La evolución de la abundancia de cúmulos de galaxias se está conviertiendo en una herramienta muy potente para medir parámetros cosmológicos. Esto ha motivado el diseño de un nuevo conjunto de cartografiados de gran área como el ‘Dark Energy Survey” (DES). El reto principal para medir con precisión parámetros cosmol´gicos con esta técnica es la calibración precisa de la relación entre la masa de los halos y el observable. En este trabajo presentamos un nuevo método para medir la dispersión de esta relación para el futuro catálogo de cúmulos de DES utilizando el sesgo o bias de la función de correlación de estos cúmulos respecto a la materia. Nuestro análisis se ha desarrollado en simulaciones de N-cuerpos. En particular, en el cono de luz ‘Hubble Volume Simulations SO light cone” que tiene 5000 grados cuadrados (volumen de DES). Para medir correctamente el bias de cúmulos a grandes escalas, primero necesitamos entender las propiedades de los halos de materia oscura. Así estudiamos el sesgo de la función de correlacion de halos respecto a la distribución de materia utilizando el modelo de halo. Este modelo describe el “clustering” de los halos de materia oscura y proporciona una expresión analítica para el bias de los halos en función de la masa. Como el elemento principal del modelo de halo es la función de masa también estudiaremos la precisión de los modelos de abundancia de cúmulos. En nuestro análisis comparamos las medidas en simulaciones con las predicciones de los modelos. Para calcular el bias en simulaciones medimos la función de correlación con el estimador Landy & Szalay y estudiamos los errores estadísticos. Los resultados demuestran que la incertidumbre en la función de masa produce un error sistemático en nuestro método porque el bias depende de esta función. Después de estudiar el bias en halos desarrollamos un modelo de bias para una muestra de cúmulos que compararemos con el bias medido en observaciones. Para este modelo necesitamos relacionar la masa con una parámetro fácilmente observable, en nuestro caso la riqueza. Para esto se requiere una distribución de ocupación de halo (DOH), donde el número de galaxias viene dado por la distribución de probabilidad. En particular, utilizaremos un distribución log-normal cuya media viene dada por la relación masa riqueza medida experimentalmente y la desviación estándard o dispersión, lnM. Asignamos riqueza a los halos de materia oscura del cono de luz a través de esta distribución DOH y estudiamos la precisión con la que se mide la dispersión. El pronóstico de esta nueva técnica muestra cómo obtenemos mejor precisión para los valores más altos de dispersión. Además, esperamos resultados muy competitivos para medir la dispersión esperada en la relación masa riqueza del catálogo de cúmulos de DES. La medida será lo suficientemente precisa para que los parámetros de energía oscura no estén sesgados significativamente. En resumen, nuestra nueva técnica podrá ser utilizada en el futuro catálogo de cúmulos de DES como un método para verificar y contrastar el resultado de la dispersion con otros métodos como la autocalibración. / The evolution of the abundance of cluster of galaxies is becoming a powerful tool to constrain cosmological parameters. This has motivated the design of a new wide-area cluster surveys such as Dark Energy Survey. This survey will have the potential to find hundred of thousands of clusters. The principal challenge to precision cosmology with this technique is the accurate calibration of the relation between the observables and halo masses. In this work we present a new method to measure the scatter in the mass observable relation of galaxy clusters for the future DES cluster catalog, based on the measurements of the bias of the correlation function. Our analysis is developed on N-body simulations. In particular, we use a light cone based on the Hubble Volume Simulations SO light cone that has 5000 deg2 (DES volume). In order to properly measure the large scale bias for clusters, first we need to understand the large scale properties of the dark matter halos. We study how the halos are biased respect to the underlying matter distribution using the halo model. It describes the clustering of dark matter halos and provides an analytical expression for the bias of halos as a function of halo mass. Since the basic element of the halo model is the mass function we also study the accuracy of the halo abundance models. We compare the measurements in simulations with the model predictions. To calculate the bias in simulations we measured the two point correlation function with Landy & Szalay estimator and study the statistical errors. Our results demonstrate that the uncertainty in the mass function produces a systematic error in our method because the halo bias depends on it. After we studied the bias in halos, we develop a bias model for a sample of clusters to compare with observations. We need to relate the mass to a easily observable quantity. In our case we model the bias for a richness threshold. Doing this requires a halo occupation distribution (HOD), where the number of galaxies is specified by the probability distribution. In particular we use a lognormal distribution with a mean given by an empirical mass richness relation and the standard deviation or scatter, lnM. We assign richness to the dark matter halos of the light cone by means of this distribution and study the precision to constrain the scatter. Our forecast of the new analysis technique shows how at the highest values of scatter we obtain the highest precision. We have a very competitive result to measure the expected scatter in the DES mass richness relation and it will be precise enough for the dark energy parameters won’t be significantly biased. In summary, the new method proposed could be used in the DES cluster catalog as a cross check method complementary to other such as self-calibration.

