Simulations have shown to be one of the best tools to study properties of galactic large scale structures and their effects on to the local kinematics of stars. The aims of this thesis are: i) To obtain realistic N-body models that allow us to analyse kinematics, dynamics and internal structure of non-axisymmetric components in galaxies, ii) to learn how to control numerical effects and also how to distinguish them from the proper physical ones, iii) to find observable parameters from stellar kinematics that can give us information about formation, evolution and nature of the large scale structures in galaxies and, iv) to test which of such methods can be used to distinguish among spiral arm natures in real galaxies. In this thesis, using high resolution simulations obtained with different codes and initial condition techniques, we find that exist two different behaviours for the rotation frequency of transient spiral arms like structures. Whereas unbarred disks present spiral arms nearly corotating with disk particles, strong barred models (bulged or bulge-less) quickly develop a bar-spiral structure dominant in density, with a pattern speed almost constant in radius (Roca-Fàbrega et al. 2013). Preliminary results also indicate that particles in barred models move inside the spiral structures. A second result we present in the thesis has been obtained mapping the kinematics of stars in the simulated galaxy disks with spiral arms using the velocity ellipsoid vertex deviation (lv). For this study we have used both test particle and high resolution N-body simulations. What we have found is that for all barred models, spiral arms rotate closely to a rigid body manner and there the vertex deviation values correlate with the density peaks position bounded by overdense and underdense regions. However, the most interesting result is that In such cases, vertex deviation sign changes from negative to positive when crossing the spiral arms toward disk rotation, in regions where the spiral arms are in between corotation (CR) and the Outer Lindblad Resonance (OLR). By contrast, when the arm sections are inside the CR and outside the OLR, lv changes from negative to positive. We propose that measurements of the vertex deviations pattern can be used to trace the position of the main resonances of the spiral arms (Roca-Fàbrega et al. 2014). Finally we present a new cosmological Milky Way like galaxy simulation that includes both the collisionless N-body and also the gas components. This simulation has been obtained using the adaptive mesh refinement (AMR) N-body code ART (Kravtsov et al 1999) plus the hydrodynamics and physical processes presented by Kravtsov et al 2003. The MW like system has been evolved inside a 28 Mpc cosmological box with a spatial resolution of 109 pc. At z=0 the system has an Mvir = 7.33·10^11Msun. We have observed how a well defined disk is formed inside the dark matter halo and the overall amount of gas and stars is comparable with MW observations. Several non-axisymmetric structures arise out of the disk. We have also observed that a huge reservoir of hot gas is present at large distances from the disk. Gas column density, emission and dispersion measures have been computed from inside the simulated disk at a position of 8 kpc from the center and in several different directions. Our preliminary results reveal that the distribution of hot gas is non-isotropic according with observations. After a careful analysis we confirm that due to the anisotropy in the gas distribution more than 50 random observations of different sky regions are needed to recover the real distribution of hot gas in the galactic halo. / En aquesta tesi, fent servir simulacions d'alta resolució i mitjançant diferents codis i tècniques de generació de condicions inicials hem pogut detectar que existeixen dos tipus diferents d'estructura espiral segons el seu perfil de rotació. Primer, en el cas de galàxies no barrades, les estructures roten a la mateixa velocitat que el disc, i segon, en el cas de galàxies barrades, aquestes estructures roten com un sòlid rígid. El segon resultat que presentem en aquesta tesi s'ha obtingut analitzant la cinemàtica estel·lar en simulacions de galàxies espirals. Per dur a terme aquest segon estudi hem utilitzat aproximacions analítiques i simulacions d'N-cossos pures i de partícules test. A partir d'aquests anàlisis hem pogut constatar que la desviació del vèrtex és un bon traçador de la posició de les estructures de densitat i també que el canvi de signe que pateix en creuar els pics de densitat de les espirals i les regions inter-braç ens permeten conèixer la posició de les principals ressonàncies, és a dir, la corrotació i la ressonància externa de Lindblad. Finalment, desprès de l'estudi exhaustiu dels codis i els processos físics relacionats amb la física de la component gasosa de les galàxies hem aconseguit obtenir una simulació cosmològica d'una galàxia molt semblant a la Via Làctia. Tot just hem començar a analitzar-la però ja hem obtingut resultats molt interessants tals com la presència de gran quantitat de gas calent a la regió de l'halo de matèria fosca o l'aparició de dues barres desalineades 90 graus a la zona del disc galàctic, una de jove, procedent del disc i una de vella, que és el fòssil d'una fusió de dues galàxies el·líptiques a un desplaçament cap el vermell de 3.

