Astrophysical phenomena such as exploding primordial black holes (PBHs), gamma-ray bursts (GRBs), compact object mergers, and supernovae, are expected to produce a single pulse of electromagnetic radiation detectable at the low-frequency end of the radio spectrum. Detection of any of these pulses would be significant for the study of the objects themselves, their host environments, and the interstellar/intergalactic medium. Furthermore, a detection of a radio transient from an exploding PBH could be a signature of an extra spatial dimension, which would drastically alter our perception of spacetime. However, even upper limits on the existence of PBHs, from transient searches, would be important to discussions of cosmology. We describe a method to carry out an agnostic single-dispersed-pulse search, and apply it to data collected with the Eight-meter-wavelength Transient Array (ETA). ETA is a radio telescope dedicated to searching for transient pulses. It consists of 12 crossed-dipole antenna stands with Galactic-noise-limited performance from 29-47 MHz. There is a vast amount of data collected from an ETA observation. It is therefore greatly beneficial to use a computer cluster, which works in parallel on different parts of a data set, in order to carry out a single-pulse search quickly and efficiently. Each spectrogram in a data set needs to be analyzed individually, without reference to the rest, in order to utilize a computer cluster's capabilities. The data reduction software has been developed for single-dispersed-pulse searches, and is described in this thesis. The data reduction involves sweeping through the collected data with a dedispersion routine assuming a range of dispersion measures. The resulting time series are searched with multiple matched filters for signals above a signal-to-noise threshold. Applying the single pulse search to ~ 30 hours of ETA data did not yield a compelling detection of an astrophysical signal. However, from ≈ 5 hours of interference-free data we find an observational upper limit to the rate of exploding PBHs of r ≈ 4.8 × 10⁻⁷ pc⁻³ y⁻¹ for a PBH with a fireball Lorentz-factor f = 10^4.3. This limit is applicable to PBHs in the halo of the Galaxy to distances ≲ 2 kpc, and dispersion measures ≲ 80 pc cm⁻³ . We also find a source-agnostic rate limit ≲ 0.25 events y⁻¹ deg⁻² for pulses of duration < 3 s, and having apparent energy densities ≳ 2.6 × 10⁻²³ J m⁻² Hz⁻¹ at 38 MHz. / Ph. D.

Vers la fin des années 1990, l'utilisation des supernovae de type Ia (SNe Ia) comme indicateurs de distance a permis de mettre en évidence l'expansion accélérée de l'univers. Depuis lors, des campagnes d'observations de grandes envergures ont permis d'augmenter de façon significative le nombre de SNe Ia observées, mais les incertitudes systématiques liées à la qualité des échantillons de SNe Ia proches restent un facteur limitant sur la précision des mesures actuelles. C'est dans le but de réduire ces incertitudes que le projet the Nearby Supernova Factory (SNfactory), à l'aide d'un instrument spectro-photométrique dédié à l'observation des SNe Ia (the Supernova Integral Field Spectrograph), a collecté depuis 2004 plus de 3000 spectres de près de 200 SNe Ia proches. Une des limitations actuelles de leur utilisation, outre les aspects liés aux problèmes d'inter-calibration entre les différentes expériences, est celle du mélange des différentes composantes de leurs variabilités lors de la standardisation empirique de leur module de distance. Une meilleure séparation de ces composantes, ainsi que la découverte de nouveaux indicateurs de distance, font partie des améliorations que peut apporter un échantillon spectral de SNe Ia proches tel que celui de la collaboration SNfactory. Cette thèse de doctorat, effectuée à l'Institut de Physique Nucléaire de Lyon et au Lawrence Berkeley National Laboratory, s'inscrit directement dans cette problématique, en se concentrant sur la mesure d'indicateurs spectraux sur l'échantillon spectral de la collaboration Snfactory. Le plan de cette thèse est le suivant : La première partie présente le contexte scientifique ainsi que l'échantillon de SNe Ia de la collaboration SNfactory utilisé dans les analyses. La deuxième partie se concentre sur la méthode de mesure d'indicateurs spectraux appliquée à l'échantillon spectrale présenté, ainsi que sur une étude de leur sensibilité à l'extinction par le milieu interstellaire. La troisième partie est une étude des corrélations des indicateurs spectraux et de leur utilisation pour la standardisation des Sne Ia. Dans la dernière partie, une utilisation de ces indicateurs spectraux pour la détermination d'une loi d'extinction moyenne est présentée

