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

Los primeros tres capítulos de la tesis proporcionan una introducción a los temas defísica discutidos en la tesis. La tesis empieza con las nociones básicas sobre rayos cósmicos (capítulo 1),describiendo los resultados de la joven rama de investigación de astrofísica conocidacon el nombre de "Gamma-ray Astronomy" (capitulo 2), y &#64257;nalmente enfocando ladiscusión en los objetos astrofísicos sobre que la tesis se centra: los núcleos activos degalaxias (capitulo 3). La tesis sigue con tres capítulos que discuten las técnicas experimentales para elestudio de los rayos gamma.La técnicas de detección de rayos gamma, y los distintos tipos de detectores, sonanalizados primero (capitulo 4), prestando una atención especial a la explicación de latécnica de detección conocida como "IACT". Los telescopios MAGIC (capitulo 5) y susubsecuente cadena de análisis de datos (capitulo 6) son el tema de los siguientes capítulos, siendo los datos experimentales de la tesis tomados con precisamente estedetector (en el marco de trabajo de la colaboración MAGIC). Los dos capítulos siguientes relatan los resultados astrofísicos obtenidos durante la miinvestigación doctoral.Las medidas del &#64258;ujo de rayos gammas en la banda "VHE" (muy alta energía) desdetres famosos objetos astrofísicos (extra-galácticos), Markarian 421 y Markarian 501, enel marco de las mas completas campañas multifrecuencias realizadas en esto objetos (capitulo 7), y Messier 87, durante una fase muy activa en la banda de energía gamma(capitulo 8). Finalmente dos apéndices describen las dos mas relevantes tareas técnicas en queestuve involucrado durante mi doctorado. La primera es el desarrollo de una nueva técnica de análisis por los datos de MAGIC,técnica que usa el tiempo de llegada de las señales ademas de su intensidad (apéndiceA). La segunda es el desarrollo del software de adquisición de datos para el telescopioMAGIC-II (apéndice B), el segundo telescopio del sistema de detección conocido ahoracomo: 'MAGIC Florian Goebel Telescopes'. / The &#64257;rst three chapters of this thesis provide an introduction to the relevant physics topics discussed, starting from the basic notions and open questions about the Cosmic Rays (chapter 1), going through the achievements of the young branch of Astrophysics known as gamma-ray Astronomy (chapter 2), and focusing &#64257;nally on the astrophysicalobjects which are the subject of this thesis: the Active Galactic Nuclei (chapter 3). We propose then three chapters that discuss the experimental approach to the subject.The gamma-ray detection techniques and the type of detectors are &#64257;rst discussed(chapter 4), paying special attention to the explanation of the IACT technique.The MAGIC telescope(-s) (chapter 5) and its data analysis procedure (chapter 6) arethen discussed in detail, since the astrophysical measurements shown on this thesis areobtained in this framework. The next two chapters report on the physics results obtained in the course of my research. The measurement of the VHE gamma-ray &#64258;ux of three famous extragalactic sources,namely Markarian 421 and Markarian 501, in the context of the up to date mostcomplete multiwavelength campaigns ever organized on this type of objects (chapter 7),and Messier 87 during an important &#64258;aring activity (chapter 8). Finally, two appendices describe the most relevant technical developments to which Iwas committed during my PhD.The &#64257;rst is the development of a novel method for the analysis of the MAGIC telescopedata which makes use of the time information in the Cherenkov images (appendix A).The second is the development of the data acquisition software for MAGIC-II (appendix B), the second telescope of the 'MAGIC Florian Goebel Telescopes' array.

