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.

Las estrellas masivas desempeñan un papel fundamental en la evolución de las Galaxias, siendo la fuente primordial de generación y dispersión de elementos como el oxígeno, silicio, etc., en el medio interestelar. La masa de la estrella es el parámetro más determinante en los procesos de evolución de la estrella, pero su determinación no siempre es posible sin el uso de calibraciones externas. Afortunadamente, la naturaleza nos ofrece las estrellas binarias como laboratorios astrofísicos, donde es posible la determinación de las masas de sus componentes a partir del movimiento orbital de las mismas. En esta tesis se presentan el análisis espectroscópico y fotométrico de cuatros sistemas binarios cuyas componentes son estrellas masivas.

The aim of this thesis is to characterise a sample of High Mass X-ray Binaries (HMXBs) formed by: IGR J00370+6122, XTE J1855-026, AX J1841.0-0535 and AX J1845.0-0433. These objects are composed of pulsars (rotating neutron stars) accreting material from the wind of their supergiant companions. The X-rays are produced in the interaction of the accreted material with the strong gravitational field of the neutron star that accelerates this material and heats it up to ~ 107 K. The study of HMXBs has strong implications in several areas of Physics and Astrophysics. They contain neutron stars whose study is essential to constrain the equation of state of nuclear dense matter, and provides insights on the astrophysical models of core collapse and Supernovae explosions. HMXBs considered as a population give information on the properties of the galaxy. In addition they are excellent test-beds to study accretion physics and outflows. The X-ray behaviour of these systems determines the class of system (classical HMXBs, Supergiant Fast X-ray Transients, Be/X-ray Binaries). The differences in the X-ray emission are supposed to be due to the different properties of the binary systems, such as the orbital properties, the magnetic field of the neutron star or the spectral type of the donor star. HMXBs in this thesis are wind-fed systems, therefore, the properties of the wind (which depend on the spectral type) and the interaction of this wind with the gravitational field of the compact object are key elements to understand the X-ray emission. Therefore, in this thesis an orbital solution for each target of study has been determined using optical spectra of the donor star. Moreover, to check if wind variability is related to the orbit of the binary system, analysis of Ha variations have been carried out. Furthermore, in the case of IGR J00370+6122 and XTE J1855-026 we have obtained an atmosphere model for each of the donor stars allowing us to characterise the atmospheres of these stars, and consequently to determine physical parameters such as the Teff or the log g. Finally publicly available X-ray light curves have been analysed to study the X-ray emission of the different sources against their orbital periods. As a general conclusion, it seems there is a continuum of properties of these systems more than a strict classification. A combination of factors, of which some of them could be unknown, might be the cause of their different X-ray flux behaviours. The outline of this thesis is as follows: the scientific context is given in Chapter 1 an overview of the analysis performed for each of the sources of study is presented in Chapter 2; Chapter 3 is dedicated to the description of a pipeline optimised for the reduction of FRODOSpec spectra of obscured red sources (donor stars of the targets of study); Chapters (4, 5 and 6) present the characterization of the four sources in this thesis, which are different kind of wind-fed systems; and finally general conclusions and future work are given in Chapter 7.

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

Algunas de las fuentes de rayos gamma galácticas son sistemas binarios en los que una de las componentes es una estrella de gran masa y la otra es una estrella similar o un objeto compacto (ya sea una estrella de neutrones o un agujero negro de masa estelar). Este tipo de binarias presenta emisión no térmica en las bandas de radio y de rayos-X, generada por partículas ultra-relativistas que son aceleradas, generalmente, en ondas de choque fuertes relacionadas con flujos de plasma. Es probable que la radiación proveniente del sistema binario sufra absorción y reprocesamiento en el medio local, por lo que su estudio puede proveer información del emisor y de las propiedades del medio. Además, la investigación de estos objetos puede proporcionar conocimientos de los procesos físicos no térmicos que ocurren en escenarios astrofísicos extremos, con flujos de materia altamente supersónicos, plasma turbulento, campos magnéticos fuertes, campos de radiación intensos y medios densos. El objetivo principal de este trabajo es caracterizar la física de altas energías de binarias de rayos gamma, lo cual permite determinar los procesos radiativos dominantes y testear teorías de aceleración de partículas. Para ello, se incorpora un modelo genérico