En esta memoria de tesis se expone el trabajo llevado a cabo por el doctorando durante los últimos cuatro años, el cual versa principalmente sobre diversos aspectos de soluciones cosmológicas obtenidas a partir de teorías de gravedad modificada. Para entender el origen y la importancia de las teorías de gravedad modificada es necesario comentar antes algunos hechos acontecidos durante el siglo XX en el marco de la cosmología. La cosmología como ciencia nació gracias a la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein. Antes de ésta, el espacio no era más que el lugar en el que las estrellas y los planetas residían y el tiempo no era más que algo que iba pasando, siendo espacio y tiempo dos cosas completamente desconectadas y que no se veían afectadas por lo acontecido en el Universo. Sin embargo, la teoría de Einstein derrumbó estas ideas, proponiendo que espacio y tiempo están ligados entre sí y que, además, no son meros espectadores de lo que sucede en el Universo, sino que se ven afectados por su contenido. Fue de esta manera como surgió el concepto de espacio-tiempo, el cual, según Einstein, se curva debido a la presencia de materia y/o energía (ya unificadas en su teoría de la relatividad especial). Las ecuaciones de campo de Einstein son las ecuaciones que permiten a la cosmología ser considerada como una ciencia, y establecen un diálogo entre la forma del Universo y el contenido de materia y energía que en él hay. Las primeras soluciones cosmológicas que se dieron para el Universo eran estáticas, sin embargo éstas se desecharon cuando se verificó que la ley de expansión propuesta por Hubble era cierta. La teoría más aceptada hoy en día para describir el Universo es la Teoría del Big Bang, que predice un universo en expansión que habría empezado tras una gran explosión. Entre los logros de esta teoría se encuentran el estar de acuerdo con la ley de Hubble, haber podido predecir el fondo de radiación cósmica de microondas o el ser capaz de explicar la abundancia relativa de elementos primordiales. Sin embargo, este modelo no se encuentra exento de problemas, ya que hay ciertos aspectos que la teoría no es capaz de explicar, entre ellos se encuentran el problema de la bariogénesis (explicar el proceso que produce la asimetría encontrada entre bariones y antibariones) o los problemas de la planitud y del horizonte. Si bien es cierto que alguno de estos problemas pueden ser subsanados completando la teoría del Big Bang con otras como el modelo inflacionario, se ha demostrado que estos parches también presentan sus propios problemas. Aún así, la teoría del Big Bang está considerada como la mejor descripción que tenemos del Universo. A pesar de los pequeños o grandes problemas que aún quedaban por resolver, parecía que la cosmología estaba destinada a vivir de manera más o menos plácida. Pero esta aparente calma se vio truncada cuando, a finales del siglo XX, dos grupos liderados por Saul Perlmutter y por Adam Riess y Brian Schmidt, respectivamente, descubrieron, a partir de observaciones de supernovas de tipo Ia, que el Universo se encuentra en una fase de expansión acelerada. Esto contrasta con la visión que aporta la teoría del Big Bang, ya que según este modelo el Universo habría surgido de una gran explosión, fruto de la cual se estaría expandiendo; sin embargo, debido a la atracción gravitatoria de la masa contenida en el Universo, dicha expansión debería ir frenándose. Además, el grupo de Perlmutter determinó que, para poder explicar este hecho en el seno de la teoría del Big Bang, asumiendo un Universo espacialmente plano, la materia ordinaria y la materia oscura aportarían un 28% del total del contenido del Universo, mientras que el 72% restante debería atribuirse a un tipo de energía exótica denominada energía oscura y que ejercería una fuerza repulsiva. El descubrimiento de la expansión acelerada del Universo fue el origen del surgimiento de un gran número de teorías cuyo objetivo era darle una explicación. La más aceptada actualmente es la teoría ¿-Cold-Dark-Matter (¿CDM) la cual propone que la energía oscura no es más que una constante cosmológica que daría cuenta de la