Les ones gravitatòries són una predicció de la teoria de la Relativitat General d’Einstein, la detecció i anàlisi de les quals obrirà una nova àrea en el nostre coneixement de l’Univers. En efecte, aquestes ones porten informació de sistemes amb gravetat molt forta i que són molt difícils d’observar amb instruments convencionals, basats en la detecció de llum, per a qual cosa el nostre coneixement actual només en pot ser parcial. Avui en dia tenim evidències experimentals de l’existència de les ones gravitatòries, com la variació del període orbital del pulsar binari PSRB1913+16 (Premi Nobel 1993). Tot i això, encara no se n’ha pogut obtenir una detecció. La comunitat científica té doncs un gran interès en assolir aquesta detecció com es demostra per la quantitat d’observatoris repartits arreu del món: LIGO (Estats Units), VIRGO (Italia, França), GEO600 (Alemanya, Regne Unit), LCGT (Japó), etc. La missió LISA (Laser Interferomer Space Antenna) és una proposta per posar un d’aquests observatoris en òrbita heliocèntrica mitjançant tres satèl.lits que contindrien masses en caiguda lliure la distància entre les quals es mesuraria mitjançant interferometria laser. El link laser connectaria els diferents satèl.lits que es trobarien separats 1 mil.lió de quilòmetres, conseguint una configuració triangular que seguiria la Terra en la seva òrbita. Aquesta proposta ha estat acceptada per l’Agència Espacia Europea l’any 2013 en el seu pla científic, com el tema d’una missió que seria llançada en la decàda del 2030. Aquesta tesis s’emmarca dins la missió LISA Pathfinder, que és la missió precursora de LISA i que té data de llançament el 2015. Aquesta missió posarà a proba la tecnologia que requereix la futura missió LISA i per això conté els principals elements (laser, massa de test, etc.) però en una versió reduïda i en un únic satèl.lit. L’objectiu científic principal és aconseguir mesurar l’acceleració relativa entre dues masses en caiguda lliure fins a nivells de 10^(-14) m / s^2 / Hz ^(1/2) en la banda de molt baixa freqüència, és a dir 1mHz. La tesis desenvolupa els mètodes coneguts com a Markov Chain Monte Carlo (MCMC), els quals s’utilitzen, entre d’altres, per a l’estimació de paràmetres. Aquestes tècniques han estat posades a proba en els darrers anys mitjançant diferents campanyes amb dades simulades i actualment formen part del LTPDA, una toolbox de MATLAB desenvolupada per la col.laboració per a l’anàlisis de les dades de la missió. El treball en aquesta tesis descriu en detall l’aplicació d’aquests tècniques a per a l’estimació dels paràmetres que descriuen la dinàmica de la massa de test a l’interior del satèl.lit. De la mateixa manera, s’han desenvolupat tècniques estadístiques més enllà de l’estimació de paràmetres per tal d’aplicar-les al que es coneix com a selecció del models, és a dir, l’evaluació estadistíca de diferents models per determinar quin és el que permet una millor descripció de les dades. En aquest aspecte s’han evaluat les diferents opcions existents en la literatura i, en particular, s’ha establert el Reversible Jump Markov Chain Monte Carlo (RJMCMC) com una eina per a poder a duu a terme aquests estudis. Aquesta tècnica permet la comparació de models de diferent dimensionalitat, representat una generalització dels mètodes MCMC. Les tècniques i resultats obtinguts en aquesta tesis es posaran en pràctica durant les operacions de la missió LISA Pathfinder, la qual obrirà el camí cap a la futura detecció d’ones gravitatòries a l’espai. / Gravitational waves are a prediction of Einstein's General Relativity, the detection and analysis of which will open a new area in our understanding of the Universe. Indeed, these waves carry information from systems with strong gravity and are very difficult to observe with conventional instruments, which are based on the detection of light. Today, we have experimental evidence of the existence of gravitational waves, as the variation of the orbital period of the binary pulsar PSRB1913 + 16 (Nobel Prize 1993). However, there has been no detection. The scientific community is pursuing this detection with several observatories spread around the world: LIGO (USA), VIRGO (Italy, France), GEO600 (Germany, UK), LCGT (Japan ), etc. LISA (Laser Interferomer Space Antenna) is a proposal to put one of these observatories in heliocentric orbit using three satellites that contain masses in free fall. A laser interferometer is used to measure the distance between them. The satellites will be separated 1 Mkm, resulting in a triangular configuration that follows the Earth in its orbit. This proposal was accepted by the European Agency Espacia in 2013, as the subject of a mission to be launched in the early 2030's. This thesis is part of the LISA Pathfinder mission, which is the precursor mission of LISA and has a release date in 2015. This mission will test the technology required for the future LISA mission and therefore contains the main elements (laser, test mass, etc.) but in a smaller version and in a single satellite. The main scientific objective is to measure the relative acceleration between two masses in free fall to levels down to 10^(-14) m / s^2 / Hz ^(1/2) in the low frequency band, i.e. 1mHz. This thesis develops the methods known as Markov Chain Monte Carlo (MCMC), which are used, among others, for the estimation of parameters. These techniques have been put to the test in recent years through various campaigns with simulated data and are currently part of the LTPDA, a MATLAB toolbox developed by the collaboration for the analysis of data from the mission. The work in this thesis describes in detail the application of these techniques to estimate the parameters that describe the dynamics of the test mass inside the satellite. Similarly, we have developed statistical techniques beyond the estimation of parameters in order to apply them to what is known as model selection, i.e. the evaluation of different statistical models to determine which one allows a better description of the data. In this respect, we have evaluated the different options available in the literature and, in particular, we have established the Reversible Jump Markov Chain Monte Carlo (RJMCMC) as a tool to carry out these studies during operations. This technique allows the comparison of models of different dimensionality, which represents a generalization of the MCMC methods. The techniques and results obtained in this thesis will be used during the operations of the LISA Pathfinder mission, which will open the way for future detection of gravitational waves in space.

Tesi realitzada a l'Institut de Ciències del Cosmos de Barcelona (ICC-UB) / In this thesis we present several studies on the origin of masses at the LHC. First we study the indirect effects of new physics on the couplings of the recently discovered Higgs boson and on the electroweak symmetry breaking (EWSB) sector interactions. In a model independent framework these effects can be parametrized in terms of an effective Lagrangian at the electroweak scale. In the first Chapter we present the effective Lagrangian description based on the linear realization of the electroweak symmetry, where the Higgs particle is assumed to be part of an SU(2)L doublet. We discuss a choice of dimension–six operators guided by the existing data, and we study the phenomenology of the operators. We perform a global analysis to the existing Higgs, triple gauge boson vertex and electroweak precision data, coming from LHC, Tevatron, LEP and low energy observables. Finally we exploit the interesting complementarity between the studied Higgs and triple gauge boson vertex measurements in order to test the linear realization. In the second Chapter we present two alternative Lagrangian descriptions. First, we study the non–linear or chiral effective Lagrangian, where now the Higgs is not part of an SU(2)L doublet. We describe the chiral operators and, while focusing on the phenomenological di.erences with respect to the linear realization, we also perform the first global analysis of the non–linear basis. Second, we present the Lagrangian parametrization commonly used to measure and describe the triple gauge boson vertex WWZ. We perform a collider analysis where we optimize the LHC capability to measure this vertex, obtaining an impressive LHC potential to improve the current sensitivity on anomalous interactions. We focus on their relation with the disentanglement of the Higgs nature. In the second part of the thesis we study the origin of masses at the LHC by the direct exploration of new resonances related to several beyond the Standard Model descriptions. In the third Chapter we study new vector resonances that couple to electroweak gauge boson pairs, which are common resonances on several EWSB extensions of the Standard Model. We analyze the LHC potential to determine the spin of these resonances, and furthermore we use the present available LHC public analyses to constrain the existence of the new neutral vector resonances, Z’, obtaining the strongest exclusion bounds on their existence. In the last Chapter we analyze the LHC potential to access the mechanism related to the origin of the neutrino masses. We study the different characteristics of a model that, while generating the observed pattern of neutrino masses and