Cerebral blood flow (CBF) measures are central to the investigation of ischemic strokes, spreading depressions, functional and neuronal activation. Laser Speckle Contrast Imaging (LSCI) is an optical imaging technique that has been used to obtain CBF measures in vivo at high spatial and temporal resolutions, by quantifying the localized spatial blurring of backscattered coherent light induced by blood flow. Despite being widely used for biomedical applications, LSCI's critical limitations such as its tendency to underestimate large flow changes and its inability to accurately estimate CBF through a thinned skull have not been overcome. This dissertation presents a new Multi Exposure Speckle Imaging (MESI) technique that combines a new instrument and mathematical model to overcome these limitations. Additionally, in a pilot clinical study, an adapted neurosurgical microscope was used to obtain intra-operative LSCI images of CBF in humans. The MESI instrument accurately estimates experimental constants by imaging backscattered speckles over a wide range of the camera's exposure durations. The MESI mathematical model helps account for light that has scattered from both static and moving particles. In controlled flow experiments using tissue simulating phantoms, the MESI technique was found to estimate large changes in flow accurately and the estimates of flow changes were found to be unaffected by the presence of static particles in these phantoms. In an in vivo experiment in which the middle cerebral artery in mice was occluded to induce ~100% reduction in CBF, not only was the reduction in CBF accurately estimated by the MESI technique but these estimates of CBF changes were found to be unaffected by the presence of a thinned skull. The validity of statistical models used to derive the MESI mathematical model was confirmed using in vivo dynamic light scattering (DLS) measurements of CBF in mice. The MESI technique's potential to estimate absolute values of CBF in vivo was demonstrated by comparing CBF estimates obtained using the MESI technique to DLS measurements. The MESI technique's ability to measure CBF changes quantitatively through a thinned skull makes it particularly useful in chronic and long term studies leading to the development of better, more accurate stroke models. / text

The Keck Planet Imager and Characterizer (KPIC) is a cost-effective upgrade path to the W.M. Keck observatory (WMKO) adaptive optics (AO) system, building on the lessons learned from first and second-generation extreme AO (ExA0) coronagraphs. KPIC will explore new scientific niches in exoplanet science, while maturing critical technologies and systems for future ground-based (TMT, FELT, GMT) and space-based planet imagers (HabEx, LUVOIR). The advent of fast low-noise IR cameras (IR-APD, MKIDS, electron injectors), the rapid maturing of efficient wavefront sensing (WFS) techniques (Pyramid, Zernike), small inner working angle (IWA) coronagraphs (e.g., vortex) and associated low-order wavefront sensors (LOWFS), as well as recent breakthroughs in high contrast high resolution spectroscopy, open new direct exoplanet exploration avenues that are complementary to planet imagers such as VLT-SPHERE and the Gemini Planet Imager (GPI). For instance, the search and detailed characterization of planetary systems on solar-system scales around late-type stars, mostly beyond SPHERE and GPI's reaches, can be initiated now at WMKO.

