Le travail présenté dans ce mémoire avait pour but d’étudier le potentiel de nouvelles sondes fluorescentes pour la mise au point d’agents d’imagerie optique et d’imagerie Cherenkov inédits. Le premier chapitre porte sur la synthèse de subphtalocyanines et phtalocyanines fluorescentes possédant des fonctions chimiques qui confèrent à la molécule des propriétés adaptées à une application en imagerie médicale. Les composés obtenus ont été étudiés pour déterminer s’ils possèdent les propriétés requises pour l’application visée, en considération du cahier des charges propre aux fluorophores. Dans un deuxième temps, certaines sondes fonctionnelles préparées ont été utilisées pour créer des agents d’imagerie inédits. Dans le cas des subphtalocyanines, la biovectorisation a été explorée par association directe de la sonde avec un peptide, ou indirecte grace à un liposome encapsulant la sonde. Dans le cas des phtalocyanines, les sondes fonctionnelles ont été engagées dans la préparation de nanohybrides constitués de nanoparticules d’oxyde de fer ou de nanotubes d’oxyde de titane, afin d’obtenir des agents bimodaux ou théranostiques. Le troisième chapitre présente l’étude du phénomène de transfert d’énergie (CRET) entre des radioéléments émetteurs Cherenkov et des fluorophores organiques a été étudié. La détermination des paramètres de transfert optimaux a ensuite guidé la mise au point d’une sonde CRET composée d’un fragment fluorescéine lié covalentement à un complexe d’yttrium-90. Pour finir, la possibilité d’émettre dans la fenêtre du proche infrarouge a été explorée par multi-transfert de type CRETFRET. / The goal of this work was to prepare and study new fluorescent probes, which could give rise to novel optical or Cherenkov imaging agents. The first section of this work describes the synthesis of fluorescent subphthalocyanines and phthalocyanines probes, which possess relevant chemicals groups suitable for optical imaging applications. The optical and physico-chemical properties of the new probes were carefully examined to ensure they comply with the specification of the fluorophores for the desired application. The second part focused on the subsequent development of a few selected probes into real imaging agents. The biovectorisation of subphtalocyanines was achieved upon conjugation of a peptide either with the probe or with a liposome that encapsulate the probe. Phthalocyanine-based functional probes were engaged in the synthesis of nanohybrides made of iron oxide nanoparticles or titania nanotubes, to afford bimodal or theranostic agents. In a final part, the energy transfer phenomenon (CRET) between Cherenkov emitting radionuclides and organic fluorophores was studied. The optimal transfer parameters were considered to prepare a CRET probe made of a fluorescein moiety covalently attached to an Yttrium-90 complex. Finally, the ability to emit in the near infrared window was explored by multi-CRET-FRET transfer.

In this thesis, we present the Monte Carlo study of two prototypes of tele- scopes for the Cherenkov Telescope Array (CTA) observatory, followed by the first data analysis partially using our reconstruction pipeline based on Random Forests. The Monte Carlo model of the SST-1M prototype is created and val- idated by comparison with data. Using the precise Monte Carlo models, we evaluate the performance of the SST-1M and LST-1 prototypes, working so-far in mono-regime as standalone telescopes, resulting in their energy and angular resolution, and the differential sensitivity. We also present an analysis of the data from the first two Crab Nebula observation campaigns conducted with the LST-1 telescope. In the last part of the thesis, we present a study of aerosol optical depth of the atmosphere above both future sites of the CTA observa- tory, retrieved from photometric measurements of Sun/Moon photometers. We focus on the photometer in-situ calibration for nocturnal measurements and introduce corrections to minimize systematic shifts between diurnal and noc- turnal measurements. Using the developed methods, we present the aerosol characterization of both CTA sites based on the photometric data. 1