energía de vacío del Universo. Otras teorías muy populares entre los cosmólogos para dar una explicación a la energía oscura son las teorías escalar-tensor, en las cuales la aceleración se consigue mediante la introducción de un campo escalar en el lagrangiano de la teoría, de manera similar a como el inflatón consigue la aceleración en el periodo de inflación. Básicamente, las teorías comentadas hasta ahora se basan en la introducción de algún tipo de materia o energía exótica en las ecuaciones de campo de Einstein para conseguir la aceleración deseada en el Universo. Sin embargo, ésta no es la única forma de conseguir el resultado deseado. Otra manera es suponer que las ecuaciones de Einstein son válidas hasta un cierto límite, pero han de ser modificadas más allá de este. De esta forma la aceleración en la expansión no estaría causada por un tipo de materia/energía exótica, sino que sería consecuencia de las nuevas ecuaciones. A este tipo de teorías es a las que se conoce como teorías de gravedad modificada. Entre los modelos que proponen modificar las ecuaciones de Einstein, para intentar dar una explicación a la actual aceleración en la expansión del Universo, se encuentran las teorías de gravedad modificada f(R). Estas teorías se basan en la sustitución de la curvatura escalar, R, en la acción de Einstein-Hilbert por una función genérica de la misma, f(R). Esta modificación, que a priori puede no parecer especialmente traumática, se traduce finalmente en que las ecuaciones de campo derivadas de la nueva acción sean ecuaciones diferenciales no lineales de cuarto orden, en lugar de ser de segundo orden como es el caso de las ecuaciones de campo de Einstein. Una parte muy importante, si bien no es la única, de los esfuerzos realizados para llevar a cabo este trabajo de tesis se basa en el estudio de diversos aspectos de diferentes teorías de gravedad modificada f(R). Uno de los bloques fundamentales de la memoria de la tesis es aquél dedicado a la reconstrucción de soluciones cosmológicas a partir de diferentes teorías gravitatorias. El objetivo es determinar si es posible encontrar una acción que sea capaz de reproducir una cosmología, dada por su factor de escala o su función de Hubble, y, en caso afirmativo, determinar la forma de dicha acción. Esta labor se ha llevado a cabo para teorías de gravedad modificada f(R) mediante el uso de dos esquemas de reconstrucción distintos, uno basado en el uso de un campo escalar y otro en el uso de las ecuaciones de campo obtenidas a partir de la acción de la teoría f(R). En el capítulo 2 se presentarán estos esquemas de reconstrucción y se analizarán los resultados obtenidos mediante el uso de ambos para una misma cosmología dada. Posteriormente, en el capítulo 3, se extenderá el uso de estos programas de reconstrucción a modelos cosmológicos acoplados de manera mínima a campos de Yang-Mills, estudiando de nuevo lo que ocurre con las soluciones obtenidas a partir de ambos métodos para una misma cosmología. Además, se llevará a cabo el desarrollo de un programa de reconstrucción para teorías de Yang-Mills acopladas de manera no-mínima a gravedad. Para terminar con el bloque dedicado a la reconstrucción de soluciones cosmológicas, se estudiará el caso de universos cíclicos en el seno de teorías de gravedad de Horava¿Lifshitz modificada. La gravedad de Horava-Lifshitz es una teoría renormalizable, propuesta por Horava, basada en la introducción de una anisotropía entre las cordenadas espaciales y la temporal, con la cual se rompe la invariancia bajo difeomorfismos de la Relatividad General. En el capítulo 4, se hará uso de los métodos de reconstrucción estudiados anteriormente para reconstruir un universo cíclico en el seno de teorías de gravedad de Horava¿Lifshitz modificada, dichas teorías se obtienen mediante una generalización del modelo de Horava-Lifshitz, de manera similar a como se obtienen las teorías f(R) a partir de la acción de Einstein-Hilbert. El estudio de la historia cósmica, y del crecimiento de las perturbaciones de densidad de materia, para diversos modelos f(R) viables constituye otra de las partes fundamentales de esta memoria de