Per constrènyer models cosmològics mitjançant el creixement de les fluctuacions a gran escala de la matèria és cabdal entendre com les galàxies que observem tracen el camp de densitat de tot el conjunt de matèria. La relació entre el camp de densitat de matèria i el de galàxies s'acostuma a aproximar amb una expansió de segon ordre de la funció anomenada bias. La llibertat en els paràmetres d'aquesta funció redueix la informació cosmològica que es pot extreure de les observacions. En aquesta tesi estudiem dos mètodes per determinar els paràmetres del bias independentment del creixement. L'anàlisi es basa en la distribució de matèria de la gran simulació MICE Grand Challenge. Als halos, identificats en aquesta simulació, se'ls associen galàxies. El primer mètode consisteix en mesurar directament els paràmetres del bias d'estadístiques de tercer ordre de les distribucions d'halos i de matèria. El segon en predir-los a partir de l'abundància d'halos en funció de la seva massa (concepte al qual ens referirem com a funció de massa). Les nostres estimacions del bias amb estadístiques de tercer ordre es basen en les autocorrelacions i correlacions creuades de tres punts dels camps de densitat d'halos i de matèria, en l'espai de configuració tridimensional. Usant les autocorrelacion de tres punts i un model local i quadràtic del bias trobem una sobreestimació del $\sim20\%$ en el paràmetre lineal del bias respecte a la referència provinent de correlacions de dos punts. Aquesta desviació es pot deure a ignorar contribucions no locals i d'ordre superior a la funció bias, així com sistemàtics en les mesures. L'efecte d'aquestes inexactituds en les estimacions del bias en les mesures del creixement són comparables amb els errors en les nostres mesures, procedents de la variància de la mostra i del soroll. També presentem un nou mètode per mesurar el creixement que no requereix un model per a la correlació de tres punts de la matèria fosca. Els resultats d'ambdós enfocaments estan en acord amb les prediccions. Combinant les autocorrelacions i les correlacions creuades de tres punts, per una banda podem mesurar el bias lineal sense ser afectats per termes quadràtics (locals o no locals) en les funcions del bias, i de l'altra podem aïllar aquests termes i comparar-los amb les prediccions. Les nostres mesures de bias lineal a partir d'aquestes combinacions són molt consistents amb el bias lineal de referència. La comparació de les contribucions no lineals amb les prediccions revelen una forta dependència de les mesures amb desviacions significatives de les prediccions, inclús a escales molt grans.  El nostre segon enfoc per obtenir els paràmetres de bias són prediccions derivades de la funció de massa a través de l'aproximació de "peak-background !split". Trobem desviacions significatives del 5-10% entre aquestes prediccions i la referència a partir de les estadístiques de dos punts. Aquestes desviacions poden ser explicades només en part a partir dels sistemàtics que afecten les prediccions de bias, provinent del "binning" de la funció de massa d'halos, l'estimació de l'error de la funció de massa i la parametrització de la funció de massa a partir de la qual se'n deriven les prediccions de bias.  Estudiant la funció de massa trobem relacions entre diferents parametritzacions de la funció de massa. A més, trobem que el mètode estàndard de Jack-Knife sobreestima la covariança d'error de la funció de massa en el rang de baixa massa. Expliquem aquestes desviacions i presentem un nou i estimador de covariança millorat. / For constraining cosmological models via the growth of large-scale matter fluctuations it is important to understand how the observed galaxies trace the full matter density field. The relation between the density fields of matter and galaxies is often approximated by a second- order expansion of a so-called bias function. The freedom of the parameters in the bias function weakens cosmological constraints from observations. In this thesis we study two methods for determining the bias parameters independently from the growth. Our analysis is based on the matter field from the large MICE Grand Challenge simulation. Haloes, identified in this simulation, are associated with galaxies. The first method is to measure the bias parameters directly from third-order statistics of the halo and matter distributions. The second method is to predict them from the abundance of haloes as a function of halo mass (hereafter referred to as mass function). Our bias estimations from third-order statistics are based on three-point auto- and cross- correlations of halo and matter density fields in three dimensional configuration space. Using three-point auto-correlations and a local quadratic bias model we find a ∼ 20% overestimation of the linear bias parameter with respect to the reference from two-point correlations. This deviation can originate from ignoring non-local and higher-order contributions to the bias function, as well as from systematics in the measurements. The effect of such inaccuracies in the bias estimations on growth measurements are comparable with errors in our measurements, coming from sampling variance and noise. We also present a new method for measuring the growth which does not require a model for the dark matter three-point correlation. Results from both approaches are in good agreement with predictions. By combining three-point auto- and cross-correlations one can either measure the linear bias without being affected by quadratic (local or non-local) terms in the bias functions or one can isolate such terms and compare them to predictions. Our linear bias measurements from such combinations are in very good agreement with the reference linear bias. The comparison of the non-local contributions with predictions reveals a strong scale dependence of the measurements with significant deviations from the predictions, even at very large scales. Our second approach for obtaining the bias parameters are predictions derived from the mass function via the peak-background split approach. We find significant 5−10% deviations between these predictions and the reference from two-point clustering. These deviations can only partly be explained with systematics affecting the bias predictions, coming from the halo mass function binning, the mass function error estimation and the mass function parameterisation from which the bias predictions are derived. Studying the mass function we find unifying relations between different mass function parameterisation. Furthermore, we find that the standard Jack-Knife method overestimates the mass function error covariance in the low mass range. We explain these deviations and present a new improved covariance estimator.

