El sistema NAVSTAR/GPS ha desenvolupat un paper molt important en les tècniques de posicionament cinemàtic geodèsiques, especialment en la determinació de la trajectòries per a la orientació de sensors aerotransportats d'observació de la terra. Amb l'excepció dels sensors fotogramètrics tradicionals la orientació dels sensors moderns aerotransportats depenen completament del posicionament GPS o bé de la integració GPS/INS. Per tant el posicionament GPS ha de ser precís i sobre tot fiable. Aquesta tesis es basa en l'estudi de nous algorismes i configuracions de missions que permetin augmentar el nivells de robustesa i fiabilitat en la determinació de trajectòries cinemàtiques aèries. Des d'un punt de vista productiu la robustesa és molt important ja que és la clau per a la automatització dels sistemes de procés de dades. En concret es proposa el modelatge mitjançant paràmetres estocàstics dels retards ionosfèrics i troposfèrics que afecten als observables GPS, es proposen mètodes per combinar les dades de diverses estacions de referència GPS tot introduint restriccions entre els diferents paràmetres a determinar i considerant les correlacions existents entre les observacions, així com la utilització d'estratègies de selecció de les situacions més favorables per a la determinació de les ambigüitats de cicle que afecten als observables GPS de precisió, addicionalment s'estudien els seus efectes en la robustesa i fiabilitat del posicionament cinemàtic GPS.Cal destacar la proposta d'integració dels observables de diversos receptors GPS cinemàtics en una configuració multiantena, mitjançant l'ús de les observacions angulars d'un sistema IMU (Inertial Measurement Unit), per aconseguir un posicionament cinemàtic més robust i fiable. Aquesta tècnica obre la possibilitat de superar les oclusions dels satèl·lits GPS durant les maniobres de gir de l'avió, molt freqüents en els vols de recobriment territorial per a missions d'observació de la Terra. Es presenten i s'analitzen algunes idees per a la integració del posicionament cinemàtic GPS i l'orientació de sensors aerotransportats. S'estudia la utilització de la informació obtinguda mitjançant l'orientació indirecta (total o parcial) de certs sensors per ajudar en la resolució de la ambigüitat que afecta a l'observable fase del sistema GPS. En concret es presenten els casos d'integració de les dades d'orientació d'una càmara fotogramètrica aèria i d'un sensor altímetre làser amb observacions de la constel·lació de satèl·lits GPS.El treball es completa amb un estudi de la determinació de trajectòries utilitzant dades simulades de les noves constel·lacions de satèl·lits (GPS III i Galileo) que actualment es troben en fase de construcció i desplegament. / The NAVSTAR Global Positioning System, most commonly known as GPS, has played an important role in the development of high precision geodetic positioning techniques. The possibility of using the GPS constellation for kinematic geodetic positioning has provided the geodetic community with a very important tool on its goal to portrait the Earth's shape.This work focuses on the reliability of geodetic kinematic GPS positioning. Different algorithms and methods for increasing the reliability of kinematic surveys are presented. An increase in reliability implies better chances of solving correct ambiguity parameters, and more redundancy simplifies the automation of the GPS processing. Automating kinematic GPS processing reduces the need for very well trained GPS operators, as well as operational costs.Several ideas are presented to increase the amount of information available in kinematic GPS processing, such as using several reference stations, dynamical models for the ionosphere, global processing.Although some of these ideas have also been presented previously, a study of the impact on the reliability of surveys has been done.A novel approach to use multiple kinematic receivers without adding new position parameters by making use of inertial measurements is presented. Their impact on reliability increase has also been proven.In aerial surveys, GPS kinematic positioning is generally used for georeferencing data taken by airborne sensors. The use of the data observed by these sensors for facilitating GPS positioning is also part of the study. The integration of oriented photogrammetric pairs or laser distance measurements together with kinematic GPS positioning have been investigated, and have been proved very helpful in real life projects.Finally, the increase in reliability in new constellation scenarios (modernized GPS and Galileo) has also been analyzed in order to know what the situation in future scenarios will be like.