tesis. Debido a la arbitrariedad de la función f(R), existen infinitas teorías de este tipo, tantas como funciones que se puedan proponer; sin embargo, no todas ellas son viables, para ello han de cumplir con una serie de condiciones, como pueden ser pasar los tests de Sistema Solar y tener un acoplo gravitacional efectivo positivo. En el capítulo 5 se hará un estudio de la historia cósmica para dos modelos viables. Se analizarán numéricamente las oscilaciones de alta frecuencia de energía oscura producidas durante la época de dominación de materia, las cuales pueden producir algunas divergencias. Es por ello que se propondrán unos términos correctivos para los modelos que ayudarán a estabilizar estas oscilaciones sin hacer perder la viabilidad a los modelos. Para estas nuevas teorías se hará un estudio de la evolución que tendrían en el futuro y, además, se analizará de manera exhaustiva la historia de crecimiento de las perturbaciones de densidad de materia. Para llevar a cabo esta última tarea se determinará el índice de crecimiento para ambos modelos según tres parametrizaciones distintas. En la segunda parte del capítulo 5 se realizará un análisis de la época inflacionaria para dos modelos exponenciales. Para terminar con este bloque, en el capítulo 6, se estudiará el crecimiento de las perturbaciones de densidad de materia, de manera similar a como se hizo en el capítulo 5, para dos nuevos modelos f(R) viables. Un tercer bloque, que consta de dos capítulos, se dedica al estudio de otros aspectos importantes para las teorías gravitatorias, como es el caso del problema de la aparición de singularidades y el estudio del límite de campo débil en teorías f(R,G), siendo G el invariante de curvatura de Gauss-Bonnet. El caso de la existencia de singularidades futuras en el seno de teorías de gravedad modificada y de energía oscura es tratado en el capítulo 7, en el cual también se dará una clasificación de las mismas dependiendo de la magnitud causante de la divergencia. Si bien es cierto que, para tratar de manera rigurosa el tema de las singularidades, es necesaria una teoría cuántica de la gravedad, de la que aún hoy carecemos, también es importante intentar encontrar escenarios naturales a nivel clásico o semiclásico que sean capaces de curar la aparición de estas singularidades. En el capítulo 7 se propondrá una posible cura para este problema, la cual está basada en la adición de un término R^2 en el Lagrangiano de la teoría. Tras este análisis del problema de la aparición de singularidades en el seno de distintas teorías gravitatorias, en el capítulo 8 se afronta el estudio del límite de campo débil para las teorías de gravedad modificada f(R,G). Hasta finales del siglo XX, la Relatividad General de Einstein se había mostrado como la teoría gravitatoria más fiable, debido a la excelente concordancia entre sus predicciones y los datos observacionales que se tenían en ese momento. Sin embargo, el descubrimiento del actual estado de aceleración, en el que se ve inmersa la expansión del Universo, abrió una grieta en la teoría gravitatoria de Einstein, poniendo en duda su validez a grandes escalas y en regímenes de altas energías. Aún así, los excelentes resultados a cortas escalas, como a nivel de sistema solar, de la Relatividad General hacen que el análisis del límite de campo débil de cualquier teoría gravitatoria sea muy relevante, ya que éstas deberían ser capaces de reproducir los resultados obtenidos por la Relatividad General para pequeñas escalas. De esta manera, el estudio del límite de campo débil puede ser usado para desechar o seguir teniendo en consideranción una teoría gravitatoria. En el capítulo 8, se calcularán los límites Newtoniano, post-Newtoniano y post-post-Newtoniano de las teorías f(R,G); además, el límite Newtoniano se resolverá a partir de funciones de Green. Para finalizar con el capítulo se presentarán los límites Newtoniano, post-Newtoniano y post-post -Newtoniano para dos casos especiales, las teorías f(R) y f(G).} La memoria de la tesis finaliza con un bloque dedicado a las conclusiones generales obtenidas y a las cuestiones que quedan abiertas para un trabajo futuro.