Parmi les 3000 exoplanètes détectées à ce jour, seule une cinquantaine ont été observées par imagerie dont l’avantage est de donner accès à la lumière des exoplanètes, ce qui ouvre la voie aux études spectrales de leur atmosphère et de leur surface. L’imagerie est aussi la seule méthode permettant d’étudier des exoplanètes situées dans les parties externes des systèmes stellaires ainsi que les disques circumstellaires, ce qui est fondamental pour comprendre les différentes étapes de la formation planétaires. Cependant, ces techniques doivent relever deux défis : la faible séparation angulaire qui existe entre une exoplanète et son étoile, ainsi que le contraste entre ces deux objets qui est de l’ordre de 10-4 dans l'infrarouge proche pour des Jupiter jeunes et de l'ordre de 10-10 dans le visible pour des planètes matures telles la Terre et Jupiter. Les instruments actuels utilisent des coronographes pour filtrer la lumière de l'étoile hôte et observer son voisinage ténu. Ils utilisent également des techniques actives qui compensent les effets des aberrations de surface d’onde pour minimiser le niveau des tavelures dans l'image finale. Couplés à des techniques d'imagerie différentielle, ces instruments ont permis la découverte et l'étude d'exoplanètes jeunes et massives, et de disques circumstellaires. Cependant, pour détecter des exoplanètes moins lumineuses et plus proches de leur étoile, les techniques d’imagerie font aujourd’hui l’objet d'une recherche active en laboratoire. Par exemple, l’Observatoire de Paris a développé le banc très haute dynamique (THD) pour tester et optimiser l’association de plusieurs techniques d’imagerie haute dynamique comme le four quadrants phase masque (FQPM) ou la self-coherent camera (SCC) qui est une technique d’analyse de surface d’onde en plan focal.Au début de ma thèse, mes travaux se sont concentrés sur le développement et l’étude de coronographes et d’analyseurs en plan focal pouvant travailler en larges bandes spectrales (typiquement 12,5 % à 40 %). J’ai testé sur le banc THD deux coronographes, le multi four-quadrant phase-mask (MFQPM) et le dual-zone phase-mask (DZPM). J’ai prouvé que le DZPM peut atteindre des contrastes de l’ordre de 4 10-8 pour des séparations angulaires comprises entre 7 et 16 λ/D et une bande spectrale de 250 nm centrée à 640 nm. J’ai également développé et testé une version de la SCC moins sensible au chromatisme appelée multireference self-coherent camera (MRSCC). En la combinant au DZPM, j’ai réussi à atteindre en boucle fermée des contrastes de l’ordre de 4.5 10-8 entre 5 et 17 λ/D pour une bande spectrale de 80 nm centrée à 640 nm. Ces deux résultats sont importants, car ils montrent qu'il est possible de construire un instrument qui atténue la lumière et contrôle activement les aberrations optiques directement à partir de l'image scientifique en large bande spectrale. À la fin de ma thèse, nous avons mis en place une collaboration visant à tester la SCC sur le télescope Hale du mont Palomar. Lors de deux missions auxquelles j’ai participé, nous avons prouvé que la SCC pouvait être associée avec un coronographe de type vortex ce qui n’avait jamais était fait auparavant. De plus, suite aux résultats obtenus sur source interne, nous prévoyons une démonstration sur ciel à l'automne 2016 / Among the 3000 exoplanets detected at this time, about 50 have been observed by direct imaging. The benefit of direct imaging is to give access to exoplanet light, paving the way for spectroscopic study of their atmospheres and surfaces. Moreover, direct imaging is also the only method that enables the study of exoplanets located in the outer parts of the stellar systems as well as circumstellar disks, which are fundamental to understand the different stages of planetary formation. However, there are two challenges : the small angular separation between an exoplanet and its star (less than a fraction of 1’’), and the contrast between the two objects which is of the order of 10-4 in near infrared for young Jupiter and of the order of 10-10 in visible light for Earth like planets. Existing instruments use coronagraphs to filter light from the host star and observe its tenuous neighborhood. They also use active techniques in order to minimize, in the final image, the brightness of speckles induced by wavefront aberrations. Coupled with differential imaging techniques, these instruments led to the discovery and study of young and massive exoplanets and circumstellar