White dwarfs are the final remnants of low- and intermediate-mass stars. About 95% of main- sequence stars will end their evolutionary pathways as white dwarfs and, hence, the study of the white dwarf population provides details about the late stages of the life of the vast majority of stars.Since white dwarfs are long-lived objects, they also constitute useful objects to study the structure and evolution of our Galaxy. For instance, the initial-final mass relationship, which connects the final mass of a white dwarf with the initial mass of its main-sequence progenitor, is of paramount importance for different aspects in modern astrophysics. This function is used for determining the ages of globular clusters and their distances, for studying the chemical evolution of galaxies, and also to understand the properties of the Galactic population of white dwarfs. Despite its relevance, this relationship is still relatively poorly constrained.The main aim of this thesis is the study of the initial-final mass relationship. For such purpose we have used two different approaches. From an observational perspective, the statistical significance of the current initial final mass relationship can be improved by performing spectroscopic observations of white dwarfs for which some important parameters are available. Since this approach involves the use of theoretical stellar evolutionary tracks the resulting initial-final mass relationship is, in fact, semi-empirical. In this thesis we present a promising method which consists in using common proper motion pairs comprised of a white dwarf and a FGK star. It is sound to assume that the members of the system were born simultaneously and with the same chemical composition. Moreover, these stars are well separated and it can be considered that they have evolved as isolated stars, since mass exchange between them is unlikely. Thus, a careful analysis of the observational data of both members of each pair allows us to derive the initial and final masses of the white dwarf components, something which is totally impossible when white dwarfs are isolated. Considering the new data that we have obtained with this work and the observational data currently used to define the initial-final mass relationship we have carried out a revision of this relationship, giving some clues on its dependence on different parameters, especially on metallicity.The second approach to improve the initial-final mass relationship involves an indirect measurement, which has been carried out by studying its influence on one of the powerful tools related to the white dwarf population, the white dwarf luminosity function. We have computed a series of luminosity functions using different theoretical initial-final mass relationships, and also, considering the semi-empirical relation derived in this thesis. We have compared these computations with the available observational data in order to evaluate the validity of each of these relations.In order to increase the statistical significance of the white dwarf luminosity function and to improve the initial-final mass relationship it is necessary to extend the amount of accurate and reliable observational data. For this reason part of the thesis is devoted to the Alhambra Survey, which is a good example of the new deep surveys currently under development. These observational projects will detect thousands of new white dwarfs, some of them belonging to common proper motion pairs, which could be eventually used to extend our analysis. Thus, we have performed an exhaustive study to optimize the identification procedure of the white dwarf candidates which will be eventually detected by the Alhambra survey.

El objetivo principal de esta tesis ha sido el estudio del comportamiento transitorio durante estallidos de distinto tipo, de una selección de pulsares acretores en rayos X, localizados en el plano galáctico.Con ello se pretende haber avanzado hacia una explicación más clara de la naturaleza de estas objetos binarios de alta masa (con estrella de neutrones como objeto compacto), así como de los mecanismos físicos que operan en este escenario. Para todo esto se han analizado datos de dos misiones espaciales:INTEGRA Y RXTE.El segundo objetivo ha sido el estudio de la zona del brazo galactico de Scutum. Al ser esta una región de fuerte absorción se cree de la existencia de sistemas del tipo anteriormente mencionado este todavía escondidos, y los cuales solo pueden ser descubiertos a altas energías. En esta tesis se han podido presentar resultados esperanzadores, con la detección de varios objetos posibles nuevos candidatos a pulsares acretores de rayos X.

