La dosimétrie est la branche de la physique médicale chargée de mesurer la dose. Une variété de dosimètres ont été créés au cours des 100 dernières aimées afin de pouvoir mesurer avec précision la dose donnée aux patients subissant un traitement médical avec des rayonnements ionisants. Le plus important de ces dosimètres est sans conteste la chambre à ionisation, qui collecte la charge produite lors de l'ionisation de l'air par le passage de radiation. Cependant, les avancées technologiques récentes en radiothérapie externe, telles la modulation d'intensité qui utilise une superposition de petits champs, poussent les chambres à ionisation dans leurs derniers retranchements et motivent le développement de technologies alternatives. Une technologie d'intérêt est le scintillateur en plastique qui émet des photons optiques en réponse à une stimulation aux rayons X. Ce projet de recherche concerne le développement d'un prototype de dosimètre matriciel utilisant des fibres optiques scintillantes. Plusieurs aspects de conception du système seront abordés tels que : la conception mécanique et le blindage radiatif, la conception optique. Ce mémoire se termine avec des mesures de dose réalisées avec un accélérateur linéaire médical à l'Hôtel-Dieu de Québec.

Les vents galactiques jouent un rôle important dans l'évolution des galaxies et du milieu intergalactique. Les supernovae se produisant peu de temps après un sursaut de formation d'étoiles dans une galaxie créent un vent cohérent enrichi en métaux. Ce projet de maîtrise visait à créer, en collaboration avec mon superviseur Hugo Martel et son chercheur postdoctoral Matthew Pieri, une simulation semi-analytique de type Monte Carlo dans laquelle les vents galactiques anisotropes seraient représentés par deux cônes sphériques voyageant dans des directions opposées. Cette simulation suit la formation de ~ 20 000 galaxies à l'intérieur d'un volume cubique comobile de (12h ^pc) 3 , dans un univers ACDM. Les vents produits par ces galaxies pourront soit souffler le gaz d'un halo en processus d'effondrement avoisinant, empêchant ainsi sa formation, soit déposer des métaux dans le milieu intergalactique, contribuant ainsi à la formation plus rapide de nouvelles galaxies. Les vents galactiques anisotropes suivent la direction de moindre résistance et, par conséquent, voyagent de préférence dans les régions de faible densité, loin des structures cosmologiques dans lesquelles les galaxies se forment. Les vents galactiques anisotropes peuvent enrichir en métaux plus efficacement les régions de faible densité. À l'opposé, dans les milieux de haute densité, il y a moins de croisements entre les vents anisotropes provenant d'une même structure cosmologique. L'enrichissement de cette structure est donc grandement réduit. Les vents hautement anisotropes peuvent traverser les vides cosmologiques et déposer des métaux dans d'autres structures cosmologiques. / Galactic outflows play an important role in the evolution of galaxies and the intergalactic medium. Supernovae following a starburst in a galaxy create a coherent metal-enriched outflow. The aim of tins master project was to create, in collaboration with my supervisor Hugo Martel and his postdoctoral researcher Matthew Pieri, a semi-analytical Monte Carlo simulation in which galactic outflows are represented as two spherical cones travelling in opposite directions. This simulation tracks the formation of ~ 20 000 galaxies in a comoving cubic volume of size (12h 1Mpc)3 , in a ACDM universe. Outflows produced by those galaxies could either blow away the gas of a halo in process of collapsing, thus preventing its formation, or deposit metals in the intergalactic medium, and so contribute to a faster formation of new galaxies. Anisotropic outflows follow the path of least resistance and thus travel preferentially into low-density regions, away from cosmological structures where galaxies form. Anisotropic outflows can significantly enrich low-density Systems with metals. Conversely, in the high-density regions, there is less crossing between anisotropic outflows located in a common cosmological structure, so the enrichment in this structure is significantly reduced. Highly anisotropic outflows can travel across cosmological voids and deposit metals in other, unrelated cosmological structures.