disks. However, to detect fainter exoplanets closer to their star, imaging techniques are now at the heart of an active research. For example, the Paris Observatory developed the banc très haute dynamique (THD bench) aiming at testing several high contrast imaging techniques and their associations as the four quadrants phase masque (FQPM) and the self-coherent camera (SCC) which is a focal plane wavefront sensor.At the beginning of my PHD, I mainly focused my work on the development and the study of coronagraphs and focal plane wavefront sensors able to work in broadband (between 12,5 % and 40 %). I tested on the THD bench two coronagraphs, the multi four-quadrant phase-mask (MFQPM) and the dual-zone phase-mask (DZPM). I proved that the DZPM is able to reach contrasts of 4 10-8 at angular separations ranging from 7 to 16 λ/D using a spectral bandwidth of 250 nm centered on 640 nm (40 %). I also developed and tested a new version of the SCC, less sensitive to chromatism, called the multireference self-coherent camera (MRSCC). By combining both DZPM and MRSCC, I reached in closed loop contrasts of 4.5 10-8 between 5 and 17 λ/D for a spectral bandwidth of 80 nm centered on 640 nm (12,5 %). These two results are important because they show that it is possible to build an instrument able to reduce the stellar light and actively control optical aberrations directly from a scientific image registered in a large spectral bandwidth which is requiered for the next generation of instruments. During my PHD, we also strated a collaboration to install the SCC at the Palomar Observatory. During two missions in which I took part, we proved, for the first time, that the SCC can be associated with a vortex coronagraph. Finally, based on these results, we plan to demonstrate the SCC concept on sky in the fall of this year

L'étude des exoplanètes, et en particulier celle des planètes géantes gazeuses, est une branche jeune et florissante de l'astrophysique moderne. Les grandes problématiques qui ont émergé des études sur cette population de planètes consistent à comprendre comment elles se sont formées, comment elles ont spatialement et temporellement évolué, et comment elles influencent d'éventuelles autres planètes au sein des systèmes stellaires. Afin d'apporter des réponses à ces questions, il a été nécessaire de développer des techniques d'observation et des outils d'analyse des données les plus performants possibles. C'est dans ce cadre que j'ai effectué mon travail de thèse, qui s'est articulé autour de trois projets.En premier lieu, je me suis intéressée à étudier le taux d'occurrence des planètes géantes gazeuses en orbite autour des naines M. Pour réaliser cette étude statistique, j'ai utilisé des données de deux relevés NaCo, le premier étant consacré aux naines M, et le second étant constitué d'étoiles AF et ayant été précédemment étudié par des membres de notre équipe. J'ai développé un code Monte Carlo, et me suis servie de la logique de la contraposition pour mener une étude comparative des résultats de ces deux relevés. J'ai également associé des gammes de rapports de masses entre la planète et son étoile à des mécanismes de formation privilégiés. J'en ai conclu que la formation des planètes géantes gazeuses formée par accrétion sur coeur était favorisée si ces planètes se situaient autour d'étoiles AF plutôt que des naines M, pour des séparations allant de 8 à 400 unités astronomiques. La fréquence des planètes géantes gazeuses reste toutefois faible quelque soit la masse de l'étoile considérée (typiquement <20%).Je me suis par la suite intéressée à développer un outil statistique capable de combiner des données de vitesses radiales et d'imagerie directe afin d'apporter des contraintes supplémentaires sur la population de planètes géantes situées à toutes les séparations, pour des systèmes particuliers. Le code que j'ai écrit repose sur une génération Monte Carlo de planètes synthétiques. Je l'ai appliqué sur les données de vitesses radiales et d'imagerie d'étoiles jeunes et proches : AUMic, ßPictoris, HD113337, et HD95086. Les futures applications pourront être nombreuses à la fois parce que les données de vitesses radiales sont de plus en plus abondantes, et parce que les instruments de haut contraste et haute résolution angulaire permettent de sonder des séparations toujours plus courtes.Grâce à ces deux premiers projets de ma thèse, j'ai pris en main les outils de réduction de données développés à l'IPAG, et j'ai