Most galaxies have a warped shape when they are seen from an edge-on point of view. In this work we apply dynamical system methods to find an explanation of this phenomenon that agrees with its abundance among galaxies, its persistence in time and the angular size of observed warps. Starting from a simple, but realistic, 3D galaxy model formed by a bar and a flat disc, we study the effect produced by a small misalignment between the angular momentum of the system and its angular velocity. To this end, a precession model is developed and considered, assuming that the bar behaves like a rigid body. In order to study the behaviour of the rigid body, we solve its Euler equations. We study the resulting solution in a precessing reference system, selected in such a way to make the angular momentum and angular velocity of the body time independent. After checking that the periodic orbits inside the bar keep being the skeleton of the inner system, even after inflicting a precession to the potential, we compute the invariant manifolds of the unstable periodic orbits departing from the equilibrium points at the ends of the bar to get evidence of their warped shapes. As is well known, from previous studies with 2D galaxy models, the invariant manifolds associated with these periodic orbits drive the arms and rings of barred galaxies and constitute the skeleton of these building blocks. Now, looking at them from an edge-on viewpoint, we find that these manifolds present warped shapes such as those recognized in observations with a close concordance in angles. In addition, test particle simulations have been performed to determine how the stars are affected by the applied precession, confirming in this way the theoretical results obtained. Once the behaviour of the precessing model is known, we develop the model with a more complex potential, including a spherical halo, in order to study the influence of each parameter that gives shape to the potential and to determine the effect of the halo in the formation of galaxy warps. We have observed that the presence of the halo helps to increase the resulting warp angle. The theory of invariant manifolds is also applied to the study of the existence of galaxies with four spiral arms, such as ESO 566-24 and possibly the Milky Way. A double-barred galaxy model is tested as a plausible explanation of the formation of four spiral arms in a galaxy. This is checked through the method of invariant manifolds in various double-barred systems, not restricting ourselves to the Milky Way. We find that the double-barred model is not sufficient by itself to give rise to the shape of four spiral arms as observed, and we suggest possible refinements of the galaxy model in order to better match the experimental observations. The most promising of these model refinements is to consider the galaxy as a non-autonomous system, with two bars which are rotating with different pattern speeds. Dealing with non-autonomous systems leads to the study of their dynamics by means of Lagrange Coherent Structures (LCS). This is a recent, still developing theory, in which the LCS behave analogously to the invariant manifolds in autonomous systems, organizing the evolution of the flow. We have developed our own code for the computation of LCS, which can be applied to parametrized surfaces in systems of any dimension. To establish the comparison between LCS and invariant manifolds, we apply both methods to the pendulum problem, in its autonomous and non-autonomous versions. After this, we compute the LCS for our galaxy model formed by a disc and bar, without precession. We demonstrate that the LCS show the same behaviour as the stable invariant manifolds, and that they exhibit more information in a wide region of the space. / La mayoría de galaxias tienen forma alabeada cuando son vistas desde un punto de vista lateral. En este trabajo aplicamos métodos de sistemas dinámicos para encontrar una explicación de este fenómeno que concuerde con su abundancia entre galaxias, su persistencia en el tiempo y el tamaño de los ángulos de alabeo observados. Partiendo de un modelo de galaxia tridimensional sencillo, pero realista, formado por una barra y un disco delgado, estudiamos los efectos que produce un pequeño desalineamiento entre el momento angular del sistema y su velocidad angular. Con este fin, se desarrolla un modelo de precesión, asumiendo que la barra se comporta como un sólido rígido. Para estudiar el comportamiento del sólido rígido, resolvemos sus ecuaciones de Euler. Estudiamos la solución obtenida en un sistema de