de los procesos relativistas que ocurren en estos sistemas. En este modelo se considera un mecanismo capaz de inyectar partículas relativistas en un punto del entorno de la estrella de gran masa, las cuales interactúan con el medio circundante produciendo radiación de altas energías. Se desarrolla una herramienta que permite explorar cómo afecta al flujo emitido por el sistema binario la posición del inyector respecto a la estrella, vista por un observador en la Tierra. Teniendo en cuenta las mejoras observacionales presentes y futuras, que posibilitarán un incremento de la cantidad de fuentes observables, es oportuno investigar en detalle los procesos físicos que subyacen a la emisión de este tipo de fuentes. Es aún un problema abierto el poder identificar sin ambigüedades los procesos de emisión y absorción de radiación relevantes en fuentes astrofísicas de altas energías. Los resultados de este trabajo y sus futuras ampliaciones permitirán abordar estudios poblacionales relacionados con parámetros astronómicos hoy en día poco conocidos, tales como la tasa de formación de binarias de gran masa, su vida media y su función de luminosidad. Ésto puede lograrse al establecer cotas aproximadas de la cantidad de fuentes que deberían ser observadas de acuerdo al modelo empleado y contrastarlas con datos empíricos. / Some galactic gamma-ray sources are binary systems in which one of the components is a massive star and the companion object is either a similar star or a compact object (i.e. a neutron star or a stellar mass black hole). This type of massive binaries presents non-thermal emission in the radio and X-ray bands, generated by the ultra-relativistic particles accelerated, generally, in strong shock-waves related to plasma flows. Radiation coming from the inner region of the binaries is likely to undergo absorption and reprocessing in the local medium. Its study could provide information on the emitter and the properties of the surrounding medium. Thus, the study of these objects provides knowledge on the non-thermal physical processes ocurring in extreme astrophysical environments, with highly supersonic matter flows, turbulent plasma, strong magnetic fields, intense radiation and a dense medium. The main goal of this work is to characterize the high-energy physics of gamma-ray binaries by modeling their high-energy processes. In this way it is possible to determinate the dominant radiative processes and to test particle acceleration theories. With such a purpose a tool is developed, one capable of providing information of the star wind, the plasma flows interacting with it, the content of matter in such flows and the magnetic fields that they drag. Specifically, we calculate the spectral energy distribution for emitters located in different positions of the binary system, which allows to study the impact of the geometry in the resulting emission from the source. This is done for different cuts of the relevent state parameters. Finally, we use this procedure to produce emissivity maps which are an useful tool for exploring statiscal properties of gamma-ray binaries. Considering the present and future observational developments, which imply an increase in the quantity of observable sources, it is important to investigate in detail the physical processes that underlie the emission on this type of sources. It is still an open problem to unambiguously identify the relevant radiation and absorption processes in high-energy astrophysical sources. The results of this work and its future upgrades will allow poblational studies related to currently unknown parameters, such as the formation rate of massive binaries, their lifespan and their luminosity function. This can be attained by estimating the approximate number of sources detectable with the present instruments (according to the model developed) and comparing it with the empirical data.

En el entorno solar encontramos estrellas de características físicas muy diferentes, pertenecientes a dos de las componentes estelares que forman la Galaxia: el disco (delgado y grueso) y el halo. Los datos astrométricos del catálogo Hipparcos de estrellas enanas FGK combinados con la fotometría infrarroja del catálogo 2MASS han permitido la determinación de los parámetros (cinemática, metalicidad, edad y luminosidad) de cada una de estas componentes en el entorno solar y establecer las posibles dependencias de estos parámetros con la temperatura y/o la metalicidad. En todo el proceso se ha puesto especial atención al correcto tratamiento de los errores y sesgos observacionales que se hayan podido introducir en la selección de las estrellas que forman nuestra muestra. La muestra construida contiene más de 11000 estrellas con datos astrométricos del catálogo Hipparcos, medidas de la velocidad radial (en un 20% de los casos) y fotometría en las bandas BV del visible y HK del infrarrojo, además de los colores del sistema Strömgren. Parte de esta fotometría se obtuvo en diversas campañas observacionales llevadasa cabo en el telescopio del OAN del Observatorio de Calar Alto y en el Telescopio Carlos Sánchezdel Observatorio del