El material observacional en que se basa este trabajo fue adquirido por D. Geisler y J. C. Forte con el telescopio de 4 m del CTIO en Diciembre de 1987. Los primeros resultados del análisis de una de las imágenes adquiridas fueron publicados en 1990 (Geisler & Forte, 1990). Durante parte de 1989 y 1990, el autor de esta tesis realizó su Práctica de la Especialidad sobre el resto del material obtenido por Geisler & Forte. En aquella etapa se estudió la distribución de colores de los objetos (Ostrov et al., 1993). En 1991 se intentó comenzar la investigación de la función de luminosidad. El trabajo hasta aquí descripto fue efectuado por medio de una computadora VAXen el IAFE. Paralelamente, a lo largo de este lapso las computadoras personales disminuyeron considerablemente su precio a la vez que aumentaron continuamente su capacidad. Al pasar las imágenes a una computadora personal, se encontró que parte de los primeros pasos de su procesamiento podía mejorarse significativamente. Por lo previamente expresado, si bien este trabajo se basa en el mismo material observacional que los anteriores, el procesamiento de las imágenes posterior a los primeros pasos (trimming, bias, at elding) fue diferente. En consecuencia, no sólo se presenta aquél análisis de la función de luminosidad de los cúmulos, sino que se realiza también una nueva investigación sobre su distribución de metalicidades, ya que el nuevo tratamiento de las imágenes permitió obtener resultados de calidad superior a los previamente publicados. El autor de esta tesis obtuvo una Beca de Iniciación del CONICET a partir de Abril de 1992 y una Beca de Perfeccionamiento a partir de Mayo de 1994.

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%.

Orientador: Armando Turtelli Junior / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica "Gleg Wataghin" / Made available in DSpace on 2018-07-27T17:09:05Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Santos_LuizGustavodos_D.pdf: 5277977 bytes, checksum: 2dd76f35ef3bc9c9010fba6d29159dc2 (MD5) Previous issue date: 2000 / Resumo: O trabalho realizado nesta tese foi motivado pelo crescente interesse pelas anomalias encontradas nos fluxos naturais de neutrinos. Foram encontrados problemas no fluxo de neutrinos produzidos no sol e também no fluxo dos neutrinos produzidos na atmosfera. Estes problemas seriam causados pelo fato de os neutrinos não terem massa zero, podendo portanto oscilar, mudando de um sabor para outro e dando origem às anomalias observadas. Nosso trabalho experimental foi desenvolvido no âmbito do experimento LVD. O detector foi concebido em 1984 e aprovado para construção em 1986. Seu projeto é uma evolução do experimento LSD e visava primordialmente a detecção de neutrinos provenientes de colapsos estelares. A observação de neutrinos produzidos na supernova de Shelton (SN1987A), em número amplamente insuficiente, pelos experimentos então em operação, confirmou a oportunidade de sua construção. A concepção do detector, no entanto, permite, e estimula, que se realizem outros tipos de pesquisa. Neste sentido, estudamos a capacidade da experiência em medir o tempo de vôo de partículaspenetrantes que atravessam o aparato. Neutrinos produzem múons, interagindo com nucleôns segundo equações do tipo: um + N ® m +... ; a eventual observação de múons provenientes do interior da terra indicaria que estes têm origem neutrínica. O estudo destes múons, chamados de upward-going múons, fornece informações sobre seus precursores, geralmente neutrinos atmosféricos, com maior qualidade, pois trabalhamos praticamente na ausência de background. Além disso, os neutrinos provenientes do interior da terra percorrem caminhos que variam de dezenas de quilômetros a dez mil quilômetros, fato, particularmente importante no estudo de oscilações. Nesta tese, estudamos a possibilidade da detecção de upward-going múons pelo experimento LVD. Para tal, uma análise extensiva da resolução temporal da experiência foi realizada. Esta análise conduziu ao desenvolvimento de métodos de correção das medidas de tempo da experiência, que melhoraram sensivelmente a resolução temporal no LVD. A conclusão deste trabalho é de que o LVD tem capacidade reduzida de observar os múons ascendentes, no entanto, como demonstramos, pequenas alterações no hardware da experiência podem torná-la muito mais eficaz para medidas de tempo de vôo / Abstract: In this work we present a careful study about the potentiality of the small angle scattering technique and the inverse scattering problem ie., the reconstruction of the particle shape directly from the scattering profile. In this way, we made many simulations to test and analyzed various methods. First I show the general scattering theory, emphasizing the scattering from particles. Next I present a model building computing routine that shows the relationship between the scattering profile and the particle shape. Finally, I apply the three-dimensional reconstruction methods to several models in order to evaluate the power of these methods. This calculation served as a basis to analyze real problems like proteins in solution. As we show in the results, the SAXS technique furnishes interesting results like shape, anisotropy, symmetry and conformational changes of the scattering particles. From the ab initio reconstruction methods used, optimization by simulated annealing plus the introduction of adequate constraints gave the best shape approximation when compared to genetic algorithm results / Doutorado / Física / Doutor em Ciências