mixing, can lead to observable TeV signatures. We describe the phenomenology of the model and the new heavy leptons that are introduced, to finally optimize and analyze the LHC potential to observe these new partners, finding again very promising results. / En esta tesis presentamos varios estudios sobre el origen de masas en el LHC. Primero estudiamos los efectos indirectos de nueva física en las interacciones del recientemente descubierto bosón de Higgs y del resto del sector de rotura de la simetría electrodébil. Independientemente del modelo estos efectos se pueden caracterizar por medio de Lagrangianos efectivos en la escala electrodébil. En el primer Capítulo presentamos el Lagrangiano efectivo en la realización lineal de la simetría, donde la partícula de Higgs se introduce como parte de un doblete de SU(2)L. Describimos una elección de la base de operadores de dimensión–seis guiada por los datos existentes y estudiamos la fenomenología de los operadores. Realizamos un análisis global con todos los datos existentes de producción del Higgs, de medidas del vértice triple de bosones de gauge y de medidas de alta precisión electrodébiles, que provienen de LHC, Tevatron, LEP y otras observaciones a bajas energías. Finalmente estudiamos cómo la complementariedad entre las medidas de las interacciones del Higgs y del vértice con tres bosones de gauge sirve para testear la realización lineal. En el segundo Capítulo presentamos dos Lagrangianos alternativos. Primero el Lagrangiano efectivo no–lineal o quiral, donde ahora el bosón de Higgs no es parte de un doblete de SU(2)L. Describimos los operadores quirales, centrándonos en las diferencias fenomenológicas respecto a la expansión lineal y, además, realizamos el primer análisis global en la base quiral. En segundo lugar describimos el Lagrangiano utilizado históricamente para estudiar el vértice WWZ. Realizamos un análisis optimizando el potencial del LHC para medir anomalías en este vértice, obteniendo previsiones que superan la precisión actual. En la segunda parte de la tesis estudiamos el origen de masas en el LHC buscando directamente nuevas resonancias relacionadas con extensiones del modelo estándar. En el tercer Capítulo analizamos resonancias vectoriales que interaccionan con pares de bosones de gauge electrodébiles, estados comunes en varias extensiones teóricas que explican la rotura de la simetría electrodébil. Estudiamos primero el potencial del LHC para determinar el espín de estas nuevas partículas y después utilizamos los datos públicos disponibles del LHC para constreñir la existencia de nuevas resonancias vectoriales neutras, Z’, obteniendo los límites más fuertes sobre su existencia. En el último capítulo analizamos el potencial que tiene el LHC para acceder al mecanismo relacionado con el origen de las masas de los neutrinos. Estudiamos las características de un modelo que consigue explicar el patrón de masas y mezclas observado para los neutrinos, dando lugar a la vez a nuevas señales en la escala del TeV. Describimos la fenomenología del modelo y de los nuevos leptones pesados que se introducen, para .nalmente analizar la capacidad que tiene el LHC para observar estos estados, dando lugar, otra vez, a resultados muy prometedores.

Tesi realitzada a l''Institut de Ciències de l'Espai (IEEC-CSIC) / Most of the efforts on the search and characterization of Earth-like exoplanets are currently focused on low mass stars. Some important properties related to the structure and processes in this type of stars are still unknown, so a careful characterization is essential as one of the next steps in exoplanet sciences. The characterization of stellar activity in low mass stars was carried out through several techniques that allowed us both to model and to simulate the relationships between the observational data and the stellar properties. Several empyrical relations for low mass stars allow to find correlations between certain activity indicators and the rotation period. These have permitted us to generate synthetic samples of stars with stochastic distributions of stellar and geometric properties allowing to estimate the inclination of the rotation axis from the distribution in the activity-vsini diagram. The methodology was applied to a sample of 1200 observed low mass stars and the best candidates for a targeted transit search were selected. Spot modelling techniques allow to obtain physical information about the stellar surface from time series photometric and spectroscopic data. In this work we analyse Kepler photometry of LHS 6343 A, an M-dwarf being eclipsed by a brown dwarf companion every 12.718 days, and showing photometric oscillations with the same periodicity and a phase lag of 100º from the eclipses. The accurate modeling of the Kepler data allowed to explain these oscillations with the presence of active regions appearing at a fixed longitude, thus suggesting a possible magnetic connection between both components. On the other hand, we also studied an alternative explanation for the photometric oscillations in LHS 6343 A in terms of the Doppler beaming effect, showing that this could be the main cause of the observed oscillations. Stellar activity effects are responsible for the noise observed at different amplitude and timescales on time series data. Such noise represents one of the main limitations for exoplanetary sciences. In order to characterize it, we designed a methodology to simulate the photosphere of an active rotating star through the integration of small surface elements from Phoenix atmosphere models. This allows to characterize the signal produced by activity and further study its relationship with the stellar properties, as well as the possible effects produced on exoplanet measurements. The methodology allowed us to present several strategies in order to correct or reduce the effects of spots on the photometry of exoplanet transits, as these may induce significant variations on the measurement of the planetary radius. We focused on a comprehensive analysis of HD 189733, a K5 star hosting a giant planet, which has simultaneous photometric (MOST) and spectroscopic (SOPHIE) data available. An accurate surface map was obtained using the methodology above, accurately reproducing the light curve and radial velocity observations. Such map was used in order to study the effects of activity on the exoplanet transits. We showed that the effects of spot-crossing events are significant even for mid-infrared wavelengths. Moreover, the chromatic effects of spots not occulted by the planet show a signal with a wavelength dependence and amplitude that are very similar to the signature of the atmosphere of a planet dom- inated by dust. The radial velocity theoretical curve is in agreement with the observations up to the typical instrumental systematics of SOPHIE. The results from this work conclude that it is essential to correctly model the stellar activity signals for exoplanetary sciences, and we provide some tools and strategies to characterize and reduce such effects and extract astrophysical information. / Actualment, la major part dels esforços per la cerca i caracterització d’exoplanetes de tipus terrestre es centren en aquells que orbiten estrelles de baixa massa. Algunes de les característiques importants de l’estructura i els processos d’aquest tipus d’estrelles són encara poc coneguts, i per tant és important fer-ne un estudi acurat com un dels següents passos en el camp de l’exoplanetologia. En concret, el senyal produïit pels fenòmens d’activitat estel•lar, degut a la presència de taques i fàcules, introdueix variacions en les mesures fotomètriques i espectroscòpiques amb una periodicitat modulada per la rotació de l’estrella. En aquesta tesi s’ha realitzat un estudi dels fenòmens d’activitat a la fotosfera d’estrelles de baixa massa a través de diverses tècniques que ens han permès modelitzar o bé simular les relacions entre les propietats estel•lars i les dades observables. La simulació de mostres estadístiques d’estrelles basada en les relacions conegudes entre l’activitat estel•lar i la rotació ha permés implementar una tècnica per estimar la inclinació de l’eix de les estrelles a partir de mesures espectroscòpiques, resultant en un catàleg amb les millors candidates per una cerca de planetes amb trànsits. Per a la caracterització dels fenòmens relacionats amb l’activitat i un estudi acurat dels seus efectes sobre les mesures i cerques d’exoplanetes, s’ha aprofitat la disponibilitat de dades fotomètriques de Kepler juntament amb tècniques de modelització de taques, centrant-nos particularment en l’estudi de LHS 6343 A per obtenir informació d’activitat en la seva superfície. A més, s’ha dissenyat un simulador dels efectes d’activitat a la fotosfera basat en tècniques d’integració de superfície i models d’atmosfera Phoenix, que permet obtenir sèries temporals de dades sintètiques i estudiar els efectes de les regions actives sobre les mesures de trànsits de planetes. En particular, s’ha modelat el cas de HD189733. Els resultats d’aquest treball conclouen que és essencial una correcta modelització del senyal de l’activitat estel•lar en el camp de l’exoplanetologia, i es proporcionen algunes eines i estratègies per tal de caracteritzar i corregir aquests efectes i obtenir-ne informació astrofísica.