développé des outils statistiques me permettant de commencer à mener mon dernier projet. Cet ultime projet consiste en l'observation, la réduction et l'analyse de données de vitesses radiales HARPS et d'imagerie SPHERE obtenues conjointement pour un set de naines K5-M5, proches et jeunes. L'analyse de l'ensemble des données va permettre d'apporter de fortes contraintes sur les populations de planètes géantes gazeuses en orbite autour des étoiles de faible masse, depuis les très courtes jusqu'aux plus longues séparations. / Studying exoplanets, and in particular gaseous giant planets, is a new field of modern astrophysics. Understanding how the giant planets form, dynamically evolve, evolve with time, and have an impact on potential other planets within a stellar system are part of the biggest challenges of this science. The development of the most efficient observational technics and optimal analysis tools have been necessary to bring answers to these problematics. This is the context in which I realized my PhD thesis. I present in this manuscript the three projects that I led during these last three years.First, I studied the occurrence rate of the giant planets that orbit around M dwarfs. To realize this statistical study, I used NaCo data from two surveys. The first survey was composed of M dwarfs, the second was made of AF stars that were already studied by members of our team. I developed a Monte Carlo code, and used the contrapositive logic to lead a comparative analysis of these two surveys. I also associated stellar to planet mass ratios to planetary formation scenarios. My conclusions are that giant planets can more easily be formed by core accretion around AF stars than around M dwarfs, for separations between 8 and 400 astronomical units. Wide-orbit giant planets are rare whatever the stellar mass (basically <20%).Then, I developed a statistical tool that combines radial velocity and direct imaging data of specific stars, to better constrain the giant planet population at all separations. The code that I wrote is based on a Monte Carlo generation of synthetic planet populations. I applied this code on radial velocity and direct imaging data from young and nearby stars: AUMic, ßPictoris, HD113337, and HD95086. The future applications will be numerous thanks to the increase of the time baseline of radial velocity data and thanks to new high contrast and high resolution instruments able to probe shorter regions.These first two projects have allowed me to understand how to reduce and analyse data, and to develop statistical tools useful for my last project. This last project consists of observing, reducing and analyzing radial velocity and direct imaging data of a sample of K5-M5 young and nearby dwarfs. This project will bring strong constraints on the gaseous giant planet population that orbits around low mass stars, from short to wider separations.

L’imagerie d’exoplanètes permet d’obtenir de nombreuses informations sur la lumière qu’elles émettent, l’interaction avec leur environnement et sur leur nature. Afin d’extraire l’information des images, il est indispensable d’appliquer des méthodes de traitement d’images adaptées aux instruments. En particulier, il faut séparer les signaux planétaires des tavelures présentes dans les images qui sont dues aux aberrations instrumentales quasi-statiques. Dans mon travail de thèse je me suis intéressée à deux méthodes innovantes de traitement d’images qui sont fondés sur la résolution de problèmes inverses.La première méthode, ANDROMEDA, est un algorithme dédié à la détection et à la caractérisation de point sources dans des images haut contraste via une approche maximum de vraisemblance. ANDROMEDA exploite la diversité temporelle apportée par la rotation de champ de l’image (où se trouvent les objets astrophysiques) alors que la pupille (où les aberrations prennent naissance) est gardée fixe. A partir de l’application sur données réelles de l’algorithme dans sa version originale, j’ai proposé et qualifié des améliorations afin de prendre en compte les résidus non modélisés par la méthode tels que les structures bas ordres variant lentement et le niveau résiduel de bruit correlé dans les données. Une fois l’algorithme ANDROMEDA opérationnel, j’ai analysé ses performances et sa sensibilité aux paramètres utilisateurs, montrant la robustesse de la méthode. Une comparaison détaillée avec les algorithmes les plus utilisés dans la communauté a prouvé que cet algorithme est