Teide. La fotometría se utilizó para obtener algunos de los parámetros físicos de las estrellas (metalicidad, gravedad superficial, temperatura) y una estimación del enrojecimiento estelar.Para la determinación de la temperatura se ha utilizado la fotometría en las bandas VJHK. El método que hemos desarrollado se basa en la comparación entre la fotometría observada y la fotometría sintética calculada para cada una de estas bandas a partir de los modelos de atmósferas estelares. El método,aplicable a estrellas entre los 4000 K y los 8000 K, proporciona la temperatura y el semidiámetro angular, con unos errores estimados del orden del 1.5% y 2%, respectivamente. La aplicación del método a las 11000 estrellas de la muestra permite establecer una calibración de la temperatura en función del color (V-K)0 y de la metalicidad, con una dispersión de 20 K. A partir de la temperatura y el semidiámetro angular se han calculado también las correcciones bolométricas en las bandas V y K2MASS y establecido calibraciones en función de los mismos parámetros que en el caso de la temperatura. En este caso las dispersiones obtenidas son de 0.005 magnitudes.La muestra se supuso formada por estrellas pertenecientes al disco delgado, disco grueso o halo.Las propiedades de cada una de estas componentes se obtuvieron a través del ajuste por máxima verosimilitud de un modelo de la muestra que incluía, además de las características físicas de la población de la cual ha sido extraída la muestra, los procesos de selección y los errores observacionales. Ello proporcionó los valores medios de la cinemática y metalicidad de cada componente galáctica, una calibración de su magnitud absoluta en función del color (V-K)0 y una estimación (corregida de sesgos observacionales) de la distancia individual a cada estrella. Las edades de cada componente fueron estimadas mediante el ajuste de isócronas teóricas en el diagrama HR, utilizando en el eje de luminosidades una determinación no sesgada de la misma calculada a partir de la distancia corregida de sesgos y de la corrección bolométrica.Los resultados obtenidos muestran un halo con una edad de entre 12.5 y 13.5 Ga y metalicidad promedio[Fe/H]=-1.5; un disco grueso con una edad entre 10 y 12 Ga y [Fe/H]=-0.63, y un disco delgado que ha sido divido en dos subcomponentes jóvenes (edad inferior a 10 Ga), ambas de metalicidad solar pero con cinemática algo diferente, y una componente ligeramente más vieja y menos metáica que las anteriores. Por su parte los valores de la cinemática, en buen acuerdo con trabajos recientes basados también en datos Hipparcos, indican la existencia de una relación de ésta con la edad y la metalicidad.ENGLISH / The stars in the solar neighborhood belong to two different stellar components: the disk (thin and thick) and the halo. Astrometric data from Hipparcos catalog for FGK type stars, together with 2MASS infrared photometry, have allowed to determine the physical properties(kinematics, metallicity, age and luminosity) of those components, and to study their dependences with the temperature and/or metallicity. We focused the effort in a correct treatment of the observational errors and biases.Our sample contains more than 11000 stars with astrometric data, radial velocity (for 20% of the sample) and photometry in the BVJHK and Strömgren bands. The photometry was used to obtainthe metallicity, surface gravity and temperature of each star, together with an estimation of the interstellar absortion.The temperature was calculated from VJHK photometry. Our method compares the observed photometry with synthetic photometry from the stellar atmosphere models. The method can be applied between 4000 and 8000 K and gets both the effective temperature and the angular semi-diameter,with an error about 1.5% and 2.0%, respectively. It also gets the bolometric correction in each band. The application to the stars of our sample allows to establish a calibration of the temperature and the bolometric correction in the V and K{2MASS) bands as function of the (V-K) color and the metallicity.The properties of each galactic component (thin and thick disc and halo)were obtained fitting a model of our sample (including physical properties, selection process and observational errors) using a maximum likelihood method.In this way we obtained, for each component, the mean values of the kinematics and metallicity, a calibration of the absolute magnitude as function of the (V-K) and metallicity, and an unbiased estimation of the individual distance. Finally, a fit of theoretical isochrones on the HRdiagram of the different components allows to determine their age.The results show that the age of the halo is between 12.5 and 13.5 Gy and has a mean metallicity equal to -1.5; the age of the thick disk is between 10 and 12 Gy ([Fe/H]=-0.63); the thin disk seems to have two subcomponents with age less than 10 Gy, both of solar metallicity but different kinematics, and a third components, slightly older and with smaller metallicity.The values obtained for the kinematic are in good agreement with recent works, showing a kinematic-age-metallicity relation.

