Generally, service industries require a rapid innovation of service portfolios to gain and maintain a competitive advantage. In this context, service elimination is a tool of portfolio renewal, where customer retention is a strategic priority for companies. This is especially so because service elimination usually causes higher churn rates than an average churn in telecommunications. Thus, customer retention is seen as a major aspect in enhancing service elimination success. The purpose of this paper is to investigate the factors that increase customer churn in the case of service elimination. We use one of the three Hungarian telecommunication Operator's databases containing usage data three months before and after Service elimination in the course of a major service package reform. Contract-related information and demographics of 10 065 customers are used to differentiate between high and low churn factors, taking care of a possible sample selection problem. The results show that in the course of service elimination there is a significant positive relationship between price decrease, tenure, interaction intensity on the one, and customer retention on the other side. Besides these, demographics (age and residence) also play an important role in explaining churn rates during service elimination. Furthermore, we find that a higher monthly fee after elimination increases the customer´s usage intensity. This research aims to contribute both to service elimination, as well as to customer retention literature, by hierarchical modeling of retention and usage during service elimination with practical implications for decision-makers in rapidly innovating telecommunication markets. / Series: Department of Economics Working Paper Series

First, the baryonic content of simulated halos of virial masses between 5 x 10^{9} M_{\odot}$ to 5 x 10^{12} M_{\odot}$ in the APOSTLE project is examined in the context of the missing baryon problem. Baryonic particles in APOSTLE can be either stars or gas. Non-star-forming gas, or the circumgalactic medium (CGM) is further classified by temperature into the Cool CGM (CCGM, T < 10^{5} K), or the Warm-Hot CGM (WHCGM, T > 10^{5} K). APOSTLE halos are found to contain less than 60% of the expected mass of baryons (f_{b} = Ω{b}/Ω{m}, M_{b} = f_{b} x M_{200}) within their virial radius. The WHCGM contains 29% ± 10%, the CCGM 12% ± 5%, and the stars and star-forming gas 19% ± 5%. The metal content of the same halos is analyzed, and compared to the total metals produced by the stars within the virial radius. Over two thirds of the produced metals are retained within the halo, with 14% ± 3% in the WHCGM, 13% ± 4% in the CCGM, and 43% ± 9% in the stars and star-forming gas. Next, we focus on the overall distribution of matter within a 3Mpc radius from the Milky Way. Using the trends in APOSTLE volumes, I quantify both the ellipticity and orientation of this spatial distribution using the principal axes of the inertia tensor of the positions of these galaxies. The Zone of Avoidance has little impact on this result, and the short axis is aligned with that of the Supergalactic Plane, and is perpendicular to the vector separating the Milky Way and Andromeda galaxies. APOSTLE local group analogues are found to be similarly anisotropic, and like in the observed Local Group, the minor axis of that distribution is found to be perpendicular to the vector separating the two primaries. The angular momentum of the stellar disk shows weak alignment with the minor axis of the field galaxy distribution. In addition the simulations also suggest that the angular momenta of the two primary dark-matter halos tend to be anti-aligned. Additionally, stellar disks tend to orient themselves in the same direction as their halo. / Graduate

Questo lavoro di tesi è dedicato al problema della ricerca e<br />della caratterizzazione della \emph(materia oscura). A livello<br />osservativo, su diverse scale, da quelle galattiche (in<br />particolare nella Via Lattea) fino all'intero universo, esiste<br />disaccordo tra le stime \emph(dinamiche) della massa di oggetti<br />astrofisici (come galassie o ammassi di galassie) rispetto alla<br />stima della loro massa \emph(luminosa). Si tratta, in un certo<br />modo, di un problema di massa \emph(mancante). Si rende così<br />necessaria, nell'ambito del quadro teorico del modello<br />cosmologico standard, l'introduzione di una componente di materia<br />``oscura'', nel senso che non emette radiazione elettromagnetica,<br />la cui presenza può essere rilevata attraverso effetti<br />gravitazionali. Nonostante la convergenza di prove osservative ed<br />esigenze teoriche a sostegno dell'ipotesi della sua esistenza, un<br />interrogativo a cui non è ancora stata data una risposta<br />basata su solide evidenze sperimentali è quello della stessa<br />natura di tale componente di massa.