compétitif avec des performances très intéressantes dans le contexte actuel. En particulier, il s’agit de la seule méthode qui permet une détection entièrement non-supervisée. De plus, l’application à de nombreuses données ciel venant d’instruments différents a prouvé la fiabilité de la méthode et l’efficacité à extraire rapidement et systématiquement (avec un seul paramètre utilisateur à ajuster) les informations contenues dans les images. Ces applications ont aussi permis d’ouvrir des perspectives pour adapter cet outil aux grands enjeux actuels de l’imagerie d’exoplanètes.La seconde méthode, MEDUSAE, consiste à estimer conjointement les aberrations et les objets d’intérêt scientifique, en s’appuyant sur un modèle de formation d’images coronographiques. MEDUSAE exploite la redondance d’informations apportée par des images multi-spectrales. Afin de raffiner la stratégie d’inversion de la méthode et d’identifier les paramètres les plus critiques, j’ai appliqué l’algorithme sur des données générées avec le modèle utilisé dans l’inversion. J’ai ensuite appliqué cette méthode à des données simulées plus réalistes afin d’étudier l’impact de la différence entre le modèle utilisé dans l’inversion et les données réelles. Enfin, j’ai appliqué la méthode à des données réelles et les résultats préliminaires que j’ai obtenus ont permis d’identifier les informations importantes dont la méthode a besoin et ainsi de proposer plusieurs pistes de travail qui permettraient de rendre cet algorithme opérationnel sur données réelles. / Direct imaging of exoplanets provides valuable information about the light they emit, their interactions with their host star environment and their nature. In order to image such objects, advanced data processing tools adapted to the instrument are needed. In particular, the presence of quasi-static speckles in the images, due to optical aberrations distorting the light from the observed star, prevents planetary signals from being distinguished. In this thesis, I present two innovative image processing methods, both based on an inverse problem approach, enabling the disentanglement of the quasi-static speckles from the planetary signals. My work consisted of improving these two algorithms in order to be able to process on-sky images.The first one, called ANDROMEDA, is an algorithm dedicated to point source detection and characterization via a maximum likelihood approach. ANDROMEDA makes use of the temporal diversity provided by the image field rotation during the observation, to recognize the deterministic signature of a rotating companion over the stellar halo. From application of the original version on real data, I have proposed and qualified improvements in order to deal with the non-stable large scale structures due to the adaptative optics residuals and with the remaining level of correlated noise in the data. Once ANDROMEDA became operational on real data, I analyzed its performance and its sensitivity to the user-parameters proving the robustness of the algorithm. I also conducted a detailed comparison to the other algorithms widely used by the exoplanet imaging community today showing that ANDROMEDA is a competitive method with practical advantages. In particular, it is the only method that allows a fully unsupervised detection. By the numerous tests performed on different data set, ANDROMEDA proved its reliability and efficiency to extract companions in a rapid and systematic way (with only one user parameter to be tuned). From these applications, I identified several perspectives whose implementation could significantly improve the performance of the pipeline.The second algorithm, called MEDUSAE, consists in jointly estimating the aberrations (responsible for the speckle field) and the circumstellar objects by relying on a coronagraphic image formation model. MEDUSAE exploits the spectral diversity provided by multispectral data. In order to In order to refine the inversion strategy and probe the most critical parameters, I applied MEDUSAE on a simulated data set generated with the model used in the inversion. To investigate further the impact of the discrepancy between the image model used and the real images, I applied the method on realistic simulated images. At last, I applied MEDUSAE on real data and from the preliminary results obtained, I identified the important input required by the method and proposed leads that could be followed to make this algorithm operational to process on-sky data.