Les sources transitoires sont souvent associées aux phénomènes les plus violents de l’Univers, où l’accélération de hadrons peut avoir lieu. Parmi ces sources, les sursauts gamma, les noyaux actifs de galaxie ou encore les supernovae à effondrement de coeur sont des candidats prometteurs pour la production de rayons cosmiques et de neutrinos de haute énergie. Le télescope ANTARES, situé au fond de la Méditerranée, a pour but de détecter ces neutrinos, qui pourraient révéler la présence d’une source de rayons cosmiques. Cependant, pour augmenter la sensibilité aux sources transitoires, une méthode basée sur le suivi multi-longueur d’onde d’alertes neutrino a été développée au sein de la collaboration ANTARES. Ce programme, TAToO, permet de déclencher un réseau de télescopes optiques et l’instrument XRT du satellite Swift seulement quelques secondes après la détection d’un neutrino par ANTARES. Les télescopes commencent un programme d’observation de la région du ciel correspondante pour tenter de détecter une contrepartie optique ou X à l’évènement neutrino. Les travaux présentés dans cette thèse portent sur le développement et la mise en place d’un programme d’analyse d’images optiques, ainsi que sur l’analyse de données optiques et X obtenues lors des observations par les différents télescopes, pour identifier des sources transitoires rapides, telles que les émissions rémanentes de sursauts gamma, ou lentes, telles que les supernovae à effondrement de coeur. / Transient sources are often associated with the most violent phenomena in the Universe, where the acceleration of hadrons may occur. Such sources include gamma-ray bursts (GRBs), active galactic nuclei (AGN) or core-collapse supernovae (CCSNe), and are promising candidates for the production of high energy cosmic rays and neutrinos. The ANTARES telescope, located in the Mediterranean sea, aims at detecting these high energy neutrinos, which could reveal the presence of a cosmic ray accelerator. However, to enhance the sensitivity to transient sources, a method based on multi-wavelength follow-up of neutrino alerts has been developed within the ANTARES collaboration. This program, denoted as TAToO, triggers a network of robotic optical telescopes and the Swift-XRT with a delay of only few seconds after a neutrino detection. The telescopes start an observation program of the corresponding region of the sky in order to detect a possible electromagnetic counterpart to the neutrino event. The works presented in this thesis cover the development and implementation of an optical image analysis pipeline, as well as the analysis of optical and X-ray data to search for fast transient sources, such as GRB afterglows, and slowly varying transient sources, such as CCSNe.

La thèse porte sur l’étude des supernovae à effondrement de coeur (CCSN). D’abord, nous avons cherché à modéliser la composition du coeur de l’étoile massive lors de son effondrement. Nous avons élaboré un nouveau traitement de l’équilibre statistique nucléaire à partir d’une équation d’état basée sur l’approximation de noyau unique (Lattimer et Swesty, LS). Cela permet d’obtenir une description plus réaliste de la distribution des noyaux constitutifs du coeur et de quantifier plus spécifiquement le rôle des masses nucléaires. Les distributions obtenues avec la fonctionnelle de masse originelle (LS) et celles obtenues à partir des modèles de masse tels que HFB-24 et DZ10 ont été comparées pour plusieurs conditions thermodynamiques d’une trajectoire typique de CCSN. Les différences de composition pouvant conduire à des déviations sur le taux de capture électronique allant jusqu’à ∼25%, il est apparu important de définir un modèle de masse réaliste à utiliser pour la simulation de CCSN. Pour cela, nous avons réalisé des mesures de masse de précision dans la région d’intérêt, avec un double piège de Penning auprès de l’installation IGISOL (située à Jyväskylä, Finlande). Cinq nouveaux excès de masse ont été déterminés pour les noyaux suivants : 69m,70Co, 74,75Ni et 76mCu. La précision a été améliorée pour cinq autres : 67Fe, 69Co, 76,78Cu, 79mZn. Enfin, nous avons confirmé les valeurs obtenues par des études récentes pour le 77Cu et le 79Zn. Dès lors, les valeurs expérimentales des gaps nucléaires Z=28 et N=50 ont été comparées aux résultats prédits par DZ10 et HFB-24. Ce dernier modèle reproduit mieux l’évolution des gaps en question. De fait, HFB-24 a été utilisé dans notre nouveau traitement statistique, que nous avons implémenté dans une simulation hydrodynamique existante de CCSN. Au final, nous avons observé un impact modéré du modèle de masse sur la composition du coeur en effondrement. Par ailleurs, nous avons montré que ces différences de composition ont peu d’effet sur la dynamique d’effondrement, celle-ci semble plus affectée par le taux de capture électronique. Les études futures devraient se focaliser plutôt sur ce paramètre. / The thesis sets itself in the framework of the study of core-collapse supernovae (CCSN). First, the modeling of the composition of the core of a massive star during its collapse has been investigated. To this aim, we have built a new treatment of the nuclear statistical equilibrium starting from a single-nucleus approximation equation of state (Lattimer and Swesty, LS). This allows a more realistic description of the nuclear distribution inside the core and, more specifically, to quantify the role of the nuclear masses. The