referencia de precesión, que hace que el momento y la velocidad angular del cuerpo sean constantes. Después de comprobar que las órbitas periódicas del interior de la barra siguen siendo el esqueleto del sistema, incluso después de aplicar una precesión al potencial, calculamos las variedades invariantes de las órbitas periódicas inestables que parten de los puntos de equilibrio en los extremos de la barra, obteniendo evidencias de sus formas alabeadas. Como es conocido, a partir de estudios previos con modelos bidimensionales de galaxias, las variedades invariantes asociadas con estas órbitas periódicas marcan la posición de los brazos y anillos de las galaxias barradas y constituyen el esqueleto de estos elementos. Ahora, observándolos desde un punto de vista lateral, hallamos que estas variedades presentan formas alabeadas análogas a las observadas, y con una gran concordancia de ángulos. Además, hemos realizado simulaciones de test de partículas para determinar como la precesión aplicada al potencial afecta a las estrellas, confirmando de esta manera los resultados teóricos obtenidos. Una vez se conoce el comportamiento del modelo de precesión, lo sofisticamos con un potencial más complejo, incluyendo un halo esférico, para estudiar la influencia de cada parámetro que da forma al potencial y para determinar el efecto del halo en la formación de galaxias alabeadas. Hemos constatado que la presencia del halo incrementa el ángulo de alabeo. Aplicamos también la teoría de variedades invariantes al estudio de galaxias con cuatro brazos espirales, tales como la ESO 566-24 y posiblemente la Vía Láctea. Se prueba por el método de variedades invariantes un modelo de galaxia con doble barra como una explicación plausible de la formación de los cuatro brazos espirales en una galaxia, utilizando para ello varios sistemas de doble barra, no restringiéndonos a la Vía Láctea. Concluimos que el modelo de doble barra no es suficiente para explicar la formación de cuatro brazos espirales, y sugerimos posibles refinamientos del modelo galáctico para que concuerde mejor con las observaciones experimentales. El más prometedor de estos refinamientos del modelo es considerar la galaxia como un sistema no autónomo, donde las dos barras rotan a distinta velocidad. Tratar con sistemas no autónomos nos conduce al estudio de su dinámica por medio de las Estructuras Coherentes Lagrangianas (LCS). Esta es una teoría muy reciente, todavía en desarrollo, en la que las LCS organizan la dinámica del sistema de manera análoga a cómo lo hacen las variedades invariantes en sistemas autónomos. Hemos creado un programa propio para el cálculo de las LCS, que puede ser aplicado a superficies parametrizadas en sistemas de cualquier dimensión. Para establecer la comparación entre LCS y variedades invariantes, aplicamos ambos métodos al problema del péndulo, en sus versiones autónoma y no autónoma. Después, calculamos las LCS en nuestro modelo galáctico formado por un disco y una barra, sin precesión. Mostramos que las LCS se comportan como las variedades invariantes estables, y que proporcionan más información en una amplia región del espacio.

Se analizan diversos aspectos del comportamiento cinemático de las poblaciones estelaresen el entorno solar. Para ello se pone a punto un método numérico de superposición desistemas estelares que permite aproximar una muestra global de estrellas por dos o máscomponentes cada una de ellas con distribución normal de velocidades. Se parte de losprincipios y métodos de la Dinámica Galáctica. Se plantea el modelo estadístico de lasuperposición de n funciones de distribución de Schwarzschild generalizadas. Se desarrolla un método de cálculo numérico para el caso particular de dos poblaciones que finalmente se aplica a muestras estelares locales. Los resultados que se obtienen de la aplicación delmétodo se encajan dentro de los modelos dinámicos que se presentan al principio.Adicionalmente se desarrolla un método de selección de la muestra de estrellas por máximaentropía de la probabilidad de mezcla.Se resumen varios modelos dinámicos de sistemas estelares de Chandrasekhar que utilizandiferentes hipótesis de simetrías de la distribución de velocidades: Simetría cilíndrica en estado estacionario, en estado no estacionario con y sin simetría respecto del planogaláctico y simetría axial no cilíndrica. Se utiliza el principio de superposición depoblaciones para obtener grupos de estrellas que se ajustan a modelos dinámicos sencillosaun cuando el conjunto global de estrellas no pueda interpretarse de acuerdo con lasmismas simplificaciones. Se