Der TAIGA Detektor (“Tunka Advanced Instrument for cosmic ray physics and Gamma Astronomy”) testet eine neue Nachweismethode der erdgebundenen Cherenkov Gamma Astronomie fuer 10TeV bis einige PeV, und fuer kosmische Strahlung oberhalb 100TeV: die Kombination abbildender und nicht-abbildender Cherenkov Detektoren in einem hybriden System. Im Fokus der Arbeit steht TAIGA-HiSCORE - ein Cherenkov Detektorfeld mit grosser Apertur zur Messung der Zeitstruktur der Cherenkovlichtfront in atmosphaerischen Luftschauern (EAS). Die Praezisonsvermessung der Schauerrichtung basiert auf (1) sub-nsec Zeitsynchronisation aller Detektoren, und (2) einer neuentwickelten Zeitkalibrationsmethode. Die Genauigkeit wird bestimmt mit experimentellen und simulierten EAS-Daten, spezieller LED-Kalibration und dem LIDAR Laserstrahl aus der International Space Station (ISS). Mit den HiSCORE9 Daten (2013-2014) wird die sub-nsec Zeitsynchronisation durch das White Rabbit Zeitsystem unter realen Bedingungen nachgewiesen. Eine neue, auch fuer grosse Cherenkov-Detektorfelder praktikable Zeitoffset-Kalibration aller Detektoren wurde entwickelt, und fuer HiSCORE28 (2015-2018) angewandt. Diese hybride Kalibration basiert auf EAS-Ereignissen und direkter LED-Kalibration fuer lediglich eine begrenzte Zahl von Detektoren. Die Genauigkeit der Luftschauer-Richtungsrekonstruktion wird ueber die “Schachbrett-Methode” MC-unabhaengig bestimmt zu 0.4° an der Energieschwelle (50TeV) und <= 0.2° fuer > 100TeV. Eine wichtige Zufallsentdeckung war mit HiSCORE28 moeglich: der Laser des ISS-CATS-Lidars wurde in richtungsrekonstruierten Daten von HiSCORE28 nachgewiesen. Mit den “ISS Ereignissen” gelang es, sowohl die Rekonstruktionsgenauigkeit von HiSCORE, als auch das “absolute pointing” zu messen (<=0.1°) - besonders wichtig, da eine starke Gamma-Quelle im Datensatz bisher nicht nachgewiesen wurde. Im Schlussteil der Arbeit wird ein Methode zur Punktquellensuche im gesamten Gesichtsfeld von TAIGA-HiSCORE vorgestellt. / The TAIGA (Tunka Advanced Instrument for cosmic ray physics and Gamma Astronomy) detector is a new ground-based Cherenkov detection technology for gamma-astronomy from 10TeV up to several PeV, and cosmic rays (CR) above 100TeV. The main topic of this work is TAIGA-HiSCORE, the wide-aperture air Cherenkov timing array. The focus is on precision extensive air shower (EAS) arrival direction reconstruction, achieved by (1) sub-nsec time-synchronization between the array stations, and (2) a newly developed array time calibration procedure. The performance is verified using simulated and experimental data from EAS, dedicated LED calibration, and a LIDAR laser beam from the International Space Station (ISS). The analysis of the HiSCORE 9 data (2013-14), collected with a data acquisition system (DAQ) based on the White Rabbit (WR) timing system, allows to verify the sub-nsec time synchronization between the array stations. The analysis of HiSCORE 28 data (2015-2018) addresses the problem of achieving an easy-to-perform time calibration for large area ground-based Cherenkov array. A new "hybrid" calibration method is developed, which makes use of EAS data, and requires direct LED calibration of only a few array stations. The "chessboard" method is applied on the reconstructed data to obtain a MC-independent estimation of the detector angular resolution, found to be 0.4° at threshold (~50TeV) and <= 0.2° above 100TeV. A serendipitous discovery was made in this work: a signal from the CATS-LIDAR on-board the ISS was found in the HiSCORE 28 data. These "ISS-events" are used to verify the detector performance, in particular the absolute angular pointing (<= 0.1°), particularly important since a strong gamma point source has not yet been detected by the TAIGA-HiSCORE. The final part of the work presents a first preliminary approach to a wide aperture point source analysis, developed for the TAIGA-HiSCORE in stand-alone operation.