Depuis 1991, des expérimentations de poling thermique sont faites sur des lames de verres afin de rendre possible la génération de deuxième harmonique. Lors de ce traitement, la lame est chauffée, puis mise sous haute tension. Par la suite, la tension est maintenue alors que la température est abaissée. Selon plusieurs sources, un champ électrique interne est alors créé dans la lame de verre, causant ainsi une zone non linéaire de deuxième ordre. Dans le but de valider les diverses théories, nous avons effectué du poling extrême sur des lames de Suprasil 301 ; ce type de verre ne contient pas d'impureté, tel le sodium, possiblement responsable de la création du champ électrique interne lors du poling. De plus, le poling est effectué à l'aide d'une tension et d'une température plus élevées que dans les expérimentations antérieures, nous pouvons donc nous attendre à des résultats forts différents des résultats antérieurs. Pour terminer, le but de ce mémoire est de déterminer le mode de formation de la zone non linéaire, soit une migration des ions, ou un alignement des dipôles.

Plusieurs générations de systèmes d'imagerie active aéroportés et terrestres (ALBEDOS, ELVISS, LASSIE) ont été développées et testées avec succès au centre de Recherche et Développement pour la Défense du Canada (RDDC) Valcartier [1]. Ces systèmes utilisent un illuminateur composé de puissantes diodes laser puisées fonctionnant dans la bande du proche-infrarouge et une caméra à faible niveau d'intensité (LLLTV) avec crénelage en distance. Une technique appelée l'imagerie active par polarisation est une manière différente d'exploiter les propriétés des systèmes actifs. Cette technique emploie la polarisation de la lumière d'éclairement pour distinguer et augmenter le contraste des objets d'intérêt dans une scène. Pour appliquer cette technique, une source lumineuse polarisée fut employée et l'état de polarisation de la lumière réfléchie par la scène analysé. L'avantage avec cette méthode est que quelques objets synthétiques ou faits par l'Homme (par exemple les véhicules) réfléchissent la lumière sans changer la polarisation incidente et que les fonds naturels (par exemple l'herbe) tendent à dépolariser la lumière incidente [2-4]. Par conséquent, en analysant l'état de polarisation de la lumière réfléchie, il est possible d'augmenter le contraste des objets visés par rapport à leur arrière plan. Cette technique, également appelée discrimination de cibles par polarisation, est connue depuis un certain temps et est déjà utilisée dans des dispositifs d'imagerie passive comme les imageurs thermiques [5]. Cependant, l'application de ce concept à l'imagerie active devait être explorée et démontrée. La technique d'imagerie active par polarisation a donc été testée dans les trois principales sections de la radiation infrarouge: 1) le proche infrarouge (>.~810 nm), 2) l'infrarouge moyen (^.~3-5 u,m) et 3) l'infrarouge lointain (À.-8-12 um). Pour chacune des ces régions, une source laser, des polariseurs et une caméra furent utilisés pour faire de l'imagerie active polarisée. Plusieurs essais en laboratoire et à l'extérieur ont été faits pour comparer cette technique avec l'imagerie passive et l'imagerie active. Ces essais ont permis de démontrer que la polarisation et le traitement de ces images augmente le contraste de la majorité des cibles étudiées par rapport au contraste obtenu avec l'imagerie active conventionnelle. / Several generations (ALBEDOS, ELV1SS, LASSIE) of airborne and land-based active imaging Systems have been developed and tested successfully at the Defence Research and Development Canada (DRDC) Valcartier [1]. They were based on a powerful pulsed laser diode array illuminator operating in the near-infrared band and a range-gated low-light level TV (LLLTV) camera. A technique called polarimetric active imaging is a different way to exploit the properties of active imaging Systems. This technique uses the polarization of the illuminating light to discriminate and enhance the contrast of objects of interest within a scene. To apply this technique, a polarized light source was used and the polarization state of the light reflected by the scene was analyzed. The advantage with this method is that some man-made objects (e.g. vehicles) reflect light without changing the incident polarization and that natural backgrounds (e.g. grass) tend to depolarize the incident light [2-4]. Therefore, by analyzing the polarization state of the reflected light, it is possible to enhance the contrast of targeted objects with respect to the background. This concept also called target discrimination by polarization is known for some time and is already used in passive imaging devices like thermal imagers [5]. In active imaging, the application of the concept had to be explored and demonstrated. Therefore, the polarimetric active imaging technique was tested for the three major bands of the infrared radiation: 1) the near-infrared (^.-810 nm), 2) the mid-infrared (X-3-5 um) and 3) the far-infrared (A.-8-12 um). For each of these regions, a laser source, polarizers and one camera were used to evaluate the potential of polarimetric active imaging. Several field trials and experiments in laboratory were conducted to compare the polarimetric technique to passive and active imaging. These experiments permit to demonstrate that polarization and the treatment of these images enhance the contrast of the majority of the studied target compared to the contrast obtained with conventional active imaging.