Dans le domaine de l'imagerie ultrasonore, l'imagerie non linéaire est devenue une branche importante. Imagerie non linéaire peut être divisée en imagerie harmonique tissulaire et imagerie harmonique de contraste, selon l'endroit où les signaux non linéaires viennent. Imagerie harmonique de contraste apparaît parce que les agents de contraste, qui sont injectés par voie intraveineuse pour améliorer les faibles échos rétrodiffusés par des cellules sanguines, peuvent vibrer non linéaire quand ils subissent une pression acoustique. Ces signaux non linéaires rétrodiffusés par des agents de contraste sont utilisés pour former des images harmoniques. Toutefois, lors de la propagation des ondes dans les tissus, les harmoniques de l'onde sont également générés dans le tissu. La présence de signaux harmoniques de tissus dégrade la qualité d'image en contraste imagerie harmonique. Cette thèse vise à mieux distinguer les échos des agents de contraste et les échos de tissus, concevant des nouvelles modalités, ou optimisant les modalités existantes. Nos efforts se concentrent principalement sur les techniques multi-impulsions en imagerie ultrasonore de contraste. Tout d'abord, nous proposons une formule de généraliser la plupart des techniques multi- impulsions. La formulation peut être utilisée pour prédire les éléments non linéaires dans chaque bande fréquentiel et de concevoir de nouvelles séquences de transmission pour augmenter ou diminuer composants non linéaires. Les résultats des simulations sur plusieurs techniques multi- impulsions sont en accord avec les résultats donnés dans les littératures précédentes. Deuxièmement, les techniques utilisant multi transmissions pour augmenter le CTR sont généralement basés sur la réponse des diffuseurs statiques. Cependant, diffuseur en mouvement a une influence inévitable sur des techniques. Il peut améliorer ou dégrader la technique. Des simulations, des expériences in vitro à partir d'une seule bulle et les nuages de bulles, et des expériences sur des rats montrent que le déphasage des échos rétrodiffusés par des bulles dépend du déphasage des transmissions, et que le mouvement de la bulle influe sur l’efficacité des techniques multi- impulsions. En outre, les résultats expérimentaux basés sur la technique de l'inversion de seconde harmonique (SHI) révèlent que le mouvement de la bulle peut être pris en compte pour optimiser les techniques multi-impulsions. Par ailleurs, une nouvelle technique, appelée double inversion de impulsion (DPI), a également été proposé. La technique PI est appliquée deux fois avant et après l'arrivée de l'agent de contraste dans la région d'intérêt. Les signaux résultants sont soustraits pour supprimer les harmoniques du tissu. Les simulations et les résultats in vitro ont montré une amélioration de CTR de DPI. Toutefois, la présence de mouvements de tissus peut limiter à l'efficacité de cette technique. Résultats in vivo confirment cette limitation. / In ultrasound imaging domain, nonlinear imaging has become an important branch. Nonlinear imaging can be divided into tissue harmonic imaging and contrast harmonic imaging, according to where the nonlinear signals come from. Contrast harmonic imaging emerges because contrast agents, which are intravenously injected to enhance the weak echoes backscattered from blood cells, can vibrate nonlinearly when they undergo an acoustic pressure. Then, these nonlinear signals backscattered by contrast agents are collected to form harmonic images. However, during the wave propagation in tissue, the harmonics of the transmitted wave are also generated in tissue. The presence of tissue harmonic signals degrades the image quality in contrast harmonic imaging. This thesis aims to better distinguish the echoes from contrast agents and the echoes from tissue, whether through designing new modalities, or investigating and optimizing the existing modalities. Our efforts are mainly focused on the multi-pulse techniques in ultrasound contrast imaging. Firstly, we propose a mathematical background to generalize most of the multi-pulse ultrasound imaging techniques that have been described in previous literatures. The formulation can be used to predict the nonlinear components in each frequency band and to design new transmission sequences to either increase or decrease specified nonlinear components in each harmonic band. Simulation results on several multi-pulse techniques are in agreement with the results given in previous literatures. Secondly, the techniques using multiple transmissions to increase the CTR are generally based on the response of static scatterers inside the imaged region. However, scatterer motion, for example in blood vessels, has an inevitable influence on the relevance of the techniques. It can either upgrade or degrade the technique involved. Simulations, in-vitro experiments from a single bubble and clouds of bubbles, and in-vivo experiments from rats show that the phase shift of the echoes backscattered from bubbles is dependent on the transmissions’ phase shift, and that the bubble motion influences the efficiency of multi-pulse techniques. Furthermore, experimental results based on the second-harmonic inversion (SHI) technique reveal that bubble motion can be taken into account to optimize multi-pulse techniques. Besides, a new technique, called double pulse inversion (DPI), has also been proposed. The PI technique is applied twice before and after the arrival of the contrast agents to the region of interest. The resulting PI signals are substracted to suppress the tissue-generated harmonics and to improve CTR. Simulations and in-vitro experimental results have shown an improved CTR of DPI. However, the presence of tissue movements may hamper the effectiveness of this technique. In-vivo experimental results confirm that the tissue motion of the rat during the acquisition is an inevitable barrier of this technique.