In this thesis we studied quantum effects in de Sitter space coming from the interaction of gravitons and matter. We derived the lowenergy effective action for metric perturbations which includes corrections from matter loops, in a flat background for scalar fields of arbitrary mass and minimal curvature coupling, and in a de Sitter background for massless scalar fields of minimal and conformal coupling. From this action we derived the semiclassical Einstein equations, which in this case give a small correction to the relation between the cosmological constant and the Hubble constant. To study the stability of the de Sitter background, we derived the equations satisfied by general linear metric perturbations, using the order reduction method which in contrast to a strictly perturbative treatment produces solutions that are reliable for extended periods of time. We solved these equations for an initial vacuum state and for general initial states. In both cases, the induced changes in the Riemann tensor, which is a gauge invariant and local observable, are small and vanish in the infinite future. In this way, we extended the classical nohair theorems of de Sitter space to the quantum case. We calculated also the two-point function of these perturbations, using a generalization of the flat-space iε prescription that permitted us to define an interacting vacuum state ε in the infinite past. From this correlation function, we obtained a cosmological observable, the power spectrum of tensorial perturbations. The size of the quantum corrections is too small to be measured, being appreciable only if the Hubble constant were of a magnitude comparable to the Planck scale, where the effective theory ceases to be valid. As a local observable, we calculated the two-point function of the Riemann tensor. The result was decomposed into correlation functions of the Weyl and Ricci tensors and the Ricci scalar, which are de Sitter invariant, showing that there is no physical breaking of this invariance. The twopoint function decay exponentially for large separations, showing that the background curvature acts as an effective mass for the graviton. To generalize these calculations to the interaction with other kinds of matter, we exploited the Bianchi identities to show that the two-point function of the Riemann tensor always is de Sitter invariance if this is the case for the stress-energy tensor. We gave explicit formulas to calculate it, and saw that the result is completely determined except for an integration constant. This constant can naturally be interpreted as the strength of free gravitons which propagate in the background spacetime, and depends on the unknown coefficients that multiply terms in the gravitational action which involve squares of curvature tensors. / En esta tesis estudiamos efectos cuánticos en el espacio-tiempo de Sitter debidos a la interacción de gravitones y materia. Derivamos la acción efectiva de energía baja para las perturbaciones de la métrica que incluye las correcciones de lazos de materia, en un fondo plano para campos escalares mínimamente acoplados y con masa arbitraria, y en un fondo de Sitter para campos escalares sin masa, mínimamente y conformemente acoplado. De esta acción derivamos las ecuaciones semiclásicas de Einstein, que en este caso dan una pequeña corrección a la relación entre la constante cosmológica y la constante de Hubble. Para estudiar la estabilidad del fondo de Sitter, derivamos las ecuaciones que satisfacen las perturbaciones linealizadas generales de la métrica, empleando el método de reducción del orden que en contraste a un tratamiento estrictamente perturbativo produce soluciones que son fiables por un tiempo extendido. Resolvimos estas ecuaciones para un estado inicial de vacío y para estados iniciales generales. En ambos casos, los cambios inducidos en el tensor de Riemann, que es un observable invariante gauge y local, son pequeños y desaparecen en el futuro infinito. Extendimos así los teoremas clásicos llamados “sin pelo” del espacio-tiempo de Sitter al caso cuántico. Calculamos también la función de dos puntos de estas perturbaciones, usando una generalización de la prescripción y del espacio-tiempo plano que nos permite definir un ε estado de vacío con interacción en el pasado infinito. De esta función de correlación, obtuvimos un observable cosmológico, el espectro de potencia para las perturbaciones tensoriales. El tamaño de las correcciones cuánticas es demasiado pequeño para ser medido, siendo apreciable solamente si la constante de Hubble tuviera una magnitud comparable a la escala de Planck, donde la teoría efectiva deja de ser válida. Como observable local, calculamos la función de dos puntos del tensor de Riemann. El resultado se descompone en las funciones de correlación de los tensores de Weyl y Ricci y del escalar de Ricci, que son invariante de Sitter, mostrando que no hay rotura física de dicha invariancia. La función de dos puntos decae exponencialmente para separaciones largas, mostrando que la curvatura del fondo actúa como una masa efectiva para el gravitón. Para generalizar estos cálculos a la interacción con otros tipos de materia, explotamos las identidades de Bianchi para demostrar que la función de dos puntos del tensor de Riemann siempre es invariante de Sitter si lo es para el tensor de energía-momento. Dimos formulas explícitas para calcularla, y vimos que el resultado está completamente determinado salvo una constante de integración. Esta constante naturalmente se puede interpretar como potencia de gravitones libres que se propagan en el espacio-tiempo de fondo, y depende de los coeficientes desconocidos que multiplican a los términos en la acción gravitatoria que involucran cuadrados de tensores de curvatura.