En la presente tesis se analiza el origen y composición de la materia interplanetaria a partir de una perspectiva nueva basada en el estudio de los fenómenos luminosos que producen estas partículas a su entrada a la atmósfera terrestre, llamados meteoros. Estas partículas, procedentes mayoritariamente de la degradación de las superficies de cometas y asteroides, cuando se hayan en órbita solar se denominan genéricamente meteoroides. Dependiendo de la geometría del encuentro con la Tierra los meteoroides alcanzan la atmósfera a velocidades comprendidas en el rango de 11 a 73 km/s. A estas velocidades a alturas de entre 120 y 70 km. la densidad atmosférica es suficiente para que las colisiones atómicas sean frecuentes sobre el meteoroide, calentándolo por encima de 1.500 K en un proceso conocido como ablación. Como consecuencia de ese proceso se produce la fase luminosa denominada meteoro que, siendo perfectamente visible a grandes distancias, puede ser estudiada con técnicas fotográficas o vídeo desde la superficie terrestre. En la primera parte de la tesis se analizan las imágenes en doble estación de 24 meteoros, la mayoría obtenidos durante la tormenta de Leonidas acaecida en 1999. De las imágenes estereoscópicas desde varias estaciones fotográficas ubicadas en la superficie terrestre se realiza la reconstrucción de las trayectorias reales en la atmósfera y la órbita heliocéntrica, calculada la velocidad geocéntrica de los meteoroides. Las órbitas calculadas permiten asociar los meteoros fotografiados a fragmentos procedentes de los cometas 55P/Tempel-Tuttle, 109P/Swift-Tuttle y 3P/Encke, así como también uno de ellos procedente del asteroide Faetón.En la segunda parte de la tesis se estudia el campo de la espectroscopia de meteoros. En la tesis se analizan quince espectros pertenecientes a trece brillantes meteoros (bólidos) registrados desde el Observatorio de Ondrejov (República Checa). Primero se determina la sensitividad del espectrógrafo a partir de la cual se calibra la intensidad de las diversas líneas espectrales. Una vez calibrada se ajustan los espectros observados a un espectro sintético construido a partir de fijar unos valores típicos de la densidad de átomos en la columna meteórica, la temperatura y el área radiante. Cambiando esos parámetros ligeramente por el método de los mínimos cuadrados el espectro sintético alcanza valores de intensidad similares al registrado. En ese momento se varían a su vez las abundancias relativas de los diferentes elementos químicos para mejorar la calidad del ajuste de la intensidad de las líneas. De esa manera se obtuvo a lo largo de la trayectoria de cada bólido un espectro sintético en el intervalo comprendido entre 3.800 y 6.500 Å, de donde se dedujeron finalmente las abundancias químicas relativas al Si de diferentes elementos químicos: Na, Mg, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Co y Ni. El rango de masa de los meteoroides progenitores de los espectros analizados se encuentra a medio camino entre las partículas de polvo interplanetario (IDPs) y los meteoritos condríticos más pequeños. Comparando las abundancias químicas con las características de IDPs, del polvo del cometa 1P/Halley y de meteoritos condríticos se llega a interesantes conclusiones. La presencia de una mayor abundancia en Na puede estar relacionada con la evaporación de este elemento en el medio interplanetario y probablemente también en la atmósfera. Asimismo se ha confirmado el efecto de evaporación incompleta del calcio que abandona el meteoroide sin fundirse, probablemente en forma de polvo refractario. Los resultados sugieren también que las medidas realizadas por la sonda Giotto del polvo del cometa 1P/Halley no pueden considerarse representativas del polvo cometario dado que varias abundancias químicas son diferentes en meteoroides de otros cometas. Probablemente tales diferencias sean debidas a que los espectrómetros de masas detectasen solo partículas pequeñas de masa equivalente a la de los componentes principales de la matriz de las IDPs. Estos componentes principales que suelen ser granos minerales no suelen tener composición condrítica pese a que el conjunto del IDP si puede poseerla.La espectroscopia de meteoros constituye