Orientador: Armando Turtelli Junior / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica "Gleb Wataghin" / Made available in DSpace on 2018-07-24T17:29:58Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Kemp_Ernesto_M.pdf: 6181124 bytes, checksum: adce242f9e6a4b118f49592732d8c2be (MD5) Previous issue date: 1995 / Resumo: São descritos os principais aspectos da evolução estelar relacionados à ocorrência de colapsos gravitacionais estelares e de supernovas e apresentados os principais modelos que descrevem a emissão de neutrinos nesse tipo de evento cósmico. É feita também uma descrição detalhada do experimento LVD, que tem por objetivo principal a detecção de neutrinos de colapsos estelares. Os modelos de emissão neutrínica acima citados são usados como referência no cálculo do número de eventos esperados no LVD para um colapso localizado no centro da Galáxia. Considerando a proporção entre o número de eventos em diferentes canais de detecção do LVD e a energia média do espectro esperado, é possível estabelecer critérios para identificação do espectro de emissão e estimar seus parâmetros. Foram simuladas distribuições de energia dos eventos esperados, com a inserção de flutuações estatísticas e experimentais. O teste de hipóteses de Kolmogorv-Smirnov foi aplicado sobre os espectros simulados, mostrando que o experimento LVD é sensível o suficiente para permitir a estimativa dos parâmetros do espectro de emissão / Abstract: Not informed. / Mestrado / Física / Mestre em Física

Magíster en Ciencias, Mención Física / Supergravity inflation is considered in the context of the single-field effective field theory for scalar perturbations arising from multiple-field inflation.\\ \\ It is possible to deduce a single-field effective field theory for the perturbations of multiple-field slow-roll inflation, valid given certain conditions, that gives curvature perturbations a speed of sound, dependent on the turn rate of the inflationary trajectory. On the other hand, $N=1$ supergravity imposes an upper bound on the minimum eigenvalue of the Hessian matrix of the F-term potential, in terms of quantities such as the curvature of the K\"ahler manifold.\\ \\ By the explicit calculation of the minimum eigenvalue for the case of two real scalar fields, it is found that it depends on several quantities such as the slow-roll parameters and the speed of sound, that in the presence of turns it can easily take values of order one, as opposed to the order of the slow-roll parameters, and that it possesses a negative minimum of order one. The case of multiple fields is discussed.\\ \\ If expressed in terms of the speed of sound and under the conditions of validity of the single-field EFT, the inequality indicates that the speed of sound, depending on the curvature of the K\"ahler manifold, cannot be far from one, that is, cannot be much different to canonical single-field inflation, in supergravity. This is a higher bound than the one obtained from current measurements. If the speed of sound is measured to be less than one, classes of supergravity inflation can be discarded.

No description available.

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.