describen las diferentes interpretaciones del fenómeno de ladesviación del vértex resumiendo sus posibles causas. Se introduce el concepto depoblaciones estelares de acuerdo con el criterio de que cinemática y distribución espacialhacen referencia a componentes mientras que edad y metalicidad se refieren a poblacionesdentro de una componente. Se presenta el desarrollo estadístico que da lugar al algoritmode cálculo y se deducen las expresiones de los momentos de orden n de una superposiciónarbitraria dep poblaciones. Tales expresiones dan lugar a un sistema de ecuaciones cuya resolución para el caso p=2 constituye el método numérico de separación de poblaciones.Se optimiza así un desarrollo analítico previo utilizando el mínimo número de grupos estelares que expliquen los parámetros característicos de la muestra. Se mejoran los resultados mediante propagación estadística de errores y resolución de sistemas de ecuaciones por mínimos cuadrados ponderados. Para entrenar el método numérico se utilizan muestras sintéticas. Estas muestras, permiten introducir estrellas de comportamiento cinemático extremo y sugieren el criterio de selección de la muestra.Además, las muestras sintéticas permiten aplicar el método numérico de forma recurrente previa extracción de la población más dispersa y así obtener más de dos poblaciones gausianas a partir de una muestra global. Se define un criterio de selección de estrellas de la muestra para excluir las que presentan características cinemáticas más extremas. Este criterio puede asociarse con la idea de máxima entropía para obtener la aproximación general representativa del máximo número de estrellas.Finalmente se aplica todo lo planteado a muestras del entorno solar: CNS3 e HIPPARCOS.La aplicación del método a estas muestras permite deducir interesantes conclusiones sobre la cinemática local. Se aportan nuevos valores para las velocidades radiales, desviación del vértex y proporciones de mezcla de poblaciones en el entorno solar. En la muestra procedente del CNS3 se aprecian los denominados discos joven y viejo siendo esta última componente compatible con un modelo dinámico de simetría cilíndrica. En la procedente de HIPPARCOS se aprecia además el disco grueso presentándose desviación del vértexpara todas las componentes. Adicionalmente, desde un punto de vista metodológico se aporta la optimización de un método numérico, su tratamiento de errores y la forma de seleccionar la muestra. / In order to study the kinematic behaviour of local stellar populations, it has been developeda statistical method which allows approximating a local stellar sample as superposition oftwo or more stellar systems each one with normal velocity distribution. The partialcomponents are supposed large enough as to be represented by gaussian functions lookingfor macroscopic properties, so that they may be associated with stellar populations.Some Galactic dynamic models developed by different authors are reviewed. These modelsare based in the Chandrasekhar's approximation for the velocity distribution function.Depending on the symmetry hypothesis taken for describing the model some conclusionsabout the values of the moments, mean velocities and vertex deviation are obtained.Then, a statistical model based on the use of the moments of second, third and fourth orderis developed. The velocity density function is approximated by the superposition of twotrivariate normal distributions leading to an equation system optimized for minimizing theerrors.A local stellar sample is drawn from neighbour star catalogues by using a non-informativefiltering method looking for the maximum entropy of the mixture probability. Thus, we areable to apply the method recursively in order to identify more than two groups in thesample. The population covariance matrices are determined as well as the mean velocities,the vertex deviation and the mixture proportions. The method has been applied to CNS3and HIPPARCOS.The most remarkable conclusions deduced from the kinematic parameters are: In CNS3 twoclear components are clearly detected. The one corresponding to old disk stars iscompatible with dynamic models accepting axial symmetry and shows no vertex deviation.In HIPPARCOS, three components are shown which are associable to young, old and thickdisks. The component of CNS3 associable with young as well as these three ones show nonegligible vertex deviation and require a point axial symmetry model in order to explain itskinematics. For both samples, a radial differential movement between young and old diskcomponents is also detected.