pues un campo innovador que permite profundizar en esos procesos y determinar las abundancias y anomalías químicas de estos objetos si bien con una precisión mucho menor que la obtenida del análisis in situ en laboratorio. A pesar de ello posee la ventaja de permitir determinar las abundancias químicas dentro de un rango de error aceptable aun cuando las partículas se desintegren por completo en la atmósfera y no puedan ser por tanto recuperadas para su posterior análisis. Resulta importante destacar que un estudio conjunto de espectros de bólidos por esta técnica y de las partículas de polvo interplanetario (IDPs) en el laboratorio puede ser complementaria y aportar valiosa información sobre los procesos degradativos sufridos por la materia interplanetaria. En especial resulta de interés corroborar la íntima relación entre las IDPs y los meteoroides que se desprende de este trabajo. En definitiva, el análisis de espectros meteóricos puede convertirse en una herramienta de gran valor en el estudio de la composición química de la materia interplanetaria que alcanza la Tierra. Este tipo de estudios puede complementar muy bien misiones mucho más costosas de recogida de materia cometaria in situ, como las misiones Stardust o Rosetta de la NASA y la ESA. Finalmente cabe mencionar que el interés de estos estudios en astrobiología es obvio. La acreción de materia extraterrestre es un campo fundamental para llegar a comprender el origen del carbono prebiótico y otros compuestos volátiles que fueron presumiblemente claves en el origen de la vida en la Tierra. Probablemente no toda la materia orgánica llegase a través de impactos con cometas y primitivos asteroides sino que también la acreción de meteoroides en la atmósfera terrestre haya sido un mecanismo más continuo y benévolo para depositar especies orgánicas y especies volátiles como el agua sobre nuestro planeta. En este contexto la espectroscopia de meteoros es una manera de profundizar en los mecanismos que regulan la entrada de la materia interplanetaria a la Tierra. / In this thesis is analysed the origin and composition of the interplanetary matter through the study of meteors, the luminous phase produced by these particles during their atmospheric entry. Meteors are perfectly visible to long distances and it can be analysed using photographic techniques from the Earth's surface. In the first part are analysed multiple station images of 24 meteors, the more important part of them obtained during the 1999 Leonid storm. From stereoscopic images taken from several stations we derived the real trajectories of these meteors in the atmosphere and, one time are calculated their velocities, the respective heliocentric orbits. The derived orbits allow to associate the meteoroids to several streams associated to comets 55P/Tempel-Tuttle, 109P/Swift-Tuttle, 3P/Encke and also one from the asteroid Phaeton. The second part is dedicated to meteor spectroscopy. Fifteen spectra obtained from the Ondrejov Observatory (Czech Republic) have been analysed. Using meteor spectroscopy we obtain information about the meteoroid chemical composition. A simple model was used to determine the physical parameters and chemical abundances in these meteors. This model assumes thermal equilibrium in the meteor head. It is capable to reproduce the main characteristics of all meteor spectra, including the existence of two different components: the main spectrum characterised by a temperature of about 4,500 K and a second spectrum at approximately 10,000 K. Probably the high temperature component is associated to the front wave of the meteoroid whiles the low temperature comes from the meteoroid surroundings. The model was applied to deduce the chemical abundances relative to silicon in thirteen fireballs. The major part of them were produced by cometary fragments as was deduced from the computed heliocentric orbits. We have obtained for these fireballs the abundances of Na, Mg, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Co and Ni. Comparing these chemical abundances to the characteristics of IDPs, 1P/Halley dust and chondrites we have obtained interesting differences related with meteoroid evolution and heterogeneity.

No description available.