The aim of this thesis, devised as a collaboration between Spain and China, is the characterization of the open clusters NGC 1807, NGC 1817, NGC 2548 and NGC 2682, as well as the analysis of the results in the general framework of the Galactic clusters system. We have obtained astrometric catalogues from photographic plates (Shanghai Astronomical Observatory) and photometric catalogues from CCD uvbyH-beta photometry (Calar Alto and Roque de los Muchachos Observatories), and given membership lists for each cluster. Membership segregation recurs to the combination of parametric and nonparametric statistical methods, in a systematic approach. Moreover, we have determined the physical parameters of the clusters.NGC1817, in Taurus, is a rich and old open cluster but very poorly studied. We have obtained photometry of a total of 7842 stars in an area of 65'x40' with a limiting magnitude of Combining astrometric and photometric criteria we have selected 1592 members. From this selection we found E(b-y) =0.19±0.05 (E(B-V) = 0.27), V0-MV = 10.9±0.6 and [Fe/H] = ­0.34 ±0.26. From isochrone fitting we get an age of log t = 9.05±0.05 (1.1 Gyr). The study of the size of the cluster gives us a half-sample radius of rh =11.75' (6 pc). NGC1807 is a bright group of stars close to NGC1817. We have not found any support for considering NGC1807 a real physical cluster. NGC1817 is a very extended cluster, with member stars covering the area of NGC1807.We have obtained photometry of NGC2548 (M48), in Hydra, for a total of 4806 stars in an area of 34'x34' with a limiting magnitude of V aprox. equals to 22. From the selection of 331 members we find E(b-y) = 0.06±0.03 (E(B-V) = 0.08), V0-MV =9.3±0.5 (725pc, that is around 200pc above the Galactic plane) and [Fe/H]= ­0.24±0.27. Best isochrone fitting is for models with overshooting and an age of 400±100 Myr (log t =8.6). The size of the cluster gives us a half-sample radius of rh =14.38' (3.0pc).NGC2682 (M67), in Cancer, is probably the best studied cluster of the Galaxy. We have used it as standard for the photometric transformations and thus, obtained accurate photometry of 1843 stars in an area of 50'x50' and with limiting magnitude V aprox. equals to 19. From the 776 members we get E(b-y) =0.03±0.03 (E(B-V) =0.04), V0-MV =9.7±0.2 and [Fe/H] =0.01±0.14. Comparing models with and without overshooting we adopt an age of 4.2±0.4 Gyr, coherent with previous studies. From the astrometric selection we get a half-sample radius of rh=9.84' (2.6pc).All methods used, from the selection of a plate model for proper motions calculation, to the application of methods to the cluster/field segregation, have been rigorously evaluated. Besides the calculation of space velocities and Galactic orbits, we have studied mass functions, analysed mass segregation from luminosity functions, surface brightness profiles of the different stellar populations and relaxation times of the clusters. We have studied the existence of gaps in the main sequence and found a total of four gaps, one being a new detection.RESUM: "Estudis astrofísics de cúmuls oberts: NGC1807, NGC1817, NGC2548 i NGC2682"L'objectiu d'aquesta tesi, producte d'una col·laboració entre Espanya i la Xina, és la caracterització dels cúmuls oberts NGC1807, NGC1817, NGC2548 i NGC2682, així com l'anàlisi dels resultats en el context del sistema de cúmuls oberts de la Galàxia. Hem obtingut catàlegs astromètrics a partir de plaques fotogràfiques (Observatori Astronòmic de Shanghai) i fotomètriques, a partir de fotometria CCD uvbyH-beta (Observatoris de Calar Alto i Roque de los Muchachos), i generat llistes de membres per a cada cúmul. La segregació de membres fa servir de manera sistemàtica la combinació de mètodes paramètrics i no paramètrics. Tanmateix, hem determinat els paràmetres físics dels cúmuls. NGC1817, en Taure, és un cúmul vell i ric però molt poc estudiat. Van obtenir fotometria d'un total de 7842 estels en un àrea de 65'x40' fins a una magnitud V aprox. igual a 22. Combinant criteris astromètrics i fotomètrics, hem seleccionat 1592 estels membres. A partir d'aquesta selecció es van encontrar valors de E(b-y) =0.19±0.05 (E(B-V)= 0.27), V0-MV = 10.9±0.6 i [Fe/H] = ­0.34±0.26. Dels ajustos d'isòcrones podem deduir una edat de log t = 9.05±0.05 (1.1 Ga). La determinació de la grandària del cúmul ens dóna un radi de semi mostra de rh =11.75' (6.0 pc). NGC1807 és un grup de estels molt brillants a prop de NGC1817. Després de l'estudi fotomètric i astromètric podem concloure que no s'ha trobat cap evidència a favor de l'existència de NGC1807 com cúmul físic real. Per contra, part dels seus estels pertanyen a NGC1817, que és un cúmul molt extens.De NGC2548 (M48), en Hidra, hem obtingut fotometria per a un total de 4806 estels en un àrea de 34'x34' fins a una magnitud límit de V 22. De la selecció final de 331 estels membres podem trobar E(b-y)= 0.06±0.03 (E(B-V)= 0.08), V0-MV =9.3±0.5 (725pc, és a dir, al voltant d'uns 200pc per sobre del pla galàctic) i [Fe/H]= ­0.24 ±0.27. El millor ajust d'isòcrones