La inadecuada postura corporal que adoptan las amas de casa al usar la cocina tradicional en Inkawasi, les produce problemas o trastornos músculos – Esqueléticos. Un músculo exigido por encima de su capacidad de trabajo se agota generando un reflejo de contractura muscular y dolor, poniendo en compromiso la circulación de los pequeños vasos que nutren los propios músculos. Es por ello que se realizó el presente trabajo de investigación titulado: “Percepción de las amas de casa sobre la postura corporal al usar la cocina mejorada de Inkawasi – Lambayeque 2015”; con el objetivo de describir, analizar y comprender la percepción de las amas de casa sobre la postura corporal al usar la cocina mejorada. La investigación se sustentó en los conceptos de percepción según Bruce (2006), posturas corporales de Bonito (2004) y cocinas mejoradas de Barrick (2011). Siendo de tipo cualitativa, con abordaje de estudio de caso. Los sujetos de estudio fueron las amas de casa de Inkawasi que tenían entre 18 a 30 años de edad, y que contaban con una cocina mejorada por más de un año; se realizó la entrevista semiestructurada y el análisis de contenido temático. Se obtuvieron dos categorías: Percepción de las amas de casa sobre la postura corporal antes de usar la cocina mejorada y percepción de los cambios posturales que muestran las amas de casa al utilizar la cocina mejorada. Toda la investigación fue respaldada por los principios bioéticos de Sgreccia (2007) y los criterios de rigor científico de Morse (2006).

Des oscillations sont observées dans de nombreuses étoiles de type solaire. L'astérosismologie permet de sonder leur structure interne. Lors de ce travail nous nous sommes intéressés à l'étoile ΙHor. Comme la plupart des étoiles à planète, elle est surmétallique. Elle appartient au courant des Hyades: elle possède la même cinématique galactique que les étoiles de l'amas.<br /> La première partie de cette étude introduit brièvement la théorie des oscillations stellaires et les équations qui y sont liées. Dans une deuxième partie, le comportement des coeurs convectifs dans les étoiles de type solaire est étudié, ainsi que leur influence sur les fréquences d'oscillation. La troisième partie présente l'étude de ΙHor. Dans un premier temps, elle est modélisée à partir des observations spectroscopiques de trois groupes d'observateurs et les fréquences de ces modèles sont calculées. Dans un deuxième temps, les observations avec le spectrographe HARPS sont décrites. Enfin est présentée la recherche du modèle de ΙHor qui ajuste au mieux les observations. Il est montré que cette étoile a été formée avec l'amas des Hyades. Sa surmétallicité provient du nuage primordial à l'origine de l'amas des Hyades et de plusieurs autres. Elle n'est pas la conséquence d'accrétion de planètes dans ses couches externes

Il y a presque trente ans, un des problèmes les plus difficiles de la physique moderne voyait le jour: la supraconductivité à haute température critique dans les cuprates. Depuis, l'hypothèse nommée modèle Hubbard est rapidement devenu un des candidats les plus prometteurs à en détenir la solution. Dans ce contexte, ce mémoire présente des travaux de calculs numériques sur les phases de la matière prédites par le modèle de Hubbard. Le projet poursuit notamment deux objectifs. En premier lieu, on considère un couplage interplan dans le modèle, ce qui le rend plus réaliste que sa version 2D habituelle. Et en deuxième lieu, on laisse les phases antiferromagnétique et supraconductrice coexister avec en plus une autre phase supraconductrice de type pi-triplet. Plus de détails sur le contexte et ces deux objectifs sont présentés au chapitre 1 et le modèle de Hubbard est détaillé au chapitre 2. Pour obtenir des solutions numériques au modèle, les méthodes utilisées sont la théorie de champ moyen dynamique sur amas (CDMFT) et l'approximation de l'amas variationnel (VCA). Ces méthodes ainsi que le formalisme nécessaire pour les aborder sont présentés au chapitre trois. Notons qu'on utilise ces méthodes pour amas avec des méthodes de diagonalisation exacte qui ne feront pas partie de la discussion. Enfin, le dernier chapitre présente tous les résultats obtenus avec ce projet, qui mènent à deux conclusions principales. Premièrement, le couplage tridimensionnel tel qu'ajouté n'a pas fait ressortir de tendance nette dans les résultats. Cela indique une de deux choses: soit les effets interplans sont négligeables dans le modèle de Hubbard, soit il faudra les inclure d'une façon plus complète dans le futur. Deuxièmement, on observe que la phase pi-triplet apparaît lorsqu'il y a coexistence entre l'antiferromagnétisme et la supraconductivité dans le modèle mais que ces deux dernières phases se nuisent fortement l'une à l'autre, confirmant qu'il y a compétition de phases.