<br /><br />Affrontiamo in particolare il problema della materia oscura negli<br />aloni galattici, dove le evidenze osservative (curve di rotazione)<br />risultano più stringenti. Per questo analizziamo un insieme<br />originale di dati sperimentali (i dati ``MDM'', frutto di una<br />apposita campagna osservativa tuttora in corso di svolgimento<br />presso l'osservatorio Michigan-Dartmouth-MIT, USA) acquisiti per<br />lo studio della componente oscura sotto forma di oggetti massivi<br />compatti (MACHOs, \emph(Massive Astrophysical Compact Halo<br />Objects)) nell'alone della Galassia (la nostra Via Lattea) e<br />della galassia vicina di Andromeda, M31 (ovvero NGC224). Questa<br />ricerca si basa su di un effetto di natura gravitazionale, il<br />\emph(microlensing), ovvero la deflessione della luce generata da<br />un oggetto oscuro massivo in moto che attraversa la linea di vista<br />tra l'osservatore e una sorgente luminosa che si manifesta con un<br />incremento della luminosità della sorgente. Dallo studio di<br />queste variazioni di luminosità nel tempo è possibile<br />risalire, per via indiretta, alla distribuzione della materia<br />sotto forma di MACHOs nell'alone. L'analisi è stata condotta<br />con la tecnica detta del \emph(pixel lensing) (proposta e<br />implementata dalla collaborazione AGAPE, \emph(Andromeda Galaxy<br />Amplified Pixel Experiment)), che permette il rilevamento di<br />variazioni di luminosità di stelle \emph(non) risolte (in<br />particolare questo consente di considerare le possibili sorgenti<br />in una galassia distante come M31).<br /><br />Nel capitolo 1, introdotti gli elementi del modello cosmologico<br />standard e quindi il problema della materia oscura<br />nell'appropriato contesto cosmologico e astrofisico, delineamo i<br />principi del \emph(microlensing) gravitazionale e il metodo del<br />\emph(pixel lensing). Nel capitolo 2 descriviamo l'apparato<br />sperimentale e l'acquisizione dei dati (a cui chi scrive ha avuto<br />modo di partecipare direttamente). Quindi analizziamo in<br />dettaglio il trattamento preliminare delle immagini necessario<br />per rendere significativo il successivo studio dei segnali<br />astrofisici interessanti. In particolare vengono discussi alcuni<br />aspetti quali la composizione di più immagini e le operazioni<br />di ``normalizzazione'' del flusso. Nel capitolo 3 affrontiamo le<br />tematiche connesse all'analisi del segnale rispetto al problema<br />della selezione di eventi di \emph(microlensing). Il ``rumore''<br />di fondo che ne contamina la ricerca è costituito da sorgenti<br />intrensicamente variabili. Per questo consideriamo in dettaglio<br />il modo di sfruttare la caratteristica \emph(acromaticità)<br />del segnale che ci interessa. Basandoci su di una opportuna<br />simulazione consideriamo inoltre il problema dell'efficacia dei<br />criteri di selezione adottati. Discutiamo infine i risultati<br />delle simulazioni Monte Carlo dell'esperienza. Vengono quindi<br />approfonditi, nel capitolo 4, diversi aspetti legati all'analisi<br />effettuata. Rivolgiamo particolare attenzione allo studio degli<br />effetti cromatici delle variazioni di luminosità rilevate e<br />discutiamo in questa prospettiva segnali di sorgenti variabili e<br />in particolare alcuni attribuibili a delle \emph(novæ).<br />Esponiamo quindi un primo risultato dell'analisi, lo studio del<br />prolungamento sui nostri dati di candidati eventi<br />\emph(microlensing) rilevati da altre collaborazioni. Infine<br />discutiamo i risultati della selezione, 5 \emph(curve di luce)<br />(la variazione di flusso nel tempo in un elemento<br />dell'im\-ma\-gi\-ne) compatibili con un segnale di<br />\emph(microlensing), e, alla luce delle simulazioni Monte Carlo,<br />le conclusioni fisiche riguardo al problema posto.<br /><br />La nostra analisi tende a confermare (in accordo con i risultati<br />di analoghe esperienze svolte nell'ambito della Galassia) che solo<br />una piccola frazione degli aloni galattici è costituita da<br />MACHOs, e in particolare a escludere come componente importante<br />quella di oggetti di massa substellare.