resulta per a models amb convecció penetrant d'una edad de 400±100Ma (log t =8.6). El radi de semi mostra calculat a partir de la segregació astromètrica es rh =14.38' (3.0pc). NGC2682 (M67), en Càncer, és probablement el cúmul obert vell més estudiat de la Galàxia. En utilitzar-lo com a estàndard a la transformació de la fotometria, hem obtingut uns resultats de gran qualitat i extensió amb un total de 1843 estels en un àrea de 50'x50' i una magnitud límit V aprox. igual a 19. D'un total de 776 estels membres, hem trobat E(b-y) =0.03±0.03 (E(B-V)=0.04), V0-MV =9.7±0.2 i [Fe/H] =0.01±0.14. De la comparació entre models de convecció penetrant i models canònics, hem adoptat una edat de 4.2±0.4Ga, en coincidència amb estudis anteriors. El radi de semi mostra de laselecció astromètrica es rh=9.84' (2.6pc).Tots els mètodes utilitzats, des de l'elecció del model de placa per al càlcul de moviments propis fins l'aplicació de mètodes per a la segregació de cúmul i camp, han estat avaluats de manera rigorosa i crítica, adoptant-los a cada cas particular. A més del càlcul de les velocitats espacials i òrbites galàctiques, s'han estudiat les funcions de massa, analitzant la segregació de masses a partir de funcions de lluminositat, perfils de brillantor superficial de les distintes poblacions d'estels i els temps de relaxació dels cúmuls. Hem estudiat l'existència de buits a la seqüència principal i n'hem trobat un total de quatre, un dels quals representa una nova detecció. / "Estudios astrofísicos de cúmulos abiertos: NGC 1807, NGC 1817, NGC 2548 y NGC 2682ç"El objetivo de esta tesis, producto de la colaboración entre España y China, es la caracterización de los cúmulos abiertos NGC 1807, NGC 1817, NGC 2548 y NGC 2682, así como el análisis de los resultados en el contexto del sistema de cúmulos de la Galaxia. Se han obtenido catálogos astrométricos a partir de placas fotográficas (Observatorio Astronómico de Shanghai) y fotométricos a partir de fotometría CCD uvbyH-beta (Observatorios de Calar Alto y Roque de los Muchachos), y generado listas de miembros para cada cúmulo. La segregación de miembros recurre de manera sistemática a la combinación de métodos estadísticos paramétricos y no-paramétricos. Asimismo, se han determinado los parámetros físicos de los cúmulos.NGC1817, en Tauro, es un cúmulo viejo y rico pero poco estudiado. Se ha obtenido fotometría de un total de 7842 estrellas en un área de 65'x40' con magnitud límite V aprox. igual a 22. Combinando criterios astrométricos y fotométricos, se han seleccionado 1592 estrellas miembro. A partir de esta selección se encontraron los valores de E (b-y) =0.19±0.05 (E(B-V)= 0.27), V0-MV= 10.9±0.6 i [Fe/H] = ­0.34±0.26. Del ajuste de isocronas se obtiene una edad delog t = 9.05±0.05 (1.1 Ga). La determinación del tamaño del cúmulo da un radio de semimuestra de rh =11.75' (6.0 pc). NGC1807 es un grupo de estrellas brillantes cercano a NGC1817. Tras el estudio fotométrico y astrométrico podemos concluir que no hay ninguna evidencia a favor de la existencia de NGC1807 como un cúmulo físico real. Al contrario, parte de sus estrellas forman parte de NGC1817 que es un cúmulo muy extenso.De NGC2548 (M48), en Hidra, hemos obtenido fotometría de un total de 4806 estrellas en un area de 34'x34' con una magnitud límite de V aprox. igual a 22 . De la selección final de 331 estrellas miembro encontramos E(b-y)= 0.06±0.03 (E(B-V) = 0.08), V0-MV =9.3±0.5 (725pc,es decir, alrededor de 200pc sobre el plano galáctico) y [Fe/H]= ­0.24±0.27. El mejor ajuste de isocronas es para modelos con convección penetrante con una edad de 400±100Ma (log t =8.6). El radio de semimuestra calculado a partir de la segregación astrométrica es rh =14.38' (3.0pc).De NGC2682 (M67), en Cáncer, es probablemente el cúmulo abierto viejo más estudiado de la Galaxia. Al utilizarlo como estándar en la transformación de la fotometría, hemos obtenido unos resultados de gran calidad y extensión con un total de 1843 estrellas en un área de 50'x50' y una magnitud límite V aprox. igual a 19. Del total de 776 miembros, encontramos E(b-y) =0.03±0.03 (E(B-V) =0.04), V0-MV =9.7±0.2 y [Fe/H] =0.01±0.14. De la comparación entre modelos de convección penetrante y modelos canónicos, adoptamos una edad de 4.2±0.4Ga, en coincidencia con estudios anteriores. El radio de semimuestra de la selección astrométrica es rh=9.84' (2.6pc).Todos los métodos utilizados, desde la elección del modelo de placa para el cálculo de los movimientos propios, hasta la aplicación de métodos a la segregación de cúmulo y campo, han sido evaluados de manera rigurosa. Además del cálculo de las velocidades espaciales y órbitas galácticas, se han estudiado las funciones de masa, analizado la segregación de masas a partir de funciones de luminosidad, perfiles de brillo superficial de las distintas poblaciones estelares y los tiempos de relajación de los cúmulos. Hemos estudiado la existencia de huecos en la secuencia principal y encontrado un total de cuatro huecos, uno de los cuales es una nueva detección.

