Les travaux décrits dans cette thèse permettent d’apporter une contribution à quelques dispositifs existants à base de matériaux semiconducteurs à large bande interdite. Le premier concerne les oscillateurs de puissance HF et le second les amplificateurs de puissance en hyperfréquence. Les composants retenus pour réaliser ces deux dispositifs sont les diodes à effets tunnel résonant et les transistors à haute mobilité électronique. Ce travail de thèse est donc scindé en deux parties distinctes : - Les diodes à effet tunnel résonant AlGaN/GaN: les outils de simulations rigoureux du transport électronique vertical dans les hétérostructures de nitrures n’existent pas ou ne sont pas accessibles en Europe. Ceci a nécessité la conception d’un nouvel outil de simulation pour analyser et optimiser les dispositifs et aider à la conception. Le modèle développé dans ce manuscrit de thèse est basée sur la résolution auto-cohérente des équations de Schrödinger-Poisson dans l’approche des fonctions de Green hors équilibre. Coté technologique, la stratégie employée pour obtenir un certain nombre d’hétérostructures libres de dislocations reposait sur la réalisation de nano-diodes en suivant les deux approches suivantes. La première dite « ascendante » met en œuvre la technique d’épitaxie sélective sur des ouvertures de masque diélectrique et sur des piliers GaN avec des diamètres compris entre 100 nm et 5 µm. La seconde approche dite « descendante » repose sur la réduction de taille des dispositifs et par voie de conséquence du nombre de dislocations présentes en leur sein. Les caractéristiques électriques de ces nano-diodes ont pu être mesurées sous micro-pointes au FIB, au nano-probe et analyseur de réseau. Le phénomène de NDR est étudié en fonction du sens de la polarisation, du traitement électrique, de la température et du taux d’aluminium dans les couches barrières AlGaN. - Les transistors à haute mobilité mobilité AlGaN/GaN: la première étape de cette seconde partie a consisté à réaliser une structure HEMT conventionnelle AlGaN/GaN à l’état de l’art. La seconde étape a porté sur l’amélioration de la résistivité de la couche buffer GaN soit en y incorporant de l’aluminium ou du bore. Plusieurs épaisseurs et positions de la couche BGaN dans la structure HEMT conventionnelle AlGaN/GaN ont été testées en vue de déterminer la structure optimale. Les études comparatives entre les structures HEMT AlGaN/GaN avec et sans couche BGaN, ont permis de montrer que l’utilisation de cette dernière comme couche contre-barrière permettait d’améliorer drastiquement le confinement des porteurs dans le canal 2DEG et de réduire nettement le dopage résiduel de la zone active. / The work described in this thesis contributes to the improvement on some circuit based on wide band gap semiconductors. The first concerns the oscillators and the second RF amplifiers at microwave frequencies. Components selected to build these two devices are resonant tunneling diodes and high electron mobility transistors. This thesis is divided into two distinct parts:-The resonant tunneling diodes AlGaN/GaN: a software that provides a rigorous description of vertical transport in nitride heterostructures does not exist or are not available in Europe. In this thesis, we developed a model based on the self-consistent resolution of the Schrödinger and Poisson equation using the non-equilibrium Green functions. The strategy employed to obtain some heterostructures free from dislocations is based on the realization of nano-diodes in the following two approaches. The first approach "bottom-up" implements the technique of selective epitaxy on nano-patterned GaN template. The second approach called "top down" is based on the reduction of device size and consequently the number of dislocations. The electrical characteristics of these nano-diodes have been measured by FIB, Nanoprobe and vector network analyzer. The negative differential resistance is studied depending in both direction of bias, electrical treatment, temperature and aluminum incorporation in the AlGaN barriers layers.- The high electron mobility transistors AlGaN/GaN: the second part was aimed to perform a conventional AlGaN/GaN HEMT structure exhibiting in the state of the art performance. To do that, we focused on improving the resistivity of the GaN buffer layer by incorporating either of aluminum or boron. Several positions and thicknesses of BGaN layer in the conventional AlGaN /GaN HEMT structure were tested to determine the optimal structure. Comparative studies between AlGaN/GaN HEMT structures with and without BGaN layer have shown that the use of BGaN layer as a back-barrier drastically improves the carrier confinement in the 2DEG channel and significantly reduces the residual doping of the active area.

Nous avons évalué la méthode de "Transition Voltage Spectroscopy" (TVS) pour déterminer le niveau d'énergie des orbitales moléculaires impliquées dans le transport électronique (ou hauteur de barrière) à travers une jonction moléculaire (électrode-molécule-électrode). Pour cela, nous avons réalisé un grand nombre de jonctions moléculaires, avec des électrodes de différentes formes (goutte, pointe, couche) et de différents métaux (or, aluminium, mercure, gallium-indium). Nous utilisons pour la partie molécule des jonctions moléculaires des monocouches auto-organisées (SAM) réalisées avec différentes molécules alkyles. Nous montrons que la TVS pour les jonctions moléculaires sans oxyde aux interfaces électrode/molécule, donne des tensions de transition qui correspondent à la queue de la densité d’état des orbitales moléculaires, et non au sommet du pic de la densité d'état. Ce résultat a été obtenu en comparant les résultats TVS avec des mesures d'UPS et d'IPES réalisées sur les mêmes SAMs. Pour les jonctions moléculaires avec au moins une interface électrode/molécule oxydée, nous montrons que la tension de transition correspond au niveau d'énergie de l'oxyde à l’interface et non pas aux orbitales moléculaires de la SAM. Nous avons validé cette hypothèse grâce à des mesures de référence sur des jonctions sans SAM. Nous avons également comparé la TVS avec d'autres méthodes comme le modèle de Simmons, et nous avons étudié l'influence sur la TVS de différents paramètres : la force d'appui par C-AFM, l'asymétrie/symétrie de la jonction et la longueur des molécules. / We assess the performances of the transition voltage spectroscopy (TVS) method to determine the energies of the molecular orbitals involved in the electronic transport (barrier height) through molecular junctions (electrode-molecule-electrode). For this, we made a large number of molecular junctions with electrodes of various shapes (drop, tip, layer) and various metals (gold, aluminum, mercury, gallium-indium). We use for the molecule part of the molecular jonctions self-assembled monolayers (SAMs) made with various alkyl molecules. We show that the transition voltages obtained by TVS for molecular junctions without oxide at the interfaces electrode / molecule correspond to the tail of the density of states of the molecular orbitals, and not to the top of the density of states. This result was obtained by comparing the TVS results with UPS and IPES measurements performed on the same SAM. In the case of molecular junctions with at least one electrode/molecule interface oxidized, we show that the transition voltage corresponds to the energy level of the oxide at the interface and not to the molecular orbital of the SAM. We validated this hypothesis with reference measurements on junctions without SAM. We also compared the TVS with other methods e.g. the Simmons model, and we studied the influence on TVS of various parameters: loading force by C-AFM, junction asymmetry/symmetry and molecule length.