Merging white dwarfs is a promising channel to trigger Type Ia supernovae, known as the double degenerate scenario. Supernovae are stellar explosions that radiate as much energy as any ordinary star is expected to emit over its entire life span, outshining briefly the whole hosting galaxy. They enrich the interstellar medium with higher mass elements and trigger the formation of new stars by the produced expanding shock. Additionally, Type Ia supernovae have been used as standard candles and have allowed the discovery that the universe was expanding at an accelerating rate. Despite the important role that Type Ia supernovae play in Astrophysics, we still do not know what stellar systems give rise to them. There are approximately a few hundred million double white dwarf systems in the Milky Way alone and their study would help to establish whether one can produce sufficient Type Ia explosions via this route. Nevertheless, even if a white dwarf merger does not succeed in exploding as a Type Ia supernova, other interesting phenomena might result. R Coronae Borealis, magnetars and high-field magnetic white dwarfs, or at least some of them, could be the product of some white dwarf mergers. In this thesis we study first two different scenarios which involve two interacting white dwarfs. They differ from the classical double degenerate scenario in the mechanism which makes both stars interact. First we consider the core degenerate scenario. In this case the merger of both white dwarfs is triggered by the interaction with a circumbinary disk. This disk is made up of the material that falls back after the ejection of the common envelope, at the final stages of the common envelope phase which precedes the formation of the white dwarf binary system. As the binary system transfers angular momentum to the circumbinary disk, the separation of the pair decreases and the eccentricity of the system increases while the core of the post-AGB star, the proto-white dwarf, is still hot. For massive enough disks the decrease of the orbital separation is enough to drive a merger before the disk is ejected. Then, the merger occurs in an eccentric orbit with a hot binary component, in contrast to the conditions found in the classical double degenerate scenario, which is driven by gravitational radiation. Otherwise, if the disk is not massive enough, the merger is driven by gravitational wave emission and the orbit is nearly circular, while the core of the AGB star is cold. Secondly, we studied different white dwarf close encounters. These interactions occur in dense and old stellar systems, as globular clusters and galactic nuclei, or in multiple stellar systems, where a white dwarf binary is perturbed by a third star. We perform several simulations of close encounters of white dwarfs with different masses and compositions, and obtain three different outcomes. Either an eccentric binary is formed, or a lateral or a direct collision occur. We compute when detonation conditions are met and when one or both white dwarfs are disrupted. Furthermore, we compute the observational signatures of these interactions. These include the emission of gravitational waves, X-ray luminosities, thermal neutrino emission and bolometric light curves. Finally, we analyze two possible outcomes of a white dwarf merger. We start studying the formation of a dynamo in the outer layers of the compact merger remnant. Then, we prove that the generated magnetic fields are confined in the outer layers of the remnant and can reach high magnitudes, showing that the remnants of some white dwarf binary mergers can explain some observed high-field magnetic white dwarfs. To conclude, we study if the anomalous X-ray pulsar 4U 0142+61 has observational characteristics which fit the properties of the white dwarf merger remnant composed of the high-field magnetic white dwarf surrounded by a rapidly rotating disk. / La coalescència de nanes blanques és un dels possibles escenaris que podrien originar una supernova del tipus Ia, i es conegut com l'escenari doble degenerat. Les supernoves són explosions estel·lars que irradien tanta energia com la que un estel ordinari emet durant tota la seva vida, eclipsant breumente tota la galàxia que habita. Aquestes explosions