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    Authors: Mahler, Guillaume;

    Les amas de galaxies sont des structures massives composées à plus de 80% de matière noire. Leur coeur peut atteindre une densité de masse critique qui en déformant l'espace-temps fait converger les rayons lumineux vers l'observateur. Grâce à des relevés photométriques profonds de l'amas Abell 2744, de nombreux systèmes multiples ont été découverts. Identifier ces systèmes reste un défi, j'ai donc développé une méthode robuste basée sur les propriétés photométriques conservées par l'effet de lentille gravitationnelle qui permet de les détecter automatiquement. Le meilleur moyen de prouver que des images proviennent de la même galaxie reste la mesure de leur distance(redshifts) grâce à leur spectre. En analysant les données collectées par le spectrographe à intégrale de champ MUSE j'ai mesuré un grand nombre de sources (514) dont 83 d'entre elles sont des images multiples. Bénéficiant de cette large couverture spectrale, j'ai créé un modèle paramétrique de masse parmi les plus contraints à ce jour. La sensibilité atteinte par le modèle permet de sonder l'influence de structures périphériques (jusqu'à une distance de 700kpc), révélant ainsi des erreurs systématiques sur la mesure de la masse due à la paramétrisation du modèle (6%). Comparé aux précédentes études, on voit une diminution de 10% de la masse dans un rayon 100 kpc montrant ainsi en partie le gain offert par la spectroscopie. Ce gain, bien que négligeable sur la mesure de l'amplification, s'est avéré pouvoir contraindre la balance en masse entre les différentes composantes de notre modèle, dépassant par endroits 2 fois l'incertitude statistique Clusters of galaxies are large and massive structures containing more than 80% of dark matter. In the cluster core, the mass density can reach a critical threshold making the curvature of space-time large enough to bend light path and then allow multiple convergence of images from the same sources to appear on the observer field of view. Thanks to deep photometric coverage of Abell 2744, a lot of multiply-imaged systems were discovered. Nevertheless, finding them remain a challenge and based on the preserved photometric properties by lensing, I developed a robust method to automatically find them. However, measuring the redshifts for each multiple images remains the best way to surely associate them. The deep coverage of the integral field spectrograph MUSE allowed me to identify a large number of sources ( 514 ) among them 83 were multiple images. Thanks to this large spectroscopic coverage, I built one of the most constrained parametric mass model for lensing cluster to date. The sensitivity raised by this model allow me to probe the influence of outskirts substructures ( at 700 kpc distance ), revealing systematic sources of uncertainties related to the mass model parametrisation ( 6% ). Compared to previous studies, I notice a 10% lower mass in the center ( within 100kpc ) showing one of the benefit of large spectroscopic constraints. This benefit, is smaller on the amplification estimation but shows a significant discrepancy between different mass counterparts in the models, up to 2 times the statistical uncertainties

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    Authors: Lanthermann, Cyprien;

    De par leur interaction avec leur environnement, les étoiles massives contribuent significativement à l'évolution de leur galaxie hôte. Cependant leur processus de formation est encore méconnu. Pour mieux contraindre les modèles de formation de ces étoiles, l'étude de leur multiplicité est essentielle. Alors que la photométrie et la spectroscopie permettent d'étudier les systèmes multiples séparés de quelques millisecondes d'angle (mas) et que l'imagerie directe permet de sonder les séparations supérieures à 50 mas, l'intervalle entre quelques mas et 50 mas de séparation ne pouvait être sondé jusqu'à récemment. Cet intervalle peut être résolu par l'interférométrie optique à longue ligne de base (OLBI), mais cette technique était limitée en sensibilité et ne pouvait observer qu'une dizaine d'étoiles massives jusqu'à il y a peu. Mener une étude statistique de la multiplicité des étoiles massives nécessite d'observer un bien plus grand nombre d'objets.L'objectif de cette thèse est l'amélioration de la sensibilité de la technique OLBI afin de réaliser un relevé de la multiplicité des étoiles massives de l'hémisphère Nord.J'ai tout d'abord participé activement à l'implémentation de deux caméras C-RED ONE dans les instruments interférométriques MIRC-X et MYSTIC pour le réseau CHARA à l’observatoire du mont Wilson, en Californie. Ces caméras, basées sur la technologie des photodiodes à avalanche (APD), ne sont utilisées en astrophysique que depuis quelques années ; notre connaissance sur leur fonctionnement est donc encore limitée. Durant ma thèse, j'ai mené une caractérisation complète de ces caméras. J'ai créé un modèle de distribution du signal des détecteurs APD afin