The Andromeda Galaxy (M31) is an excellent distance calibrator in the Cosmological Distance Ladder. We present the first direct distance determination to M31 using eclipsing binaries (EBs). EBs provides direct distance determinations because the fundamental properties of their components can be measured without any previous calibration. Distance determination with EBs requires, at least, two data sets: time series photometry and spectroscopy.We obtained high quality light curves (rms~0.01 mag) from a 34'x34' photometric survey in M31 (in Johnson B and V filters) carried out at the 2.5 m Isaac Newton Telescope (La Palma, Spain). This survey provided light curves for almost 4000 variable stars, with over 400 EBs and 400 Cepheids. The 24 brightest EBs (V<20.5 mag) with deeper eclipses (dV>0.2 mag) were selected as optimum candidates for distance determination. Five of these EBs (located in a 5'x5' region) were selected to be observed with the multi-object spectrograph (GMOS) at the Gemini-North telescope. We obtained accurate radial velocities for the four brightest EBs observed with GMOS, enabling the first direct determination of masses and radii of stars in M31. Two of these EBs were used to derive a direct distance determination to M31 of (m-M)o=24.36+/-0.08 mag.Another system is the most massive EB with apsidal motion ever reported, enabling the analysis of the distribution of matter in the interior of stars with masses larger than 40 Msun. In all cases, the direct determination of masses and radii allowed a direct comparison with stellar evolutionary models, providing the evolutionary stage for each system. In addition to the EB analysis, we also performed a comprehensive study of Cepheids in M31. The obtained results showed that blending is as important as metallicity correction when determining Cepheid distances to Local Group galaxies and provided an additional distance determination to M31 of (m-M)o=24.32+-0.12 mag, fully compatible with the EB distance. Finally, we also discovered a large flare during the acquisition of the photometric catalog. The performed study revealed that the underlying source was a dM star having one of the most energetic flares ever observed. / La Galàxia d'Andròmeda (M31) és un excel·lent calibrador de l'escala cosmològica de distàncies. Presentem la primera determinació directa de la distància a M31 mitjançant binàries eclipsants (EBs). Les EBs proporcionen determinacions directes de la distància perquè les propietats físiques dels seus components es poden mesurar sense cap calibratge previ. Les determinacions de distància a partir de EBs requereixen, almenys, dos tipus d'observacions: series fotomètriques i espectroscòpia. Vam obtenir corbes de llum de gran qualitat (rms~0.01 mag) amb el telescopi Isaac Newton (a La Palma) d'un camp de 34'x34' a M31 (amb els filtres Johnson B i V). Aquest estudi va proporcionar corbes de llum de gairebé 4000 estrelles variables, amb més de 400 EBs i 400 Cefeides. Les 24 EBs més brillants (V<20.5 mag) i amb eclipsis més profunds (dV>0.2 mag) es van seleccionar com a candidates idònies per determinar-ne la distància. Cinc d'aquestes EBs (situades en una regió de 5'x5') es van selecccionar per observar-se amb l'espectrògraf multiobjecte (GMOS) al telescopi Gemini-North. Vam obtenir velocitats radials d'alta qualitat per a les quatre EBs més brillants observades amb GMOS, permetent la primera determinació directa de masses i radis d'estrelles a M31. Dues d'aquestes EBs van ser utilitzades per obtenir una determinació directa de la distància a M31 de (m-M)o=24.36+/-0.08 mag. Un altre sistema va resultar ser el sistema més massiu amb moviment apsidal mai detectat, permetent l'anàlisi de la distribución de matèria a l'interior de les estrelles amb masses superiors a 40 masses solars. En tots els casos, la determinació directa de les masses i els radis va permetre una comparació directa amb models estel·lars, proporcionant l'estadi evolutiu de cada sistema. Paral·lelament a l'anàlisi de binàries, vam realitzar un exhaustiu estudi de les Cefeides de M31. Els resultats obtinguts van demostrar que l'efecte de la confusió de diverses fonts (blending) és tant important com la correcció de metal·licitat per a la determinació de distàncies amb Cefeides al Grup Local i van proporcionar una distància addicional a M31 de (m-M)o=24.32+/-0.12 mag, completament compatible amb la distància de les EBs. Finalment, vam descobrir una gran fulguració estel·lar durant l'adquisició del catàleg fotomètric. L'estudi realitzat va revelar que la font era una estrella dM, amb una de les fulguracions més energètiques mai observades. / La Galaxia de Andrómeda (M31) es un excelente calibrador de la escala cosmológica de distancias. Presentamos la primera determinación directa de la distancia a M31 mediante binarias eclipsantes (EBs). Las EBs proporcionan determinaciones directas de la distancia porque las propiedades físicas de sus componentes se pueden medir sin ningún tipo de calibración previa. Las determinaciones de distancia a