Esta tesis se centra en el estudio de sistemas binarios compactos de rayos γ, las denominadas binarias de rayos γ, con los telescopios MAGIC. Sólo cinco sistemas son los componentes de este reducido grupo. Todos ellos tienes estrellas masivas, pero sólo se conoce la naturaleza del objeto compacto de una de ellas, que se trata de una estrella de neutrones. Aunque ninguno de ellos muestra pulsaciones (propio de estrellas de neutrones) ni estructuras que se asemejen a jets (típico de agujeros negros), la mayoría de las teorías apuestan a que el objeto compacto de estos objetos es una estrella de neutrones. El escenario más aceptado para explicar la emisión γ de muy alta energía es aquel en el que el viento estelar interactúa con el viento de la estrella de neutrones, acelerando las partículas presentes en el sistema hasta velocidades relativistas, con la consecuente emisión de rayos γ. El esquema de la tesis es el siguiente: • El capítulo 1 es una introducción a la astronomía de rayos γ de muy alta energía. Se presenta un pequeño resumen de la historia de los rayos cósmicos y su relación con los rayos γ. A continuación, se describen los métodos directos para la detección de rayos γ desde el espacio y los métodos indirectos utilizados por observatorios en tierra. Debido a que esta tesis utiliza datos de los telescopios MAGIC, se introduce la técnica IACT y sus fundamentos físicos. • En el capítulo 2, se discuten las restricciones de los telescopios Cherenkov debido a las incertidumbres sistemáticas provocadas por el desconocimiento de las condiciones atmosféricas y la necesidad de corregirlas. Como posible solución, se propone la utilización de sistemas LIDAR y se describe el instrumento de este tipo que está siendo desarrollado y caracterizado en el IFAE. • Los telescopios MAGIC, desde los componentes electrónicos y mecánicos y el software de control, están descritos en el capítulo 3 . Se hace especial hincapié en el sistema de adquisición de datos, en el que la autora de la tesis ha contribuido. La cadena de análisis estándar de MAGIC también se describe en este capítulo, dedicando un apartado especial al análisis bajo condiciones de luna moderada/fuerte. • El capítulo 4 es una introducción a los distintos tipos de sistemas binarios, prestando especial atención a los sistemas binarios en rayos X y en rayos γ. Los posibles escenarios para explicar la emisión gamma de estos últimos se discuten aquí también. • El capítulo 5 es una completa y detallada descripción de la binaria de rayos γ LS I + 61◦303 y se muestran los resultados de una campaña multi-­‐anual. Se investiga la variabilidad anual en la emisión a muy altas energías de esta fuente, así como la posible existencia de una modulación super-­‐orbital en su flujo. Además, se realiza un estudio sobre variabilidad espectral. Finalmente, se estudia la posible correlación entre el flujo en rayos γ de muy alta energía y la pérdida de masa de la estrella, a través de observaciones simultáneas de MAGIC y el telescopio óptico LIVERPOOL. • En el capítulo 6, se describen las observaciones realizadas sobre la candidata a binaria de rayos γ MWC 656. Este sistema es muy interesante debido a que se trata de la primera estrella masiva tipo Be en albergar un agujero negro, probado experimentalmente. • En el capítulo 7 se muestra la búsqueda de emisión γ del sistema binario SS 433, un microquasar que se encuentra sumergido en una nebulosa. • Finalmente, las conclusiones de los estudios realizados y algunas perspectivas de futuro se recogen en el capítulo 8. / This thesis is focused on the study of compact binary systems that emit γ-­‐ ray emission, the so-­‐called γ-­‐ray binaries, with the MAGIC telescopes. The bulk of the non-­‐thermal emission of these systems peaks in the γ-­‐ray domain. Only five systems are the members of this reduced group. All of them host massive stars and a compact object, remnant of a supernova explosions. Only the compact object of one of these binaries is known, a neutron star. Although none of them display pulsations (associated with neutron stars) or double-­‐jet structures (associated with microquasars), most of the theories and observations suggest a neutron star as the compact object. The most accepted scenario to explain the very high energy (VHE) emission of this source class is the pulsar wind scenario. The wind of the massive star and the wind of the neutron star interact, accelerating particles up to relativistic energies with the consequent emission of γ-­‐rayphotons. The outline of the thesis is the following: • Chapter 1 is an introduction to VHE γ-­‐ ray astronomy. First, a brief history of cosmic rays and their relation with γ rays is introduced. Direct methods for the detection of γ rays in outer space and indirect detection techniques on Earth with ground-­‐based observatorios are described. Since this thesis uses data from the MAGIC telescopes, the Imaging Air Cherenkov Technique and its physics principles are introduced. • In Chapter 2, the restrictions of IACTs in terms of the systematic uncertainties due to atmospheric conditions and the need for correcting them is discussed. A LIDAR is introduced as a solution for the next generation of IACTs, the Cherenkov Telescope Array (CTA), to reduce systematic errors and enlarge the duty cycle. The LIDAR which is being developed and characterized at IFAE is described, as well as the performance of this system. • Chapter 3 shows a description of the MAGIC telescopes. The hardware and software components, with a special contribution to the data acquisition system by the author of this thesis, are described. The standard data analysis chain is also collected as well as the special treatment of the data under moderate -­‐ strong moonlight conditions. • Chapter 4 is an introduction to compact binary systems. It describes the large variety of these sources in this Universe, finally focussing in X-­‐ray binaries and γ-­‐ ray binaries. The possible scenarios to account for the γ-­‐ ray emission of these sources are also introduced. • Chapter 5 is the complete and detailed description of the γ-­‐ray binary LS I +61◦303. The results of a multi-­‐year campaign are shown in this Chapter. Studies on the yearly flux variability and the possible existence of a super-­‐orbital modulation in the flux are investigated. Furthermore, searches for spectral variability are performed. Finally, a correlation study of the TeV flux with the mass-­‐loss rate of the Be star through simultaneous observations with an optical telescope is performed. • In Chapter 6, a search for TeV emission of the γ-­‐ray binary candidate MWC 656 is performed. This system is especially interesting for being the first Be star to be proven to host a black hole. • Chapter 7 details the search for VHE γ-­‐ray emission of the binary system SS 433, which is a microquasar embedded in a nebula. It is the only super-­‐critical accretor in the Galaxy and displays hadronic jets emission. • Finally, concluding remarks from the presented studies and future perspectives are discussed in Chapter 8.