Nous nous intéressons aux lacets markoviens définis dans le cadre de la théorie des chaînes de Markov à temps continu sur un espace d'états discret. Ce sujet a notamment été étudié par Le Jan [LJ11] et Sznitman [Szn12]. En contraste avec ces références, nous ne supposerons pas la symétrie de la chaîne et nous intéresserons plutôt au cas infini. Tous les résultats sont présentés en termes de générateur de semi-groupe. En comparaison avec [LJ11], certaines preuves ont été détaillées ou améliorées.Nous fournissons par ailleurs quelques résultats sur les amas de boucles (voir [LJL12] dans le cas symétrique). Nous traitons notamment l'exemple du cercle discret. Nous étudions aussi les arbres couvrants définit par l'algorithme de Wilson dans le cas asymétrique.Dans la dernière partie, nous considérons la proportion des lacets couvrants l'espace. En utilisant la limite du spectre, nous donnons une expression générale de la limite de cette proportion pour une suite de graphes. Comme une application, nous donnons deux exemples concrets dans lesquels une transition de phase apparaît. / We are interested in Markov laces defined in the framework of the theory of Markov chains in continuous time on a discrete state space. This particular subject has been studied by Le Jan [LJ11] and Sznitman [Szn12]. In contrast to these references, we do not assume the reversibility of the chain and we are mostly interested in the case of countable state space. All the results are presented in terms of the generator of semigroup. In comparison with [LJ11], some demonstration has been detailed or improved.We also provide some results on the loop clusters (see [LJL12] in the reversible case). In particular, we study the example of discrete circle. We also study the spanning tree algorithm defined by Wilson in the non-symmetric case.In the last part, we consider the proportion of loops covering the whole space. Using the limit of the spectrums, we give a general expression for the limit of this ratio for a sequence of graphs. As an application, we give two examples in which a phase transition occurs.

Cette thèse porte sur le rôle des amas de galaxies dans la cosmologie et l'évolution des galaxies. J'utilise des observations photométriques et spectroscopiques multi-longueur d'onde (optiques, mm, proche/moyen-IR) que j'analyse avec des méthodes statistiques. Pour un échantillon d'amas détectés par le satellite Planck et ré-observés avec le télescope optique Gemini, j'étudie la dynamique des galaxies dans les amas afin de déterminer leur masse et de comprendre les erreurs systématiques sur ces estimations, d'une importance cruciale dans la cosmologie à l'heure actuelle. Dans le cadre de la collaboration CARLA (Clusters Around Radio Loud AGN), j’étudie les populations stellaires des galaxies dans les amas et les proto-amas dans leurs premières phases d'assemblage (z>1.4), afin d'étudier la suppression de la formation des étoiles et le rôle de l'environnement sur l'évolution des galaxies. / This thesis focuses on the role of galaxy clusters in cosmology and galaxy evolution. I use multi-wavelenght photometric and spectroscopic observations (optical, mm, near/mid- IR) which I analyse with statistical methods. For a sample of clusters detected by the Planck satellite and re-observed with the Gemini optical telescope, I have studied the dynamics of member galaxies to probe their mass and understand possible systematics affecting such estimates, of crucial importance in cluster cosmology at present. Within the CARLA (Clusters Around Radio Loud AGN) collaboration, I examine morphology and stellar populations of galaxies in clusters and proto-clusters in their first assembly phases (z>1.4), with the aim of shedding light on the quenching of star formation and the role of the environment on galaxy evolution.