partir de EBs requieren, como mínimo, dos tipos de observaciones: series fotométricas y espectroscopia. Obtuvimos curvas de luz de gran calidad (rms~0.01 mag) con el telescopio Isaac Newton (en La Palma) en un campo de 34'x34' en M31 (con los filtros Johnson B y V). Este estudio proporcionó curvas de luz para casi 4000 estrellas variables, con más de 400 EBs y 400 Cefeidas. Las 24 EBs más brillantes (V<20.5 mag) y con eclipses más profundos (dV>0.2 mag) se seleccionaron como candidatos idóneos para determinar la distancia. Cinco de estas EBs (situadas en una región de 5'x5') se seleccionaron para ser observadas con el espectrógrafo multiobjeto (GMOS) en el telescopio Gemini-North. Obtuvimos velocidades radiales de alta calidad para las cuatro EBs más brillantes observadas con GMOS, permitiendo la primera determinación directa de masas y radios para estrellas de M31. Dos de estas EBs fueron utilizadas para obtener una determinación directa de la distancia a M31 de (m-M)o=24.36+/-0.08 mag. Otro sistema resultó ser el sistema más masivo con movimiento apsidal nunca detectado, permitiendo el análisis de la distribución de materia en el interior de las estrellas con masas superiores a 40 masas solares. En todos los casos, la determinación directa de masas y radios permitió una comparación directa con modelos estelares, proporcionando así el estadio evolutivo de cada sistema. Paralelamente al análisis de binarias, realizamos un exhaustivo estudio de las Cefeidas en M31. Los resultados obtenidos demostraron que el efecto de la confusión de varias fuentes (blending) es tan importante como la corrección de metalicidad para la determinación de distancias con Cefeidas en el Grupo Local y proporcionaron una distancia adicional a M31 de (m-M)o=24.32+/-0.12 mag, completamente compatible con la distancia de las EBs. Finalmente, se descubrió una gran fulguración estelar durante la adquisición del catálogo fotométrico. El estudio realizado reveló que la fuente era una estrella dM, presentando una de las fulguraciones más energéticas nunca observadas.

El propósito de esta tesis es el diseño del sistema fotométrico de la misión espacial Gaia (ESA), que debe lanzarse el año 2012. Este conjunto de filtros debe permitir clasificar las observaciones de Gaia, parametrizándolas de acuerdo con sus propiedades físicas y permitir evaluar los efectos cromáticos de las medidas astrométricas. Los filtros de banda intermedia son los más adecuados para medir líneas espectrales individuales. Para las fuentes más débiles, donde los filtros de banda intermedia no proporcional señal suficiente, se deben utilizar filtros de banda ancha. Existen muchos sistemas fotométricos, pero ninguno de ellos es óptimo para Gaia, debido a la gran variedad y cantidad de estrellas que Gaia observará (alrededor de 1000 millones de estrellas) y debido a la gran variedad de luminosidades observadas. El resultado de este estudio es la creación de los sistemas C1M (banda intermedia) y C1B (banda ancha), con 14 y 5 filtros respectivamente.PALABRAS CLAVE: Gaia, Fotometría, Agencia Espacial Europea (ESA), Sistema fotométrico, C1M, C1B. / El propòsit d'aquest tesi és el disseny del sistema fotomètric de la missió espacial Gaia (ESA), que s'ha de enlairar l'any 2012. Aquest conjunt de filtres ha de permetre classificar les observacions de Gaia, parametrizant-les d'acord amb les seves propietats físiques i permetre avaluar els efectes cromàtics de les mesures astrométriques. Els filtres de banda intermitja són més adients per a mesurar línies espectrals individuals. Per a les fonts més febles, on els filtres de banda intermitja no proporcionen prou senyal, s'han d'utilitzar filtres de banda ampla. Existeixen molts sistemes fotomètrics, però cap d'ells és òptim per a Gaia, degut a la gran varietat i quantitat d'estrelles que observarà Gaia (1000 milions) i degut a la gran varietat de lluminositats observades. El resultat és la creació dels sistemes C1M (banda intermitja) i C1B (banda ampla), amb 14 i 5 filtres respectivament. / THESIS SUMMARY: The aim of this thesis is to design the photometric system for Gaia space mission (ESA), to be launched at 2012. This set of bands must allow the correct classification of Gaia sources, parameterize them in terms of their physical properties and, furthermore, permit the evaluation of the chromatic effects in the astrometric measurements. The intermediate band filters are more effective to measure discrete spectral features. But for fainter stars intermediate bands doesn't provide enough signal. For this reason, Gaia have also broad band photometry. There are a lot of existing photometric systems, but none of them is optimum for Gaia, due to wide kind of stars, the large amount of sources to be observed with Gaia (1000 millions) and due to the wide apparent luminosities to be observed by the satellite. The result of this study was the creation of C1M (medium band) and C1B (broad band) systems, with 14 and 5 bands, respectively.KEYWORDS: Gaia, Photopmetry, ESA, Photometric system, C1M, C1B.