L'objectiu d'aquesta tesi és l'estudi de l'aplicació de les funcions matemàtiques anomenades "wavelet" en diversos camps del procés de dades en Astronomia i Teledetecció. En el camp de l'Astronomia, s'ha estudiat la seva aplicació en la deconvolució d'imatges i la detecció de senyals periòdics. En el camp de la Teledetecció, s'ha treballat en la fusió d'imatges i el "clustering".

The aim of this thesis is two-fold. First it provides a general methodology for applying image deconvolution to wide-field CCD imagery. Second, two new CCD observational techniques and two data analysis tools are proposed for the first time in the context of high resolution astrometry, in particular for lunar occultations and speckle interferometry observations.In the first part of the thesis a wavelet-based adaptive image deconvolution algorithm (AWMLE) has been applied to two sets of survey type CCD data: QUasar Equatorial Survey Team project(QUEST and Near-Earth Space Surveillance Terrestrial(NESS-T). Richardson-Lucy image deconvolution has also been used with Flagstaff Transit Telescope (FASTT)imagery. Both the obtaining and performance of those images were accomplished by following a new methodology which includes accurate image calibration, source detection and centering, and correct assessment procedures of the performance of the deconvolution. Results show that AWMLE deconvolution can increase limiting magnitude up to 0.6 mag and improve limiting resolution 1 pixel with respect to original image. These studies have been conducted in the context of programs dedicated to macrolensing search (QUEST) and NEOs discovery(NESS-T). Finally, astrometric accuracy of FASTT images have not been found to change significantly after deconvolution. In the same way, no positional bias towards the centre of the pixel has been observed.In the second part of the thesis a new observational technique based on CCD fast drift scanning has been proposed, implemented and assessed for lunar occultations (LO) and speckle interferometry observations. In the case of LO, the technique yielded positive detection of binaries up to 2 milliarcseconds of projected separation and stellar diameters measurements in the 7 milliarcsecond regime. The proposed technique implies no optical or mechanical additional adjustments and can be applied to nearly all available full frame CCDs. Thus, it enables all kind of professional and high-end amateur observatories for LO work. Complementary to this work, a four-year LO program (CALOP) at Calar Alto Observatory spanning 71.5 nights of observation and 388 recorded events has been conducted by means of CCD and MAGIC IR array cameras at OAN 1.5m and CAHA 2.2m telescopes. CALOP results include the detection of one triple system and 14 new and 1 known binaries in the near-IR, and one binary in the visible. Their projected separations range from 90 to 2 milliarcseconds with brightness ratios up to 1:35 in the K band. Several angular diameters have been also measured in the near-IR. The performance of CALOP has been calibrated in terms of limiting magnitude (K down to 9.0) and limiting angular resolution (1-3 milliarcseconds).In addition, the binary detection probability of the program has found to be about 4%. Finally, a new wavelet-based method for extracting and characterizing LO lightcurves in an automated fashion was proposed, implemented and applied to CALOP database. This pipeline addresses the need of disposing of preliminary results in immediate basis for future programs which will provide larger number of events.In the case of speckle interferometry, CCD fast drift scanning technique has been validated with the observation of four binary systems with well determined orbits. The results of separation, position angle and magnitude difference are in accordance with published measurements by other observers and predicted orbits. Error estimates for these have been found to be 0.017 arcseconds, 1.5 degrees and 0.34 mag, respectively. These are in the order of other authors and can be considered as successful for a first trial of this