In dieser Arbeit wird eine Analyse der TeV gamma-Strahlung in der Region um den galaktischen Sternhaufen Westerlund 2 präsentiert. Der dazu analysierte Datensatz beruht auf Observationen mit den Cherenkov Teleskopen des High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) Experiments und umfasst ~80h Beobachtungszeit. Für die Datenanalyse wird die open-source Software gammapy benutzt, um morphologische und spektrale Modelle der gamma-Emission zu erstellen. Zur Modellauswahl wird das Akaike-Informationskriterium angewandt. Die Ergebisse der Analysen werden weiter mit Daten aus anderen Wellenlängenbereichen kombiniert, um Schlüsse auf den möglichen Ursprung der TeV-Signale zu ziehen. Neben Hinweisen auf eine diffuse gamma-Emission und mehrerer Hotspots um Westerlund 2 ist die Detektion von drei ausgedehnten gamma-Strahlungsquellen das Hauptergebnis der dargelegten Analysen. Zusätzlich zu den bekannten Quellen HESS J1023-575 und HESS J1026-582 wird die Detektion einer neuen, elliptischen Quelle südöstlich von HESS J1023-575 präsentiert. Diese neue Quelle, als ''TeV jet cloud'' bezeichnet, zeigt räumliche Übereinstimmung mit länglichen Gaswolken, die in CO und HI Radio Daten gefunden wurden. Der Ursprung dieser Gaswolken könnte der Jet eines Mikroquasars oder einer anisotropischen Supernova sein. Eine weitere räumliche Übereinstimmung zeigt HESS J1023-575 mit einer sphärischen Gaswolke, die ihren Ursprung in einer Supernova haben könnte. HESS J1023-575 und die Gaswolken sind dabei symmetrisch zur Hauptachse der neuen elliptischen gamma-Quelle ausgerichtet, was eine Verbindung der Komponenten in einem hadronischen Emissionszenario nahelegt. Aus den Wolkenmassen und der gamma-Emission ergibt sich eine Verstärkung der kosmischen Strahlung in der Region, was auf aktive Teilchenbeschleunigung hindeutet. Sollte ein Mikroquasar in der Region gefunden werden, könnte dieses die erste Detektion eines galaktischen hochenergetischen Jets mit Cherenkov Teleskopen sein. / This work presents a study of the TeV gamma-ray emission in the region of the stellar cluster Westerlund 2. The main dataset analysed in this work was obtained with the imaging atmospheric Cherenkov telescopes of the High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.), comprising a total of ~80h of observation time. The high-level analysis of the dataset is performed with the open-source software gammapy to produce extensive spectral and spatial models for the observed emission. The best-fitting models are determined by using the Akaike information criterion. The results are combined with findings from other wavelengths to probe different emission scenarios. Besides hints of a diffuse emission and the detection of multiple hotspots, the presented studies yield three extended gamma-ray sources around Westerlund 2. Besides the known sources HESS J1026-582 and HESS J1023-575, an elongated elliptical gamma-ray source referred to as ''TeV jet cloud'' is newly found to the south east of HESS J1023-575. It shows a spatial coincidence with elongated cloud structures seen in CO and HI radio data which may originate from a high energy jet of a mircroquasar or an anisotropic supernova. Another spatial agreement is seen between HESS J1023-575 and a spherical shell of hydrogen gas which may be the remains of an old supernova remnant. HESS J1023-575 and the gas cloud structures symmetrically align along the major axis of the TeV jet cloud. This suggests a connection of these components in a hadronic emission scenario. Combining the masses of the clouds with the measured gamma-ray flux yields a high cosmic ray enhancement factor, suggesting active particle acceleration in the region. If a microquasar would be found around the best-fit position of HESS J1023-575, this could be the first detection of a galactic high energy jet at TeV energies with Cherenkov telescopes.