distributions obtained with the original mass functional (LS) and those obtained with HFB-24 and DZ10 mass models have been compared for several thermodynamic conditions of a typical CCSN trajectory. The differences in the composition could lead up to ∼25% deviations in the electron-capture rate, thus showing the need to identify a proper mass model to use in CCSN simulations. Therefore, we performed high precision mass measurements in the nuclear mass region of interest, via a double Penning trap at the IGISOL facility (Jyväskylä, Finland). Five new mass excess were determined for the following nuclei : 69m,70Co, 74,75Ni and 76mCu. The precision has been improved for five others : 67Fe, 69Co, 76,78Cu and 79mZn. Finally, we have confirmed the values obtained by recent studies for 77Cu and 79Zn. The experimental values of the nuclear gaps for Z=28 and N=50 have been compared with the results predicted by DZ10 and HFB-24. The latter model better reproduces the evolution of these gaps. Therefore, HFB-24 was used in our new statistical treatment, that we implemented in an existing CCSN hydrodynamical simulation. We have observed a moderated impact of the mass model on the composition of the collapsing core. Moreover, we found that the differences in composition have small effect on the collapse dynamics, which appears to be more sensitive to the electron-capture model. Further studies should thus focus on this parameter.

Das IceCube Neutrinoteleskop hat im Jahr 2013 erstmals einen isotropen, quasi-diffusen astrophysikalischen Neutrinoflusses detektiert. Dieser Fluss kann jedoch bisher keiner astrophysikalischen Quellklasse zugeordnet werden. Um nach kurzlebigen Neutrinoquellen zu suchen, wurde 2008 das optische und Röntgen-Nachfolgebeobachtungsprogramm des IceCube Detektors eingerichtet. Es sucht nach zwei oder mehr Neutrinoereignissen, die von einer Punkquelle stammen könnten und innerhalb von 100s detektiert werden. Ein solches Signal wird unter anderem von langen oder kurzen Gammastrahlungsblitzen (GRBs) erwartet oder von verwandten Objekten wie leuchtschwachen GRBs oder Supernovae mit relativistischen Jets. Die Alarmraten des Nachfolgebeobachtungsprogramms sind jedoch niedrig und bieten bisher keine Hinweise für die Existenz von kurzlebigen Neutrinoquellen. Das Nachfolgebeobachungsprogramm hat bisher nur ein einziges Neutrinotriplet detektiert, das der Auslöser für eine umfassende Beobachtungskampagne war. In den optischen, Röntgen- und Gammastrahlungsbeobachtungen wurde keine wahrscheinliche Neutrinoquelle identifiziert und eine Supernova oder ein heller GRB können ausgeschlossen werden. Das Neutrinotriplet kann entweder eine zufällige Koinzidenz von Untergrundereignissen sein (alle 13.7 Jahre erwartet) oder es kann von einer leuchtschwachen oder besonders schnell verblassenden Quelle stammen. Die niedrige Rate von Neutrinomultipletts stellt außerdem eine obere Schranke auf die Helligkeit von kurzlebigen Neutrinoquellen dar. Seltene Quellen mit lokalen Raten von < 3e-8 – 10e-5 Mpc^-3 Jahr^-1 können nicht den gesammten Fluss erzeugen, ohne die detektierte Anzahl Multipletts zu überschreiten. Der Fluss von GRBs ist dadurch auf 5-30% des astrophysikalischen Flusses beschränkt. Falls 1% aller Kernkollaps-Supernovae einen Jet besitzen, der auf die Erde zeigt, so können sie 40-100% des Flusses erzeugen und ihre durchschnittliche Neutrinohelligkeit ist <3e51erg. / The IceCube neutrino observatory first detected and isotropic, quasi-diffuse astrophysical neutrino flux in 2013. However, this flux can so far not be associated with an astrophysical source class. To search for short-lived neutrino sources, the optical and X-ray follow-up program was established in 2008. It searches for two or more neutrino events that might origin from a point source and are detected within 100s. Such a signal is expected from long or short gamma-ray bursts (GRBs) or from related objects like low-luminosity GRBs or supernovae with choked jets. The alert rates of the follow-up program are however low, such that they do not provide evidence for the existence of short-lived neutrino sources. So far the follow-up program has only detected a one neutrino triplet, which triggered an extensive follow-up campaign. No likely neutrino source was detected in the collected optical, X-ray and gamma-ray observations and the presence of a supernova or a bright GRB can be excluded. The neutrino triplet can either be a chance coincidence of background events (expected every 13.7 years) or is can originate from a faint or quickly fading astrophysical source. The low rate of neutrino multiplets moreover provides an upper limit on the luminosity of short-lived neutrino sources. Rare sources with local rates of < 3e-8 – 10e-5 Mpc^-3 yr^-1 cannot produce the complete fluc without producing too many neutrino multiplets. This limits the contribution of GRBs to 5-30% of the astrophysical flux. If 1% of all core-collapse supernovae have a jet that is pointed at Earth, they can emit up to 40-100% of the flux and their average neutrino luminosity is <3e51erg.