El cartografiat Physics of the Accelerating Universe (PAU) al telescopi William Herschel (WHT) farà servir una nova càmera òptica (PAUCam) amb un gran conjunt de filtres de banda estreta per a dur a terme un cartografiat de galàxies amb determinacions fotomètriques del desplaçament al roig (photoz) de precisió quasiespectroscòpica σ(z)/(1+z ) ~ 0,0035, així com també fer un mapa de l'estructura a gran escala de l'univers en tres dimensions fins iAB < 22.523.0. A la primera part de la tesi es presenta un estudi detallat del rendiment en photoz utilitzant simulacions fotomètriques de 40 filtres equidistants de 12.5 nm d'amplada (FWHM) cadascun, amb un ~25% de solapament entre ells i que en conjunt abasten de 450 nm a 850 nm en longitud d'ona, juntament amb un sistema de filtres de banda ampla ugrizY. A continuació, presentem la matriu de migració rij, que conté la probabilitat que una galàxia dins del interval j en desplaçament al roig real es mesuria l'interval i en photoz, i estudiar el seu efecte en la determinació de les correlacions espacials entre galàxies, tant les autocorrelacions com les correlacions creuades entre diferents intervals de photoz. Finalment, també estudiem l'impacte en el rendiment de la determinació de photozs en aplicar petites variacions en l'amplada, la cobertura de longituds d'ona, etc., del conjunt de filtres, i trobem una àmplia regió en la qual els conjunts de filtres lleugerament modificats ofereixen resultats similars, deduint que el conjunt original és prou òptim. A la primera part de la tesi, es fa ús d'un tall de qualitat en la determinació dels photoz, és a dir, s’eliminen aquelles galàxies de la mostra per a les quals se sospita que l'estimació del photoz podria ser poc fiable, per així aconseguir la precisió que es necessita. A la segona part de la tesi, es mostra que l'aplicació d'aquests talls de qualitat pot esbiaixar substancialment tant les correlacions entre galàxies mesurades a cadascun del intervals en photoz com les creuades. A continuació, es desenvolupa un mètode simple i eficaç per corregir aquest efecte fent servir les mateixes dades. Finalment, s'aplica el mètode al catàleg de MegaZ, que conté al voltant d'un milió de galàxies vermelles lluminoses amb un desplaçament al roig de 0.45 < z < 0.65. Després de dividir la mostra en quatre intervals de photoz d’amplada Δz = 0.05 utilitzant l'algoritme BPZ, veiem com les nostres correccions fan que les mesures de les correlacions entre galàxies en un mateix interval i entre els intervals creuats estiguin d’acord amb les prediccions. A continuació, busquem el senyal de les oscil·lacions acústiques de barions (BAO) en els quatre intervals de photoz, amb i sense l'aplicació dels talls de qualitat, i trobem un ampli acord entre les escales BAO extretes en ambdós casos. És interessant de notar que s'observa una correlació entre la densitat de galàxies i la qualitat de les determinacions de photoz fins i tot abans que s'apliqui qualsevol tall de qualitat. Això pot ser degut a efectes observacionals no corregits que resultin en gradients correlacionats en el cel entre la densitat de galàxies i la precisió en la determinació de photozs. El nostre procediment de correcció podria, doncs, ajudar a mitigar alguns d'aquests efectes sistemàtics. / The Physics of the Accelerating Universe (PAU) survey at the William Herschel Telescope (WHT) will use a new optical camera (PAUCam) with a large set of narrowband filters to perform a photometric galaxy survey with a quasispectroscopic redshift precision of σ(z)/(1 + z) ~ 0.0035 and map the largescale structure of the universe in three dimensions up to iAB < 22.523.0. In the first part of the thesis we present a detailed photoz performance study using photometric simulations for 40 equallyspaced 12.5nmwide (FWHM) filters with a ~25% overlap and spanning the wavelength range from 450 nm to 850 nm, together with a ugrizY broadband filter system. We then present the migration matrix rij, containing the probability that a galaxy in a true redshift bin j is measured in a photoz bin i, and study its effect on the determination of galaxy autoand crosscorrelations. Finally, we also study the impact on the photoz performance of small variations of the filter set in terms of width, wavelength coverage, etc., and find a broad region where slightly modified filter sets provide similar results, with the original set being close to optimal. In the first part of the thesis we make use of a photometric redshift (photoz) quality cut, that is removing those galaxies from the sample for which one suspects that the photoz estimation might be unreliable, in order to achieve the stringent photoz precision needed. In the second part of the thesis, we show that applying these photoz quality cuts blindly can grossly bias the measured galaxy correlations within and across photometric redshift bins. We then develop a simple and effective method to correct for this using the data themselves. Finally, we apply the method to the MegaZ catalog, containing about a million luminous red galaxies in the redshift range 0.45 < z < 0.65. After splitting the sample into four Δz = 0.05 photoz bins using the BPZ algorithm, we see how our corrections bring the measured galaxy autoand crosscorrelations into agreement with expectations. We then look for the BAO feature in the four bins, with and without applying the photoz quality cuts, and find a broad agreement between the BAO scales extracted in both cases. Intriguingly, we observe a correlation between galaxy density and photoz quality even before any photoz quality cuts are applied. This may be due to uncorrected observational effects that result in correlated gradients across the sky of the galaxy density and the galaxy photoz precision. Our correction procedure could also help to mitigate some of these systematic effects.

In this work, we study theoretical and observational issues about pulsars (PSRs), pulsar wind nebulae (PWNe) and supernova remnants (SNRs). In particular, the spectral modeling of young PWNe and the X-ray analysis of SNRs with magnetars comparing their characteristics with those remnants surrounding canonical pulsars. The spectra of PWNe range from radio to γ-rays. They are the largest class of identified Galactic in γ-rays increasing the number from 1 to ∼30 during the last years. We have developed a detailed spectral code which reproduces the electromagnetic spectrum of PWNe in free expansion (tage .10 kyr). We shed light and try to understand issues on time evolution of the spectra, the synchrotron self-Compton dominance in the Crab Nebula, the particle dominance in PWNe detected at TeV energies and how physical parameters constrain the detectability of PWNe at TeV. We make a systematic study of all Galactic, TeV-detected, young PWNe which allows to find correlations and trends between parameters. We also discuss about the spectrum of those PWNe not detected at TeV and if models with low magnetized nebulae can explain the lack of detection or, on the contrary, high-magnetization models are more favorable. Regarding the X-ray analysis of SNRs, we use X-ray spectroscopy in SNRs with magnetars to discuss about the formation mechanism of such extremely magnetized PSRs. The alpha-dynamo mechanism proposed in the 1990’s produces an energy release that should have influence in the energy of the SN explosion. We extend the work done previously done by Vink & Kuiper (2006) about the energetics of the SN explosion looking for this energy release and we look for the element ionization and the X-ray luminosity and we compare our results with other SNRs with an associated central source.