Unter dem geografischen Südpol liegt das IceCube Neutrino Observatorium. Es nutzt einen Kubikkilometer Gletschereis, um Sekundärteilchen aus Neutrinointerkationen zu detektieren. Der Detektor besteht aus insgesamt 5160 optischen Sensoren, die das Cherenkov Licht der relativistischen, geladenen Teilchen messen. Um die Sensitivität und das Detektionsvermögen zu erhöhen sind Vergrößerungen des Detektors mit neuentwickelten optischen Sensoren geplant. Mindestens einer dieser neuen Sensoren soll den Messbereich aus dem optischen Bereich in den UV Bereich erweitern, wobei eine neu entwickelte wellenlängenschiebende Technologie verwendet wird. Um die Verbesserungen dieser neuen Module zu verstehen, wurde ein Kalibrierungsgerät gebaut, getestet und zweimal bei einer in-situ Messung am geografischen Südpol verwendet. Die Messung wurde in dem offenen SPICEcore borehole durchgeführt. In dem Kalibrierungsgerät waren sowohl Lichtquelle, als auch Detektor verbaut. Um die Eiseigenschaften zu vermessen, wurde Licht in möglichst kurzen Pulsen in das Eis gestrahlt. Der Detektor hat nun die Zeitverteilung gemessen, mit der die Photonen wieder zu dem Detektor zurückgestreut werden. Zur Detektion nutzt das Kalibrierungsgerät die gleiche wellenlängenschiebende Technologie, wie die neuentwickelten optischen Module. Die Messung wurde für Wellenlängen zwischen 245 nm und 400 nm an mehreren Tiefen in einem Bereich, in dem auch IceCube liegt durchgeführt. Diese in-situ Messungen sind der erste erfolgreiche Einsatz der neuen wellenlängenschiebenden Technologie. Mit einem likelihood fit wurde die Messung mit einer Simulation verglichen, welche die Absorption und Streuung der Photonen im Eis als Parameter variiert. Mit dieser Analyse konnte für jede Wellenlänge und Tiefe am besten passende Parameter mit Unsicherheiten, bestehend aus statistischen und systematischen Fehlern gefunden werden. Der größte Einfluss auf die Unsicherheiten ist die schlechte Zeitauflösung des Detektors. Die Ergebnisse legen eine hohe Transparenz im tiefen UV-Bereich nahe und erlauben einen tieferen Einblick in die Streuprozesse im antarktischen Eis. / The IceCube Neutrino Observatory lies under the South Pole. It instruments one cubic kilometer of glacial ice to detect secondary particles originating from neutrino interactions. The detector consists of 5160 optical sensors, which measure the Cherenkov light of these relativistic, charged particles. In order to increase the sensitivity and detection range, new extensions with newly developed optical sensors are planned. At least one of these new sensors is supposed to expand the detection range from the optical into the UV range, using a new wavelength shifting technology. To understand the improvements of these new modules, the UV calibration device was built, tested, and deployed twice in in-situ measurements at the geographic South Pole. The measurement was carried out in the open SPICEcore borehole. A light source and a detector were included in the design of the UV calibration device. To measure the ice properties, the light was pulsed in the ice as short as possible. The detector measured the timing distribution of the light getting scattered back. For the detection, the wavelength shifting technology developed for the new optical sensors is used. The measurement was carried out with four wavelengths between 245 nm and 400 nm at several depths, some within the IceCube range. These in-situ measurements successfully applied the new wavelength shifting technology for the first time. Using a likelihood fit, the measurements were compared to a simulation, which varied the absorption and scattering coefficients of the photons in the ice as parameters. With this analysis, a best-fitting set of parameters could be found for each wavelength and depth. The uncertainties are very conservative, consisting of statistical and systematic errors. The most significant influence on the uncertainties is caused by the insufficient time resolution of the detection system. The results suggest a high transparency for the deep UV range and provide a deeper insight into the scattering processes of Antarctic ice.