Thesis (PhD)--Stellenbosch University, 2014. / ENGLISH ABSTRACT: 138La is a very long-lived and low abundant p-isotope. Most p-nuclei with Z > 54 are thought to be produced through photodisintegration of s- and r-process seed nuclei. However, this p-process cannot satisfactorily explain the observed abundance of 138La, and more exotic processes, such as ve + 138Ba → 138La + e− have to be considered. This v-process can reproduce the observed solar abundance of 138La, but the significance of the p-process cannot be ruled out due to very high uncertainties in its predicted reaction rates. These errors have been discussed to be mainly due to the unavailability of the experimental nuclear level densities and radiative strength functions of 138,139La, which are critical ingredients for astrophysical reaction rate calculations based on the Hauser-Feshbach approach. Thus, nuclear physics measurements are necessary to place the nuclear properties on a strong footing, in order to make statements regarding the importance of p- and v-processes. In this research project the experimental nuclear level densities and radiative strength functions of 138,139La were measured below the neutron thresholds. From this new experimental data, the Maxwellian averaged cross sections for the 137La(n, y) and 138La(n, y) reactions, at the p-process temperature of 2.5⇥109 K, were computed with the TALYS code. Using these reaction rates the nucleosynthesis calculations in the O/Ne-rich layers of Type II supernovae were performed. The results imply that the standard p-process still under-produces 138La, which puts the v-process on a very strong footing as the main production process for 138La. / AFRIKAANSE OPSOMMING: 138La is ’n p-isotoop met ’n baie lang halfleeftyd. Daar word tans vermoed dat p-nukiede met Z > 54 geproduseer word deur fotodisintegrasie van sen r-proses saadnukliede. Nogtans verklaar hierdie p-proses die waargenome natuurlike voorkoms van 138La nie behoorlik nie, en meer eksotiese prosesse soos byvoorbeeld ve+ 138Ba → 138La + e− moet in aanmerking geneem word. Hierdie v-proses kan die waargenome natuurlike voorkoms van 138La verklaar, maar die belangrikheid van die p-proses kan nie afgewys word nie weens die onsekerheid in die voorspelde reaksie snelheid. Sodanige onsekerhede word bespreek en word hoofsaaklik toegeskryf aan die gebrek aan eksperimentele vlakdigthede en stralings sterkefunksies van die kerne 138,139La, wat van kritiese belang is vir berekeninge van astrofisiese reaksie snelhede gebaseer op die Hauser-Feshbach benadering. Kernfisiese metings is derhalwe noodsaaklik om die eienskappe van kerne op ’n stewige grondslag te plaas sodat uitlatings gemaak kan word omtrent die belangrikheid van p- en v-prosesse. In hierdie esperimentele navorsingsprojek is die kern vlakdigthede en stralings sterkefunksies van 138,139La onder die neutron reaksiedrumpels gemeet. Die nuwe gemete data maak dit moontlik om die Maxwell-gemiddelde kansvlakke vir die 137La(n, y) en 138La(n, y) reaksies by ’n p-proses temperatuur van 2.5 x 109 K met die TALYS program te bereken. Hierdie reaksie snelhede is daarna gebruik om berekeninge van elementvorming in die O/Ne-ryke lae van Tipe-II supernovas te maak. Die resultate wys uit dat die stadaard p-proses nie genoegsame 138La produseer nie, wat derhalwe die v-proses op ’n baie stewige grondslag plaas as die hoof produksie proses vir 138La.

