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Les méta-matériaux sont une nouvelle classe de matériaux composites artificiels quiprésentent des propriétés inédites. Ils sont typiquement sous divisés en unité appelées méta-atomes.Un design approprié de ces méta-atomes, architecturés à l’échelle nanométrique, permet d’induire despropriétés aussi extraordinaires qu’un indice de réfraction négatif. Dans ce contexte, nous avonsdéveloppé des particules à patchs, capable de développer des interactions selon des directionsprédéterminées. Des clusters multipodiques fait de ces particules (diélectrique) entourées d’un nombrecontrôlé de satellites plasmoniques (or) ont été développés. Nous nous sommes focalisés sur desclusters isotropes, dérivant de géométries tétraédriques, octaédriques et icosaédriques (trois des cinqsolides de Platon). Pour cela, nous avons utilisé des clusters silice/polystyrène, obtenus parpolymérisation ensemencée en émulsion, qui ont servi de préformes. Ils ont ainsi permis d’obtenir desparticules dont les patchs sont en fait des fossettes au fond desquelles subsiste un résidu de chaînespolystyrène greffées. En modifiant chimiquement ces chaînes, nous avons permis soit l’accrochage aufond de ces fossettes de colloïdes d’or puis leur croissance, soit l’accostage de satellites de silice surlesquels nous avons ensuite fait croître une coquille d’or. La seconde voie à offert un meilleur contrôlede la morphologie des clusters et notamment de la distance entre les satellites d’or (quelquesnanomètres) qui est primordiale pour assurer un couplage plasmonique optimal. Les propriétés desclusters obtenus ont été modélisées et mesurées. / Metamaterials are a novel class of artificial composite materials, typically made of subunit called meta-atoms and exhibiting unusual properties. Such meta-atoms, have to be architecturedat the nanometric level, to induce as extraordinary properties as a negative refractive index. In thiscontext, we developed patchy particles, capable to create interactions along predetermined directions.Multipodic clusters made of those (dielectric) particles surrounded by a controlled number ofplasmonic satellites (gold) were developed. We focused on isotropic clusters deriving fromtetrahedral, octahedral and icosahedral geometry (three of the fifth Platonic solids). For that purpose,we used silica/polystyrene clusters, obtained from seeded emulsion polymerization, as template. Byderiving those clusters, patchy particles bearing dimples containing grafted residual polystyrene chainswere obtained. By chemically deriving those chains, we explored two synthetic pathways, thedecoration of the dimples with gold colloids subsequently grown or the anchoring of silica satellitesonto which gold shells were subsequently grown. The second one was prove to offer a better controlover the cluster morphology as well as the inter-satellites gap (few nanometer) which is pivotal toensure an optimal plasmonic coupling. Then, the optical properties of the as obtained clusters weresimulated and measured.

Le modèle ΛCDM permet de décrire avec une grande précision la plupart des présentes observations cosmologiques. Cependant, l'un de ses paramètres, σ 8, mesurant l'amplitude de fluctuations de la matière, présente une discordance entre sa valeur contrainte par le spectre de puissance angulaire du CMB de la mission Planck, les Cls, et celle déterminée à partir des amas SZ dans l'univers proche. Dans le présent travail on explore divers extensions du modèle ΛCDM comme origines possibles de cette anomalie. Pour tester les effets de ces extensions, nous avons effectué une analyse Monte Carlo on l'on compare les contraintes sur σ 8 à partir de ΛCDM avec celles résultantes de ces extensions, et ceci en utilisant principalement le spectre de puissance CMB seul ou combiné avec des comptages d'amas. Ces derniers sont basés sur différentes relations masse observables et couvrent différents redshift : des amas de rayons X dans l'univers local, des amas de la mission SZ Planck dans l'univers proche ou une estimation des amas détectés par leur richesse photométrique à partir du la future mission Euclid. Du fait qu'une mauvaise détermination de l'étalonnage de la masse des amas pourrait également être la raison de cette divergence, notre approche consistait, lorsqu'on combinait les deux sondes issues des amas et du CMB, à laisser le facteur d'étalonnage libre afin qu'il soit contraint comme les autres paramètres cosmologiques par les deux données. Dans le cas d'introduction de trois neutrinos massifs dégénérés, nous avons trouvé qu'ils n'ont aucun effet significatif sur la correction de l'écart entre les contraintes issues de comptage CMB et ceux issues des Xray ou SZ cluster. Nous avons ensuite permis à l'indice de croissance ƴ de varier. Nous trouvons une corrélation entre ƴ et le paramètre de calibration masse-observable des amas détectés par rayons X qui n'est pas affecté par la présence ou non des neutrinos massifs. [...] / The ΛCDM model has proved successful