La visión que se tiene actualmente del universo se basa en el modelo cosmológico de Friedmann-Robertson-Walker (FRW), habitualmente conocido como el modelo del Big bang. Este modelo considera que en su origen el universo era un plasma de muy alta energía que se ha ido expandiendo y enfriando hasta nuestros días, dando lugar a diferentes transiciones de fase que han llevado al universo a su estado actual. En los últimos 15 años, las observaciones han permitido probar este modelo con una alta precisión, llegando a una espléndida confirmación.A parte de fundamentarse en la teoría de la relatividad general, la otra pieza clave del modelo de FRW es el modelo estándar de las partículas elementales. Este modelo, que describe las interacciones entre todas las partículas elementales conocidas hasta ahora, se ha corroborado experimentalmente con gran precisión en el rango de energías accesible en los experimentos terrestres. Aún así, se sabe que este modelo de las partículas elementales es una teoría efectiva que no es válida cuando vamos a más altas energías, inaccesibles hasta el momento en experimentos de laboratorio terrestres. Es por eso, que el estudio del universo primitivo, donde las energías típicas son mucho más altas que las accesibles desde la tierra, nos puede dar información sobre nuevas interacciones o nuevas partículas.La nucleosíntesis primordial es una de las predicciones teóricas que ha dado una confirmación más rotunda al modelo del Big bang. Su éxito se basa en la predicción de la cantidad de núcleos ligeros producidos en el universo primitivo, cantidad que hoy en día podemos medir dando una confirmación al modelo teórico, así como información de importantes parámetros cosmológicos. La nucleosíntesis primordial se basa en la interacción de fotones, electrones, positrones, neutrinos, protones y neutrones en el marco de un universo en expansión. A medida que el universo se va expandiendo, el equilibrio entre estas interacciones se va rompiendo dando lugar a la formación de los núcleos más ligeros. La expansión del universo viene descrita por la ecuación de Friedmann, una de las piezas claves del modelo de FRW. Cualquier modificación de esta ecuación alteraría la expansión del universo modificando así las predicciones estándares de la nucleosíntesis primordial. En esta tesis se hace un estudio cuantitativo de cual es el margen de modificación de la ecuación de Friedmann que permiten las observaciones. Acotando cualquier desviación de la ecuación de Friedmann estándar podemos limitar la posible nueva física que pueda ser relevante en el momento en el que se produce al nucleosíntesi primordial. Como aplicación se acotan distintos modelos donde la gravedad se acopla de forma distinta a materia y antimateria y a las distintas familias leptónicas. Es importante señalar que el momento de la nucleosíntesis primordial es el más antiguo de la historia del universo del que se tiene evidencia observacional.Como ya se ha comentado, uno de los retos importantes de la física teórica actual es encontrar extensiones al modelo estándar de las partículas elementales. Estas extensiones pueden ser en forma de nuevas interacciones así como en la presencia de nuevas partículas, no detectadas hasta el momento. Uno de los ejemplos paradigmáticos de nueva partícula es el caso del axión. Esta partícula aparece como consecuencia de la solución al problema teórico de violación de CP en las interacciones fuertes. Más explícitamente, esta partícula es el bosón de Goldstone que aparece después de la rotura espontánea de la simetría de Peccei-Quinn (PQ). Esta rotura se produce a muy altas energías, por lo tanto el axión es una partícula que se produce principalmente en el universo primitivo. Hay diferentes mecanismos de producción de axiones, siendo uno de ellos la producción térmica a través de reacciones con las partículas presentes en el universo primitivo. En esta tesis se reanalizan las condiciones bajo las que hay producción térmica de axiones, dando nuevas cotas a los parámetros relevantes a la física de axiones así como nuevas predicciones a la densidad de axiones térmicos presentes actualmente en el universo.Actualmente se sabe que el universo está compuesto por un 0.5% de materia que emite luz (y por lo tanto, que podemos observar), un 30% de materia oscura y el resto se encuentra en forma de energía. De la materia oscura, solo un 5% de ésta se sabe que está formada por partículas que conocemos. El 90% restante estaría formada por partículas que aun no han sido detectadas (materia oscura no bariónica). Una de las características más atractivas del axión es la posibilidad de que sea uno de los constituyentes de la materia oscura no bariónica. No obstante, hay motivaciones teóricas para pensar que en el universo primitivo han podido haber simetrías similares a la de PQ que actualmente están rotas y que por lo tanto hayan dado lugar a partículas escalares similares al axión, pero con una física distinta. Como aportación final de esta tesis, se hace un estudio general de la posibilidad de que la materia oscura no bariónica esté formada por bosones de Goldstone que han adquirido masa por efectos cuánticos de la gravedad. / Our present understanding of the universe is based on the Friedmann Robertson Walker (FRW) cosmological model, commonly known as the Big Bang. This model considers that in the beginning the universe was a very hot plasma. This high energy plasma has expanded and cooled down until now. During this time several phase transitions have brought the universe to its present state. In the last decades many observations have tested this model with a high precision, and a very good agreement almost always has been found.The FRW model is based on two pillars: the theory of General Relativity and the Standard Model of Elementary Particles. This last model describes the interactions among all known elementary particles. It agrees with all the experimental tests that have been performed in ground experiments to an impressive level of accuracy. Despite this success, is widely accepted that the Standard Model is an effective theory that cannot be valid at higher energies. For this reason the study of the early universe, where the typical energies are much larger than the terrestrial ones, can give us hints about new interactions or new particles. Primordial Nucleosynthesis is one of the theoretical predictions of the Big Bang Model that has been confirmed with the highest accuracy. One of the main success of the model of the Big Bang Nucleosynthesis (BBN) is the determination of the light nuclei yields produced in the early universe. These quantities can be inferred through present observation, giving us a confirmation of the theoretical model as well as information of some important cosmological parameters. BBN is based on the interaction between photons, electrons, positrons, neutrinos, protons and neutrons in the context of an expanding universe. While the universe expands, the equilibrium between these interactions breaks down leading to the formation of the lightest nuclei. The expansion of the universe is described by the Friedmann equation, one of the cornerstones of the FRW model. Any modification of this equation alters the expansion of the universe and therefore modifies the standard predictions of the BBN. One of the objectives of this thesis is to make a quantitative study of how much can we modify the Friedmann equation based on the observations of the light elements abundances. Constraining the deviations from the standard Friedmann equation enables us to obtain limits on new physics that can be relevant in the early universe. As an application we study several models of new physics where gravity couples in a different strength to matter than to antimatter and to the three leptonic families. It is important to notice that primordial nucleosynthesis is the first moment of the history of the universe that we have observational evidence.As we said, one of the most important objectives of present research in theoretical physics is finding extensions beyond the standard model of the elementary particles. These new theories can introduce new interactions and/or new particles not yet detected. One of the best known example is the case of the axion. This particle appears as a consequence of the solution of the strong CP problem. The axion is the Goldstone boson related to the spontaneous breaking of the Peccei-Quinn (PQ) symmetry. This breaking occurs at very high energies so the axion is a particle that would be produced mainly in the early universe. The axion can be produced by several mechanisms. One of them is thermal production from known particles in the early universe. In this thesis we reanalyze under which conditions there is thermal production of axions, giving new bounds to relevant parameters of axion physics and also giving new predictions to the density of thermal axions that could be observed today in the universe.Today we know that the universe is formed by luminous matter (0.5%), dark matter (30%) and dark energy (the rest). Only the 5% of the amount of dark matter is composed by known particles. The other 95% (non-baryonic dark matter) is formed by particles that we haven't discovered yet. One of the most attractive points of the axion is that it could be one of the constituents of the non-baryonic dark matter. Nevertheless, based on theoretical motivations, we know that in the universe there has been other symmetries similar to PQ symmetry. The breaking of these symmetries give rise to scalar particles similar to the axion, but with different physical properties. As a final contribution of this thesis we make a general study about the possibility that non-baryonic dark matter is formed by Goldstone bosons that have become massive by quantum gravity effects.