Entendemos por ocultación de una estrella por la Luna al fenómeno por el cual la estrella se hace invisible al pasar aparentemente por detrás del disco lunar. Las fases de una ocultación son la inmersión y la emersión, o desaparición y reaparición de la estrella por el borde lunar, respectivamente. En general, la observación de este tipo de fenómenos se hace visualmente, si bien a partir de 1947 se empezó a observar con métodos fotoeléctricos. La observación visual de ocultaciones conlleva un error, ecuación personal, en la determinación del tiempo observado que varía según sea el sistema utilizado para el registro del tiempo (Van Flandern, 1970; Morrison, 1979). Con la observación de las ocultaciones por métodos fotoeléctricos, este error desaparece al sustituir el ojo por un fotodetector acoplado a un registrador preciso de tiempo, con lo cual se conoce con exactitud el instante en que se ha producido el fenómeno. Hasta el siglo XVIII todas las teorías existentes consideraban uniforme el movimiento medio de la Luna. Atendiendo a las irregularidades existentes, era necesario disponer de una nueva teoría lunar que pudiera compararse con las observaciones. Fueron muchos los autores que se dedicaron a este tema, determinando variaciones y confeccionando Tablas de la Luna. Cabe destacar el trabajo realizado por Euler y otros matemáticos contemporáneos suyos, como Laplace y D'Alembert, que sustituyeron las aproximaciones geométricas utilizadas hasta entonces para calcular las variaciones por métodos analíticos que hacían más precisos los cálculos. Uno de los trabajos que más ha contribuido al desarrollo de la teoría lunar ha sido el llevado a cabo por Symon Newcomb (1878-1912) y en el cabe distinguir dos partes: en la primera de ellas desarrolla la teoría matemática de las desigualdades de largo periodo en el movimiento de la Luna y en la segunda hace un estudio de estas, desigualdades a partir de observaciones anteriores a 1850. Posteriormente Spencer Jones (1932), con las observaciones de ocultaciones de estrellas por la Luna efectuadas en el Observatorio de Ciudad del Cabo y las enumeradas por Newcomb en su trabajo, hace una revisión de la, teoría desarrollada por éste, obteniendo las correspondientes correcciones a los elementos orbitales. Martin (1969) utilizando observaciones efectuadas desde 1627 a 1860 hace un análisis de todas ellas, agrupándolas en cinco épocas distintas y, por primera vez, efectuando en observaciones antiguas correcciones al limbo lunar (Watts, 1963). En estudios posteriores de Van Flandern y Morrison ya se trabaja con observaciones más: recientes y las correcciones que se obtienen concuerdan en general entre ellas. Sin embargo tanto uno como otro utilizan ocultaciones observadas por métodos visuales, aunque Morrison en su último análisis incluye también observaciones obtenidas por métodos fotoeléctricos. Esta tesis se organiza de la siguiente manera. En el capítulo 1 exponemos el cálculo de una ocultación, utilizando un procedimiento vectorial que simplifica mucho la teoría, y el cálculo de la posición aparente de la estrella, utilizando un método desarrollado por Emerson (1973) de muy fácil manejo con ordenador. En el capítulo 2, a partir de la reducción de cada observación, se plantea la correspondiente ecuación de condición en !unción de los elementos orbitales y constantes básicas, resultando una ecuación con 19 correcciones a los parámetros, de las cuales se suponen nulas las dos relativas a la posición de la estrella. En el capítulo 3 se analizan en profundidad todos los ficheros confeccionados a partir de las cintas magnéticas facilitadas por L.V. Morrison, del “Royal Greenwich Observatory”, entidad encargada de de recopilar los datos de las observaciones de ocultaciones obtenidos en todo el mundo. Finalmente en el capítulo 4 se exponen los resultados obtenidos y se efectúa la discusión de cada uno de ellos.

Compared to the conventional ground measurement of gravity, airborne gravimetry is more efficient and cost-effective. Especially, the combination of GPS and INS is known to show very good performances recovering the gravity signal in the range of medium frequencies (1--100 km). The processing of airborne gravity data traditionally consists of various independent steps, such as filtering, gridding and adjustment of misfits at crossover points. Each of these steps may introduce errors that accumulate in the course of processing. Mainly, the extraction of gravity anomalies from airborne strapdown INS gravimetry has been based on the state-space approach (SSA), which has many advantages but displays a serious disadvantage, namely, its very limited capacity to handle space correlations (like the rigorous treatment of crossover points). This dissertation