White dwarfs are among the most common objects in the stellar halo; however, due to their low luminosity and low number density compared to the stars in the discs of the Milky Way, they are scarce in the observable volume. Hence, they are still poorly understood one hundred years after their discovery as relatively few have been observed. They are crucial to the understanding of several fundamental properties of the Galaxy – the geometry, kinematics and star formation history, as well as to the study of the end-stage of stellar evolution for low- and intermediate-mass stars. White dwarfs were traditionally identified by their ultraviolet (UV) excess, however, if they have cooled for a long time, they become so faint in that part of the spectrum that they cannot be seen by the most sensitive modern detectors. Proper motion was then used as a means to identify white dwarf candidates, due to their relatively large space motions compared to other objects with the same colour. The use of proper motion as a selection criterion has proven effective and has yielded large samples of candidates with the SuperCOSMOS Sky Survey and Sloan Digital Sky Survey. In this work I will further increase the sample size with the Panchromatic Synoptic Telescope And Rapid Response System 1 (Pan–STARRS1). To construct luminosity functions for the study of the local white dwarfs, I require a density estimator that is generalised for a proper motion-limited sample. My simulations show that past works have underestimated the density when the tangential velocity was assumed to be a constant intrinsic parameter of an object. The intrinsically faint objects which are close to the upper proper motion limits of the surveys are most severely affected because of the poor approximation of a fixed tangential velocity. The survey volume is maximised by considering the small/intermediate scale variations in the observation properties at different epochs. This type of volume maximisation has not been conducted before because previous surveys did not have multi-epoch data over a footprint area of this size. The tessellation of the 3π Steradian Survey footprint is so complex that the variations are strong functions of position. I continue to demonstrate how a combination of a galactic model and the photometric limits as a function of position can give a good estimate of the completeness limits at different colour and different line-of-sight directions. Finally, I compare the derived white dwarf luminosity function with previous observational and theoretical work. The effect of interstellar reddening on the luminosity functions is also investigated.

The WiggleZ Dark Energy survey is currently being carried out using the AAOmega instrument on the AAT. It is measuring redshifts for 240,000 emission line galaxies with high star-formation rates over 1,000 sq. degrees of sky. These galaxies are selected for spectroscopic observation from a combination of optical and ultraviolet imaging. The target selection criterion applied to these datasets is highly optimised to select high redshift emission line galaxies. The redshift distribution of these galaxies peaks at z