La teoría científica de más éxito hoy en día, sobre el origen y la evolución del universo, es conocida como el modelo estándar del Big Bang, el cual es una de las construcciones intelectuales más ambiciosas de la humanidad. Se basa en dos ramas bien consolidadas de la física teórica, a saber, la teoría de la Relatividad General y el Modelo Estándar de la física de partículas, y es capaz de hacer predicciones sólidas, como la expansión del universo, la existencia del fondo de radiación de microondas y las abundancias relativas de los elementos ligeros. Algunas de las predicciones teóricas ya han sido confirmadas por observaciones muy precisas.Según la cosmología estándar del Big Bang, el universo primitivo consistía en un plasma muy caliente y denso que se expandió y se enfrió continuamente hasta el presente, dando paso a una serie de transiciones de fase cosmológicas, donde las teorías que describen el universo en cada fase son distintas. Dado que las energías del universo primitivo fueron mucho más altas que las alcanzadas en experimentos terrestres, el estudio del universo primitivo podría ofrecernos importantes informaciones sobre nuevas interacciones y nuevas partículas, abriendo nuevas direcciones para la extensión del Modelo Estándar de la física de partículas.Como ya he mencionado anteriormente, durante la expansión del universo ocurrieron varias transiciones de fase que dejaron su huella sobre el estado presente del universo. Las observaciones sugieren que durante una de estas transiciones de fase, el universo primitivo sufrió un periodo de expansión acelerada, conocido como inflación. Aunque no forma parte de la cosmología estándar, la inflación es capaz de solucionar de una manera simple y elegante casi todos los problemas relacionados con el modelo estándar del Big Bang, y debería tenerse en cuenta en cualquier extensión posible de la teoría. Las observaciones también revelan la existencia de dos formas de energía desconocidas, a saber, materia oscura y energía oscura. La materia oscura es una forma de materia no relativista y no bariónica, que solamente puede ser detectada indirectamente, mediante su interacción con la materia normal. La energía oscura es un tipo de sustancia con presión negativa, que empezó a dominar recientemente y que es la causa de la aceleración de la expansión del universo.En esta tesis doctoral presento varios modelos originales propuestos para resolver algunos de los problemas de la cosmología estándar, como posibles extensiones del modelo del Big Bang. Algunos de estos modelos introducen nuevas simetrías y partículas con el fin de explicar la inflación y la energía oscura y/o la materia oscura en una descripción unificada. Uno de los modelos es propuesto para explicar la energía oscura del universo, a través de un nuevo campo escalar que oscila en un potencial. / The most successful scientific theory today about the origin and evolution of the universe is known as the standard Big Bang model, which is one of the most ambitious intellectual constructions of the humanity. It is based on two consolidated branches of theoretical physics, namely, the theory of General Relativity and the Standard Model of particle physics, and is able to make robust predictions, such as the expansion of the universe, the existence of the cosmic microwave background radiation and the relative primordial abundance of light elements. Some of the theoretical predictions have already been confirmed by very precise observations.According to the standard Big Bang cosmology, the early universe consisted of a very hot and dense plasma that continuously expanded and cooled up to the present, giving place to a series of cosmological phase transitions, where the theories describing the universe in each phase are different. Given that the energies of the early universe were much higher than those reached in terrestrial experiments, the study of the early universe might give us important information about new interactions and new particles, opening new directions for extending the Standard Model of particle physics.As already mentioned above, during the expansion of the universe, different phase transitions occurred, which left their imprint on the present state of the universe. Observations suggest that during a very early phase transition the universe suffered a stage of accelerated expansion, known as inflation. Although inflation is not included in the standard cosmology, it is able to solve in a simple and elegant manner almost all of the shortcomings related to the standard Big Bang model, and should be taken into account in any possible extension of the theory. Observations also reveal evidence of the existence of two unknown forms of energy, i.e., dark matter and dark energy. Dark matter is a form of non-relativistic and non-baryonic matter, which can only be detected indirectly, by its gravitational interactions with normal matter. Dark energy is a kind of substance with negative pressure, which started to dominate recently and causes the accelerated expansion of the universe. In this PhD Thesis, I present a few original models proposed to solve some of the shortcomings of the standard cosmology, as possible extensions of the Big Bang model. Some of these models introduce new symmetries and particles in order to explain inflation and dark energy and/or dark matter in a unified description. One of the models is proposed for explaining the dark energy of the universe, by means of a new scalar field oscillating in a potential.The most successful scientific theory today about the origin and evolution of the universe is known as the standard Big Bang model, which is one of the most ambitious intellectual constructions of the humanity. It is based on two consolidated branches of theoretical physics, namely, the theory of General Relativity and the Standard Model of particle physics, and is able to make robust predictions, such as the expansion of the universe, the existence of the cosmic microwave background radiation and the relative primordial abundance of light elements. Some of the theoretical predictions have already been confirmed by very precise observations.According to the standard Big Bang cosmology, the early universe consisted of a very hot and dense plasma that continuously expanded and cooled up to the present, giving place to a series of cosmological phase transitions, where the theories describing the universe in each phase are different. Given that the energies of the early universe were much higher than those reached in terrestrial experiments, the study of the early universe might give us important information about new interactions and new particles, opening new directions for extending the Standard Model of particle physics.As already mentioned above, during the expansion of the universe, different phase transitions occurred, which left their imprint on the present state of the universe. Observations suggest that during a very early phase transition the universe suffered a stage of accelerated expansion, known as inflation. Although inflation is not included in the standard cosmology, it is able to solve in a simple and elegant manner almost all of the shortcomings related to the standard Big Bang model, and should be taken into account in any possible extension of the theory. Observations also reveal evidence of the existence of two unknown forms of energy, i.e., dark matter and dark energy. Dark matter is a form of non-relativistic and non-baryonic matter, which can only be detected indirectly, by its gravitational interactions with normal matter. Dark energy is a kind of substance with negative pressure, which started to dominate recently and causes the accelerated expansion of the universe. In this PhD Thesis, I present a few original models proposed to solve some of the shortcomings of the standard cosmology, as possible extensions of the Big Bang model. Some of these models introduce new symmetries and particles in order to explain inflation and dark energy and/or dark matter in a unified description. One of the models is proposed for explaining the dark energy of the universe, by means of a new scalar field oscillating in a potential.