Les expériences AMS et CREAM, toutes deux dédiées à la détection des rayons cosmiques, sont différentes dans leur mode de fonctionnement, mais complémentaires à de nombreux égards. Elles ont une architecture très similaire, relativement proche de celle des détecteurs de physique des particules utilisés dans les accélérateurs. Toutes deux comportent un imageur Cherenkov. Ils permettent de déterminer la charge, et le cas échéant la vélocité (pour AMS), des particules qui traversent le détecteur, avec une très bonne résolution pour des noyaux d'atomes allant de l'hydrogène au Fer.<br /><br />Dans l'élaboration et la construction de tels instruments, deux composants majeurs doivent faire l'objet d'attention et d'études particulières : d'une part le matériau radiateur utilisé pour générer les photons Cherenkov - dans le cas d'AMS et de CREAM, il s'agit d'aérogel de silice - et d'autre part les photomultiplicateurs, cellules de détection des photons ainsi produits. C'est la connaissance précise de son indice de réfraction qui détermine les performances des imageurs Cherenkov. Une étude complète a donc été consacrée à la mesure précise de l'indice de réfraction des tuiles d'aérogel qui composent le plan radiateur aussi bien du compteur d'AMS que de celui de CREAM. <br />Ce sont ces études, et en particulier l'élaboration de méthodes de détermination de l'indice et leurs adaptations au fur et à mesure des conclusions obtenues, qui font l'objet principal de ce document. <br /><br />Le premier chapitre aborde quelques-uns des enjeux de la physique des rayons cosmiques concernés par les mesures aussi bien d'AMS que de CREAM. Les quelques pages de ce chapitre ne font pas la liste complète de tous les apports des expériences AMS et CREAM à la physique des rayons cosmiques, loin de là, mais ne font qu'en dévoiler certains aspects, en guise de prélude aux pages plus techniques qui suivent, consacrées exclusivement à de l'instrumentation. Le second chapitre, après une brève introduction du détecteur AMS et des spécificités de son imageur Cherenkov (RICH, pour Ring Imaging CHerenkov), détaille les méthodes utilisées pour cartographier l'indice de réfraction du plan d'aérogel. La caractérisation de l'aérogel du sous-détecteur CHERCAM (CHERenkov CAMera) de l'expérience CREAM, dont l'entière construction a été réalisée entre 2005 et 2006, est exposée dans le chapitre trois. Enfin une dernière partie présente rapidement certains aspects des travaux de simulation et de préparation à l'analyse de données, et trace les perspectives à court et moyen terme.

Diese Arbeit beschreibt die Entwicklung einer Methode zur Energierekonstruktion von Myonen in Unterwasserteleskopen unter Verwendung der Amplituden und Trefferwahrscheinlichkeiten der Photomultiplier. Die Methode wird auf die Daten des Myon- und Neutrinoteleskopes NT-96 angewandt. / This thesis describes the development of a method for energy reconstruction of muons which are detected in underwater elescopes using the amplitudes and hit patterns of the photo multipliers. The method is applied to the data of the Baikal NT-96 muon and neutrino telescope.

Un imageur Cherenkov, CherCam (CHERenkov CAMera), a été développé et construit pour être intégré à l'expérience CREAM (Cosmic-Ray Energetic and Mass) embarquée en ballon. Cette instrument doit permettre de mesure le charge du rayonnement cosmique nucléaire allant du protron au fer dans une gamme d'énergie s'étendant de 1E10 à 1E15 eV.<br />La thèse s'est principalement orienté sur le développement de CherCam par la création d'une simulation et de la caractérisation du plan radiateur en aérogel de silice. Mais elle s'est aussi largement étendu sur les aspects technique par la construction du détecteur et ses différents tests, ainsi que par le développement des logiciel d'étalonnage et d'analyse.