Les paramètres les plus importants décrivant les performances d'un collisionneur de particules sont l'énergie et la luminosité. Les hautes énergies permettent aux expériences de physique des particules d' étudier de nouveaux effets. La luminosité décrit la capacité du collisionneur à produire le nombre requis d'interactions utiles ou événements. Le Large Hadron Collider (Grand Collisionneur de Hadron) ou LHC a été conçu pour produire des collisions proton proton à une énergie dans le centre de masse de 14 TeV. Cette énergie est la plus haute jamais atteinte jusqu'alors dans un accélérateur de particules. Les connaissances et la compréhension de la physique des particules à de telles énergies sont basées sur des simulations et des prédictions théoriques. Contrairement aux collisionneurs électron positron pour lesquels la section efficace de diffusion de Bhabba peut être précisément calculée et utilisée pour calibrer la luminosité, il n'existe pas de processus ayant une section efficace bien connu et un taux de production suffisant pour être utilisé afin de calibrer la luminosité durant les premières années d'opération du LHC. La luminosité peut aussi être exprimée en fonction du nombre de charges par faisceau et leur taille au point d'interaction. Il est donc possible d'utiliser cette propriété afin de déterminer la luminosité à partir des paramètres machine. La détermination de la luminosité absolue a partir des paramètres machine est une méthode alternative à celle utilisant les sections efficaces et offre des informations complémentaires au modèle de fragmentation. Pour le LHC, il a été proposé d'utiliser la méthode développée par S. Van Der Meer à ISR afin d'offrir une calibration de la luminosité aux expériences de physique des particules durant les premières années d'opération. Cette thèse décrit comment cette méthodea été implémentée et utilisée pour la première fois au LHC afin d'optimiser et de calibrer la luminosité. Des études complémentaires d'optique linéaire et de dynamique faisceau ainsi que des mesures faites pour le collisionneur RHIC sont aussi décrites. Cette étude commence par un chapitre introductif qui reprend les notions de physique des accélérateurs nécessaire à la compréhension des chapitres suivants. Les équations décrivant les mouvements des particules dans un accélérateur circulaire sont rappelées ainsi que les principes de base d'optique linéaire. Des grandeurs caractéristiques du faisceau et de la machine telles que l'émittance ou le tune sont définies. Une brève introduction aux effets faisceau-faisceau est aussi présentée ces derniers étant inhérent aux collisionneurs de particules. Une description plus détaillée du concept de luminosité est donnée. Les équations générales de luminosité en présence d'effets tel qu'un angle de croisement sont dérivées. Enfin différentes méthodes permettant de déterminer la luminosité absolue sont présentées et le choix de la méthode de Van Der Meer pour les premiéres années d'opérations du LHC est expliqué. Le second chapitre se concentre sur la méthode de Van Der Meer. Le principe développé par S. Van Der Meer est décrit et plus particulièrement comment cette méthode offre une mesure directe de l'intégrale de recouvrement, décrivant la région d'interaction des deux faisceaux, sans avoir besoin de connaître les distributions initiales des faisceaux. L'impact des différents effets présentés dans le chapitre1 sur la précision de la mesure sont étudiés analytiquement afin de déterminer les paramètres faisceau optimaux pour une mesure de la luminosité absolue. Enfin une estimation de l'erreur sur la détermination de la luminosité basée sur des études numériques et les spécifications des instruments utilisés durant cette mesure est donnée. Le chapitre 3 présente le LHC et comment les principaux paramètres faisceau ont été choisis afin de délivrer une luminosité de 1034 cm−2 s−1 aux expériences ATLAS et CMS. Quelques dates clé de la mise en route du LHC sont rappelées afin de justifier l'orientation de certaines études présentées dans cette thèse et comment il a été nécessaire de s'adapter au changement de programme de mise en marche du LHC. Les différentes étapes permettant d'accélérer et de mettre les faisceaux en collision à partir de l'injection sont brièvement décrites. Dans le cadre de cette thèse des études concernant plus particulièrement la mise en collision des faisceaux dans le LHC. Des simulations de l'impact sur l'orbite des effets d'hystérésis présents dans les aimants permettant de déplacer les faisceaux au point d'interaction ainsi que la manière dont ceux-ci sont utilisés pour générer l'angle de croisement, la séparation ou l'optimisation des collisions sont décrites. Lors de la mise en collision des faisceaux de nombreux effets liés à la dynamique faisceau et plus particulièrement aux effets faisceau-faisceau entrent en jeux. Des simulations permettant de modéliser ces effets et de comprendre leur impact sur l' émittance ont été réalisées et seront aussi décrites dans ce chapitre. Le chapitre 4 donne une description des divers instruments utilisés lors de l'analyse des données permettant de déterminer la luminosité absolue. En principe, seules les mesures de courant sont nécessaires pour déterminer la luminosité. Des informations complémentaires et qui se sont révélées très utiles par la suite ont été données par d'autre instruments tel que les wire-scanner permettant de mesurer l' émittance ou les BPM permettant déterminer la trajectoire des faisceaux le long de l'anneau. Ces instruments sont donc aussi décrits dans ce chapitre. Enfin, le LHC est équipé de moniteurs de luminosité donc le but est de fournir des signaux robustes grâce auxquels il est possible d'optimiser la luminosité. Ce chapitre se termine donc sur une description détaillée de ces moniteur de luminosité et les simulations qui ont été faites a l'aide du logiciel FLUKA afin de déterminer les performances et l'efficacité de ces moniteurs à haute énergie. Le chapitre 5 présente les résultats des mesures effectuées sur le collisionneur RHIC (relativistic ion collider). Ces mesures ont été effectuées en 2009 alors que le LHC était stoppé suite à l'incident de Septembre 2008. RHIC présente certaines caractéristiques communes au LHC et représente donc un excellent test pour les futures mesures au LHC. La calibration de la luminosité par la méthode de Van Der Meer est aussi utilisée à RHIC, une collaboration avec ce laboratoire a donc été mise en place afin de profiter de l'expérience acquise par le passé dans ce laboratoire. Malgré certains paramètres faisceaux non optimisées pour une mesure de précision de la luminosité absolue il a été possible de déterminer celle-ci avec une précision de 7% dominée par l'erreur sur les mesures de courant et la détermination du déplacement des faisceaux. Une étude détaillée des différentes sources d'erreur ainsi que des propositions pour les réduire lors de futures mesures sont présentées. Les faisceaux du collisionneur RHIC ont un courant élevé ce qui n'est pas optimal pour la détermination de la luminosité absolue mais a permis d'observer certains effets faisceau-faisceau qui n'avaient pas été observé par le passé à RHIC et présentent donc un résultat très intéressant de ce chapitre. Le chapitre 7 présente les résultats obtenus en 2010 au LHC. L'année 2010 a été une année de beaucoup de premères pour le LHC auxquelles j'ai eu la chance de participer. J'ai notamment été impliqué dans l'établissement des premères collisions, les premières optimisations de luminosité. Ces trois contributions sont décrites dans ce chapitre ainsi que les outils développés afin de réaliser ces mesures et plus particulièrement le logiciel d'optimisation et de calibration de la luminosité qui est décrit plus en d étail dans les annexes. Enfin l'année 2010 a aussi vu la première calibration de la luminosité utilisant la méthode de Van Der Meer à 3.5TeV. Le protocole de la méthode est présenté ainsi qu'une étude détaillée des erreurs systématiques associées a cette méhode. Ces premières mesures ont permis de déterminer la luminosité avec une précision de 11% largement dominée par les mesures de courant des faisceaux. Pour terminer, des propositions pour améliorer la précision des futures mesures sont présentées. Le dernier chapitre de cette thèse présente des travaux effectués sur les optiques de beta élevés. Ces optiques ont été développées pour les expériences TOTEM et ATLAS et permettront de mesurer précisément les angles de diffusion élastiques des interactions proton-proton et ainsi déterminer leur section efficace. Cette méthode présente un alternative a la méthode de Van Der Meer et devrait en principe donner une mesure de section efficace avec une précision de quelques pour cents. Ces optiques étant très difficiles ils ne pourront pas être mis en place avant que le LHC atteigne son énergie nominale de 7TeV par faisceau. Des optiques intermédiaires ont donc aussi été développées et sont présentées brièvement dans ce dernier chapitre.