Extreme-Mass-Ratio Inspirals (EMRIs) són sistemes binaris que estan compostos per Objectes Estel.lars Compactes (OECs) orbitant al voltant de Forats Negres Massius (FNMs) situats als centres galàctics. Aquests sistemes són una de les fonts pricipals d’Ones Gravitacionals (OGs) per detectors espacials com l’antena espacial LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Un EMRI emet senyals molt llargs i complexes dintre del fort camp gravitatori del FNM. Aquests senyals porten codificada l’estructura del FNM. Per aquest motiu, les OGs procedent d’EMRIs són una font valuosa per estudiar els FNMs situats als centres galàctics i la ciencia relacionada amb ells. En aquesta tesi estudiem dos aspectes diferents dels EMRIs: El seu modelatge i l’estimació dels paràmetres del sistema a partir dels seus senyals gravitatoris. La primera part d’aquesta tesi està dedicada al modelatge d’EMRIs, necessari per obtenir les formes d’ona de les OGs que farem servir en la seva detecció. Per aquest motiu, necessitem conèixer com el camp gravitatori del OEC afecta la seva propia trajectoria i el desvia d’un moviment geodèsic. En aquest sentit, degut a la gran diferència entre les masses del sistema, podem considerar l’OEC com a una partícula sense estructura que orbita en una geodèsica del FNM. En aquesta representació, la caiguda en espiral del OSC al voltant del FNM ve descrita per l’acció d’una autoforça local, la qual altera el moviment geodèsic de la partícula. No obstant, la implementació d’aquest mecanisme presenta diverses dificultats, degut principalment a que la descripció de l’OEC com un punt introdueix distribucions del tipus delta de Dirac. Aixó a la pràctica significa que hem de tractar amb escales temporals i espacials molt diferents, les quals estan associades al modelatge del FNM i al modelatge de l’OEC. En aquesta tesi presentem un mètode novel, el qual anomenem l’esquema de la Particle-without-Particle (PwP), que proporciona cálculs molt precisos i eficients de l’autoforça en el domini temporal, el que fa de la nostra tècnica adequada pels càlculs intensius que es requereixen en els escenaris astrofísics relevants. El punt clau del nostre métode és que no resolvem l’OEC. En el seu lloc, evitem incloure la seva presència en el (multi-)domini computacional, sustituint la delta de Dirac per condicions de contorn. Conseqüentment, només hem de proporcionar la resolució numèrica necessaria per descriure el camp aprop l’OSC, però no l’OSC mateix. D’aquesta manera tots el problemes relacionats amb la resolució d’una escala petita desapareixen. El treball desenvolupat en aquesta tesi, pot ser millorat in termes de temps de computació i putser en precisió si explorem diferent tècniques per portar el els contorns exteriors del domini computacional més aprop de la parícula sense degradar la precissió dels valors del camp a prop d’ella. Aixó es podria fer millorant les condicions de contorn exteriors o compactificant el domini físic. Hi han dos possibilitats més que podem explorar per fer els nostres càlculs més rápids, que són: (i) Reduïr el pas temporal de les nostres evolucions numèriques i (ii) paral.lelitzar el nostre codi i fer servir ordinadors amb múltiples cors (encara que aixó no incrementaria el temps de CPU). Degut a que en le cas d’un FNM de tipus Schwarzschild, com el presentat en aquesta tesi, els diferents modes no estan acoplats, en pricipi això no hauria de ser una tasca difícil d’assolir. A més a més, podem fer servir extrapol.lacions Richardson per millorar l’estimació dels valosrs de l’autoforça. Aquestes millores es poden aplicar perfectament dintre del nostre marc computacional i ténen un potencial significatiu per milloar l’eficiència dels nostres càlculs. Finalment, l’objectiu principal de la formulació presentada en aquesta tesi és desenvolupar un mètod acurat i eficient per calcular l’autoforça en situacions d’interés físic. En particular, per sistemes d’interés pel futur observatory espacial LISA. Aixó significa extendre aquestes tècniques pel cas gravitatori i per FNs amb rotació. En aquest sentit, hem de fer menció que encara que transferir les nostres técniques al cas gravitatori és directe, fer el mateix pel cas d’un FN en rotiació requereix noves millores que seran l’objectiu d’investigacions futures. En la segona part de la tesi, investiguem si és o no possible fer servir observacions d’EMRIs per testejar una determinada teoria de la Gravetat, en particular la teoria Dinàmica Chern- Simons de la Gravetat Modificada (DCSGM). La idea és que l’OEC orbita en la part més profunda del potencial gravitatori del FNM, això és els sistemes EMRI emeten OGs desde la regió de camp gravitatori fort del FNM. D’aquesta manera, la forma i el ritme de les OGs emesses pel sistema porten codificades l’estructura de l’espaitemps del FNM i la forma en la que les freqüències característiques del sistema evolucionen. Aquesta informació és la que ens permet realitzar tests de la RG. Amb aquesta finalitat, hem obtingut les forma d’ona emesses per l’OEC en una geometria del FNM que ha sigut modificada amb correccions Chern-Simons (CS). L’estimació dels paràmetres del sistema s’ha dut a terme fent servir anàlisis de Fisher matrix. Hem començat estudiant un sistema típic EMRI en RG i hem trobat que els nostres resultats coincidien amb resultats previs que es troven en la literatura. Seguidament, hem realitzat estudis d’estimacions de paràmetres per determinar l’habilitat de LISA per distingir entre RG i DCSGM, en particular per estimar el paràmetre de CS , el qual diferencia les mètriques de la DCSMG i de la RG. Amb aquesta finalitat, hem realitzat simulacions d’un sistema EMRI que cau en el punt de la banda de LISA amb sensibilitat màxima i que hem fet evolucionar durant els sis mesos abans de la col.lisió de l’OSC amb el FNM. Els nostres reultats indiquen que per determinats sistems EMRI, un detector com LISA podría discriminar entre RG i DCSGM. També hem vist que l’error en estimar disminueix amb la massa del FNM. Per tal de millorar els nostres reusltats, voldriem realitzar un estudi més exhaustiu de l’espai de paràmetres dels EMRIs. En un futur voldriem estudiar tòpics com ara comparar o esimar els errors que poden sorgir fent servir formes d’ones de RG per detectar EMRIs en DCSGM. A tal efecte, hem d’estimar la magnitud de l’error del nostre model. Ens agradaria extrendre l’estudi presentat en aquesta tesis per altres detectors d’OGs com, per exemple, Intermediate-Mass-Ratio Inspirals (IMRIs) en l’Einstein Telescope. / Extreme-Mass-Ratio Inspirals (EMRIs) are binary systems which are made up of a Stellarmass Compact Object (SCO) orbiting around a Massive Black Hole (MBH) located in a galactic centre. These systems are one of the main sources of GWs for space-based detectors like the Laser Interferometer Space Antenna (LISA). EMRIs emit long and complex GWs signals in the strong field regime of the MBHs, which encode