El Medi Intergalàctic permet una caracterització de propietats bàsiques de l'univers tals com paràmetres fonamentals del model cosmològic, el creixement de pertorbacions primordials de densitat i formació de galàxies. Aquesta caracterització s'assoleix mitjançant l'absorció de la llum per part del Medi Intergalàctic a l'espectre d'espectres d'objectes llunyans i lluminosos. Tot això ens motiva considerar dos aspectes del Medi Intergalàctic: primerament utilitzarem simulacions numèriques i models teòric per comprendre les complexitats de la evolució no lineal del medi intergalàctic. D'altra banda l'ús d'un extens catàleg de sistemes d'absorció en espectres quasars proveïdes pel sondeig astronòmic anomenat Bariònic Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS). Per una part cal entendre tots els processos complexos que ocorren al medi intergalàctic, per això és necessari l'ús de simulacions hidrodinàmiques que permeten el seu modelat. S'ha procedit a extraure l'espectre de potències de la fracció transmesa a través de l'hidrogen atòmic d'un gran nombre de simulacions cosmològiques. Aquest espectre de potencies s'ha descrit acuradament amb una model teòric, el qual amb pocs paràmetres és capaç de ajustar les dades i permet fer prediccions i comparacions. En particular paràmetre de biaix que determina l'amplitud de l'espectre de potencies del bosc Lyα i distorsió deguda al redshift han segut fetes per a nombroses simulacions amb diferents cosmologies i propietats físiques. Per l'altra part el catàleg de dades de BOSS que disposa de més de trenta-mil sistemes d'alta absorció, o sistemes Lyα esmorteïts (DLAs, sigles en anglès), permet l'estudi detallat d'aquests. Els DLAs són denses reserves de gas clau per a la formació de galàxies i permeten traçar propietats cosmològiques. Aleshores s'ha procedit a fer un nou estudi en que es mesuren diverses amplades equivalents dels les línies d'absorció d'elements pesats associats al DLA. S'han combinat diverses línies a un nou paràmetre que s'anomenat “força metàl·lica”, la qual cosa permet obtenir informació d'una combinació de la dispersió de velocitats i metal·licitat per DLAs. Amb aquest mètode s'ha realitzat una classificació d'aquestos segons el nou paràmetre, que permet vore l'espectre conjunt per diferents poblacions, i així les seues propietats mitjanes. S'ha estudiat la evolució de la ”força metàl·lica” amb el redshift, que permetria una comparació amb models i simulacions. Finalment es podrà utilitzar per estudiar la variació del factor de biaix dels DLAs depenent de la nova parametrització. / The Intergalactic Medium (IGM), by means the Lyα absorption in quasar spectra ( this is called Lyα forest), is a unique tool allowing the study of the large scales of the universe, which in this way constrains several cosmological, the growth factor of the structure. Moreover the IGM also plays primordial role in galaxy formation. Understanding the physics of the IGM and the way non-linear processes affect the observed Lyα forest, hydrodynamical simulations are necessary because the non linear evolution of the physics cannot be treated in any analytic framework. At the same time, a large number of observations, which have been obtained from the Barionic Oscilation Spectrographic survey (BOSS) to be used in thesis allow studding in unprecedented large number of Lyα forest from quasar spectra, allowing to achieve major breakthroughs. In the 2nd chapter of this thesis we describe the methodology that we developed to extract the power spectrum from the transmission flux of the Hydrodynamical simulations. Using a set of simulations provided by various collaborators we study the effects of various simulation characteristics, such as resolution, box size, particles, and cell division, to see how they might affect the extracted power spectrum. Then we proceed to develop a model to fit the power spectrum of each of the simulations and in this way see the effects of different simulation and physical properties on the predictions from the power spectrum. Once the model fit has been obtained, the non linear power spectrum of the transmission can be related on the matter power spectrum, which on the form of its biased relation with the matter power spectrum contains the cosmological information. This relation is measured by the bias and redshift distortions that can be directly measured from simulations, making predictions for these values that could be later tested with the observations. In the 3rd chapter we use the data from the large catalogue of Damped Lyα systems (DLAs) provided by BOSS. These DLAs, broad regions of completely absorbed flux in the spectra of about 10% of the high redshift objects, the quasars. The DLAs are a large repository of neutral hydrogen, that is why they absorb all the flux that corresponds to their redshift. Since there is so much Neutral Hydrogen the absorption is damped, meaning that wavelength close to the one of the DLA also get absorbed, forming characteristic Lorenz wings that are sensitive to the column density of Hydrogen of the DLA. DLAs are interesting objects that are expected to be very relevant for galaxy formation, and also because they trace the large structure, therefore also being relevant for cosmology. They are, similarly to IGM of which they form part, a bridge between the large cosmological framework and the galaxies that populate the universe. The BOSS survey has allowed us for the first time have a set of thousands of DLAs. Given this amount of data and the interest of the DLAs, we developed a new method and a new parameterization to study the DLAs in the framework of large surveys such as BOSS. First we constructed a method to measure the equivalent width of several metal absorption lines associated with each DLA, even if individually they are not detected because they can not be observed due to the noise and resolution of the spectrum. The equivalent width are combined in a newly defined parameter called Metal Strength, which is a an optimal combination of the equivalent width of the metals measured for a DLA. This classification can then have many applications to measure the mean stack, mean bias and mean redshift evolution with respect this new parameter. The Metal Strength is therefore used to analyse the evolution and characteristics of the various populations of DLAs.