It has become clear that the global star formation rate in the Universe has been decreasing since at least z~1, and blue, star-forming galaxies are transformed into red, passive galaxies through one or more processes. The origin of this decline and transformation remains unclear. The role environment plays in all this is especially uncertain. Despite the observed domination of a passive population in the cores of clusters, in contrast to the more actively star-forming field population, whether or not, and how environment affects the properties of galaxies when they fall into clusters is an unsettled question. In this thesis, we look into these issues by examining both the passive and star-forming galaxies, from the cores out to the infall regions, in a large sample of clusters at 0.15<z<0.36 we detected from the Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey (CFHTLS). We find that in the cores of clusters, the red-sequence galaxies are a mixture of two populations, indicated by the inflexion in their luminosity function. There is no strong evolution in the shape of the red-sequence between z~0.4 and z~0.2; however, from z~0.2 to today, there is a rapid increase in the number of faint galaxies on the red-sequence relative to the bright ones, suggesting a rapid quenching of the faint galaxies in cluster cores within the last few billion years. At z~0.2, we find that the red fraction (star-forming fraction), at all stellar mass explored (9.0<log10(M*/M_solar)<11.5), shows no dependence on the distance from cluster centres, in the range 3<r<7Mpc; but within the inner 3 Mpc, we see a clear increase (decrease) in the red fraction (star-forming fraction). Also, for the lowest stellar mass galaxies, their red fraction has increased by a factor of 2 from z~0.3 to z~0.2 (over 1 Gyr), and yet we do not detect any difference between the star formation properties of the star-forming galaxies in clusters at all radii and that in the field. This suggests that for the low mass galaxies, it is likely that a mechanism that truncates star formation rapidly (within 1 Gyr) is at work. In the outskirts of the clusters, despite the low density contrast with the field, the red fraction is still higher than that in the field, suggesting that those galaxies have had their star formation quenched relative to the field population, supporting the pre-processing scenario.