Contexte. Les étoiles naissent ensemble dans des nuages moléculaires géants. Si nous faisons l’hypothèse qu’ils étaient à l’origine chimiquement homogènes et bien mélangés, nous nous attendrions à ce que les étoiles issues d’un même nuage aient la même composition chimique. La plupart des groupes d’étoiles sont perturbés lors de leur évolution dans la galaxie et l’information dynamique est perdue. Ainsi la seule possibilité que nous ayons de reconstruire l’histoire de la formation stellaire est d’analyser les abondances chimiques que l’on observe aujourd’hui.But. La technique de marquage chimique a pour but de retrouver les amas d’étoiles dissociés en se basant uniquement sur leur composition chimique. Nous évaluons la viabilité de cette technique pour retrouver les étoiles qui sont nées dans un même amas mais qui ne sont plus gravitationnellement liées.Méthodes. Nous avons créé une librairie de spectres stellaires de haute qualité afin de faciliter l’évaluation des analyses spectrales. Nous avons développé notre propre outil d’analyse spectrale, nommée iSpec, capable d’homogénéiser les spectres stellaires venant de tous types d’instruments et de dériver les paramètres atmosphériques et les abondances chimiques. Finalement, nous avons compilé des spectres stellaires d’étoiles de 32 amas ouverts, nous avons dérivé de façon homogène les paramètres atmosphériques et les abondances de 17 espèces, et nous avons utilisé des algorithmes d’apprentissage automatique pour grouper les étoiles en se basant sur leur composition chimique.Résultats. Nous avons trouvé que les étoiles à des étapes d’évolution différentes ont des motifs chimiques distincts qui peuvent être dus à des effets NLTE,de diffusion atomique, de mélange et de corrélation à partir des déterminations de paramètres atmosphériques. Quand nous séparons les étoiles suivant leur stade d’évolution, nous observons qu’il y a un important degré de recouvrement dans la détermination des signatures chimiques des amas ouverts. Ceci rend difficile de retrouver les groupes d’étoiles nées ensemble en utilisant la technique de marquage chimique. / Context. Stars are born together from giant molecular clouds and, if weassume that they were chemically homogeneous and well-mixed, we expect them toshare the same chemical composition.Most of the stellar aggregates are disrupted while orbiting the Galaxy and thedynamic information is lost, thus the only possibility to reconstruct the stellarformation history is to analyze the chemical abundances that we observe today.Aims. The chemical tagging technique aims to recover disrupted stellarclusters based merely on their chemical composition. We evaluate the viability of thistechnique to recover conatal stars that are not gravitationally bound anymore.Methods. We built a high-quality stellar spectra library to facilitate theassessment of spectral analyses. We developed our own spectral analysisframework, named iSpec, capable of homogeneizing stellar spectra and derivingatmospheric parameters/chemical abundances. Finally, we compiled stellar spectrafrom 32 Open Clusters, homogeneously derived atmospheric parameters and 17abundance species, and applied machine learning algorithms to group the starsbased on their chemical composition. This approach allows us to evaluate theviability of the chemical tagging technique.Results. We found that stars in different evolutionary stages havedistinguished chemical patterns may be due to NLTE effects, atomic diffusion, mixingand correlations from atmospheric parameter determinations. When separating starsper evolutionary stage, we observed a high degree of overlapping among OpenCluster’s chemical signatures, making it difficult to recover conatal aggregates byapplying the chemical tagging technique.

Cette étude porte sur les plus grandes structures auto-cohérentes connues dans l'univers, les amas de galaxies. Du fait de ses conditions thermodynamiques, leur halo de gaz est complètement ionisé. Ce plasma est observable aux longueurs d'onde X par son émission de freinage, ainsi qu'en submillimétrique et en millimétrique via l'effet Sunyaev-\-Zel'dovich (SZ). Cet effet résulte de la diffusion des photons du champ de rayonnement cosmologique par les électrons du milieu intergalactique. Dans un premier temps, nous avons calculé numériquement le spectre exact de l'effet SZ en prenant en compte le comportement relativiste des électrons du gaz. Ainsi, nous avons mis en évidence la forte dépendance de leur forme en fonction de la température du milieu. A l'aide de cet outil, nous avons analysé les données millimétriques du spectrophotomètre DiaBolo en direction de l'amas RXJ1347-1145. Ces observations à haute résolution spatiale ont permis la détection du plus fort signal SZ mesuré jusqu'à présent, ainsi qu'une émission étendue dont la structuration semble différer de celle observée aux longueurs d'onde X. Nous avons ensuite élargi le domaine spectral d'observation aux longueurs d'onde infrarouges et submillimétriques. Ainsi, nous avons obtenu le spectre de l'amas d'Abell 2163 entre 90~$\mu$m et 2.1~mm. Les contraintes imposées par les mesures infrarouges sur l'émission de poussière ont permis d'optimiser la détermination des paramètres SZ. En extrapolant cette étude au cas des missions spatiales, Planck Surveyor et Herschel, nous avons montré que les données SZ sont une source d'information auto-suffisante. Nous avons ainsi quantifié la précision avec laquelle la température du gaz intra-amas pourrait être déduite des observations SZ faites avec ces instruments.