Les supernovae de Type Ia sont devenues un outil essentiel dans la cosmologie observationnelle moderne. En étudiant la relation distance-redshift d'un grand nombre de supernovae, la nature de l'énergie noire peut être contrainte. Les distances au SNe de Type Ia sont néanmoins affectées par l'effet de lentilles gravitationnelles qui pourrait induire des effets systématiques dans les mesures de cosmologie. La plupart des supernovae sont faiblement demagnifiées et une petite fraction sont magnifiées de manière importante du fait de la distribution de masse dans la ligne de visée. Ceci induit naturellement une dispersion supplementaire dans les magnitudes observées. Il existe 2 façons d'estimer l'amplification des SNe Ia. Une première méthode consiste à comparer la luminosité de la supernova, qui est mesuré avec une précision typique de 15% , à la moyenne des luminosités de SNe au même redshift. Une autre estimation peut être obtenue en prédisant l'amplification induit par la densité de matière en avant-plan modelée en se basant sur les mesures de la luminosité des galaxies avec un à priori initial sur la relation de masse-luminosité des galaxies. La corrélation entre ces 2 estimateurs permet d'accorder la relation de masse-luminosité utilisée initialement pour obtenir une mesure indépendante fondée sur la luminosité des SNe Ia. Bien évidemment, cette mesure nécessite dans un premier temps la détection de cette corrélation et cette thèse a été dédiée à la mesure de la corrélation dans l'échantillon de SNLS 3 ans. Les supernovae de Type Ia sont devenues un outil essentiel dans la cosmologie observationnelle moderne. En étudiant la relation distance-redshift d'un grand nombre de supernovae, la nature de l'énergie noire peut être contrainte. Les distances au SNe de Type Ia sont néanmoins affectées par l'effet de lentilles gravitationnelles qui pourrait induire des effets systématiques dans les mesures de cosmologie. La plupart des supernovae sont faiblement demagnifiées et une petite fraction sont magnifiées de manière importante du fait de la distribution de masse dans la ligne de visée. Ceci induit naturellement une dispersion supplementaire dans les magnitudes observées. Il existe 2 façons d'estimer l'amplification des SNe Ia. Une première méthode consiste à comparer la luminosité de la supernova, qui est mesuré avec une précision typique de 15% , à la moyenne des luminosités de SNe au même redshift. Une autre estimation peut être obtenue en prédisant l'amplification induit par la densité de matière en avant-plan modelée en se basant sur les mesures de la luminosité des galaxies avec un à priori initial sur la relation de masse-luminosité des galaxies. La corrélation entre ces 2 estimateurs permet d'accorder la relation de masse-luminosité utilisée initialement pour obtenir une mesure indépendante fondée sur la luminosité des SNe Ia. Bien évidemment, cette mesure nécessite dans un premier temps la détection de cette corrélation et cette thèse a été dédiée à la mesure de la corrélation dans l'échantillon de SNLS 3 ans.

In this thesis the Gamma-Ray Bursts (GRBs) are studied, the brightest explosions in the universe. GRBs have been observed since year 1967, but there are several unsolved problems. In the first chapter there is an introduction to the issue of GRBs, and the history of observations are briefly described. The Fermi satellite, the latest satellite devoted to gamma-ray burst observations is described in chapter two. Characteristics of the Fermi instruments are also described. The observed data of GRBs are characterized in the third chapter. The distribution of GRB durations, distances, and spectral hardnesses are described. The characteristics of long and short GRBs (distance, isotropy of distribution, metalicity dependence, isotropic energy) are described. A chance of the appearance of a GRB in the Milky Way is discussed. New Fermi observations are described too. Fourth chapter is about models of GRBs. The fireball and canonball models are described. Fifth chapter is focused on the exposure function of CGRO-BATSE, Fermi-GBM, Swift. I have created the exposure function for GBM on Fermi satellite. It is quite difficult, and I have assumed some simplified hypotheses. Information of the satellite's position, position of detectors on the Fermi satellite, have been found on the Fermi web pages and in the article...