The comparison between stellar structure models and observations of low-mass stars revealed that the stellar radii predicted by models for these stars are about 10% lower than observed, while effective temperatures are about 5% higher. Eclipsing binary stars turned out to be a very useful tool to test stellar structure models because the masses and the radii of its components can be determined with very high accuracy. The analysis of the orbital velocity of each component, observed through the Doppler effect, and the luminosity variability due to eclipses, can lead to the fundamental properties of the stars with accuracies better than the 2% level.In this thesis, the fundamental properties of the binary systems CM Draconis and IM Virginis have been obtained. The comparison of these systems, as well as other systems with well-known fundamental properties, has been used to test the stellar structure models. The results indicate that the magnetic activity present on these binary stars may be the cause of the differences between models and observations. The magnetic activity has two effects on the stars, on the one hand, activity reduces the efficiency of the convective transport in the stellar interior, and on the other hand, activity may be associated with the appearance of spots on the photosphere of these stars. When both effects are taken into account, stellar structure models correctly reproduce the observations, thus solving the problem of the discrepancies between models and observations for low-mass stars.KEY WORDS: Low-mass stars, stellar structure, stellar evolution, stellar activity, eclipsing binary stars, spectroscopic binary stars / La comparació entre els models d'estructura estel·lar i les observacions d'estrelles de baixa massa indica que els radis que prediuen els models per a aquestes estrelles són aproximadament un 10% més petits que els que indiquen les observacions, i en canvi les temperatures efectives són un 5% més altes. Les estrelles binàries eclipsants han esdevingut un eina molt útil per testejar aquests models perquè permeten determinar les masses i els radis de les estrelles que formen el sistema binari amb precisions de l'ordre del 2% observant les seves velocitats orbitals, per mitjà de l'efecte Doppler, i els canvis de lluminositat, deguts als eclipsis, per mitjà del seguiment fotomètric.En aquest treball, s'han obtingut les propietats fonamentals dels sistemes binaris CM Draconis i IM Virginis. La comparació conjunta d'aquests sistemes amb d'altres amb propietats molt ben determinades, s'ha utilitzat per testejar els models d'estructura estel·lar. Els resultats indiquen que l'activitat magnètica present en aquests sistemes és la causant de les diferències entre els models i les observacions. Aquesta activitat té un doble efecte, per una banda redueix l'eficiència del transport convectiu en l'interior de les estrelles, y per altra, provoca l'aparició de taques a la superfície estel·lar. Quan es tenen en compte aquests dos efectes, els models poden explicar les propietats fonamentals dels sistemes binaris eclipsants estudiats, resolent així el problema de la discrepància entre la teoria i les observacions. / RESUMEN DE LA TESIS:La comparación entre los modelos de estructura estelar y las observaciones de estrellas de baja masa indica que los radios que predicen los modelos para estas estrellas son aproximadamente un 10% más pequeños que los que indican las observaciones, mientras que las temperaturas efectivas son un 5% más altas. Las estrellas binarias eclipsantes han demostrado ser una herramienta muy útil para testear estos modelos ya que permiten obtener las masas y los radios de la estrellas que componen el sistema binario con precisiones del orden del 2% a través de la observación de sus velocidades orbitales, mediante el efecto Doppler, y los cambios de luminosidad, debidos a los eclipses, mediante el seguimiento fotométrico.En este trabajo, se han obtenido las propiedades fundamentales de los sistemas binarios CM Draconis e IM Virginis. La comparación conjunta de estos sistemas, junto con otros con propiedades muy bien determinadas, se ha utilizado para testear los modelos de estructura estelar. Los resultados indican que la actividad magnética presente en estos sistemas es la causante de las diferencias entre los modelos y las observaciones. Esta actividad tiene un doble efecto, por un lado disminuye la eficiencia del transporte convectivo en el interior de las estrellas, y por otro, provoca la aparición de manchas en las superficie estelar. Teniendo en cuenta estos dos efectos, los modelos estelares pueden explicar las propiedades fundamentales de los sistemas binarios eclipsantes estudiados, resolviendo así el problema de la discrepancia entre la teoría y las observaciones.Palabras clave: Estrellas de baja masa, Estructura estelar, Evolución estelar, Actividad estelar, Estrellas binarias eclipsantes, Estrellas binarias espectroscópicas