de mieux comprendre les résultats obtenus. Ce modèle et les méthodes classiques de caractérisation ont mis en évidence des différences significatives entre les valeurs de gain et de facteur d'excès de bruit mesurées et celles fournies par le fabricant. Même si cela rend le comptage de photons individuels impossible, les caractéristiques de ces caméras restent exceptionnelles, avec un bruit total inférieur à l'électron pour des cadences de lecture allant jusqu'au kiloHertz, ce qui est fondamental pour s'affranchir au mieux des effets de la turbulence atmosphérique.Ces performances permettent un gain en sensibilité conséquent : MIRC-X atteint une magnitude limite de H = 7.5, comparé à H = 5 pour son prédécesseur MIRC. Cette magnitude limite est confirmée par le relevé de démonstration sur 44 étoiles massives. Lors de ce relevé, j'ai pu observer de manière routinière plusieurs cibles de magnitude H = 7.5, et jusqu'à une magnitude H = 8.1 avec des conditions atmosphériques très favorables. Dans ces observations, j'ai détecté 27 compagnons pour un total de 21 systèmes multiples, ayant des séparations comprises entre 0.5 et 50 mas. Ce relevé de démonstration permet de confirmer la possibilité d'utiliser MIRC-X pour rechercher des compagnons dans l'intervalle non couvert par les autres techniques d'observation, et cela sur un grand nombre d'étoiles massives (>100).Ce relevé de démonstration correspond à la première phase du grand relevé des étoiles massives de l'hémisphère nord ayant une magnitude H < 7.5 que j'ai préparé. J'ai ainsi sélectionné 120 systèmes observables avec le réseau CHARA, ce qui permettra une analyse statistique de la multiplicité des étoiles massives, complémentaire au relevé SMASH+ réalisé dans l'hémisphère sud. Ce type de relevés est essentiel pour contraindre les modèles de formation de ces étoiles. From their interaction with their environment, the massive stars contribute significantly to the evolution of their host galaxy. However, their formation process is still unknown. To better constrain the formation models of those stars, the study of their multiplicity is essential. While photometry and spectroscopy allow studying the multiple systems separated from a few milliarcseconds (mas), and direct imaging allows to probe the separations above 50 mas, the range between a few mas and 50 mas of separation could not be probed until recently. This range can be resolved by the optical long baseline interferometry (OLBI), but this technique was limited in sensitivity and was able to observe only a dozen of massive stars a few years ago. Performing a statistical study on the multiplicity of massive stars requires to observe a larger number of objects.The goal of this thesis is to improve the sensitivity of the OLBI technique to conduct a survey on the multiplicity of Northern hemisphere massive stars.First, I actively participated in the implementation of two C-RED ONE cameras in the interferometric instruments MIRC-X and MYSTIC for the CHARA array of the Mount Wilson Observatory, in California. These cameras, based on the avalanche photodiode (APD) technology, have been used in astrophysics only for a few years; our knowledge on how they work is quite limited. During my thesis, I performed a full characterization of these cameras. I built a model of the signal distribution of the APD detectors to better understand the obtained results. This model and the classical characterization methods highlighted significant differences between the gain and excess noise factor that I measured and those provided by the manufacturer. Even if this makes individual photon counting impossible, the characteristics of these cameras remain exceptional, with a total noise below the electron for a frame rate up to kilohertz, which is fundamental to get rid at best of the atmospheric turbulence.These performance lead to a consequent sensitivity improvement: MIRC-X reaches a limiting magnitude of H = 7.5, to be compared with H = 5 for its predecessor MIRC. This limiting magnitude is confirmed by the demonstration survey on 44 massive stars. During this survey, I could observe routinely several targets with magnitudes of H = 7.5, and up to H = 8.1 with really favorable atmospheric conditions. In these observations, I detected 27 companions for a total of 21 multiple systems, with separations between 0.5 and 50 mas. This demonstration survey confirms the possibility to use MIRC-X to look for companions in the range of separation not covered by the other observational techniques, and this on a large number of massive stars (> 100).This demonstration survey corresponds to the first phase of the large survey on Northern hemisphere massive stars with a magnitude H < 7.5 that I prepared. I have thus selected 120 systems that are observable with the CHARA array, which will allow a statistical analysis of the massive stars multiplicity, as a complement of the SMASH+ survey in the Southern hemisphere. This kind of surveys is essential to constrain the formation models of those stars.