the MBH structure. For this reason, EMRI GW signals are a valuable tool to study the MBHs located in the galactic centres and the science related with them. In this thesis, we study two different aspects of EMRIs, namely modelling and the parameter estimation of the system from their gravitational signals. The first part of the thesis is devoted to the modelling of EMRIs, to produce the GW waveforms needed for their detections. To that end, we have to know how the gravitational field of the SCO affects its own trajectory and deviates it from geodesic motion. In this regard, due to the extreme mass-ratio of the system, we can consider the SCO as a structureless particle orbiting in a geodesic of the exact MBH geometry. In this picture, the inspiral of the SCO around the MBH is described through the action of a local self-force, which alters the geodesic motion of the particle. However, the implementation of this mechanism presents several difficulties, mainly due to the point-like description of the SCO, which introduces Dirac delta distributions. This in practice means that one has to deal with very different spatial scales, one associated with the modelling of the SCO and another associated with the MBH. Moreover, the extreme mass ratio of these systems implies that we have to deal with two different time scales in the dynamics of the system, one associated with the orbital evolution of the SCO and another associated with the evolution of its orbit due to GW emission. We present a new method, which we call the Particle-without-Particle (PwP) method, that provides very efficient and accurate computations of the self-force in the time-domain, which makes our technique amenable for the intensive computations required in the astrophysically relevant scenarios. The key point of our scheme is that it does not need to resolve the SCO. Instead, we avoid its presence in the computational (multi-)domain by substituting the Dirac delta distributions by boundary conditions. Consequently, we have just to provide the numerical resolution to describe the field near the SCO, but not the SCO itself. In this way, the equations that we have to solve inside each subdomain are homogeneous wave-type equations for the fields. Consequently, all the problems related with the numerical resolution of a small scale disappear. The work we have presented here can be further improved in terms of computational time, and perhaps in accuracy, by exploring techniques to bring the outer boundaries closer to the particle without degrading the accuracy of the field values near it. This can be done either by improving the outgoing boundary conditions or by compactifying the physical domain. There are two more possibilities for making our computations faster, which are: (i) To reduce the time step of our numerical evolutions and, (ii) to parallelise our numerical code and use computers with many cores (although this does not decrease the CPU time). Since for a Schwarzschild MBH case, like the ones studied in this thesis, the different modes are not coupled, this is in principle a simple task. In addition, we can introduce Richardson extrapolation, to improve the estimations of the values of the self-force. These improvements can be perfectly applied to our framework and have significant potential to improve the efficiency of the computations. Since, the main goal of the formulation presented in this thesis is to develop an accurate and efficient method to compute the self-force in situations of physical interest. In particular, for systems of interest for the future observatory LISA. This means to extend these techniques for the gravitational case and for spinning MBHs. In this sense, we have to mention that while it is straightforward to transfer these techniques discussed here to the gravitational case, to do the same with the case of a spinning black hole may require new technical improvements which we will the subject of future investigations. In the second part of the thesis, we investigate whether we can use EMRI observations to test a particular theory of Gravity, namely Dynamical Chern-Simons Modified Gravity (DCSMG) theory. The idea is that the SCO orbits are deep inside the MBH gravitational potential, that is, EMRI systems emit GWs from the strong field region of the MBH. In this way, the shape and timing of the GWs emitted by the system have encoded the structure of the MBH spacetime and the way in which the characteristic frequencies of the system evolve. This information allows us to perform tests of GR and even of other theories of gravity, in particular, we have focused on the possibility of distinguishing between GR and Dynamical Chern Simons Modified Gravity (DCSMG). To that end, we have computed the waveforms emitted by an SCO orbiting in a MBH geometry which have been modified with CS corrections. The parameter estimation has been performed employing Fisher matrix analysis. First of all, we have studied a typical EMRI system in GR and we have found agreement between our results and previous ones found in the literature. Afterwards, we have performed parameter estimation studies to estimate the ability of LISA to distinguish between GR and DCSMG, in particular by estimating the CS parameter , which differentiates the DCSNG metric from the GR one. To that end, we have performed simulations of an EMRI system which falls in the sweet spot of the LISA sensitivity band and which has been evolved during the last six months before plunge. Our results indicates that for certain EMRI systems a detector like LISA may discriminate between GR and DCSMG. We have also seen that the error in estimating decreases with the MBH mass. In order to improve the present results, we would like to perform a more exhaustive study of the parameter space of EMRIs. In the future, we would like to address topics like to compare or estimate the errors that could arise using GR waveform templates to detect EMRIS in DCSMG. To that end, we should estimate the magnitude of the model errors. We would like to extend the study presented in this thesis to other GW detectors like, for instance, Intermediate-Mass-Ratio Inspirals (IMRIs) in the Einstein Telescope.

L'objectiu final d'aquesta memòria és contribuir a l'augment de la comprensió i elconeixement de l'estructura tèrmica i dinàmica de la capa fronterera atmosfèrica mitjançantl'anàlisi de les dades proporcionades per un sodar-doppler. L'aplicació haestat en el camp de la dispersió de contaminants i en la millora de la qualitat i laquantitat de les entrades meteorològiques que precisen els models destinats a aquestús. Per portar a bon terme el treball s'ha disposat d'una torre meteorològica instrumentadaamb diferents tipus de sensors meteorològics. A més s'han realitzat una sèrie decampanyes experimentals: BRINV92, GLOBUS95 i VILEXP96, amb material adequat, per tal d'abastar qualsevol situació típica de la zona d'estudi.