Les premiers écrans à cristaux liquides sont apparus dans les années 70 avec l'avènement de la montre Seiko. Par la suite, cette technologie s'est développée et aujourd'hui elle est couramment utilisée dans le commerce pour des ordinateurs autant que des téléviseurs. Une majorité des afficheurs à cristaux liquides est basée sur un principe de polariseurs croisés. Il a un faible angle de vue mais est peu coûteux. Par la suite, une technologie d'écrans basée sur la dispersion de microparticules de dioxyde de silice dans un cristal liquide a été développée et s'est révélée beaucoup plus simple et moins chère que les premiers écrans. Le but du projet est de déterminer si un écran mis au point à partir d'un mélange de cristaux liquides et d'un autre type de microparticules, avec différents paramètres, serait une alternative à l'utilisation des polariseurs qui diminuent fortement l'intensité de la lumière. La première étape est le choix des matériaux : le cristal liquide E7, de Merck Frosst, pour sa caractérisation connue dans la littérature, et des billes de polystyrène car leur indice de réfraction est proche de celui du cristal liquide, ceci évitant une séparation des phases à l'état naturel. A partir de ces matériaux, un protocole de mise au point d'une cellule est développé, pour que le mélange soit isotrope. Ensuite viennent les expériences électro-optiques : la morphologie des mélanges, leur dépendance selon divers paramètres comme la longueur d'onde de la lumière incidente ou sa polarisation, le régime de diffusion ainsi que le patron de diffusion permettent de caractériser le mélange choisi. De ce fait, il en résulte des résultats linéaires et reproductibles, sauf pour une des longueurs d'onde étudiée, pour laquelle des défauts sont à régler. En fin de compte, ce type d'écran offre un très faible contraste ; il n'est pas utilisable en l'état. Il serait donc intéressant d'approfondir les recherches, en étudiant par exemple d'autres concentrations de microbilles et/ou d'autres diamètres.

Variable illumination intensity on unsegmented human face is one of the most challenging problems for reliable face recognition. When the illumination conditions are uncontrolled in a scene, the output of face images will become quite different. We applied a new locally adaptive contrast-invariant filter (LACIF) method in face recognition. Multiplicative and additive transformations of intensity over face images are combined by this filter. And three correlations are calculated by a nonlinear way. The correlation peaks show that LACIF is invariant under a uniform intensity transformation over the face. An extended method based on LACIF is also applied in face recognition. In this method, a linear intensity gradient across the face is considered. A set of basis face images is established. And five correlation planes are combined in a nonlinear way. Thousands of computer simulations are performed to test the face recognition capability. Results show that the discrimination is excellent. We also applied traditional and extended LACIF methods in face recognition with real-world environment. Results with actual experiments demonstrate these methods are effective and robust in real-world face objects. Face recognition is invariant under the intensity transformation. The discrimination capability is good. / Nous avons appliqué une nouvelle méthode de LACIF (locally adaptive contrast-invariant filter ) dans la reconnaissance de visage. Des transformations multiplicatives et additives des images finies de visage d'intensité sont combinées par ce filtre. Les crêtes de corrélation prouvent que LACIF est invariable sous une transformation uniforme d'intensité au-dessus du visage. Une méthode prolongée basée sur LACIF est également appliquée dans la reconnaissance de visage. Dans cette méthode, un gradient linéaire d'intensité à travers le visage est considéré. Un ensemble d'images base de visage est établi. Des milliers de simulations sur ordinateur sont effectués pour examiner les possibilités la reconnaissance de visage. Les résultats prouvent que la discrimination est excellente. Nous avons également appliqué des méthodes traditionnelles et prolongées de LACIF dans la reconnaissance de visage avec l'environnement réel. Les résultats avec des expériences réelles démontrent la reconnaissance de visage est invariable sous la transformation d'intensité.