enriqueixen el mitjà interestel·lar amb elements pesants i afavoreixen la creació de nous estels en produir un xoc en expansió. A , les supernoves del tipus Ia han sigut utilitzades com a candeles estàndard, ajudant a descobrir que l'univers s'està expandint a un ritme accelerat. Malgrat la seva importància, seguim sense saber quins sistemes generen aquest tipus d'explosions. Hi ha aproximadament uns centenars de milions de sistemes binaris de nanes blanques a la Via Làctia, i el seu estudi ajudaria a establir si la seva coalescència pot produir el suficient nombre de supernovae tipus Ia. No obstant això, encara que la coalescència no produexi una explosió de aquest tipus, aquestes interaccions podríen donar lloc a d'altres fenòmens interessants, com ara els estels R Coronae Borealis, els magnetars i les nanes blanques amb camps magnétics elevats. En aquesta tesi estudiem primer dos escenaris diferents que involucren dues nanes blanques que interactuen. Aquests difereixen del clàssic escenari doble degenerat en el mecanisme que provoca la seva interacció. Primer considerem l'escenari anomenat "core degenerate". En aquest, la coalescència es produeix a causa de la interacció posterior a la fase d'embolcall comú del sistema binari. Aquest disc està compost pel material que torna a caure després de l'expulsió de l'embolcall comú que envolta el sistema, en les últimes etapes de la fase que precedeix a la formació del sistema de dues nanes blanques. Com que el sistema binari transfereix moment angular al disc, la separació entre els estels decreix i l'excentricitat de la seva òrbita augmenta, a més el nucli de l'estel post-AGB, la proto-nana blanca, está calent. Quan el disc és massiu, la coalescència del sistema abans de que el disc sigui expulsat. Aleshores, la coalescència es produeix en una òrbita excèntrica amb una component calent, al contrari que en l'escenari doble degenerat clàssic, el qual és desenvolupat degut a l¿emissió d¿ones gravitatòries. Si, pel contrari, el disc es poc massiu, la interacció es produeix per emissió d'ones gravitatòries i la órbita excèntrica i el nucli de l'estel post-AGB es fred. També hem estudiat encontres propers entre nanes blanques. Aquestes interaccions poden succeir en sistemes estel·lars vells i densos, com ara els cúmuls globulars o els nuclis galàctics, o en un sistema estel·lar múltiple, on el sistema binari de nanes blanques és pertorbat per un tercer estel. Hem realitzat vàries simulacions de trobades entre nanes blanques amb òrbites excèntriques i amb diferents masses i composicions, i obtenim tres resultats diferents. O bé es forma un sistema binari excèntric, o bé es produeix una col·lisió lateral o una directa. Els nostres càlculs especifiquen quan s¿arriba a condicions de detonació i quan aquestes resulten en la disrupció d'un o tots dos estels. També calculem l'emissió d'ones gravitatòries, la luminositat de raigs X, les emissions de neutrins tèrmics i les corbes de llum bolométriques. Finalment, analitzem dos possibles fenòmens que poden succeir després de la coalescència. Un d'ells es la formació d'una dinamo en les capes externes del romanent compacte. Demostrem que el camp magnètic generat es queda limitat en aquesta regió i pot assolir magnituds altes. Així, provem que les nanes blanques resultants d'una coalescència poden donar lloc a algunes de les nanes blanques altament magnètiques observades. Per finalitzar, estudiem si el púlsar de raigs X anòmal 4U 0142+61 té característiques que poden ser explicades a partir del romanent obtingut, format per la nana blanca magnètica envoltada per un disc

White dwarfs are the most common stellar evolutionary end-point. Moreover, they can be considered as reliable cosmic clocks to infer the age of a wide variety of stellar populations, including globular and open clusters. Consequently, there is a considerable interest in the study of white dwarf cooling models. In this thesis we used two different approaches. From a theorical perspective, we computed a set of new cooling white dwarfs sequences which incorporates the most up-to-date physical inputs for precision white dwarf cosmochronology and for asteroseismological studies of ZZ Ceti stars. Moreover, we studied the role of 22Ne diffusion in the evolution of white