in describing to a high precision most of nowadays cosmological observations. However, one of its parameters, σ 8, measuring the present matter amplitude fluctuations, constrained from CMB angular power spectrum, the Cls, was found by the Planck mission, in significant tension with value constrained by SZ galaxy cluster counts in the near universe. In the present work we investigate extensions to ΛCDM model as possible origins behind this discrepancy. To test these extensions, we performed a Monte Carlo analysis to compare constraints on σ 8 in ΛCDM with constraints under these extensions, using mainly CMB Cls combined with cluster counts sample. The later were based on different mass observables relations and covered different redshift ranges: X-ray cluster in the local universe, SZ Planck mission clusters from the near universe or photometric richness estimated detected clusters from future high redshift upcoming Euclid alike mission. Because an improper determination of the calibration of cluster mass function could also be behind this discrepancy, our approach was, when combined with CMB, to leave the calibration factor free to vary and be constrained by data. Introducing three degenerate massive neutrinos, we found that they have no significant effect on fixing the discrepancy between CMB and Xray or SZ cluster counts. We then allowed the growth index ƴ to vary. We find a correlation in the confidence space between ƴ and the X-ray mass observable factor not affected by the presence of massive neutrinos, indicating that a modifying gravity is favored over massive neutrinos as a way to alleviate the tension. However, when a SZ cluster sample covering a larger redshift range was used, we found that the correlation between ƴ and the calibration factor, is constrained by the evolution of the growth through redshift and limited to a region where it cannot fix the discrepancy. [...]

L'un des grands mystères de la physique qu'il nous reste à élucider est d'identifier de quoi est composée la matière sombre. L'expérience SuperCDMS a décidé de se pencher sur la question il y a plus de 20 ans. Nous utilisons des détecteurs semi-conducteurs qui mesurent le signal de phonons engendré par des événements de recul.Nous mesurons également l'énergie déposée sous forme de d'ionisation à l'aide de l'effet Neganov-Trofimov-Luke (NTL) qui produit des phonons d'énergie totale proportionnelle à l'énergie d'ionisation initiale. Pour ce faire, nous appliquons un voltage sur le détecteur qui amplifie également le signal par un facteur proportionnel au voltage appliqué. Nous sommes allés à TUNL en Caroline du Nord, afin de calibrer notre détecteur HVeV fait d'un cristal de silicium. Le but de cette calibration est de déterminer le taux d'ionisation produit par des reculs nucléaires produits par le faisceau de neutrons fourni par TUNL. Cette mesure est importante puisque le taux d'ionisation est atténué pour le recul nucléaire par rapport au recul électronique et qu'il détermine l'amplification du signal par l'effet NTL. Nous avons utilisé des scintillateurs liquides couplés à des PMTs afin de déterminer l'énergie déposée dans le HVeV en les positionnant à des angles de diffusion précis. Nous avons jusqu'ici uniquement effectué l'analyse des données pour lesquelles il n'y a pas d'amplification NTL. Par conséquant, nous ne pouvons pas encore déterminer le taux d'ionisation. Cependant, nous concluons que notre méthode d'analyse est valide et que l'énergie déposée dans le HVeV est bien celle qui correspond aux angles de diffusion auxquels nous avions placé nos PMTs. / One of the biggest mysteries left to be solved in physics is the question of what dark matter is made of. The SuperCDMS experiment decided to explore this question and has done so for the last 20 years. We use semiconducting detectors that measure phonon signals generated by recoils. The HVeV detectors also use the Neganov-Trofimov-Luke (NTL) effect to generate a phonon signal proportional to the ionization signal that is also produced by the recoil. To do so, we apply a voltage bias the HVeV detector, which also amplify the signal by a factor proportional to the bias. We went to TUNL in North Carolina to calibrate our HVeV detector, made of a silicon crystal. The goal of the experiment is to determine the ionization yield of the nuclear recoil produced by the neutron beam provided to us by TUNL. This measurement is important since the ionization yield is dampened for nuclear recoil compared to electronic recoil and is linked to the gain of the signal in the HVeV. We use liquid scintillators coupled to PMTs to determine the energy deposited in the HVeV using the scattering angle between the HVeV and the chosen position of the PMTs. At this point, we only have the analyses for the data with no NTL gain, meaning that we do not yet have a measure for the ionization yield. Still, this analysis allowed us to validate our analysis method and the energy deposited in the HVeV for coincident events with PMTs of different position.