En aquest treball es presenta l'estudi realitzat, des de l'any 1982, d'un grup d'estrelles que tenen com a característica comuna l'emissió radio. Aquestes estrelles, que anomenarem radioestrelles, i entre les quals no incloem els pulsars ja que tenen unes característiques molt diferents, tenen una història relativament recent, la qual cosa, unit a la poca intensitat de les seves emissions, així com a l'alta variabilitat que mostren, fan que se'n posseíxi escassa informació.Les radioestrelles, a més del seu interès astrofísic, tenen un interès relevant des del punt de vista astromètric. La raó per la qual tenen importància astromètrica és que les radioestrelles són els objectes idonis per fer el lligam entre el sistema de referència Hipparcos i el sistema de referència basat en les posicions d'objectes extragalàctics obtingudes mitjançant interferometria de molt llarga base (VLBI) (Froeschlé i Kovalewsky, 1382). El sistema de referència Hipparcos estarà basat en les 100000 estrelles de magnitud visual més petita que 13 que observarà el satèl.lit astromètric Hipparcos de l'Agència Espacial Europea i de les quals es coneixerà la posició i el moviment propi amb una precisió de O".002 i O".002 per any respectivament (ESA, 1979).La idoneïtat de les radioestrelles per fer el lligam dels sistemes de referència ve donada perquè són objectes comuns a tots dos sistemes (sempre que la radioestrella tingui magnitud visual menor que 13 i emeti més de 15 mJy a les freqüències d'observació VLBI). Tenint en compte l'alt interès astrofísic de les radioestrelles, així com el paper fonamental que tenen per lligar els sistemes de referència Hipparcos-VLBI, l'any 1982 es va començar, dintre del Grup Hipparcos del Departament, la tasca de realitzar observacions de radioestrelles a 3.6 cm (banda X, 8.4 GHz) i 13.1 cm (banda S, 2.3 GHz) simultàniament, o fer observacions a 3.6 cm amb mesures de polarització circular a dretes i a esquerres simultàniament, amb la finalitat de determinar fluxos i índexs espectrals o graus de polarització circular.Com que el temps concedit per realitzar observacions és limitat, ha estat necessari centrar els esforços observacionals en un nombre reduït d'objectes. La conseqüència d'aquest fet ha estat la construcció d'una llista constituïda per aquelles radioestrelles que fossin més interessants d'observar, tant pel seu interès astrofísic comastromètric. Les observacions realitzades durant l'any 1982, 1983 i part del 1984 han estat realitzades simultàniament a 3.6 i 13.1 cm., les quals han permès calcular l'índex espectral en els casos que hagués hagut detecció a les dues longituds d'ona (Estalella, Paredes i Rius, 1983; Torra et al., 1984).Per tal d'evitar resultats equívocs per problemes de confusió, i tenint en compte l'interès que té l'estudi del grau de polarització, les observacions realitzades posteriorment es van realitzar a 8.4 GHz i amb polarització circular a dretes i a esquerres (Estalella, Paredes i Rius, 1985; Paredes, Estalella i Rius, 1986; Torra et al., 1986).La memòria d'aquest treball es presenta dividida en nou apartats. A l'apartat segon es donen els criteris seguits per fer una selecció de les estrelles més interessants a observar.L'apartat 3 presenta les tècniques observacionals que s'han emprat per realitzar les observacions, així com el problema de l'apuntat de l'antena i la solució que s'ha donat per solventar-lo.A l'apartat 4 es fa una estimació dels valors de la confusió que es tenen per a les nostres freqüències observacionals i s'explica la manera de fer les correccions d'eficiència. Es mostra també el procés de reducció seguit per a les dues tècniques observacionals emprades.Als tres apartats següents (5, 6 i 7) es donen els resultats obtinguts de les radioestrelles observades, dividides en tres grups diferents. La divisió de les radioestrelles observades en tres grups, ve donada pel mecanisme d'emissió (tèrmic i no tèrmic, apartat 5 i 6 respectivament) i per l'interès astrofísic i astromètric (sistemes RSCVn i Algol, apartat 7). L'apartat 6 està dedicat a la radioestrella periòdica LSH-61°303. Es presenten els resultats de les observacions ràdio i de les observacions fotomètriques. Els resultats ràdio estan d'acord amb la periodicitat que estava establerta, mentre que els resultats fotomètrics mostren una variació que no havia estat mai observada. Per intentar explicar la variació fotomètrica, s'ha desenvolupat un model, el qual presentem en aquest apartat. També es presenta un estudi realitzat per tal d'obtenir paràmetres físics de l'estrella. Finalment, es presenten les conclusions {apartat 9) i la bibliografia.

El desarrollo de un modelo politrópico y autoconsistente de cúmulo rico de galaxias ha permitido caracterizar las propiedades estructurales y cinemáticas típicas de estos sistemas, así como estudiar detalladamente los efectos que la presión cinética del medio intergaláctico tiene en la segregación morfológica de las galaxias de disco.En la elaboración de dicho modelo se ha intentado utilizar el menor número de hipótesis a la vez que incluir todas las propiedades típicas conocidas de estos sistemas, lo que ha obligado a sacar el máximo partido de la totalidad de la información observacional disponible (en forma de perfiles radiales, correlaciones entre propiedades integrales y valores característicos de algunos parámetros). De esta manera, adoptando como única hipótesis una ecuación politrópica para el gas intracumular, se ha obtenido un modelo de cúmulo que puede ser utilizado como estándar de comparación y que es totalmente consistente con las observaciones. Otra de las características del modelo desarrollado es su gran sencillez matemática (para algunas aplicaciones concretas admite incluso una aproximación totalmente analítica), la cual influye positivamente tanto en su manejabilidad como en la interpretación física de los resultados. Con este modelo es posible determinar, entre otras, las propiedades cinemáticas características (en forma de perfiles radiales) de un gas de galaxias anisótropo, así como la distribución y cuantía de la materia oscura contenida en estos sistemas.Los resultados obtenidos indican que las propiedades observadas de los cúmulos ricos de galaxias cercanos son compatibles con el hecho de que éstos constituyen una familia uniparamétrica de estructuras cuasi-estacionarias, con la densidad central de galaxias (o la riqueza) como único parámetro libre.En cuanto a las características cinemáticas del modelo desarrollado cabe destacar que éste ha permitido probar, siempre que se admita la validez de la hipótesis politrópica, que la anisotropía del tensor local de velocidades de las galaxias es radial. De hecho, este tipo de comportamiento ofrece una solución natural a lo que se ha dado en llamar el "problema energético", el cual está relacionado con los distintos valores, teóricos observacionales, que pueden determinarse para la razón de energías específicas entre las dos componentes de la materia luminosa de los cúmulos: galaxias y gas.A pesar de que la inclusión de la hipótesis politrópica conduce a una anisotropía quizás excesiva pequeños radios, el desconocimiento que actualmente se tiene de la forma exacta del perfil de temperatura del gas intracumular hace que los modelos politrópicos como el desarrollado sean los que menos arbitrariedad introducen en los resultados (éstos tan sólo dependen del valor que toma el índice politrópico). En este sentido cabe resaltar que en el presente trabajo se ha obtenido la mejor acotación conocida (y de hecho relativamente estricta: [1.0,1.2)) de dicho índice. Si bien esta acotación no permite todavía discernir entre una razón masa-luminosidad creciente o decreciente con el radio del cúmulo, apunta, en todo caso, hacia una variación radial bastante moderada de la misma.Por otro lado, con la ayuda del modelo politrópico estándar desarrollado, hemos procedido a analizar, en las condiciones que actualmente se dan en el interior de los cúmulos ricos de galaxias, la eficacia de la presión cinética del medio intergaláctico en el barrido de los discos de las galaxias. De esta manera se ha podido obtener una perspectiva global (es decir, a nivel de todo el cúmulo) de los efectos que tiene dicho mecanismo sobre la segregación morfológica de las galaxias de disco, comprobándose además la consistencia del modelo estándar de cúmulo con la segregación morfológica observada.Uno de los resultados más destacables es la confirmación, a nivel cualitativo, de que una propiedad global de los cúmulos como es la concentración (N(0), juega un papel decisivo en la segregación morfológica de las galaxias de disco. No obstante, en las regiones más centrales de los cúmulos ricos, o globalmente para los cúmulos más pobres (en particular, los cúmulos de baja concentración, N(0) < 15, han resultado ser prácticamente insensibles a la actuación de este mecanismo), parece quedar excluido que el barrido por presión cinética del medio intracumular ("Ram Pressure Stripping", RPS) sea el único mecanismo evolutivo. Por contra, las simulaciones efectuadas han resultado ser relativamente insensibles tanto a los diferentes valores adoptados para el índice politrópico como al grado de anisotropía del tensor de velocidades de las galaxias. De hecho, no ha sido posible descartar ninguno de los casos analizados por elevada que fuera su anisotropía radial.En cuanto a los resultados cuantitativos, los valores obtenidos de la fracción global (máxima) de galaxias espirales supervivientes al RPS han resultado ser siempre superiores (aún sin tener en cuenta la incidencia del ángulo de barrido) a los valores determinados a partir de la anticorrelación observada entre dicha fracción (F(s)) y la riqueza del cúmulo (N(0)). En este sentido, el marcado incremento que se observa de la fracción de galaxias elípticas en las regiones más centrales de los cúmulos, señala a la fusión de galaxias corno uno de los posibles mecanismos complementarios a la acción del RPS en dichas regiones.PALABRAS CLAVE: Cosmología· Galaxias - Gravitación. / We have developed a uniparametric spherically symmetric politropic standard model for rich clusters of galaxies fully consistent with all the observational information presently available. This model allows to infer both the kinematical and dynamical properties of cluster components (including the dark matter distribution and the anisotropy profile of galaxies). Moreover, simplicity is one of its major virtues providing, in many cases, analytical solutions. Some of the initially free parameters used in the model are fixed to their typical observational values, while the remaining ones are related with each other and with the former throughout the best known observational correlations involving global cluster such as L(X)-N(0), N(0)-sigma(los) and T(X)-sigma(los). The requirement that the cluster model was physically consistent at least inside one Abell radius have allowed us to strongly constrain the values of the politropic index (gamma belongs [1.0,1.2]). With this model we have also carried out a detailed study of the role that ram pressure ablation of the interstellar medium plays in the morphological segregation of disk galaxies in nearby rich clusters. The reproduction of the observed anti-correlation L(x)-F(s) has provided an additional proof of the internal consistency of the model. The analysis of the efficiency of above mentioned mechanism also demonstrates that both, local and global fractions of unstriped spiral galaxies are strongly dependent on global cluster property such as cluster concentration (N(0)). On the contrary, these fractions are roughly independent of the values of other cluster parameters and the degree of anisotropy of the model.KEY WORDS: Cosmology - Galaxies - Gravitation.