L'ajout de cavités externes à des lasers est une façon passive de réduire le bruit optique à basses fréquences dans ces derniers. Cette technique peut être utilisée autant pour les lasers à émission continue que dans les lasers en régime impulsionnel. Le projet consistait à appliquer cette méthode à un oscillateur paramétrique optique pour réduire son bruit et en stabiliser les impulsions. Nous avons ainsi réussi à réduire de plus de 40 dB le bruit à certaines fréquences et à obtenir des moyennes de réduction pouvant aller jusqu'à 30 dB entre 0 et 10 MHz. Il a été conclu que la longueur optimale de la cavité externe est légèrement plus courte que celle de la cavité résonnante de l'OPO et qu'une réduction de bruit adéquate sans trop allonger les impulsions est atteinte lorsque le niveau de retour est près de 10-2. Les paramètres initiaux de l'OPO font beaucoup varier ces résultats. En effet, l'alignement de celui-ci change beaucoup la trace de bruit initiale (sans cavité externe). Il nous est donc possible d'obtenir de plus grandes réductions si le bruit initial est plus élevé. Il semble que la cavité externe puisse éliminer presque complètement le bruit dans ce spectre de fréquences. Enfin, la stabilisation sur une plus longue période a été réalisée grâce à une boucle de rétroaction reliant le coupleur de sortie de l'OPO à un détecteur au silicium. On peut ainsi éviter l'alignement manuel de l'OPO pour une journée complète d'utilisation.

Un détecteur optique à fibre scintillante pour la curiethérapie fut développé au cours de ce projet afin de simplifier les problèmes rencontrés par un physicien faisant face à des cas complexes d'irradiation. Les caractéristiques recherchées sont une grande résolution spatiale et un bon volume sensible possédant des propriétés radiologiques comparables à celles de l'eau. Le détecteur optique à fibre scintillante permet d'effectuer la mesure de profils de dose de faisceaux de photons avec une précision supérieure à 1 %. Le détecteur optique a permis d'obtenir des mesures de rendement en profondeur comparables à celles d'une chambre à ionisation. Ceux-ci représentent une différence de dose maximale de 0,5 % ou de 0,5 cGy entre la chambre à ionisation et le détecteur optique. La reproductibilité de mesure de l'appareil permet en plus de l'utiliser en dosimétrie absolue pour réaliser la mesure de débits de dose de faisceaux de radiation.

Ce document traite de la production et de la caractérisation des miroirs liquides recouverts d'un film d'argent. J'ai réalisé des miroirs d'un mètre de diamètre de très bonne qualité à l'aide d'une technique que j'ai développée. J'ai analysé ces miroirs avec les tests de Foucault et de Ronchi. Ces tests ont révélé qu'ils sont moins sensibles aux vibrations que ceux au mercure, mais ont une surface plus granuleuse qui peut toutefois être améliorée par une nébulisation de solvant. Ces tests ont également démontré que les miroirs liquides sont inclinables, car un film d'argent à la surface d'un liquide hydrophile atténue la formation de défauts de surface due à l'effet de «print-through» et à l'écoulement de celui-ci. Pour terminer, j'ai prouvé qu'avec trois nébulisations de solvant la quantité de lumière diffusée par le miroir avec un film d'argent est diminuée de 93 %.