Depuis sa formulation au début du 20ème siècle, la théorie de la Relativité Générale a été vérifiée avec une précision sans cesse croissante. Cette théorie prédit, entre autre, l'existence d'ondes gravitationnelles qui restent à ce jour inobservées, et ce malgré de nombreuses tentatives de détections. Ces ondes sont caractérisées par leur absence de masse. Une des questions qui se pose alors est de savoir si cette absence de masse est une condition nécessaire pour que théorie et observations concordent. Pour répondre à cette question, il est indispensable d'étudier les différents aspects des théories décrivant des ondes gravitationnelles massives. Au-delà de cet intérêt purement théorique, l'étude de ces théories est, entre autre, motivée par de récentes observations cosmologiques. Celles-ci indiquent que l'accord entre la Relativité Générale et les observations n'est possible que si on suppose l'existence de matière et d'énergie noires.<p><p>Cette thèse est dédiée à une classe de théories décrivant des ondes gravitationnelles massives. Dans un premier temps, nous résumons les différents problèmes qui surgissent lorsqu'on tente de donner une masse aux ondes gravitationnelles. Ensuite, nous introduisons une classe de modèles et étudions certaines de leurs caractéristiques.<p><p>Le premier aspect étudié concerne l'existence d'une interaction de type instantanée. De telles interactions sont possibles étant donné que l'invariance de Lorentz est spontanément brisée dans les modèles considérés. Celles-ci sont dès lors discutées et un exemple concret est fourni.<p><p>La présence d'une interaction instantanée dans ces modèles a une conséquence directe sur les solutions "trous noirs" des équations du champ. En effet, on s'attend à ce que l'interaction instantanée puisse propager de l'information à l'extérieur d'un trou noir, ce qui entraînerait une modification de ces solutions par rapport à celles de la Relativité Générale. Cette supposition est confirmée par les solutions "trous noirs" obtenues dans cette thèse. Celles-ci peuvent soit imiter une certaine quantité de matière noire, soit conduire à un champ gravitationnel répulsif.<p><p>Finalement, les mécanismes de formation des grandes structures de l'Univers (galaxies, amas de galaxies, ) sont étudiés pour les théories considérées. Cette dernière discussion démontre que ces modèles reproduisent le comportement prévu par la Relativité Générale et sont, par conséquent, en accord avec les observations. / Doctorat en Sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished

L’expérience PICO fait partie des chefs de file mondiaux dans la tentative de détection directe de la matière sombre. Cette expérience se spécialise dans l’utilisation des détecteurs à liquide surchauffé pour y parvenir. Le futur détecteur de la collaboration, PICO-500, tentera de détecter les WIMPs (Weakly Interacting Massive Particle) une fois construit dans le laboratoire sous-terrain SNOLAB. Ce détecteur utilisera un mélange de perfluorocarbone comme fluide actif, une nouveauté pour les chambres à bulles. L’utilisation d’un mélange présente des avantages importants dans la conception du détecteur. Celle-ci permettra de diminuer les contraintes d’ingénierie tout en offrant une sensibilité de détection importante. La chambre à bulles PICO-0.1 est utilisée principalement pour la calibration de perfluorocarbone. À l’aide du tandem situé à l’Université de Montréal et d’une cible de vanadium-51, j’ai pu envoyer des neutrons monoénergétiques afin d’évaluer l’énergie de seuil de la formation de bulles dans ce mélange. Le modèle de Seitz décrivant la formation des bulles a été bien étudié dans le cadre de fluide pur, mais pas dans le cas de mélange de perfluorocarbone. Ce type de calibration effectuée avec le détecteur PICO-0.1 nous a permis de confirmer la validité du modèle de Seitz et que les effets du transport de masse peut être négligés pour ce mélange. La vérification de cette hypothèse était cruciale à la compréhension de la dynamique impliquée dans la formation des bulles et nécessaire pour l’utilisation du futur détecteur PICO-500. / The PICO experiment is one of the world’s leading experiments in the effort to directly detect dark matter. This experiment specializes in the use of superheated liquid detectors for that end. The future PICO detector, PICO-500, will attempt to detect WIMPs (Weakly Interacting Massive Particle) once it will be built at the