dwarf stars with high-metallicity progenitors. Our evolutionary sequences have been self-consistently evolved from the zero age main sequence to the white dwarf stage. Our calculations include: nuclear burning at the very early phases of white dwarf evolution (which is important to determine the final thickness of the hydrogen-rich envelope), diffusion and gravitational settling (which are important to shape the profiles of the outer layers), accurate neutrino emission rates (which control the cooling at high luminosities), a correct treatment of crystallization and phase separation of carbon and oxygen (which dominate the cooling times at low luminosities), a very detailed equation of state (which is important in all the evolutionary phases), and improved non-gray model atmospheres (which allow for a precise determination of white dwarf colors and outer boundary conditions for the evolving models). From an applied point of view, we use a Monte Carlo simulator that employs our up-to-date evolutionary cooling sequences for white dwarfs. From this and the observations obtained by Hubble Space Telescope of NGC 6791, a nearby metal-rich open cluster, we obtain important conclusions. NGC 6791 is a well studied metal-rich open cluster ([Fe/H]¿ 0.4) that it is so close to us that can be imaged down to luminosities fainter than that of the termination of its white-dwarf cooling sequence, thus allowing for an in-depth study of its white dwarf population. We constrain important properties of this cluster stellar population, such as the age, or the existence of a putative population of massive helium core white dwarfs among other aspects. Some of our main findings can be summarized as follows. With respect to the computation of new cooling sequences for hydrogen-rich DA white dwarfs (Renedo et al. 2010) We correctly reproduced the observed initial-to-final mass relationship of white dwarfs with solar metallicity progenitors. We calculated the energy released from 22Ne sedimentation and we confirm this energy release strongly delays the cooling. The precise value of the delays depends on the mass of the white dwarf, its luminosity and on the metal content. We also solved the age discrepancy between the main sequence turn-off age (~ 8 Gyr) and the age derived from the termination of the white dwarf cooling sequence (~ 6 Gyr). Finally we found that the fraction of non-DA white dwarfs in this particular cluster is surprinsingly small, on the order of 6%.

Στόχος της παρούσας διπλωματικής εργασίας είναι η μελέτη των τεχνολογιών RSS καθώς και η ανάπτυξη ενός RSS aggregator. Αυτό το σύστημα aggregator θα μπορεί να πραγματοποιεί αναζητήσεις στα περιεχόμενα των feeds τόσο για εύρεση ειδήσεων γεωγραφικού περιεχομένου όσο και θεματολογικού. / The goal of the current thesis is the study of the RSS technologies as well as the development of an RSS aggregator. This system will be able to search the contents of the feeds for geographic content as well as semantic content.

Στην παρούσα διπλωματική παρουσιάζεται το μαθηματικό μοντέλο ενός ελικοπτέρου με την ελάχιστη δυνατή πολυπλοκότητα για σκοπούς εξομοίωσης και αναλύονται τα συστήματα ελέγχου και αύξησης ευστάθειας. Οι λόγοι για την χρήση ενός απλοποιημένου μοντέλου είναι το κόστος, η ευελιξία, η εύκολη προσαρμογή σε διαφορετικούς τύπους ελικοπτέρου, καθώς και η καλύτερη κατανόηση των χαρακτηριστικών ελέγχου από την πλευρά του μηχανικού αλλά και από την πλευρά του πιλότου εξομοίωσης. Η προσέγγιση ξεκινά με μια γενική περιγραφή των χαρακτηριστικών ενός ελικοπτέρου και του τρόπου χειρισμού του. Συνεχίζεται με τον καθορισμό των τμημάτων του ελικοπτέρου και ακολουθεί η επεξήγηση των εξισώσεων. Παρουσιάζεται η γενική μέθοδος εφαρμογής του μοντέλου σε διάφορους τύπους ελικοπτέρων με αλλαγή των βασικών δεδομένων. Αναφέρονται πιθανές επεκτάσεις και βελτιώσεις καθώς και συστήματα αυτομάτου ελέγχου που συναντώνται στα πραγματικά ελικόπτερα και μπορούν να ενσωματωθούν στο μοντέλο. Για την καλύτερη κατανόηση των συστημάτων ελέγχου, παρουσιάζονται αναλυτικά, τα συστήματα αύξησης ευστάθειας και αυτόματου ελέγχου πτήσης του ελικοπτέρου UH-60 στους τρεις άξονες κίνησης. / Mathematical model for development of helicopter simulation program. Automatic control systems of helicopter Black Hawk.