explores an alternative approach through the well known geodetic network approach, where the INS differential mechanisation equations are interpreted as observation equations of a least-squares parameter estimation problem. In numerical terms, the INS equations are solved by a finite difference method where the initial/boundary values are substituted with the appropriated observation equations. The author believes that the above approach has some advantages that are on worth exploring; mainly, that modelling the Earth gravity field can be more rigorous than with the SSA and that external information can be better exploited. It is important to remark that this approach cannot be applied to real-time navigation. However, here we are not trying to solve a navigation problem but a geodetic one. A discussion of the different ways to handle with the associated system of linear equations will be described and some practical results from simulated data are presented and discussed. / En comparació amb la gravimetria terrestre, la gravimetria aerotransportada és més eficient i rendible. Especialment, la combinació de INS i GPS és ben coneguda permostrar molts bons resultats al recuperar el senyal de la gravetat en el rang de freqüències mitjanes (1–100 km). L’extracció de les anomàlies de gravetat a partir de gravimetria aerotransportada SINS s’ha basat principalment en l’aproximació SSA, que té molts avantatges, però que mostra un greu inconvenient, a saber, la capacitatmolt limitada per tractar les correlacions espacials (com el tractament rigorós dels punts d’encreuament o cross-overs). Aquesta tesi examina una alternativa a través de la coneguda aproximació en xarxes extensament usada en geodèsia, en el que les equacions diferencials de mecanització del INS s’interpreten com equacions d’observació d’un problema d’estimació de paràmetres per mínims-quadrats. En termes numèrics, les equacions de mecanització INS es resolen per un mètode de diferències finites, on els valors inicials de frontera se substitueixen per equacions d’observació. L’autora considera que l’enfocament exposat té algunes avantatges que val la pena explorar; sobretot, la modelització del camp gravitatori terrestre pot sermés rigorós que amb SSA i les equacions d’observació poden ser explotades millor. És important assenyalar que aquest enfocament no es pot aplicar a la navegació en temps real. Tanmateix, en aquest cas no es tracta de resoldre un problema de navegació, sino un de geodèsic. En aquesta dissertació es presentaran diferents maneres de tractar aquest sistema d’equacions lineals i esmostraran alguns resultats pràctics a partir de dades simulades. / En comparación con la gravimetría terrestre, la gravimetría aerotransporta esmás eficiente y rentable. Especialmente, la combinación de INS y GPS es bién conocida por mostrar muy buenos resultados recuperando la gravedad en el rango de frecuencias medias (1–100 km). La extracción de las anomalías de gravedad aerotransportada SINS se ha basado fundamentalmente en el enfoque SSA, que aunque tiene muchas ventajas muestra un inconveniente grave, a saber, su capacidad muy limitada de manejar las correlaciones espaciales (como el tratamiento riguroso de crossovers). Esta tesis examina una alternativa a través de la conocida aproximación de redes ampliamente usada en Geodesia, en el que las ecuaciones de mecanización INS se interpretan como las ecuaciones de observación de un problema de estimación de paràmetros por mínimos cuadrados. En términos numéricos, las ecuaciones INS se resuelven por un método de diferencias finitas, donde los valores iniciales de frontera se sustituyen por las ecucaciones de observación apropiadas. La autora considera que el enfoque expuesto tiene algunas ventajas que valen la pena explorar, sobretodo que la modelización del campo gravitatorio terrestre puede realizarse de unamanera más rigurosa que con SSA y que las ecuaciones de observación externas y/o auxiliares pueden explotarse mejor. Es importante mencionar que, actualmente, este enfoque no puede aplicarse a la navegación en tiempo real. Sin embargo, aquí no se trata de resolver un problema de navegación, sino uno de geodésico. En esta disertación se presentan diferentes maneras de tractar el sistema lineal de ecuaciones asociado y se muestran algunos resultados prácticos a partir de datos simulados.