This study focuses on the spatial distribution of the M31 satellite system. A new Bayesian technique for determining object distances from the Tip of their Red Giant Branch is developed and used to obtain distance probability distributions for M31and 27 of its satellite galaxies. These distances are then used to calculate the satellite positions in three dimensions. Subsequent analysis of the resulting spatial distribution reveals striking inhomogeneity, with roughly half of the satellites confined to a curiously oriented thin disk. The distribution is also markedly asymmetric, with the majority of satellites lying on the Milky Way side of M31.

La nature de la matière sombre demeure aujourd'hui une des interrogations majeures de la cosmologie. Une hypothèse envisageable est qu'elle soit en partie constituée de matière baryonique ordinaire sous forme d'objets compacts sombres, appelés "MACHOs" (MAssive Compact Halo Objects), situés dans le halo des galaxies. Pour détecter de tels objets, il est possible de rechercher les effets de microlentille gravitationnelle qu'ils produisent lorsqu'ils passent devant une étoile d'arrière plan. La collaboration AGAPE effectue cette recherche en direction de la galaxie M31 (Andromède), située à environ 725 kpc. A cette distance, très peu d'étoiles sont résolues, c'est pourquoi la collaboration a dû imaginer et mettre en oeuvre une méthode d'analyse, nommée "méthode des pixels", permettant de détecter les variations de luminosité directement dans les pixels de la caméra CCD. <br> La collaboration POINT-AGAPE a observé M31 entre 1999 et 2002, à l'aide du télescope de 2,5 m Isaac Newton (INT), à La Palma, aux îles Canaries, avec la caméra grand champ WFC, couvrant deux champs de 0,3 deg$^2$. Cette thèse porte sur l'analyse des données issues des deux premières saisons d'observation (d'août 1999 à janvier 2001). Une dizaine de candidats microlentille ont été détectés. Dans la plupart des cas l'hypothèse d'étoiles variables reste vraisemblable et sera mieux contrainte lorsque la dernière saison de données sera analysée. Quatres candidats ont cependant particulièrement retenu l'attention car, ayant eu lieu sur des échelles de temps de quelques jours, il est particulièrement difficile d'envisager une alternative à leur interprétation en tant que microlentille. <br> Pour deux candidats sur les quatre, l'hypothèse d'auto-lentilles (i.e : les lentilles sont elles-mêmes des étoiles de M31 situées en avant plan des étoiles sources) est favorisée car ils sont situés proches du bulbe de la galaxie. Un troisième candidat se trouve à 2'54'' du centre de M32, une galaxie elliptique naine satellite de M31. Si M32 se trouve en avant plan de M31, la profondeur optique est vraisemblablement dominée à cet endroit par les événements ayant comme étoile source une étoile du disque de M31 et comme lentille une étoile de M32. Le dernier candidat est une étoile du disque de M31 amplifiée soit par un MACHO soit par une autre étoile du disque. Bien que la seconde éventualité semble moins vraisemblable, elle n'est pas exclue. Quoi qu'il en soit, le nombre d'événements détectés est très inférieur à celui prédit par la simulation Monte Carlo de l'expérience, même dans le cas d'un halo exempt de MACHO. Ceci montre que : soit il existe un biais mal compris dans l'efficacité de détection ; soit les modèles (fonctions de luminosité, de densité, etc.) adoptés pour simuler la galaxie doivent être revus. La première éventualité est en cours d'investigation.