Gaia is an extremely ambitious astrometric space mission adopted within the scientific programme of the European Space Agency (ESA) in October 2000. It aims to measure with very high accuracy the positions, motions and parallaxes of a large number of stars and galactic objects, including also for almost all the objects information about their brightness, colour, radial velocity, orbits and astrophysical parameters. Gaia requires a demanding data processing system on both data volume and processing power. The treatment of the Gaia data has been designed as an iterative process between several systems each one solving different aspects of the data reduction system. In this thesis we have addressed the design and implementation of the Intermediate Data Updating (IDU) system. IDU is the instrument calibration and astrometric data processing system more demanding in data volume and processing power of the data processing system of the Gaia satellite data. Without this system, Gaia would not be able to provide the envisaged accuracies and its presence is fundamental to get the optimum convergence of the iterative process on which all the data processing of the spacecraft is based. The design and implementation of an efficient IDU system is not a simple task and a good knowledge of the Gaia mission is fundamental. The design and implementation of IDU is not only referring to the actual design and coding of the system but also to the management and scheduling of all the related development tasks, system tests and in addition the coordination of the teams contributing to this system. The developed system is very flexible and modular so it can be easily adapted and extended to cope with the changes on the operational processing requirements. In addition, the design and implementation of IDU presents a variety of interesting challenges; covering not only the purely scientific problems that appear in any data reduction but also the technical issues for the processing of the huge amount of data that Gaia is providing. The design has also been driven by the characteristics and restrictions of the execution environment and resources -- Marenostrum supercomputer hosted by the Barcelona Supercomputing Center (BSC) (Spain). Furthermore, we have developed several tools to make the handling of the data easier; including tailored data access routines, efficient data formats and an autonomous application in charge of handling and checking the correctness of all the input data entering and produced by IDU. Finally, we have been able to test and demonstrate how all the work done in the design and implementation of IDU is more than capable of dealing with the real Gaia data processing. We have basically executed two of the IDU tasks over the first ten months of routine operational Gaia data. This execution has been the very first cyclic data processing level run over real data so far. Executing IDU at Marenostrum over that amount of data for the first time has been a challenging task and from the results obtained we are confident that the system, we have designed and that constitutes the bulk of this thesis, is ready to cope with the Gaia data according to the requirements sets. Furthermore, the presented design provides a solid IDU system foundation for the challenging task of processing the Gaia data during the forthcoming years. / Gaia es la misión espacial astrométrica más ambiciosa de la Agencia Espacial Europea (ESA). El satélite fue lanzado el 19 de Diciembre de 2013 y su objetivo principal es la determinación, con una resolución y precisión sin precedentes, de las posiciones, distancias y velocidades de más de mil millones de estrellas de nuestra galaxia. Esta Tesis se centra en el desarrollo del sistema de procesado IDU, "Intermediate Data Updating". IDU es una de las etapas de calibración instrumental y reducción de datos astrométricos más exigente del sistema de procesado del satélite Gaia. Sin este sistema, Gaia no podría alcanzar el nivel de precisión que se quiere obtener y su presencia es fundamental para lograr la convergencia óptima del sistema iterativo de procesado de datos en el que se basa la reducción de datos de Gaia. El procesado de los datos de Gaia es un gran reto tecnológico. En particular, el gran volumen de datos a procesar y el elevado número de procesos involucrados ha implicado el diseño de un sistema de distribución y procesado de datos muy complejo. Este procesado se basa en un sistema iterativo entre varios procesos en el que se añaden de manera continuada los nuevos datos recibidos del satélite. De entre estos procesos, esta tesis se centra en el diseño e implementación de IDU, donde se vuelven a procesar todos los datos brutos usando las calibraciones más recientes obtenidas del resto de procesos. El diseño e implementación de IDU ha supuesto una gran variedad de retos; incluyendo los problemas puramente científicos pero también las dificultades técnicas que aparecen en el procesado del gran volumen de datos de Gaia y la gestión de todas las tareas de desarrollo, test y coordinación de los equipos que contribuyen a este sistema. IDU se ejecuta en el supercomputador Marenostrum, gestionado por el "Barcelona Supercomputing Center" (BSC). Finalmente, esta tesis incluye los resultados de la primera ejecución operacional de IDU la cual ha servido para demostrar que el sistema desarrollado esta listo para afrontar el exigente reto de procesar los datos reales de Gaia durante los próximos años de misión.