L’imagerie à très haute dynamique s’applique à de nombreux domaines de recherche en astronomie et astrophysique. Cette problématique observationnelle est abordée sur plusieurs fronts par de nombreuses techniques complémentaires : coronographie, interferométrie, optique adaptative, controle de front d’onde et discrimination des speckles. La combinaison de celles ci permet d’atteindre un haut contraste avec pour ultime objectif l’imagerie d’exoplanètes et l’étude de l’environnement stellaire. Le travail présenté dans ce manuscrit se focalise sur la coronographie et plus particulièrement sur l’optimisation active du procedé d’occultation en fonction du contexte observationnel.La première partie de cette recherche traite de l’observation d’objets résolus par le développement d’un masque focal de Lyot de diamètre variable. La deuxième partie s’applique à étendre le concept du masque focal adaptatif au masque de phase de type Roddier pour l’observation de l’environnement proche d’objets non résolus. L’utilisation des propriétés des cristaux liquides permet de réaliser un déphasage par rotation de polarisation et une modulation de transmission à l’extérieur du masque. Cette modulation permet un controle actif d’optimisation de l’interférence pour une adéquation du masque au contexte observationnel : longueur d’onde, morphologie d’image et défauts intrinsèques au masque, agitation atmosphérique. La dernière partie de ce manuscrit ébauche de nouvelles perspectives quant à la possibilité d’une imagerie à haut contraste. La modulation temporelle de phase transmise par un masque focal adaptatif est mise à profit par l’utilisation des méthodes de détection synchrone. / High contrast imaging of extra-solar planets and environments of bright astro- physical objects in general, such as stars, active galactic nuclei or objects of the Solar System is a challenging task. Different approaches are needed if the bright region to occult is optically resolved or not. We present the Adaptive Mask concept, observations on sky and numerical simulations show the usefulness of the proposed methods to optimize the efficiency of the coronagraphs for optically resolved or non resolved objects. Accessing small IWA is considered as an edge as it provides substantial scientific and technical advantages. One of the difficulties of accessing small IWA is that coronagraphs become very sensitive to low-order aberrations such as tip-tilt. Our original approach aims at integrating the small IWA capability and the mitigation of sensitivity to low-order aberrations within the coronagraph itself. Our concept is applicable to both low and high Strehl regimes, corresponding to current and next generation AO systems. The adaptive coronagraph can adapt dynamically, in quasi real time, to adjust to the observing conditions to deliver a stable and optimized contrast at the science image level. The mask adaptability both in size, phase and amplitude also compensates for manufacturing errors of the mask itself, and potentially for chromatic effects. The mask adaptability concept using a local phase modulation in the focal plane allows synchronous modulation for high dynamic range synchronous detection of a faint target immersed in a background. The coherence of the speckles with the central star is used to discriminate them from proper companions.