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La découverte de l'expansion de l'univers par Edwin Hubble en 1929 et l'étude de modèles cosmologiques ont retiré à l'univers son image statique et infinie; l'univers évolue depuis plus de 13 milliards d'années, depuis le Big Bang. Le modèle cosmologique standard hiérarchique ΛCDM prédit que, durant cette évolution, les halos de matière noire auraient principalement accrété de la masse par fusions successives. L'évolution des baryons, qui se trouveraient être en quantité bien plus faible, aurait suivi celle de la matière noire. Deux types de fusions auraient structuré l'évolution des galaxies : les fusions mineures et majeures. De plus, une accrétion continue de gaz froid, similaire à de nombreuses fusions mineures, aurait aussi pu jouer un rôle dans l'assemblage de la masse des galaxies. Les fusions mineures et l'accrétion de gaz entraînent une évolution douce des galaxies. A contrario, les fusions majeures modifient brutalement la morphologie aussi bien que la cinématique des galaxies en fusion et forment ainsi de nouvelles galaxies. Une dernière forme d'évolution apparaît lorsque la galaxie est isolée ou pendant une période séparant deux épisodes de fusion : l'évolution séculaire. La morphologie et la cinématique d'une galaxie peuvent alors changer via des perturbations internes ou générées par la dernière fusion. L'évolution séculaire n'ajoute pas de masse à la galaxie; seule, elle est insuffisante pour créer une galaxie. Pour mieux contraindre l'évolution des galaxies, je me suis tout d'abord penché sur l'évolution des galaxies durant les huit derniers milliards d'années. Dans cette optique, j'ai travaillé sur des données observationnelles du programme IMAGES (Intermediate MAss Galaxies Evolution Sequence), une étude, basée sur 63 galaxies situées à des redshifts intermédiaires (z ∼ 0.6), ayant pour objectif de dresser un portrait de l'état des galaxies à redshifts intermédiaires et de comprendre les mécanismes à l'oeuvre dans leur évolution. J'ai principalement utilisé les méthodes de travail développées sur l'échantillon du projet IMAGES pour 12 nouvelles galaxies ayant un redshift moyen légèrement plus grand (z ∼ 0.7 au lieu de 0.6). Avec les données du HST provenant du relevé GOODS, j'ai classé morphologiquement les galaxies du nouvel échantillon. Puis, utilisant les données du spectrographe multi-objets GIRAFFE, j'ai déterminé la cinématique de ces galaxies. Je retrouve, pour une plus petite statistique, les résultats du projet IMAGES : la fraction importante de galaxies particulières qui représentent plus de 50% des galaxies de masses intermédiaires à des redshifts intermédiaires, au détriment des galaxies spirales ; une corrélation entre la classe morphologique des galaxies spirales et celle cinématique des galaxies en rotation; une tendance pour les galaxies particulières à avoir une cinématique complexe ou perturbée. Ces résultats impliquent que les galaxies ont changé de morphologie entre z = 0.7 et z = 0. Les galaxies ayant une cinématique complexe ou perturbée sur de grandes échelles (> 5 kpc) requièrent des mécanismes bouleversant l'ensemble du gaz. Le mécanisme d'évolution le plus apte à les expliquer est la fusion majeure plutôt que l'accrétion lente de gaz ou la fusion mineure de galaxies naines. Les galaxies elliptiques de l'univers proche étant déjà en place à z > 1, les galaxies particulières ont dû alors évoluer en galaxies spirales. Tester le scénario de reconstruction des galaxies spirales après une fusion majeure a été le second axe de mon travail de recherche. La fraction de gaz, plus élevée dans le passé (> 50 % à z ∼ 1 − 2), joue un rôle primordial dans ce processus de reconstruction. Une partie du gaz en se refroidissant après une fusion majeure tombe dans le potentiel de la galaxie tout en conservant son moment angulaire et peut ainsi reformer un disque. Hammer et al. (2005a) interprète la formation stellaire sur les huit derniers milliards d'années ainsi que l'évolution de la morphologie et des abondances des galaxies par des épisodes de fusions majeures suivis de formation de galaxies spirales par reconstruction d'un disque. Suivant ce scénario, de nombreuses galaxies spirales de l'univers proche résulteraient d'une fusion majeure. La galaxie M31 semble être une bonne candidate pour ce type de phénomène. Elle a un nombre d'amas globulaires et de galaxies naines près de deux fois supérieur à celui de la Voie Lactée, plusieurs courants stellaires dont le Giant Stream et surtout un bulbe classique. J'ai participé au travail de reconstruction de M31 après une fusion majeure via des simulations numériques afin de tester cette hypothèse. Une fusion majeure de rapport de masse ∼ 3, avec des fractions de gaz dépassant les 60 % et