A Shock wave as represented by the Riemann problem and a Point-blast explosion are two key phenomena involved in a supernova explosion. Any hydrocode used to simulate supernovae should be subjected to tests consisting of the Riemann problem and the Point-blast explosion. L. I. Sedov's solution of Point-blast explosion and Gary A. Sod's solution of a Riemann problem have been re-derived here from one dimensional fluid dynamics equations . Both these problems have been solved by using the idea of Self-similarity and Dimensional analysis. The main focus of my research was to subject the CHIMERA supernova code to these two hydrodynamic tests. Results of CHIMERA code for both the blast wave and Riemann problem have then been tested by comparing with the results of the analytic solution. / by Abu Salah M. Ahsan. / Thesis (M.S.)--Florida Atlantic University, 2008. / Includes bibliography. / Electronic reproduction. Boca Raton, Fla., 2008. Mode of access: World Wide Web.

Nesta dissertação estudamos como os efeitos das inomogeneidades da matéria (escura e bariônica) modificam as distâncias e afetam a determinação dos parâmetros cosmológicos. As inomogeneidades são fenomenologicamente descritas pelo parâmetro de aglomeramento alpha e quantificadas pela equação da distância proposta por ZeldovichKantowskiDyer Roeder (ZKDR). Além disso, utilizando amostras de Supernovas e Gamma-Ray Bursts, aplicamos um teste chi quadrado para vincular os parâmetros de dois modelos cosmológicos distintos, a saber: o modelo LambdaCDM plano e o modelo com criação de matéria escura fria. Para o modelo LambdaCDM plano, vinculamos os parâmetros alpha e ­OmegaM considerando um prior gaussiano para a constante de Hubble. Realizamos também uma análise detalhada envolvendo duas calibrações distintas associadas aos dados de Gamma-Ray Bursts: uma calibração para o modelo LambdaCDM plano e outra para o modelo cardassiano. Verificamos que os resultados são fracamente dependentes da calibração adotada. Uma análise conjunta envolvendo Supernovas e Gamma-Ray Bursts permitiu quebrar a degenerescência entre o parâmetro de aglomeramento alpha e o parâmetro de densidade da matéria ­OmegaM. Considerando a calibração dos Gamma-Ray Bursts para o modelo LambdaCDM plano, o melhor ajuste obtido foi alpha = 1.0 e ­OmegaM = 0.30, com os parâmetros restritos ao intervalos 0.78 < alpha < · 1.0 e 0.26 < ­OmegaM < 0.36 (2sigma). Para o modelo com criação de matéria escura consideramos também um prior gaussiano para a constante de Hubble e as amostras de Supernovas e Gamma-Ray Bursts (calibrados para o modelo LambdaCDM plano). A degenerescência entre o parâmetro alpha e o parâmetro de criação gamma foi novamente quebrada através de uma análise conjunta das 2 amostras de dados. Para o melhor ajuste obtivemos alpha = 1.0 e gamma = 0.61, com os parâmetros restritos aos intervalos 0.85 < alpha < 1.0 e 0.56 < gamma < 0.66 (2sigma). / In this dissertation we study how the effects of matter (baryonic and dark) inhomogeneities modify the distances thereby affecting the determination of cosmological parameters. The inhomogeneities are phenomenologically described by the clumpiness parameter alpha and quantified through the equation distance proposed by ZeldovichKantowskiDyer Roeder (ZKDR). Further, by using Supernovae and Gamma-Ray Bursts separately, a chi-squared analysis was performed to constrain the parameter space for two distinct cosmological models, namely: the flat LambdaCDM model and the cold dark matter creation model. For the flat LambdaCDM model we have constrained the parameters alpha and ­OmegaM by considering a Gaussian prior for the Hubble parameter. A detailed analysis was also performed involving two different calibrations associated to the Gamma-Ray Bursts data: a calibration for the flat LambdaCDM model as well as for the cardassian model. We have verified that the results are weakly dependent on the adopted calibration. A joint analysis involving Supernovae and Gamma-Ray Bursts allowed us to break the degenerescence between the clumpiness parameter alpha and the matter density parameter ­OmegaM. By considering the calibration for the flat LambdaCDM model, the best fits obtained were equal to alpha = 1.0 and ­OmegaM = 0.30 with the parameters restricted on the intervals 0.78 < alpha < 1.0 and 0.26 < ­OmegaM < 0.36 (2sigma). For the dark matter creation model we have also adopted a Gaussian prior for the Hubble constant and the Supernovae and Gamma-Ray Bursts (calibrated for the flat LambdaCDM model) samples. The degenerescence between the clumpiness parameter alpha and the creation parameter gamma was again broken trough a joint analysis of the two data sample. For the best fits we have obtained alpha = 1.0 and gamma = 0.61 with the parameters restricted on the intervals 0.85 < alpha < 1.0 and 0.56 < gamma < 0.66 (2sigma).