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Os Pulsares Anômalos de Raios-X (AXPs) e Repetidores de Raios-gama moles (SGRs) são alguns dos grupos mais interessantes de pulsares que têm sido intensivamente estudados nos últimos anos. Eles são entendidos como estrelas de nêutrons (ENs) com campos magnéticos super fortes ($Bgtrsim10^{14}$) G. No entanto, nos últimos dois anos duas SGRs com baixos campos magnéticos $ Bsim(10^{12}-10^{13})$ G foram detectadas. Além disso, três anãs brancas (ABs) muito rápidas e {it magnéticas} também foram observadas recentemente. Com base nestes novos pulsares descobertos, podemos comparar e contrastar os campos magnéticos, momento de dipolo magnético, idades características, e luminosidades quiescentes de raios-X destas duas SGRs (no modelo de ABs), com três anãs brancas rápidas, para concluir que elas apresentam fortes similaridades corroborando para uma descrição alternativa de algumas SGRs/AXPs como anãs brancas muito massivas e magnéticas. O momento de dipolo magnético $m$ do pulsar dependendo apenas do momento de inércia $I$, e as propriedades observacionais, tais como o período $P$ e sua primeira derivada $dot{P}$, podem ajudar a identificar a escala de $I$ para as SGRs/AXPs. Analisamos o momento de dipolo magnético $m$ de SGRs e AXPs quando um modelo baseado em anãs brancas massivas, rápidas e altamente magnetizadas é considerado. Mostramos que os valores de $m$ obtidos por algumas SGRs e AXPs estão de acordo com a faixa observada $10^{34}{ m emu}leq m leq10^{36}{ m emu}$ de anãs brancas magnéticas isoladas e polares. Este resultado, juntamente com o fato que para ABs {it magnéticas} $Bsim(10^6-10^8)$ G e seus momentos de dipolo magnéticos serem quase independente do período de rotação estrela ($10^{4}lesssim P lesssim10^{6} { m s}$) - uma fenomenologia não compartilhada por pulsares de estrelas de nêutrons - sugere uma possível natureza de anã branca {it magnética} para alguns dos SGRs/AXPs que têm períodos muito menores ($Psim 10$ s). Além disso, uma vez que para os pulsares a potência de radiação dipolar é proporcional somente a $m$ e com a frequência de rotação estelar, podemos explicar no modelo de ABs - considerando apenas as diferentes escalas do momento de dipolo magnético para ABs e ENs - por que a luminosidade quiescente $L_X$ para vários SGRs/AXPs (em particular as de baixo campo $B$), em comparação as estrelas de raio-X isoladas (XDINs) e pulsares de alto-$B$ obedecem a razão ${L_X}^{ m SGRs/AXPs}/{L_X}^{ m XDINs}sim m_{ m WD}/m_{ m NS}sim10^3$: todas essas fontes de raios-X têm essencialmente os mesmos períodos de rotação ($Psim10$ s) e a luminosidade de raios-X está correlacionada com a luminosidade de {it spin-down}, que é igual potência de radiação dipolar no modelo de dipolo. Além disso, investigamos algumas propriedades básicas do equílibrio de anãs brancas magnéticas, em particular a condição para instabilidade dinâmica da estrela na presença de intensos campos magnéticos.

As estrelas anãs brancas representam o ponto final da evolução estelar, e são formadas quando uma estrela, com massa entre aproximadamente 0.07 e 8-10 $M_odot$, extingue o seu combustível nuclear, neste momento o processo que sustenta a estabilidade da estrela cessa. Consequentemente, a pressão interna não é mais capaz de balancear a força gravitacional e então a estrela colapsa. Neste trabalho nós investigamos a estrutura destas estrelas anãs brancas que é descrita pelas equações de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) ou mesmo pelas equações de gravitação newtoniana. Estas equações nos mostram como a pressão varia com a massa e raio ao longo da estrela. No caso das anãs brancas (AB) a pressão interna que contrabalanceia a força gravitacional é essencialmente a pressão de degenerescência dos férmions. Para resolver a equação TOV, no entanto, precisamos de uma relação entre a pressão e densidade de energia. Resolvemos as equações diferenciais numericamente usando a expressão exata de pressão e densidade de energia relativística para o modelo de gás de Fermi ideal a temperatura $T=0$ e comparamos com as soluções obtidas com as aproximações politrópicas para as equações de estado (EdE). Discutimos a instabilidade devido ao limite de neutronização e correções coulombianas ao modelo de Chandrasekhar para ABs de composição homogênea, o que foi realizado por Hamada e Salpeter (HS) em 1961, e concluímos que, para uma mesma massa, o modelo de HS fornece raios menores e densidades centrais maiores se comparados aos modelos de Chandrasekhar. Finalmente, em nossos resultados computamos a diferença na massa máxima para ABs compostas de variados núcleos.\Propomos um ajuste da solução numérica da TOV com EdE exata para o diagrama massa-raio como relação analítica entre massa e raio para anãs brancas relativísticas que deve ser substituir a relação newtoniana . Esse ajuste é uma expressão nova que encontramos dada por , onde a, b, c e d são parâmetros e que pode ser usada nos estudos de simulação de sistemas binários em que ocorra acreção de massa. Essa aproximação abrange grande parte das relações massa-raio, ou seja, válida para maioria das ABs.