comprenant un premier passage il y a 8-9 milliards d'années et une fusion il y a 5-6 milliards d'années, reproduit les structures morphologiques et cinématiques principales de M31 (bulbe, disque épais, disque mince, Giant Stream), renforçant ainsi le scénario de reconstruction du disque après une fusion majeure. Mon dernier travail de recherche a porté sur les conséquences des fusions majeures sur leur environnement. En effet, les débris éjectés d'une fusion majeure peuvent atteindre des masses de plus de 15 % de la masse baryonique totale des galaxies en fusion. La majeure partie de la matière éjectée à grande distance pourrait être due à la formation de queues de marée durant la fusion. A l'intérieur de ces queues de marée, de nouvelles galaxies naines peuvent se former, des galaxies naines de marée. Une fusion majeure peut donc être la source de la formation de nouvelles galaxies. Si la majeure partie des galaxies spirales se sont formées par fusions majeures, les conséquences de ces dernières ne peuvent être négligées. Plus particulièrement, la fusion majeure qui serait à l'origine de M31 aurait pu essaimer des galaxies naines dans le Groupe Local. Il se trouve que les galaxies naines de la Voie Lactée ont deux particularités : une distribution spatiale en forme de plan épais, dénommée VPOS (Vast Polar Structure), et la présence de deux galaxies naines irrégulières, les Nuages de Magellan (MC pour Magellanic Cloud), très proches de la Voie Lactée (< 60 kpc). Mon travail a consisté à tester l'hypothèse qu'une queue de marée, éjectée par la fusion majeure de M31, ait pu former les galaxies naines compagnons de la Voie Lactée. Ce scénario est probant pour reproduire leur distribution spatiale et la distribution de leur moment angulaire. Cependant, il semble en contradiction avec les rapports M/L élevés dans les galaxies naines sphéroïdales déduits des mesures de dispersion de vitesse. Ces rapports s'expliqueraient par la présence de grandes quantités de matière noire alors que les galaxies naines de marée en sont dépourvues par essence. Cette apparente contradiction pourrait s'expliquer si l'hypothèse de la stabilité interne des galaxies naines est abandonnée. Plus généralement, cette étude relance la question de l'origine des galaxies naines. Sont-elles des reliques des galaxies primordiales de l'univers ou le résultat de fusions majeures? Si le phénomène de fusion majeure est confirmée comme le mécanisme principal de formation des galaxies spirales et si des études démontrent qu'un grand nombre de galaxies naines de marée sont créées lors de ces événements, la recherche sur la formation, le nombre et la distribution spatiale des galaxies naines sera alors à revoir.

Detailed chemical abundances of globular clusters in the Milky Way and M31 (the Andromeda Galaxy) are presented based on analyses of high resolution spectra. The unusual Milky Way cluster Palomar 1 (Pal 1) is studied through spectra of individual red giant branch stars; these abundances show that Pal 1 is not a classical globular cluster, and may have been accreted from a dwarf satellite of the Milky Way. The Milky Way globular clusters 47 Tuc, M3, M13, NGC 7006, and M15 are studied through their integrated light (i.e. a single spectrum is obtained for each cluster) in order to test high resolution integrated light analyses. The integrated abundances from these clusters reproduce the average abundances from individual stellar analyses for elements that do not vary within a cluster (e.g. Fe, Ca, and Ni). For elements that do vary within the clusters (e.g. Na and Mg) the integrated abundances fall within the observed ranges from individual stars. Certain abundance ratios are found to be extremely sensitive to uncertainties in the underlying stellar populations, such as input models, empirical relations to determine atmospheric parameters, interloping field stars, etc., while others (such as [Ca I/Fe I]) are largely insensitive to these effects. With these constraints on the accuracy and precision of high resolution integrated light analyses, detailed abundances are obtained for seven clusters in the outer halo of M31 that were recently discovered in the Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS) and are likely to have originated in dwarf galaxy satellites. Three clusters are relatively metal rich ([Fe/H] > −1.5) for their locations in the outer halo; their chemical abundances suggest that they likely originated in one or more fairly massive dwarf satellities. The other four are more metal-poor, and may have originated in less massive dwarf satellites. These results indicate that the Milky Way and M31 have both experienced some amount of accretion from dwarf satellites, though M31 may have had a more active accretion history. / Graduate