Not available / text

Not available / text

Dense cluster environment influences the properties of galaxies and their evolution. In order to understand this environmental effect and how it evolves with time, we study the infrared (IR) properties of galaxies in three rich clusters. The IR luminosities provide us with extinction-free measurements of the star formation rates (SFRs) of these cluster galaxies. We find a strong evolution in the IR luminosity function (LF) of two z ∼ 0:8 clusters when compared to two local clusters. The evolution rate of the IR LF found in these clusters is consistent with the evolution in field IR LFs. The similar evolution rate found in very different environments favors some internal mechanism, e.g., the gradual consumption of the gas fuel in galaxies, as being responsible for much of the star formation evolution. The mass-normalized integrated SFRs within 0.5R₂₀₀ of these clusters also shows an evolution trend, ∝ (1 + z)5. But this evolution has large scatter and may be affected by the mass selection effect of the sample. In the dense cluster core regions (r < 0.3 Mpc), we find evidence for enhanced SFR suppression. A substantial fraction of members in MS 1054-03 (z ∼ 0.8) are still forming stars actively. This cannot be explained by the scenario where the cluster is only passively accreting star-forming galaxies from the surrounding field, after which their star formation is quenched quickly. We also study the extended IR emission from the intracluster dust (ICD) in A2029. We only find weak signals at 24 and 70 μm and obtain upper limits for the ICD emission.

It has become clear that the global star formation rate in the Universe has been decreasing since at least z~1, and blue, star-forming galaxies are transformed into red, passive galaxies through one or more processes. The origin of this decline and transformation remains unclear. The role environment plays in all this is especially uncertain. Despite the observed domination of a passive population in the cores of clusters, in contrast to the more actively star-forming field population, whether or not, and how environment affects the properties of galaxies when they fall into clusters is an unsettled question. In this thesis, we look into these issues by examining both the passive and star-forming galaxies, from the cores out to the infall regions, in a large sample of clusters at 0.15<z<0.36 we detected from the Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey (CFHTLS). We find that in the cores of clusters, the red-sequence galaxies are a mixture of two populations, indicated by the inflexion in their luminosity function. There is no strong evolution in the shape of the red-sequence between z~0.4 and z~0.2; however, from z~0.2 to today, there is a rapid increase in the number of faint galaxies on the red-sequence relative to the bright ones, suggesting a rapid quenching of the faint galaxies in cluster cores within the last few billion years. At z~0.2, we find that the red fraction (star-forming fraction), at all stellar mass explored (9.0<log10(M*/M_solar)<11.5), shows no dependence on the distance from cluster centres, in the range 3<r<7Mpc; but within the inner 3 Mpc, we see a clear increase (decrease) in the red fraction (star-forming fraction). Also, for the lowest stellar mass galaxies, their red fraction has increased by a factor of 2 from z~0.3 to z~0.2 (over 1 Gyr), and yet we do not detect any difference between the star formation properties of the star-forming galaxies in clusters at all radii and that in the field. This suggests that for the low mass galaxies, it is likely that a mechanism that truncates star formation rapidly (within 1 Gyr) is at work. In the outskirts of the clusters, despite the low density contrast with the field, the red fraction is still higher than that in the field, suggesting that those galaxies have had their star formation quenched relative to the field population, supporting the pre-processing scenario.

Study determined if 2MASS photometric data are reliable for luminosity classification using JHK plots of Reid and Hawley (2001). Effects of interstellar reddening on the placement of giant and dwarf data on the JIIK plot were analyzed. Dwarfs (N=54) were selected from Hipparchos and the 2MASS data reduced to an H-K range of 0.14-0.40. A disk dwarf region was identified using linear regression on the low space velocity stars. Giants selected from Volume 5 of the Michigan Catalogue of HD stars and SAG stars classified at Ball State University. They yielded 304 individual giants and 13 matches in the 0.14-0.40 H-K range respectively. The 2MASS data was reliable for luminosity classification of the SAGBSU giants. The classification of the Michigan giants was not possible due to interstellar reddening and the likely presence of faint giant companions. / Department of Physics and Astronomy

This paper presents the photometric luminosity classification of M dwarfs in Kaptyn’s Selected Area 124 (SA124). This project is part of an ongoing program at Ball State University to use R, I, and CaH photometry in an attempt to probe low luminosity star contributions to the luminosity function. Data is taken at the Southeastern Association for Research in Astronomy (SARA) telescope located at Kitt Peak, Arizona. With a limiting magnitude of R=15.0, we have observed ~75% of a full square degree in SA124 and have detected 19 M dwarf candidates, which are then confirmed using matched 2MASS J, H, and K magnitudes. We present the detections of 19 ±4.4 M dwarfs observed in SA124. The current estimates of our luminosity function are consistent with those previously determined for the galactic plane. / Department of Physics and Astronomy