underground laboratory SNOLAB. This detector will use a mixture of perfluorocarbon as an active fluid, a novelty for bubble chambers in dark matter searches. The use of mixture presents important advantages in the design of this detector. This will allow to lessen some of the engineering constraints while still offering a high sensitivity. The PICO-0.1 bubble chamber is mainly used for the calibration of perfluorocarbon. With the help of the Université de Montréal’s tandem and a target of vanadium-51, I was able to send monoenergetic neutrons to evaluate the threshold energy of bubble nucleation of this mixture. The Seitz model describing bubble formation has been widely studied in the context of pure fluid, but not in the case of perfluorocarbon mixture. This type of calibration with PICO-0.1 has allowed us to confirm that the Seitz model still apply and that the effects of mass transport can be neglected for this mixture. The verification of this hypothesis was crucial to the understanding of the dynamics implicated in bubble formation and was necessary for the future use of PICO-500.

Alors que la nouvelle génération de détecteurs directs de matière sombre est en cours de construction, dans l’espoir de trouver de la matière sombre avec une masse inférieure au GeV, il est important de comprendre comment le rayonnement naturel peut produire un fond d’interactions à faible énergie. Cette thèse s’intéressera à la simulation de la diffusion élastique des rayons γ, une source possible de fonds pour les détecteurs de matière sombre sub-GeV. La simulation utilise le logiciel SuperSim basé sur Geant4 afin de modéliser l’expérience SuperCDMS SNOLAB. Une version modifiée du G4JAEAElasticScatteringModel appelée CDMSJAEAElasticScatteringModel a été mise en oeuvre dans SuperSim afin de simuler les mécanismes de diffusion de photon élastiques Rayleigh, nucléaire Thomson et Delbrück. Le CDMSJAEAElasticScatteringModel ajoute la possibilité pour les particules γ de déposer de l’énergie après avoir été diffusées élastiquement. La validité de ces deux modèles a été vérifiée et des erreurs dans le logicielle ont été rencontrées dans leur traitement des distributions d’angle de diffusion des photons qui déterminent les spectres d’énergie déposée. Les sections efficaces totales sont en accord avec la documentation et d’autres sources. Malgré les erreurs logicielles, la simulation définit une limite inférieure sur le taux de diffusion élastique des rayons γ de ∼ 0,01 et ∼ 0,035 photon diffusé élastiquement par kg par an pour les détecteurs SuperCDMS SNOLAB au germanium et au silicium, respectivement. Ces limites inférieures sont définies à l’aide d’une coupure d’énergie de recul de 1 eV. Cela fait de la diffusion élastique des rayons γ une source importante de bruit de fond pour détecteurs SuperCDMS proposés avec des capacités de discrimination ER/NR à des énergies de recul à l’échelle eV. / While the new generation of direct dark matter detectors are being built in the hopes of finding sub-GeV dark matter, it is important to understand how natural radiation can produce a background of low-energy interactions. This thesis will analyze simulating γ-ray elastic scattering, a possible source of background for sub-GeV dark matter detectors. The simulation uses Geant4-based SuperSim software in order to model the SuperCDMS SNOLAB experiment. A modified version of the G4JAEAElasticScatteringModel called CDMSJAEAElasticScatteringModel was implemented into SuperSim in order to simulate the Rayleigh, nuclear Thomson and Delbrück γ-ray elastic scattering mechanisms. The CDMSJAEAElasticScatteringModel adds the ability for the γ particles to deposit energy after being elastically scattered. The validity of both these models was checked, and errors were encountered in their treatment of photon scattering angle distributions which determine the deposited energy spectra. The total cross sections are consistent with the documentation and other sources. Despite the bug, the simulation does set a lower bound on the γ-ray elastic scattering rate of ∼ 0.01 and ∼ 0.035 elastically scattered photon per kg per year for germanium and silicon SuperCDMS SNOLAB detectors, respectively. These lower bounds are set using a 1 eV recoil energy cutoff. In conclusion, γ-ray elastic scattering a significant source of background for proposed SuperCDMS detectors with ER/NR discrimination capabilities at eV-scale recoil energies.