Le scénario hiérarchique de formation des structures prévoit <br />que les amas de galaxies se forment par l'accrétion et la coalescence<br />successives de<br />sous-structures moins massives. <br /><br />Je présente notre programme d'observations couplées en optique, <br />en X et en radio sur un échantillon commun d'amas de galaxies<br />morphologiquement complexes, susceptibles de receler différents stades du<br />processus de coalescence ("MUSIC: MUlti-wavelength Sample of Interacting<br /> Clusters"), visant à caractériser la formation et l'évolution de ces<br />objets. L'analyse multi-longueur d'onde est essentielle pour comprendre ces<br />systèmes complexes, l'évolution de la distribution de leurs galaxies (via<br />l'optique), de leur gaz (par l'intermédiaire des observations en X) et de<br />leur composante non-thermique (i.e. particules relativistes et champs<br />magnétiques observables aux longueurs d'onde radio).<br /><br />Dans la première partie de cette thèse, les connaissances <br />actuelles sur la physique des amas de galaxies en cours de fusion sont<br />présentées par la comparaison entre les principaux résultats<br />observationnels et les prévisions des simulations numériques.<br /><br />\noindent Le programme "MUSIC", les observations effectuées et les <br />techniques de traitement et analyse des données sont détaillées dans la<br />deuxième partie. En accord avec les scénario hiérarchique de formation<br />des structures, les résultats sur les premiers amas de notre échantillon<br />montrent qu'il s'agit de systèmes en train de se former par un processus de<br />coalescence entre sous-structures. Ces amas couvrent la séquence de<br />coalescence à partir de la phase de pré-fusion (A1750), aux phases<br />centrales de la collision entre sous-structures (A3921 et A521), jusqu'à la<br />phase de post-fusion avancée (A1413). La structure à grande échelle des<br />amas en coalescence, et les effets du processus de fusion aussi bien sur la<br />dynamique de ces systèmes que sur leurs galaxies sont discutés en<br />détails dans cette deuxième partie et dans les articles inclus.

L'effet Sunyaev-Zel'dovich (SZ) est le nom donné à la diffusion Compton inverse des photons du fond diffus cosmologique sur les électrons du gaz chaud à l'intérieur des amas de galaxies. Dès 2005, cet effet permettra la détection de nouveaux amas à grand redshift grâce à des sondages SZ en aveugle. Ce travail vise à évaluer les performances scientifiques de la nouvelle génération d'instruments destinée à réaliser ces sondages. Un des objectifs principaux est l'étude des effets de sélection de ces instruments. Cette étude a nécessité la simulation de cartes SZ réalistes (via un code semi-analytique incluant corrélations spatiales et cinétiques) et la mise au point d'un algorithme d'extraction rapide d'amas (reposant sur l'utilisation de filtres adaptés). Le code de simulation et l'algorithme d'extraction ont été appliqués sur des données millimétriques récentes pour l'observation d'émissions SZ d'amas et l'estimation d'une contribution d'amas non résolus au spectre des anisotropies primaires du fond diffus cosmologique.

Le paradigme cosmologique actuel s'appuie sur l'instabilite du modele de Friedman-Lemaitre vis-a-vis des inhomogeneites de densite d'energie, pour rendre compte de la formation des grandes structures de l'Univers, telles que nous les observons. Dans ce cadre, il a ete predit, puis observe, que ces necessaires inhomogeneites impriment sur un rayonnement fossile millimetrique (CMB), par ailleurs thermalise a 3K, homogene et isotrope, d'infimes variations de temperature. Par l'observation plus precise de telles anisotropies, de nombreuses expériences presentes ou a venir, telles ARCHEOPS, TopHat, ou PLANCK, esperent tester ce paradigme avec une precision sans precedent. Toutefois, les besoins inedits de ces experiences necessitent l'invention de nouvelles methodes d'analyse de donnees CMB. En reponse a certains de ces besoins, nous avons developpe au cours de notre these, une methode multi-grille originale de fabrication rapide de cartes de ces fluctuations de temperature a partir de donnees ordonnees en temps, une methode hierarchique de mesure du spectre de puissance angulaire de ces cartes, une modelisation analytique des effets de lobe instrumental, et un test original de detection d'une composante non-Gaussienne dans la distribution statistique de ces fluctuations. Par ailleurs, regardant ces inhomogeneites bien plus tardivement dans leur evolution, nous pouvons observer, entre autres grandes structures, des amas de galaxies. A ces objets, les plus massifs gravitationnellement lies aujourd'hui, nous nous sommes interesse dans un second temps. En particulier, nous avons construit un modele analytique permettant l'inclusion d'effets de chauffage non-gravitationnel, connus par leurs consequences observationnelles importantes. Enfin, nous avons presente une methode permettant une meilleure description du contenu baryonique de ces amas au moyen d'\emph(une analyse conjointe d'observations de distorsions gravitationnelles, de l'effet Sunyaev-Zel'dovich, et de l'emission X, ces deux derniers effets originant du gaz chaud contenu dans les amas.