L’objectiu d’aquesta tesi és afegir una petita fulla a l’arbre del coneixement. En particular a la branca del sistemes dinàmics. La teoria de sistemes dinàmics és la branca de les matemàtiques que estudia l’evolució del que ens envolta. Un dels objectius de la teoria dels sistemes dinàmics és estudiar com evoluciona amb el temps un cert procés evolutiu, és a dir, donades unes condicions inicials per a un cert estat, quin serà l’estat del sistema “t” unitats de temps. En alguns problemes és possible trobar estructures que ens separen diferents tipus de moviment. Per exemple, un moviment fitat d’un de no fitat. Aleshores, aquestes estructures determinen com evolucionà el sistema sota estudi. En aquest cas parlem de mecanismes dinàmics de transport. És a dir, quines són les possibles maneres que té un cert estat d’arribar a un altre. La teoria de sistemes dinàmics treu models i problemes gran varietat d’àmbits científics. En aquesta tesi ens centrarem en problemes de mecànica celeste i astrodinàmica. L’estructura de la present tesi és com segueix: − El Capítol 1 està dedicat a introduir alguns dels conceptes que es fan servir en els capítols posteriors, així com qüestions de notació i la definició dels sistemes dinàmics que s’empraran. − En el Capítol 2 s’introdueix l’eina principal de la tesi, el Jet Transport. Per fer-la servir cal implementar una àlgebra de polinomis. El capítol explica com fer aquesta implementació. Les primeres seccions es dediquen a explicar com fer un ús eficient de la memòria i a introduir les operacions bàsiques amb polinomis (el producte per un escalar, la suma, el producte, la divisió de dos polinomis). També s’explica com realitzar altres operacions elementals com l’exponencial, el logaritme, el sinus i el cosinus així com la derivació i la integració de polinomis. A les darreres seccions s’explica com implementar operacions més complexes com la propagació de fluxos (incloent el càlcul d’aplicacions de Poincaré i altres tècniques per a millorar els resultats obtinguts), el càlcul de la inversa funcional d’un polinomi i la transformació de densitats mitjançant una aplicació. − El Capítol 3 està dedicat a parlar sobre indicadors dinàmics. Primer es repassen els exponents de Lyapunov a temps finit i les estructures lagrangianes coherents. Fruit d’aquestes reflexions es desenvolupen algorismes per tal de disminuir el temps de còmput. Tot seguit, es donen quatre indicadors de la dinàmica alternatius basats en el Jet Transport: la màxima mida de la caixa inicial, la màxima relació d’expansió, la màxima relació de contracció i la màxima relació d’expansió a l’espai normal. El capítol segueix desenvolupant un algorisme d’extracció d’estructures per tal d’extreure i resumir la informació donada pels indicadors dinàmics. Finalment, es fan servir els indicadors dinàmics introduïts per tal de determinar zones d’estabilitat efectiva en el problema restringit de tres cossos. − En el Capítol 4 s’estudia la col·lisió de satèl·lits artificials. Primerament s’estudien les diferents per torbacions que afecten al moviment de satèl·lits al voltant de la terra. Es considera un problema de dos cossos amb pertorbacions degudes al potencial terrestre, a la força de fregament atmosfèric i a la gravetat de la Lluna i el Sol. S’estudien els efectes d’aquestes pertorbacions i també com realitzar l’implementació mitjançant el Jet Transport. El capítol acaba amb algunes simulacions de Monte Carlo per extreure informació d’una col·lisió semblant a la produïda entre els satèl·lits Iridium-33 i el Kosmos-2251 l’any 2009. − L’annex A explica breument les funcions desenvolupades per a aquesta tesi i s’introdueixen unes petites notes sobre paral·lelització de codis en C mitjançant open MP.