Recentemente, foi proposto um modelo alternativo baseado em pulsares de anãs brancas para os repetidores de raios gama moles (SGRs) e os pulsares de raio-X anômalos (AXPs) (Malheiro, 2012), designados normalmente como magnetares. Neste modelo as anãs brancas magnéticas podem ter campos magnéticos $Bsim 10^{7}-10^{10} { m G}$ e rodarem muito rápido em frequências $Omegasim 1 { m rad/s}$, permitindo que produzam grandes diferenças de potencial eletromagnéticos (EM) e gerar pares de elétrons-pósitrons ($e^{pm}$). Estes potenciais EM são comparáveis com os produzidos em pulsares de estrelas de nêutrons com fortes campos magnéticos e até maiores. No nosso estudo nós consideramos dois processos possíveis associados com a aceleração de partículas, normalmente usados para explicar a emissão de rádio em pulsares de estrelas de nêutrons: em um processo nós temos a produção de pares perto das calotas polares da estrela, isto é, dentro do cilindro de luz onde as linhas do campo magnético são fechadas, e no outro a criação de pares acontece fora da magnetosfera, i.e., bem longe da superfície da estrela onde as linhas do campo magnético são abertas (Chen, 1993). Esta análise da possibilidade de emissão de rádio foi realizada para todas as 23 SGRs/AXPs do catálogo on-line dos magnetares do grupo de astrofísica e cosmologia da universidade de McGill (Olausen, 2014) que contém as informações atuais e disponíveis destas fontes. Concluímos que o modelo de emissão fora da magnetosfera é o que é compatível com as observações astronômicas que indicam uma falta de emissão de rádio para quase todas as SGRs/AXPs, quando estas fontes são entendidas como pulsares de anãs brancas. Nós mostramos explicitamente nesta dissertação que o raio $R$ destes fontes como anãs brancas aumenta o raio polar da calota $R_{p}sim Rsenalpha$ e o ângulo polar da calota $senalpha=sqrt{frac{R}{R_{L}}}$. No caso dos SGRs/AXPs que têm períodos longos $Psim10 { m s}$, o raio do cilindro de luz $R_{L}approx5 imes10^{10} { m cm}$ é muito grande comparado a uma estrela de nêutrons $Rsim10^6 { m cm}$, mas apenas 100 vezes maior que o raio de uma anã branca densa, a escala normal para a razão $R/R_L$ de um pulsar de rádio de estrela de nêutrons. Além disto, para todas estas fontes vistas como pulsares de estrelas de nêutrons, ambas os modelos produzem emissão de rádio para todas elas. O nosso trabalho é uma primeira tentativa para encontrar uma explicação para o quebra cabeças (ou enigma) de porquê para quase todas as SGRs/AXPs é esperado emissão de rádio, mas isto foi observado apenas para quatro delas. Estas quatro fontes, como já foi sugerido recentemente (Goulart, 2013), parece pertencer a uma categoria de pulsares de estrelas de nêutrons de alto campo magnético, diferente de todas as outras SGRs/AXPs que nossa dissertação indica pertencer a uma nova classe de pulsares de anãs brancas, muito rápidas e magnéticas.

Os aglomerados globulares ricos em metais do bojo são uma peça chave na compreensão da história evolutiva da nossa Galáxia e o estudo dessas populações estelares simples pode fornecer vínculos importantes aos modelos de formação do bojo galáctico. Neste trabalho apresentamos o estudo feito com 22 estrelas dos aglomerados globulares NGC 6528 e NGC 6553, aglomerados representativos da população estelar do bojo. Através do uso de dados fotométricos e espectroscópicos determinamos a velocidade radial, temperatura efetiva, gravidade superficial e metalicidade das estrelas. Encontramos parâmetros que cobrem os intervalos 3200 <= Tef <= 5000K e -0.5 <= log g <= 2.4, representando portanto uma faixa de estágios evolutivos do aglomerado. O valor médio de [Fe/H] para os dois aglomerados foi estimado em -0.5dex, tanto pelo uso de índices de metalicidade de Lick, de calibrações de larguras equivalentes de TiO W(TiO) em função de parâmetros atmosféricos e principalmente através de espectros sintéticos. Foram encontrados também indícios de sobreabundância de elementos a. Essas estrelas estudadas são estrelas de referência para o estudo de populações estelares velhas e ricas em metais, de modo que testar e calibrar os espectros sintéticos com esses espectros estelares é um importante passo para garantir a qualidade dos espectros sintéticos na síntese de populações estelares. / The metal-rich bulge globular clusters are a keystone for the understanding of the evolutionary history of our Galaxy and the study of the bulge stellar populations provides constraints to models of bulge formation. In this work we present the study of 22 stars in the globular clusters NGC 6528 and NGC 6553, templates of the metal-rich populations of the bulge. With the use of photometric and spectroscopic data, we have found the radial velocities, effective temperatures, gravities and metallicities of these stars. The parameters found are in the range 3200 <= Tef <= 5000K and -0.5 <= log g <= 2.4, covering from the Horizontal Branch to the tip of the Red Giant Branch evolutionary stages. The mean metallicity determined was [Fe/H] = -0.5 dex, from the Lick indices, calibrations of equivalent widths of TiO as a function of stellar parameters and comparisons to the synthetic spectra. A trend is found for an overabundance of a elements. These stars are templates for the study of old metal-rich stellar populations and the fitting of the synthetic spectra to the observed stellar spectra is an important check of the quality of the synthetic spectra for stellar population synthesis.