La collaboration scientifique PICO a comme but de développer des détecteurs pour découvrir la matière sombre. Bien que le modèle standard de la physique des particules décrit bien la matière qui nous entoure, plusieurs phénomènes nous indiquent qu'il reste d'autres particules à ajouter à ce modèle. Les recherches montrent que la matière connue ne représente que 5% de toute la masse-énergie contenue dans l'Univers, ce qui laisse place à découvrir les 95% restants. Le groupe PICO se spécialise dans la détection de matière sombre en utilisant les chambres à bulles. Les chambres à bulles de PICO ont été très performantes au cours des dernière décennies, mais elles ont récemment atteint leur apogée. Ce mémoire a pour but d'évaluer une autre approche quant au design des détecteurs pour voir s'il y a de nouvelles technologies permettant de poursuivre l'utilisation des chambres à bulles. Cependant, des contraintes mécaniques, de radiopureté, financières et techniques s'appliquent sur les matériaux utilisés pour la construction de la chambre. Nous nous intéressons donc à voir si l'utilisation d'un sac en nylon pour remplacer la jarre en verre qui contient le fréon amènerait une approche novatrice à la jarre. Afin d'évaluer cette idée, la construction d'un modèle réduit de la chambre à bulles, nommé NBBC (\textit{Nylon Bac Bubble Chamber}), a été mis sur pied. Si le concept fonctionne réellement, ce détecteur justifierait la création d'un modèle plus gros que tout ce qui a été réalisé jusqu'à présent en termes de détection par chambre à bulles. Ce mémoire présente toutes les étapes nécessaire à la réalisation de la chambre test NBBC, en commençant par un bref historique des détecteurs déjà existants. Les principes du fonctionnement de la chambre sont ensuite exposés, suivis d'une description de tous les circuits électriques développés et de tous les codes écrits. Finalement, les tests effectués sont présentés et le dernier chapitre est dédié aux conclusions obtenues et aux conseils sur la poursuite du projet. / The PICO scientific collaboration seeks to discover dark matter. Although the standard model of particle physics describes well the matter we already know, several phenomena show that there are more particles to add to this model. These shows that «normal» matter makes up only 5% of all the mass-energy in the Universe, leaving the other 95% still to be found. The PICO group specializes in the use of bubble chambers to find this dark matter. PICO bubble chambers have been very efficient, but they have reached their peak in recent years. The purpose of this master thesis is to evaluate other technologies that can be used to construct larger bubble chambers. Mechanical, radiopurity, financial and technical constraints apply to the materials used for the construction of the chamber. We are therefore interested to see if the use of a nylon bag to replace the glass jar containing freon could bring an innovative perspective to this jar. To evaluate this idea, we have embarked to build a prototype chamber, called NBBC. If the concept actually works, this detector would justify the creation of a larger model than anything that has ever been done in terms of bubble chamber detection before. This MSc thesis presents all the steps for the NBBC test chamber construction, starting with a brief history of the existing detectors. The working principles of the chamber will then be explained, followed by a description of all the new design elements. Finally, the tests carried out are presented and the last chapter is dedicated to the conclusions obtained and the advice on the continuation of the project.