El objetivo de esta tesis es ampliar nuestra comprensión de la física de dos clases de fuentes astrofísicas entre las más importantes emisoras de radiación no-térmica: blazars y púlsares. En particular, la tesis relata sobre la observación del blazar B3 2247 381 y el púlsar del Cangrejo. Este estudio se llevó a cabo mediante la medición de rayos gamma por encima de ~50 GeV con los telescopios MAGIC. Las dos clases de fuentes incluidas en esta tesis no están fuertemente relaccionadas, sin embargo, representan dos ejemplos interesantes de cómo observaciones de rayos gamma en una gama de energía cerca del umbral de MAGIC puedan conducir a avances en la comprensión de los mecanismos de emisión, y a veces a descubrimientos sorprendentes. Los blazares son galaxias activas con un chorro relativista propulsado por su agujero negro central y dirigido hacia el observador. La emisión de rayos gammas procede de partículas cargadas aceleradas en el chorro. El tipo de partículas aceleradas, la posición de la emisión y el mecanismo de aceleración son algunas de las preguntas abiertas sobre los blazars. Además, su observación puede proporcionar límites sobre la luz de fondo extragaláctica (EBL), importante para comprender la formación y evolución de las primeras galaxias. B3 2247+381 ya se observó con MAGIC en el modo monoscópico en 2006, pero no fue detectado. En 2009, el comienzo de las observaciones estereoscópicas mejoró la sensibilidad de MAGIC, y se propuso su re-observación. Se detectó en Octubre de 2010, conseguentemente se determinó su espectro por encima de 200 GeV. No se encontró variabilidad. Esta evidencia, junto con las observaciones en otras longitudes de onda, se interpretó mediante un simple modelo Synchrotron Self Compton (SSC) a una zona con parámetros similares a los adoptados por otros blazars. Aunque B3 2247+381 no sea una fuente sorprendente,estos resultados conferman de la validez de modelo SSC y amplian la base de datos disponibles para estudios de EBL y de población. Los púlsares son estrellas de neutrones altamente magnetizadas, que girando emiten pulsos de radiación electromagnética en todas las longitudes de onda. Hasta hace poco, no se había detectado ningun púlsar por encima de 100 GeV, de acuerdo con la las predicciones del modelo “outer gap” (OG) de un corte exponencial en el espectro de energía alrededor de algunos GeV. MAGIC observó el púlsar del Cangrejo entre 2009 y 2011, recogiendo 73 horas de datos stereo de buena calidad. Un plug-in para el software de timing TEMPO2 fue escrito para calcular las fases de los succesos mediante efemérides radio. La análisis fue adaptada para obtener un bajo umbral de energía. Una pulsación significativa (>6.8 sigma) se detectó en el rango de energía 46-416 GeV. La curva de luz presenta dos picos (P1 y P2), en línea con los de energías más bajas, pero más estrechos y con proporción P1/P2 de 0,5. Los espectros de energía resueltos en fase continuan como una ley de potencia con un índice espectral de ~-4 hasta las energías más altas, en fuerte desacuerdo con todas predicciones. Un modelo OG ampliado interpreta esta emisión como procedente de inverse Compton scattering por pares secundarios y terciarios sobre fotones IR/UV. Otras explicaciones existen, algunas predicen características espectrales comprobables con más observaciones. Queda para averiguar si el Púlsar del Cangrejo es único en su clase o si la emisión de rayos gamma hasta centenares de GeV está presente en otros púlsares. Durante el transcurso de esta tesis también he trabajado activamente en el para la actualización de la camera y del sistema de lectura de datos de MAGIC, que asegurará observaciones más eficientes y más estables. / The goal of this thesis is to expand our understanding of the physics of two astrophysical source classes amongst the most prominent emitters of non-thermal radiation: blazars and pulsars. In particular, the thesis reports the observation of the blazar B3 2247+381 and the Crab pulsar. This study was carried out by measuring gamma-ray emission above ~50 GeV from these sources with the MAGIC telescopes. The two source classes covered in this thesis are not closely related, however they represent two interesting examples of how gamma-ray observations between 50 and few hundreds of GeV, an energy range close to the threshold of MAGIC, can lead to advancements in the understanding of the emission mechanisms, and sometimes to surprising discoveries. Blazars are a type of active galaxies with a relativistic jet powered by their central black hole and directed towards the observer. Gamma-ray emission originates from charged particles accelerated in the jet. The nature of the accelerated particles, the position of the emission and the acceleration mechanism are some of the open questions about blazars. Furthermore, their observation can provide indirect limits on the extragalactic background light (EBL), important for understanding early galaxy formation and evolution. B3 2247+381 was observed already by MAGIC in monoscopic mode in 2006, but eluded detection. In 2009, the commencement of stereoscopic observations enhanced the sensitivity of MAGIC, so it was proposed for re-observation. It was detected in October 2010, leading to the determination of its spectrum above 200 GeV. No significant variability could be found. This evidence, together with observations at other wavelengths, is interpreted using a simple one-zone Synchrotron Self Compton (SSC) model, with parameters similar to those adopted for other blazars. Even if B3 2247+381 was not a surprising source, these results confirm the validity of SSC models and enlarge the data base to be used in EBL and blazar population studies. Pulsars are highly magnetized, rotating neutron stars that emit periodic radiation at all wavelengths. Until recently, no pulsar was detected above 100 GeV, in agreement with the “outer gap” (OG) model predictions of an exponential cutoff in the energy spectrum at few GeV. For the Crab pulsar however, the presence of said cutoff was questioned in 2010 by MAGIC monoscopic measurement. MAGIC observed the Crab pulsar in stereoscopic mode between 2009 and 2011, collecting 73 hours of good quality data. A plug-in for the TEMPO2 timing software was written to calculate the event phases using radio ephemerides. The analysis cuts were customized to obtain the lowest energy threshold possible. A significant pulsation (>6.8 sigma) was detected in the energy range 46 - 416 GeV. The folded light curve shows two peaks (P1 and P2), aligned with the ones at lower energies, but narrower and with P1/P2 ratio of ~0.5. The phase-resolved gamma-ray energy spectra continue as a power-law with a spectral index ~-4 up to the highest energies, in stark disagreement with all predictions. An extended OG model interprets this emission as high-altitude inverse Compton scattering of secondary and tertiary pairs on IR/UV photons. Other explanations exists, some predicting spectral features testable with further MAGIC observations. It remains to be understood if the Crab pulsar is unique in its kind or if gamma-ray emission up to hundreds of GeV is present in other pulsars. During the course of this thesis I was also actively involved the work for the MAGIC camera and readout upgrade, which will assure more efficient and stabler observations in the future.