Nuestro trabajo se ha concentrado en la simulación y el análisis de modelos no-lineales aplicados a las curvas de luz ópticas de estrellas variables de largo periodo. Cuando las estrellas de masa pequeña o intermedia (de 1 a 11 masas solares) llegan a las fases finales de su evolución, tales como la Rama Asintótica de las (Super-)Gigantes, presentan oscilaciones regulares e irregulares de larga duración (i.e. estrellas Miras). Las pulsaciones regulares e irregulares facilitan los episodios de pérdida de masa y hacen que estas estrellas jueguen un papel crucial en la evolución química de las galaxias. Los modelos hidrodinámicos detallados existentes en la literatura proporcionan resultados muy completos, pero a menudo son difíciles de interpretar. Por lo tanto se ha creado la necesidad de entender, a un nivel más básico, los procesos que llevan a pulsaciones irregulares o comportamientos en contradicción con las observaciones. En este sentido, hemos considerado la estrella variable como constituida por un nucleo compacto y una envoltura cuyo movimiento forzado está dado por las ondas de presión originadas en el interior de la estrella. En el presente enfoque, aproximamos la envoltura mediante una sola capa y por lo tanto, los modelos basados en esta aproximación llevan el nombre de modelos de una capa. Entre ellos,los que hemos estudiado a lo largo de los últimos tres años dan cuenta de dichas irregularidades a través de un sistema de ecuaciones diferenciales que incluye, en las versiones más sencillas, la ecuación del movimiento y la conservación de masa, a las cuales hemos añadido a lo largo del estudio, la ecuación de la variación y transporte de energia en la envoltura estelar. En la presente tesis presentamos los resultados obtenidos, asi como una discusión sobre el estado de la modelización de estrellas variables en el contexto de los modelos de una capa. En el primer capítulo hemos introducido los tipos de estrellas variables y los mecanismos que llevan a su variabilidad, mientras que en el segundo capítulo hemos hecho un breve repaso de los modelos de una capa existentes en la literatura. Los modelos mencionados han sido seleccionados por su relación con los modelos que proponemos. En el primer estudio realizado que describimos en el tercer capítulo, hemos utilizado como punto de partida los resultados obtenidos por Icke et al., 1992, A&A, 258, 341, sobre un oscilador forzado que contiene la mínima dinámica necesaria para describir las oscilaciones estelares: la ecuación del movimiento y la conservación de masa. Aunque ideado para la variabilidad de estrellas de masa pequeña, nosotros hemos extendido el modelo para describir también las estrellas variables más masivas, en la fase de la Rama Asintótica de las Super-Gigantes. Hemos llevado a cabo un estudio paramétrico concienzudo a fin de investigar los tipos de com portamiento proporcionados por el modelo, identificando las bifurcaciones que producen dichos comportamientos y los rangos de los parámetros asociados a ellas. Para ello, hemos integrado en nuestro análisis los métodos característicos de la teoria de las bifurcaciones y del análisis tiempo-frecuencia, con el objetivo de determinar los posibles escenarios de transición al caos. Desde un punto de vista matemático, el análisis ha supuesto el estudio del mapa de Poincaré asociado a nuestro sistema, que, como se ha mencionado, está caracterizado por una perturbación periódica. Los resultados incluyen una serie de bifurcaciones locales y globales, entre las cuales la más importante es una triplicación. Entre las consecuencias de esta bifurcación mencionamos la adquisición por parte del mapa de Poincaré de la propiedad de nontwist que conlleva unas características del mapa de Poincaré típicas de los mapas nontwist (e.g. reconexión, meandros). Debido a la particular forma de la perturbación, la dinámica del sistema se diferencia de la del mapa cubico de Hénon, que se considera el prototipo de los mapas nontwist, y hacen del sistema investigado un ejemplo de dinámica prevista teóricamente, pero para la cual no se conocía ningún ejemplo. Desde un punto de vista astrofísico, la comparación con los resultados obtenidos por Icke et al. (1992) nos ha llevado a concluir que las estrellas variables más masivas presentan pulsaciones más irregulares que las estrella de masa pequeña, en acuerdo con las observaciones. El comportamiento irregular lleva a una pronunciada pérdida de masa, resultado comprobado por los datos observacionales. En el cuarto capítulo hemos extendido el modelo descrito anteriormente, añadiendole la ecuación del transporte de energia que permite una mejor comparación con las observaciones. Los resultados proporcionados por el modelo ampliado, entre los cuales destacamos las series temporales asociadas a la fluctuación de la luminosidad estelar, presentan sorprendentes similitudes con algunas de las más estudiadas y peculiares estrellas variables de largo periodo (las estrellas Miras). Adicionalmente, la dinámica encontrada conduce a series temporales en forma de pulsos energéticos a intervalos de tiempo del orden de mil años, que se pueden relacionar con las periodicidades encontradas en las capas circumestelares que rodean a ciertas nebulosas planetarias. En el quinto capítulo de la presente tesis hemos introducido el acoplamiento entre la convección y la pulsación estelar, proceso que se considera en la literatura como indispensable para una correcta modelización de la evolución de estas estrellas. Para ello hemos utilizado el modelo convectivo de una capa introducido en Stellingwerf, R.F., 1986, ApJ, 303, 119. Los resultados de dicho artículo nos han llamado la atención por algunas discrepancias relacionadas con el análisis de la morfologia de las curvas de luz y velocidad para casos en los cuales no existían ciclos límite. Por consiguiente, nuestra investigación se ha concentrado en el estudio parametrico del sistema con la intención de identificar las condiciones necesarias para la existencia de ciclos límite. Una vez identificadas la regiones de ciclos límite en el espacio parametrico, la morfologia de las curvas de luz asociadas ha revelado la existencia de una banda de inestabilidad semejante a la banda de inestabilidad de las variables Cefeidas. Adicionalmente, hemos ampliado el modelo considerando una forma más realista para los factores geometricos que describen el estado evolutivo de la estrella. Los resultados de esta ampliación indican una progresión de las curvas de luz - o para ser más exacto, de sus amplitudes y periodos - que recuerda la llamada Progresión Hertzsprung de las Cefeidas de tipo Bump. Hemos identificado también los tipos de contrapartidas observacionales que son susceptibles de ajustarse al modelo estudiado. Aunque existen muchos trabajos en la literatura basados en el modelo de Stellingwerf et al. (1986), consideramos que todavía muchas facetas e ideas quedan por aclarar y desarrollar.Para concluir, hemos comentado las implicaciones de nuestros resultados y estudios en el contexto de los modelos no lineales de una capa evidenciando sus capacidades y sus límites.