Thèse numérisée par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Un nouveau contrôleur de EMCCD (Electron multiplying Charge Coupled Device) est présenté. Il permet de diminuer significativement le bruit qui domine lorsque la puce EMCCD est utilisé pour du comptage de photons: le bruit d'injection de charge. À l'aide de ce contrôleur, une caméra EMCCD scientifique a été construite, caractérisée en laboratoire et testée à l'observatoire du mont Mégantic. Cette nouvelle caméra permet, entre autres, de réaliser des observations de la cinématique des galaxies par spectroscopie de champ intégral par interférométrie de Fabry-Perot en lumière Ha beaucoup plus rapidement, ou de galaxies de plus faible luminosité, que les caméras à comptage de photon basées sur des tubes amplificateurs. Le temps d'intégration nécessaire à l'obtention d'un rapport signal sur bruit donné est environ 4 fois moindre qu'avec les anciennes caméras. Les applications d'un tel appareil d'imagerie sont nombreuses: photométrie rapide et faible flux, spectroscopie à haute résolution spectrale et temporelle, imagerie limitée par la diffraction à partir de télescopes terrestres (lucky imaging), etc. D'un point de vue technique, la caméra est dominée par le bruit de Poisson pour les flux lumineux supérieurs à 0.002 photon/pixel/image. D'un autre côté, la raie d'hydrogène neutre (HI) à 21 cm a souvent été utilisée pour étudier la cinématique des galaxies. L'hydrogène neutre a l'avantage de se retrouver en quantité détectable au-delà du disque optique des galaxies. Cependant, la résolution spatiale de ces observations est moindre que leurs équivalents réalisés en lumière visible. Lors de la comparaison des données HI, avec des données à plus haute résolution, certaines différences étaient simplement attribuées à la faible résolution des observations HI. Le projet THINGS (The HI Nearby Galaxy Survey a observé plusieurs galaxies de l'échantillon SINGS (Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey). Les données cinématiques du projet THIGNS seront comparées aux données cinématiques obtenues en lumière Ha, afin de déterminer si la seule différence de résolution spatiale peut expliquer les différences observées. Les résultats montrent que des différences intrinsèques aux traceurs utilisées (hydrogène neutre ou ionisé), sont responsables de dissemblances importantes. La compréhension de ces particularités est importante: la distribution de la matière sombre, dérivée de la rotation des galaxies, est un test de certains modèles cosmologiques. / A new EMCCD (Electron multiplying Charge Coupled Device) controller is presented. It allows the EMCCD to be used for photon counting by drastically taking down its dominating source of noise : the clock induced charges. A new EMCCD camera was built using this controller. It has been characterized in laboratory and tested at the observatoire du mont Mégantic. When compared to the previous generation of photon counting cameras based on intensifier tubes, this new camera renders the observation of the galaxies kinematics with an integral field spectrometer with a Fabry-Perot interferometer in Ha light much faster, and allows fainter galaxies to be observed. The integration time required to reach a given signal-to-noise ratio is about 4 times less than with the intensifier tubes. Many applications could benefit of such a camera: fast, faint flux photometry, high spectral and temporal resolution spectroscopy, earth-based diffraction limited imagery (lucky imaging), etc. Technically, the camera is dominated by the shot noise for flux higher than 0.002 photon/pixel/image. The 21 cm emission line of the neutral hydrogen (HI) is often used to map the galaxies kinematics. The extent of the distribution of the neutral hydrogen in galaxies, which goes well beyond the optical disk, is one of the reasons this line is used so often. However, the spatial resolution of such observations is limited when compared to their optical equivalents. When comparing the HI data to higher resolution ones, some differences were simply attributed to the beam smearing of the HI caused by its lower resolution. The THINGS (The HI Nearby Galaxy Survey) project observed many galaxies of the SINGS (Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey) project. The kinematics of THINGS will be compared to the kinematic data of the galaxies obtained in Ha light. The comparison will try to determine whether the sole beam smearing is responsible of the differences observed. The results shows that intrinsic dissimilarities between the kinematical tracers used are responsible of some of the observed disagreements. The understanding of theses differences is of a high importance as the dark matter distribution, inferred from the rotation of the galaxies, is a test to some cosmological models.