Els objectius essencials d'aquesta tesi són desenvolupar un model d'interpolació de dades climàtiques, usar aquesta informació per elaborar un model fitogeogràfic i derivar una cartografia a partir dels models numèrics.Aquest treball proposa una metodologia empírica per modelitzar i cartografiar distintes variables climàtiques mensuals i anual (temperatura mitjana de les mínimes, mitjanes i màximes i precipitació). El mètode consisteix en interpolar espacialment la informació de les estacions meteorològiques usant una anàlisi de regressió múltiple on les variables independents siguin les variables geogràfiques (altitud, latitud, continentalitat i radiació solar). Aquesta metodologia, a més, ha estat implementada en un Sistema d'Informació Geogràfica. L'obtenció de mapes objectius amb un nivell conegut d'error és una informació rellevant que a més ha estat comparada amb altres mètodes d'interpolació. Per cartografiar el model hem reproduït l'equació de l'anàlisi de regressió múltiple mitjançant àlgebra de mapes. Per poder realitzar aquesta operació hem generat prèviament una matriu ràster (mapa) de cada una de les variables independents. La resolució emprada és de 200 m per tota l'Espanya peninsular. Els mapes obtinguts (mapes potencials) han estat corregits mitjançant els residus de l'anàlisi de regressió. Aquests residus han estat interpolats a la resta del territori per obtenir mapes de residus que ens mostren les anomalies climàtiques (distingint les zones on el model prediu per sobre o per sota dels valors observats). Mitjançant aquests mapes d'anomalies corregim els mapes potencials per obtenir el que anomenem mapes reals. El model ha estat elaborat amb el 60% de les estacions i validat amb el restant 40% tot i que els mapes finals, lògicament, s'han elaborat amb el 100% de les dades. El resultats són força bons ja que s'obtenen valors (R2 del test) entre 0.81-0.89 com a mitjanes dels distints models testats.Hem utilitzat mapes climàtics, mapes orogràfics (altituds i pendents) i informació de la distribució d'espècies vegetals (parcel·les del segon Inventario Forestal Nacional) per elaborar els quadres d'exigències de les espècies vegetals arbòries més rellevants de l'Espanya peninsular. A partir dels quadres d'exigències hem calculat els estadístics descriptius (mitjana i desviació estàndard) que ens han permès tenir tres nivells distints: rang dins una desviació estàndard (68% de la població), dues desviacions (95%) i mínim-màxim (100%). Per a cada variable implicada hem reclassificat les matrius ràster amb valors 1 (dins l'interval) i 0 (fora l'interval). Finalment, per àlgebra de mapes hem obtingut uns mapes de distribució potencial d'espècies basat en un índex d'idoneïtat (nombre de coincidències). / Developing a numerical model to interpolate climatic data, using this information for building a fitogeographic model and mapping these numerical models are the main objectives of this thesis.This work proposes an empirical methodology to model and map some monthly and annual climatological variables (mean minimum temperature, mean temperature, mean maximum temperature and precipitation). The method consists in a spatial interpolation of the information available in the meteorological stations based in a multiple regression analysis where the independent variables are the geographical ones (altitude, latitude, continentality and solar radiation). Moreover, this methodology had been implemented in a Geographical Information System. Obtaining objective maps with a known error level is an interesting information that in addition have been compared with other interpolation techniques as classical (contour lines) and geostatisitcal (kriging). For mapping the model we have reproduced the equation of the multiple regression analysis using map algebra. Previously, however, we have built a raster matrix (map) of each one of the independent variables. We have worked with a 200 m resolution for the whole peninsular Spain. The obtained maps (potential maps) and have been corrected using the residual error of the regression analysis. These correctors have been interpolated for obtainig the anomaly maps. Using this anomaly maps we can correct the potential maps to obtain the real maps. We have used 60% of the stations to build the model and the remaining 40% for validation purposes. Nevertheless, the final maps have been built using the whole set of stations. The results are very interesting because we obtain values (R2 of the test) between 0.81-0.89 as mean values for the different tested models.We have used climatological maps, orographic maps (altitude and slope) and information about the distribution of vegetal species (plots of the second National Forestry Inventory) to build the ecological range of the most important trees of the peninsular Spain. From the ecological ranges we have calculated the descriptive statistics (mean and standard deviation) that allow us to obtain three different levels: range within one standard deviation (68% of the plots), two standard deviation (95%) and minimum-maximum (100%). For each involved variable we have reclassified the raster matrix with values of 1 (inside the range) and 0 (outside the range). Finally, using map algebra, we have obtained maps of potential distribution of vegetal species based in a suitability index (number of coincidences). Also, we have developed some applications of the climatological and fitogeographical models, being the most interesting one the prediction of the changes in species distribution assuming a climatic change.

No description available.