El present treball analitza l'aplicabilitat de diferents tècniques, originalment ideades per al tractament de xàfecs que fan ús d'imatges IR de satèl·lit per estimar la precipitació amb una finalitat climatològica en la nostra regió.S'han estudiat les tècniques d'Arkin, NAW i "Autoestimator" al llarg del període entre juliol de 1994 i juny de 1995, amb una temporalització mensual, estacional i anyal. L'àmbit geogràfic ha estat l'estat espanyol exceptuant les illes Canàries i s'ha treballat com un conjunt o dividit en tres zones, nord i nord-oest, litoral mediterrani i centre i sud de la península. En cada cas s'han aplicat les tècniques originals a les imatges METEOSAT corresponents (24 o 48 diàries, depenent de la tècnica), i s'han estudiat i aplicat aquelles modificacions que proporcionaven millors resultats en la regió analitzada.Les principals conclusions a que s'ha arribat són les següents:· La utilització de tècniques de determinació de precipitació a partir d'imatges IR de satèl·lit presenta avantatges (extensió territorial i temporal) front tècniques basades en observacions en terra. El fet que la determinació de la precipitació en una imatge IR es faci de manera indirecta, obliga a calibrar aquestes tècniques per a cada zona geogràfica.Tècnica d'Arkin:· De les tècniques analitzades la d'Arkin és la més simple i ràpida d'aplicar. Els valors originals de temperatura llindar i intensitat de precipitació no s'adapten a la nostra zona geogràfica. Una temperatura llindar més elevada (255 o 260 K) amb una intensitat de precipitació menor ( 0.5 o 0.4 mm/h) s'adequa més.· En general la tècnica proporciona pobres correlacions per als mesos d'hivern, sent més altes en els mesos de tardor i estiu.Tècnica NAW:· La tècnica NAW original millora lleugerament la correlació respecte la tècnica d'Arkin, però sobreestima fortament la precipitació. Assignacions de precipitació menors que les originals són necessàries per eliminar les sobreestimacions del mètode.· L'aplicació de discriminants per increment de temperatura no millora les correlacions excepte en el litoral mediterrani.· Els mesos de tardor i estiu presenten les millors correlacions, i els d'hivern les pitjors.Tècnica "Autoestimator":· La tècnica "Autoestimator" no millora, en general els resultats de les tècniques d'Arkin i NAW. L'equació original sobreestima la precipitació en gairebé tots els mesos. Les modificacions introduïdes en l'equació original milloren les correlacions disminuint les sobreestimacions del mètode. Cal una calibració de la tècnica per a cada zona concreta i per a cada estació particular si es vol que la tècnica presenti estimacions fiables de la precipitació.Comparació de les tres tècniques:· Les tres tècniques tenen moltes dificultats en separar els núvols que aporten precipitació d'aquells que no en porten. Aquest fet pot explicar les baixes correlacions en mesos amb poca precipitació però en què les imatges mostren la presència abundant de núvols.· En el conjunt de l'any la tècnica NAW té la correlació més alta seguida de molt a prop per la d'Arkin. NAW és la que sobreestima més i Arkin la que menys. Per mesos Arkin sembla seguir millor les variacions, estimant correctament la precipitació en els mesos de tardor. La tècnica "Autoestimator" sembla reflectir millor la precipitació per episodis concrets.· Les estimacions de totes les tècniques millorarien si es tingués en compte la quantitat de vapor d'aigua present en l'atmosfera. / The aim of this work is to analyse the ability of different techniques, based on infrared satellite images and used in the study of heavy rainfall, to estimate the rainfall in our area for climatic purposes. The Arkin, NAW and Autoestimator techniques are applied during the period July 1994-June 1995, using different temporal steps (month, seasonal and annual). The studies have been applied to Spain, excluding Canary Islands. This area was divided in three sub-areas: north and north-west, Mediterranean coast, and centre and south of the peninsula. The three areas were processed together or individually. The original techniques were applied to the METEOSAT images (24 or 48 per day). We studied different improvements of the techniques and applied systematically the best for our climatic area. The main conclusions achieved are:· The use of techniques to determine the rainfall using IR satellite images is the more suitable than techniques based on land observations. These methods must be calibrated for every geographic area because the rainfall determination using the IR images is an indirect method.Arkin technique:· The Arkin the simplest and easiest technique to be applied. The original values of threshold temperature and rainrate are not suitable to the geographic area studied. A higher threshold temperature (255 o 260 K) joined to a smaller rainrate (0.5-0.4 mm/h) fit better results.· Generally, the technique gives poor correlation for the winter months, and higher correlation for the autumn and summer months.NAW technique:· The original NAW technique gives a little better correlation than the Arkin technique, but NAW shows some important rainfall overestimates. To remove the overestimates of the method lower rainrates than the original ones must be set.· Empirical discriminations based on temperature difference into a cloud don't improve the correlation except for the Mediterranean area.· Autumn and summer months show the best correlations, and the winter ones the worst.Autoestimator technique:· In general, the Autoestimator technique doesn't improve the Arkin and NAW results. The original equation overestimates almost months. The modifications included give better correlations, decreasing the overestimates of the method.· For every single area and station the techniques must be calibrated if reliable rainfall estimates are desirable.Comparison of the techniques:· All techniques used have a lot of difficulties to discriminate the clouds that give or don't give rainfall. This could be the reason for the low correlations for months with low rainfall but IR images that shows a lot of clouds.· For the whole year NAW technique has the best correlation, similar to Arkin method. NAW gives the most overestimates and Arkin shows the lowest overestimates. Arkin defines better the variations by months, fitting the rainfall properly for the autumn months. The Autoestimator technique shows better results for particular episode. · The estimates for all methods will improve if the water vapour present in the atmosphere is taken into account.