Cette thèse est présentée en deux parties. Premièrement, je vais examiner les propriétés de la galaxie la plus brillante au sein d'amas (GBA) sélectionnée à partir de deux grands relevés systématiques, le National Optical Astronomy Observatory Fundamental Plane Survey (NFPS) et le Sloan Digital Sky Survey Data Release 3 (SDSS-DR3). Mon but est de mieux comprendre les raies d'émission du visible des GBA en fonction des propriétés de la galaxie et de son amas. Dans cette analyse, je compare les raies des GBA avec celles d'un échantillon de contrôle qui est constitué d'autres galaxies brillantes situées près du centre des amas. Pour les deux échantillons du NFPS et du SDSS, on voit une fraction modeste (~15%) de GBA avec des raies d'émission. Il n'y a pas de relation entre la fraction des GBA avec des raies d'émission et la masse de la galaxie ou la dispersion des vitesses dans l'amas. Par contre, environ 70% des GBA qui se trouvent dans des amas de type "cooling flow" ont des raies d'émission. De plus, si on considère seulement les GBA qui se trouvent dans un rayon de 50 kpc du centre de l'émission des rayons X du cooling flow, la fraction des galaxies avec raies d'émission est près de 100%. En excluant les amas de type cooling flow, seulement ~10% des GBA ont des raies d'émission, un nombre comparable à celui des galaxies de contrôle. Je montre que l'origine physique de l'émission varie: dans certains cas l'émission est plutôt charactéristique de celle des LINERs, et dans d'autres cas, elle ressemble à l'émission due à un mélange de LINERs et de formation stellaire. Je conclus que la présence des raies d'émission des GBA est reliée directement au refroidissement des rayons X dans le centre des amas. Dans la deuxième partie de cette thèse, j'explore plus en détails les propriétés de l'émission en utilisant des données de spectroscopie de champs intégral pour un sous-échantillon de GBA. J'examine la morphologie de l'émission dans les raies au centre de GBA dans 9 amas cooling flow et non-cooling flow. Je déduis la source d'ionisation qui est a l'origine des raies. L'ionisation par les étoiles jeunes est présente dans deux cas alors que l'ionisation par un AGN est requise dans les autres cas. De plus, je constate que les GBA des amas cooling flow ne sont pas les seules à montrer des raies. Tout ça pour conclure que le processus d'ionisation dans les GBA n'est pas universel. Différents processus sont plus ou moins importants selon le cas. / This thesis is presented in two parts. First, I examine the optical emission line properties of Brightest Cluster Galaxies (BCGs) selected from two large, homogeneous datasets, the National Optical Astronomy Observatory Fundamental Plane Survey (NFPS) and the Sloan Digital Sky Survey Data Release 3 (SDSS-DR3). My goal is to better understand the optical line emission in BCGs with respect to properties of the galaxy and the host cluster. Throughout the analysis I compare the line emission of the BCGs to that of a control sample made of the other bright galaxies near the cluster center. Overall, both the NFPS and SDSS show a modest fraction of BCGs with emission lines (~15%). No trend in the fraction of emitting BCGs as a function of galaxy mass or cluster velocity dispersion is found. However I find that, for those BCGs located in cooling flow clusters, about 70% have optical emission. Furthermore, considering only BCGs within 50kpc of the X-ray center of a cooling flow cluster, the emission-line fraction rises to nearly 100%. Excluding the cooling flow clusters, only ~10% of BCGs are line emitting, comparable to the control sample of galaxies. I show that the physical origin of the emission line activity varies: in some cases it has LINER-like line ratios, whereas in others it is a composite of star formation and LINER-like activity. I conclude that the presence of emission lines in BCGs is directly related to the cooling of X-ray gas at the cluster center. In the second part of this thesis, I explore the detailed properties of this emission using integral field spectroscopy on a select subsample of BCGs. I examine the morphology of the line emission at the center of BCGs in 9 clusters, both cooling flow and non-cooling flow. I discriminate between gas ionized by hot stars and that ionized by a harder source, such as an AGN. There are two cases for which ionization by hot stars is convincing, however, for the rest the emission mechanism appears to be associated with AGN. Furthermore, it is not always cooling flow BCGs which show emission, and non-cooling flow BCGs which do not. The conclusion is that the emission mechanism is not universal among BCGs. Different processes are more or less important for each specific System.