Avui en dia, l'Univers sembla estar experimentant una fase d'expansió accelerada, com ho demostren les dades de supernoves i posteriorment corroborada per una sèrie de mesuraments cosmològiques -molt recentment pel satèl·lit Planck. Mentre que aquesta expansió pot ser descrit en la teoria de la gravetat d'Einstein mitjançant la invocació de l'existència d'una positiva, però extremadament petita constant cosmològica, Λ, connectat al buit quàntic, s'han proposat moltes alternatives. A grans trets, el contingut d'energia de l'univers actual es pot dividir en 5% de la matèria bariònica i el 95% d'un invisible (conegut com el "sector fosc", perquè els seus components no interactuen electromagnèticament), el 25% del qual constituït per matèria no-relativista, partícules massives d'interacció feble ("matèria fosca freda") i un 75% d'un component amb una enorme pressió negativa, l'anomenada "energia fosca". La naturalesa d'aquest últim component és completament desconegut, això justifica que s'han proposat molts candidats "de prova". De moment, la més simple i de més èxit és la constant cosmològica, esmentada anteriorment. No obstant això, pateix de dos inconvenients principals a nivell teòric: el problema de la coincidència i el problema del “fine-tunning”. L'objectiu d'aquesta memòria és proposar i ajustar els models cosmològics de l'energia fosca que eviten aquestes dificultats. Aquesta tesi està organitzada de la següent manera: Els capítols § 2, § 3 i § 4 s'introdueixen conceptes bàsics utilitzats en considerar els diferents models que conformen el nostre treball de recerca. Els següents capítols se centren en els diferents models cosmològics. Al § 5, l'energia fosca compleix el principi hologràfic i es postula que interactua (també sense gravetat) amb la matèria fosca. El principi hologràfic estableix una escala de longitud, en aquest cas la longitud d' Hubble, és a dir, la distància que limita els esdeveniments causalment connectats. Al capítol § 6, s'estudia amb més profunditat el model anterior, i es presenta una alternativa al mateix. Tots dos models comparteixen l'evolució fons idèntica però cada component es comporta de manera diferent, la qual cosa indueix un comportament divers quan es consideren les pertorbacions. Això permet discriminar observacionalment un model de l'altre. Un model d'energia fosca hologràfica més es proposa en el § 7, aquest amb l’escala de longitud determinada per el Radi de Ricci (és a dir, la mida màxima d'una pertorbació que condueix a un forat negre). Un cop més, es suposa una interacció no-gravitacional entre l'energia fosca i la matèria fosca. Al § 8, s'estudia un model unificat (amb una unificació entre la matèria fosca ad energia fosca) proposat anteriorment. Atès que l'espai de paràmetres que s'ajusta a les dades observacionals és molt petit (i també en vista del seu interès teòric), descomponem el component únic en matèria fosca freda i buit que interactuen entre ells. Com a conseqüència, l'espai de paràmetres permesos queda augmentada considerablement. Encara que els models esmentats anteriorment imiten a nivell de fons el model ΛCDM estàndard, els components foscos evolucionen de manera molt diferent. Per estudiar-los rigorosament, els codis numèrics de les pertorbacions cosmològiques han de ser adequadament modificats, amb l'inconvenient d'incrementar notablement el temps de càlcul. Aquest fet és alleujat al § 9, on un nou mètode per calcular l'espectre de potència dels models d'energia fosca és proposat. Finalment, en el § 10 tres noves parametritzacions del paràmetre de desacceleració, amb base a arguments termodinàmics sòlids, es proposen i es contrasta amb les dades observacionals. / Nowadays the Universe appears to be undergoing a phase of accelerated expansion, as witnessed by supernovae data and later corroborated by a host a cosmological measurements -very recently by the Planck satellite. While this expansion can be described in Einstein’s theory of gravity by invoking the existence of a positive but exceedingly small cosmological constant, Λ, connected to the quantum vacuum, many alternative, and sometimes sophisticated, explanations have been proposed. Roughly, the energy content of the present universe can be split into 5% of baryonic matter and 95% of a non-visible (dubbed the “dark sector” because its components do not interact electromagnetically) whose 25% consists of non-relativistic, weakly interacting massive particles (“cold dark matter”) and a 75% of a component with a huge negative pressure, the so-called “dark energy”. The nature of the latter component is completely unknown; this justifies that many “trial” candidates have been proposed. By far, the simplest and most successful one is the cosmological constant, mentioned above. However, it suffers from two main drawbacks at the theoretical level: the coincidence problem and the fine tuning problem. The aim of this Memoir is to propose and constrain cosmological models of dark energy that circumvent these difficulties. This Memoir is organized as follows: The Chapters §2, §3 and §4 introduce basic concepts widely used when considering the different models that conforms our research work. The following Chapters focus on the different cosmological models. In §5 dark energy is considered connected to the holographic principle and posits that it interacts (also non-gravitationally) with dark matter. The holographic principle sets a length scale, in this case the Hubble length, i.e., the scale of the causally connected events. In §6 the previous model is studied more deeply and an alternative to it is presented. Both models share identical background evolution but each component behaves differently, which induces a diverse behavior at the perturbative level. This allows to observationally discriminate one model from the other. A further holographic dark energy model is proposed in §7; this one based on the Ricci length (i.e., the maximum size a perturbation can have leading to a black hole). Again, a non-gravitational interaction is assumed between dark energy and dark matter. In §8, a unified dark model (featuring a unification between dark matter ad dark energy) previously proposed is studied. Since the parameter space that fits the observational data is very narrow (and also in view of its theoretical interest), we decompose the single energy component into cold dark matter and quantum vacuum interacting with one another. As a consequence the allowed parameter space gets substantially augmented. Although the models mentioned above mimic at the background level the standard ΛCDM model, the dark components evolve very differently. To rigorously study them, the numerical codes for the cosmological perturbations must be suitably modified, with the drawback of notably increasing the computational time. This is much alleviated in §9 where a novel method to calculate the matter power spectrum of dark energy models is proposed. Finally, in §10 three model independent parameterizations of the deceleration parameter, based on solid thermodynamic arguments, are proposed and contrasted with the observational data.