technique.Finally, a new approach for calibrating speckle transfer function from the binary power spectrum itself has been introduced. It does not require point source observations, which gives a more effective use of observation time. This new calibration method appears to be limited to zenith angles above 30 degrees when observing with no refraction compensation devices. / En aquest treball s'han dissenyat i desenvolupat una sèrie de noves tècniques observacionals i eines d'anàlisi de dades en dues àrees ben diferenciades. D'una banda, la deconvolució d'imatges CCD de gran camp (tipus survey). D'altra banda, l'astrometria d'alta resolució, i en particular les tècniques observacionals d'ocultacions lunars i interferometria speckle. Quant a la primera, s'han aplicat dos algorismes de deconvolució (màxima versemblança Richardson-Lucy (MLE) i la seva variant adaptativa basada en wavelets (AWMLE)) a dades de tres projectes survey: el Flagstaff Transit Telescope (FASTT), el QUasar Equatorial Survey Team (QUEST) i el Near-Earth Space Surveillance Terrestrial (NESS-T). Els tres han vist restringida la seva magnitud i resolució límits a causa del mètode d'adquisició drift scanning (per a FASTT i QUEST) o la molt curta relació focal de l'instrument (NESS-T). S'ha proposat i implementat una nova metodologia per a l'aplicació de l'AWMLE i MLE per a les anteriors imatges. Aquesta permet avaluar la millora aportada per la deconvolució en termes d'increment de magnitud i resolució límits. A més, resulta del tot general i és exportable a altres dades survey. Els resultats obtinguts mostren que AWMLE permet aconseguir un increment en la magnitud límit de 0.6 mag i una millora en la resolució límit d'1.0 pixel. A més, s'ha comprovat que tals tendències són assimtòticament independents a partir d'un nombre d'iteracions suficientment gran. Paral·lelament, s'ha comprovat que la deconvolució MLE sobre dades FASTT no afecta significativament a la precisió astromètrica ni introdueix cap biaix posicional cap al centre del píxel. Quant a les ocultacions lunars, s'ha ideat, desenvolupat, implementat i avaluat una nova tècnica d'observació CCD per a ocultacions lunars. Éstà basada en el mètode d'adquisició "drift scanning" i permet mostrejar la intensitat de l'objecte ocultat cada 2ms. La tècnica permet a pràcticament qualsevol observatori (professional o amateur) afrontar programes d'ocultacions lunars amb propòsits de contribució científica. Paral·lelament, s'ha portat a terme un programa d'observació d'ocultacions lunars (anomenat CALOP) que durant 4 anys i 71.5 nits s'ha portat a terme a l'Observatorio Astronómico de Calar Alto, operant tant en el visible amb CCD com en l'IR amb la càmera MAGIC. Com a resultat, s'han aconseguit mesurar 3 diàmetres estel·lars de l'ordre de 7 mil.lisegons d'arc i detectar 15 nous sistemes binaris i un triple amb separacions angulars de fins a 2 mil.lisegons d'arc. Finalment, s'ha desenvolupat i implementat un nou algorisme de reducció automàtica d'ocultacions basat en wavelets. Tal algorisme ha estat aplicat satisfactòriament en la reducció del conjunt d'ocultacions (400) registrades en el programa CALOP, i permet afrontar la reducció de futures campanyes d'observació massiva. Quant a la interferometría speckle, s'ha ideat, desenvolupat, implementat i avaluat una nova tècnica d'observació CCD per a aquest tipus d'observacions d'alta resolució espacial. Éstà basada en el mètode d'adquisició drift scanning i permet mostrejar la intensitat de l'objecte dins de l'interval de coherència atmosfèrica. S'ha validat amb la mesura de 4 sistemes binaris d'òrbita coneguda. Els resultats de separació angular, angle de posició i diferència de magnitud estan d'acord amb els publicats per autors anteriors. La tècnica permet a pràcticament qualsevol observatori (professional o amateur) afrontar programes "speckle" amb propòsits de contribució científica. Finalment, s'ha ideat, implementat i validat una nova tècnica de autocalibració de dades speckle que permet estalviar temps d'observació.

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.