As an intrinsic requirement for digital image correlation (DIC)to be applicable, the images must exhibit a speckle pattern of sufficient unique features. Researchers have incorporated X-ray phase contrast imaging (PCI) and DIC (XDIC) and conducted studies on materials with natural internal features as speckles. This study is the first attempt to explore the applicability and standards of XDIC to be applied on materials that are transparent under X-ray PCI, mainly polymers, by deliberately embedding particles into the sample. The goal is to generate a high-quality speckle while maintaining the least influence on the material’s properties. Iron oxide (FeO), tungsten carbide (WC), and platinum (Pt) are embedded into Sylgard® epoxy at various weight ratios, and the Sylgard® samples are loaded with a Kolsky compression bar paired with high-speed X-ray PCI. The speckle quality of the PCI images is assessed using a mean intensity gradient based approach, as well as intensity distribution analysis. DIC is applied to the images to measure the displacement field in the loading direction, and the results are analyzed. The engineering stress-strain relationship is generated from the Kolsky bar apparatus, and the results are compared to find the influence of the added particles.<div><br></div><div>The results indicate thatthe addition of particles does not significantly alter the base polymer’s properties, and the theoretical deviation error can be as low as less than 0.01 pixels. Disregarding the limited applicability to embed into polymer samples, platinum produces the best speckle. WC particle is the superior choice of material to embed for its good speckle quality, ease of embedding, and good availability. Lower weight ratios are shown to be preferential. This study also emphasizes the importance of sample design when applying XDIC to materials with embedded particles. It is preferential for best accuracy to design the region of interest to be away from the surfaces of the samples and be located near the back of the sample with respect to the impact surface.<br></div>

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<p>  </p> <p>Polymer bonded explosives (PBX) are a particle reinforced composite containing a high solids loading of explosive particulates bound in a polymer matrix. Commercially produced energetic particulates contain some percentage of flaws in the form of contaminants, porosity, and preexisting fractures. Additional large-scale porosity within the composite is generated during PBX formulation. The introduction of novel additive manufacturing techniques to the energetics field alters the known composite structure and introduces a porosity variable that has not been fully characterized. Porosity collapse during deformation is believed to be a predominant mechanism for hotspot formation, which dominates shock initiation behaviors. These phenomena are difficult to experimentally characterize due to inherent small spectral and temporal scales, and as such numerical and computational models are relied upon to inform fundamental physics. Experimental characterization of the behaviors of energetic materials during deformation is necessary to better inform computational studies and improve our understanding of hotspot formation mechanisms. </p> <p>This dissertation experimentally evaluates the high-rate deformation of porosity in individual explosive particulates and within the overall composite structure. This has included the development of a novel micromachining technique for pore generation in energetic single crystals using the focused ion beam (FIB), resulting in precise and controllable porosity generation that is easily reproducible in collaboration with computational studies. FIB was shown to be an effective pore generation technique, verified by assessing surface roughness and pore quality compared to contemporary manufacturing methods. Three experimental subsets are evaluated: surface cracks in HMX single crystals, polygonal pores in HMX single crystals, and large-scale porosity variations in mock vibration assisted print (VAP) produced composites of borosilicate glass beads and Sylgard 184® binder. A single stage light gas gun was used to impact the samples at 400 m/s and the impact event and resultant material response were observed in real time using x-ray phase contrast imaging (PCI). Machined surface cracks were shown to have negligible effect on the final fracture behaviors of HMX crystals. In polygonal pores fractures were shown to originate due to stress concentration during impact followed by otherwise expected brittle fracture behaviors. For wedge-like pores, the shockwave culminates on the front face of the pore and contributed to early fracture in some samples as well as a consistent open fracture opposite the impact along the shockwave direction in later stages of impact. For the blunt rectangular-like pores two differing behaviors were observed, wherein either the pore condensed and fracture at the pore was not seen during the impact event or large open fractures formed at the pore corners opposite the shockwave. The variance in response is attributed to the energy of fracture dissipating somewhere else in the material bulk, like the behaviors observed in the milled slot samples. Finally, additively manufactured PBX deformation behaviors were observed to be dominated by the collapse of the existing ordered porosity in the bulk which occurred at an increased rate relative to the bulk material compression. This resulted in a three-stage progression of deformation, consisting of a rapid collapse of large-scale ordered porosity, followed by the densification of the remaining features, and ultimately ending in compaction of the bulk as the impact projectile fully compressed the samples. Future work includes exploration of further FIB produced pore effects on dynamic fractures, evaluation of printed material deformation behaviors at additional rates, as well as application and evaluation of additional VAP printed material formulations.  </p>