Orientador: Carlos Ourivio Escobar / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-08-03T19:37:19Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Peixoto_CarlosJoseTodero_M.pdf: 3956031 bytes, checksum: 4eff2bec5351ea343548019fb3497fbf (MD5) Previous issue date: 2003 / Resumo: A compreensão da radiação cósmica - a saber: os mecanismos de produção/aceleração e os processos de propagação - passa pela determinação de três grandezas: a energia dessa radiação, sua direção de chegada e sua composição química. Essas três "frentes de trabalho":desafiam a experiência, a capacidade e a responsabilidade de vários grupos de físicos de partículas do mundo todo. Este trabalho se refere à composição do primário da radiação cósmica no âmbito da Colaboração Auger. Ele não tem a ambição de encontrar uma técnica denitiva para a obtenção deste parâmetro. Aliás, determinar a composição química do primário é algo difícil, tendo em vista a dependência de modelos de interação hadrônica e a impossibilidade (atual) de sua caracterizac¸ são evento a evento. Dos vários parâmetros usados para se estimar essa composição, tentamos analisar cinco deles: Xmax, t10-50 , t50-90 ,t10-90 , Plocal. Estes foram obtidos por meio de simulação¸ de Monte Carlo, através dos códigos CORSIKA e AIRES. A rede de detectores de superfície foi simulada usando-se o programa SAMPLE. Os resultados das simulações foram comparados, quando possível, a dados experimentais fornecidos pelo Engineering Array do sítio sul do Observatório Auger / Abstract: The understanding of cosmic radiation - the production/acceleration mechanism and the propagation processes - involves the determination of three parameters: the energy of this radiation, its arrival direction and the chemical composition. These three tasks have challenged the experience, the skill and responsibility of several groups of particle physicists over the whole world. This work refers to the primary cosmic ray composition in the scope of the Auger Collaboration. It does not intend to present a denite technique to obtain this parameter. As a matter of fact, to determine the primary composition is something difcult, considering the hadronic model dependence and the impossibility (nowadays) of its description event by event. Among the several parameters used to estimate the composition, we attempted to investigate ve of them: Xmax, t10-50 , t50-90 ,t10-90 , Plocal. They were obtained through Monte Carlo simulation with two different codes: CORSIKA and AIRES. The surface array was simulated by the SAMPLE program. The simulation results were compared, when possible, to experimental data from the Engineering Array of the Auger Observatory / Mestrado / Física / Mestre em Física

Le réseau de télescopes H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) permet de détecter des particules du rayonnement cosmique (astroparticules) par l'émission de lumière Cherenkov émise par les particules secondaires résultant de l'interaction d'une particule primaire dans l'atmosphère terrestre. Outre la détection et l'étude de sources astrophysiques qui émettent des rayons gamma, H.E.S.S. permet d'étudier les différentes émissions diffuses du rayonnement cosmique. L'intérêt de ces émissions diffuses dans la compréhension de l'origine et la propagation des rayons cosmiques ainsi que la possibilité d'y détecter un signal de matière noire est rappelé dans ce manuscrit. Après une présentation de l'expérience H.E.S.S., la possible amélioration de la discrimination entre les rayons gamma et les électrons avec H.E.S.S. est discutée. En particulier, la possibilité de détecter le rayonnement Cherenkov direct émis par les électrons primaires du rayonnement cosmique au contraire des rayons gamma est abordée. Ensuite, une méthode de discrimination basée sur une comparaison à l'aide d'un maximum de vraisemblance entre des images enregistrées par les caméras des télescopes et des images issues d'un modèle semi-analytique est utilisée afin d'obtenir une reconstruction spectrale des électrons et des positrons du rayonnement cosmique avec les données de H.E.S.S. Cette mesure permet pour la première fois d'étendre la détermination du spectre en énergie des électrons et des positrons du rayonnement cosmique jusqu'à 20 TeV. / The telescope array H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) allows to detect cosmic ray particles with the Cherenkov light that is emitted by the secondary particles resulting of the interaction of the primary particles in the Earth’s atmosphere. Besides the detection and the study of astrophysical sources that emit rays, H.E.S.S. allows to study the different diffuse emissions that compose the cosmic rays. The interest of these diffuse emissions for the comprehension of the origin and the propagation of cosmic rays as well as the chance that they conduct to the detection of a dark matter signal is recalled in this manuscript. Following a presentation of the H.E.S.S. experiment, the possible improvment of the discrimination between rays and electrons with H.E.S.S. is discussed. Especially, the possibility of detecting direct Cherenkov light emitted by primary cosmic ray electrons but not by primary rays is addressed. Then, a discriminating method based on a log-likelihood comparison between recorded images and template images from a semi-analytical model is used to obtain a spectral reconstruction of the cosmic ray electrons and positrons with H.E.S.S. data. This measurement allows for the first time to establish the shape of the energy spectrum of cosmic ray electrons and positrons up to20 TeV.