Els cartografiats galàctics són una eina important per la cosmologia. No obstant això, la majoria de la matèria està en forma de matèria fosca, que no interacciona amb la llum. Per tant, les galàxies que observem des dels nostres telescopis són una petita fracció de la matèria total de l'univers. Per això és necessari entendre la connexió entre galàxies i matèria fosca per tal d'inferir la distribució de tota la matèria de l'univers a partir dels cartografiats galàctics. Les simulacions són una eina important per a predir la formació i evolució de les estructures de matèria fosca i galàxies. Les simulacions permeten estudiar l'impacte de diferents cosmologies i models de formació de galàxies en les estructures a gran escala finals que formen les galàxies i la matèria. A gran escala, les fluctuacions de densitat de galàxies a gran escala són proporcionals a les fluctuacions de matèria per un factor anomenat bias galàctic. Aquest factor permet inferir la distribució de matèria total a partir de la distribució de galàxies, i per tant el coneixement del bias galàctic té un impacte molt important en els nostres estudis cosmològics. Aquesta tesi doctoral està focalitzada en l'estudi del bias galàctic i el bias d'halos a grans escales. Hi ha diferents tècniques per a estudiar el bias galàctic, en aquesta tesi ens focalitzem en dues d'elles. La primera tècnica utilitza l'anomendat Halo Occupation Distribution (HOD), que assumeix que les galàxies poblen halos de matèria fosca només segons la massa dels halos. No obstant això, aquesta hipòtesi no sempre és suficientment precisa. Utilitzem la simulació Millennium per a estudiar el bias galàctic i d'halos, la dependència en la massa del bias d'halos i els seus efectes en les prediccions del bias galàctic. Trobem que l'ocupació de galàxies en halos no depèn només de la seva massa, i assumir això causa un error en la predicció del bias galàctic. També estudiem la dependència del bias d'halos en l'ambient, i mostrem que l'ambient restringeix molt més el bias que la massa. Quan un conjunt de galàxies és seleccionat per propietats que estan correlacionades amb l'ambient, l'assumpció de que el bias d'halos només depèn de la massa falla. Mostrem que en aquests casos utilitzant la dependència en l'ambient del bias d'halos produeix una predicció del bias galàctic molt més bona. Una altra tècnica per estudiar el bias galàctic és utilitzant Weak gravitational lensing per mesurar directament la massa en observacions. Weak lensing és el camp que estudia les distorsions lleus en les imatges de les galàxies degut a la deflexió de la llum produïda per la distribució de matèria del davant de la galàxia. Aquestes distorsions permeten inferir la distribució a gran escala de la matèria total. Desenvolupem i estudiem un nou mètode per mesurar el bias galàctic a partir de la combinació dels mapes de weak lensing i el camp de distribució de galàxies. El mètode consisteix en reconstruïr el mapa de weak lensing a partir de la distribució de les galàxies de davant del mapa. El bias és mesurat a partir de les correlacions entre el mapa de weak lensing reconstruït i el real. Testegem diferents sistemàtics del mètode i estudiem en quins règims el mètode és consistent amb altres mètodes per mesurar el bias lineal. Trobem que podem mesurar el bias galàctic utilitzant aquesta tècnica. Aquest mètode és un bon complement d'altres mètodes per mesurar el bias galàctic, perquè utilitza assumpcions diferents. Juntes, les diferents tècniques per mesurar el bias galàctic permetran restringir millor el bias galàctic i la cosmologia en els futurs cartografiats galàctics. / Galaxy surveys are an important tool for cosmology. The distribution of galaxies allow us to study the formation of structures and their evolution, which are needed ingredients to study the evolution and content of the Universe. However, most of the matter is made of dark matter, which gravitates but does not interact with light. Hence, the galaxies that we observe from our telescopes only represent a small fraction of the total mass of the Universe. Because of this, we need to understand the connection between galaxies and dark matter in order to infer the total mass distribution of the Universe from galaxy surveys. Simulations are an important tool to predict the structure formation and evolution of dark matter and galaxy formation. Simulations allow us to study the impact of different cosmologies and galaxy formation models on the final large scale structures that galaxies and matter form. Simulations are also useful to calibrate our tools before applying them to real surveys. At large scales, galaxies trace the matter distribution. In particular, the galaxy density fluctuations at large scales are proportional to the underlying matter fluctuations by a factor that is called galaxy bias. This factor allows us to infer the total matter distribution from the distribution of galaxies, and hence knowledge of galaxy bias has a very important impact on our cosmological studies. This PhD thesis is focused on the study of galaxy and halo bias at large scales. There are several techniques to study galaxy bias, here we focus on two of them. The first technique is the Halo Occupation Distribution (HOD) model, that assumes that galaxies populate dark matter haloes depending only on the halo mass. With this hypothesis and a halo bias model, we can relate galaxy clustering with matter clustering and halo occupation. However, this hypothesis is not always accurate enough. We use the Millennium Simulation to study galaxy and halo bias, the halo mass dependence of halo bias, and its effects on galaxy bias prediction. We find that the halo occupation of galaxies does not only depend on mass, and assuming so causes an error in the galaxy bias predictions. We also study the environmental dependence of halo bias, and we show that environment constrains much more bias than mass. When a galaxy sample is selected by properties that are correlated with environment, the assumption that halo bias only depends on mass fails. We show that in these cases using the environmental dependence of halo bias produces a much better prediction of galaxy bias. Another technique to study galaxy bias is by using weak gravitational lensing to directly measure mass. Weak lensing is the field that studies the weak image distortions of galaxies due to the light deflections produced by the presence of a foreground mass distribution. Theses distortions can be used to infer the total mass (baryonic and dark) distribution at large scales. We develop and study a new method to measure bias from the combination of weak lensing and galaxy density fields. The method consists on reconstructing the weak lensing maps from the distribution of the foreground galaxies. Bias is then measured from the correlations between the reconstructed and real weak lensing fields. We test the different systematics of the method and the regimes where this method is consistent with other methods to measure linear bias. We find that we can measure galaxy bias using this technique. This method is a good complement to other methods to measure bias because it uses different assumptions. Together the different techniques will allow to constrain better bias and cosmology in future surveys.