de rayons X et de rayons gamma doux. Cette émission par sursauts serait alimentée par leur puissants champs magnétiques internes. À l'instar des étoiles à neutrons conventionnelles se trouvant sous la forme de pulsars radios, les magnétars affichent des changements soudains dans leur vitesse de rotation, appelés 'glitches'. Durant ces changements, un transfer de moment angulaire se ferait entre la croûte solide extérieure et la composante superfluide de la croûte intérieure. À ce jour, les quelques centaines de 'glitches' observés dans les pulsars radios et les magnétars se sont transformés en accélération soudaine de l'étoile, un phénomène vraisemblablement dû au fait que la rotation du superfluide intérieur est plus rapide que celle de la croûte. Dans ce travail, nous rapportons des observations du magnétar 1E 2259+586 réalisées à l'aide du Télescope à rayons X Swift démontrant clairement un comportement d'anti-'glitch', c'est-à-dire un ralentissement abrupt de la vitesse de rotation de l'étoile. Nous montrons que cet évènement, tout comme d'autres anti-'glitches' observés précédemment, a été accompagné par de multiples changements dans l'émission de rayons X et par une décroissance du spin de l'étoile. Ce comportement, s'il est causé par des mécanismes stellaires internes, n'est pas prédit par les modèles de variation de vitesse de rotation des étoiles à neutrons et suggère l'existence de rotation différentielle, ce qui supporte l'idée que la théorie du 'glitch' dans les étoiles à neutrons doit être repensée.