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Ce modèle et les méthodes classiques de caractérisation ont mis en évidence des différences significatives entre les valeurs de gain et de facteur d'excès de bruit mesurées et celles fournies par le fabricant. Même si cela rend le comptage de photons individuels impossible, les caractéristiques de ces caméras restent exceptionnelles, avec un bruit total inférieur à l'électron pour des cadences de lecture allant jusqu'au kiloHertz, ce qui est fondamental pour s'affranchir au mieux des effets de la turbulence atmosphérique.Ces performances permettent un gain en sensibilité conséquent : MIRC-X atteint une magnitude limite de H = 7.5, comparé à H = 5 pour son prédécesseur MIRC. Cette magnitude limite est confirmée par le relevé de démonstration sur 44 étoiles massives. Lors de ce relevé, j'ai pu observer de manière routinière plusieurs cibles de magnitude H = 7.5, et jusqu'à une magnitude H = 8.1 avec des conditions atmosphériques très favorables. Dans ces observations, j'ai détecté 27 compagnons pour un total de 21 systèmes multiples, ayant des séparations comprises entre 0.5 et 50 mas. Ce relevé de démonstration permet de confirmer la possibilité d'utiliser MIRC-X pour rechercher des compagnons dans l'intervalle non couvert par les autres techniques d'observation, et cela sur un grand nombre d'étoiles massives (>100).Ce relevé de démonstration correspond à la première phase du grand relevé des étoiles massives de l'hémisphère nord ayant une magnitude H < 7.5 que j'ai préparé. J'ai ainsi sélectionné 120 systèmes observables avec le réseau CHARA, ce qui permettra une analyse statistique de la multiplicité des étoiles massives, complémentaire au relevé SMASH+ réalisé dans l'hémisphère sud. Ce type de relevés est essentiel pour contraindre les modèles de formation de ces étoiles. From their interaction with their environment, the massive stars contribute significantly to the evolution of their host galaxy. However, their formation process is still unknown. To better constrain the formation models of those stars, the study of their multiplicity is essential. While photometry and spectroscopy allow studying the multiple systems separated from a few milliarcseconds (mas), and direct imaging allows to probe the separations above 50 mas, the range between a few mas and 50 mas of separation could not be probed until recently. This range can be resolved by the optical long baseline interferometry (OLBI), but this technique was limited in sensitivity and was able to observe only a dozen of massive stars a few years ago. 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This model and the classical characterization methods highlighted significant differences between the gain and excess noise factor that I measured and those provided by the manufacturer. Even if this makes individual photon counting impossible, the characteristics of these cameras remain exceptional, with a total noise below the electron for a frame rate up to kilohertz, which is fundamental to get rid at best of the atmospheric turbulence.These performance lead to a consequent sensitivity improvement: MIRC-X reaches a limiting magnitude of H = 7.5, to be compared with H = 5 for its predecessor MIRC. This limiting magnitude is confirmed by the demonstration survey on 44 massive stars. During this survey, I could observe routinely several targets with magnitudes of H = 7.5, and up to H = 8.1 with really favorable atmospheric conditions. In these observations, I detected 27 companions for a total of 21 multiple systems, with separations between 0.5 and 50 mas. 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