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 finalmente 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 flujo 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 first 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 finally 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 first 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 flux 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 flaring activity (chapter 8). Finally, two appendices describe the most relevant technical developments to which Iwas committed during my PhD.The first 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.

Existe una impresionante cantidad de evidencia, a todas las escalas, en favor de la existencia de la materia oscura - la componente del Universo invisible, no bariónica, que representa casi el 85% de su masa total. Aunque su existencia se postuló por primera vez hace más de 80 años, la naturaleza de la materia oscura sigue siendo hoy en día un misterio. Encontrar y entender la respuesta a esta pregunta es una de las tareas más importantes y emocionantes de la ciencia moderna. En el contexto de nuestra visión cosmológica actual del Universo, la materia oscura es considerada como un nuevo tipo de partícula, que interactúa débilmente con la materia ordinaria y la radiación. Además, esta nueva partícula es probablemente fría (no relativista), no bariónica, producida térmicamente en el Universo temprano y estable en escalas cosmológicas. Nuestra búsqueda de la partícula de materia oscura se lleva a cabo en paralelo con tres enfoques diferentes: la detección de la materia oscura producida en colisionadores, la detección directa de materia oscura por su interacciones en los experimentos subterráneos, y la búsqueda indirecta en el espacio de tierra y los observatorios de Partículas del modelo estándar creados en la aniquilación de materia oscura o la decadencia. Esta última estrategia es el tema de esta tesis. Los resultados presentados aquí son de búsquedas indirectas de la materia oscura en la galaxia esferiodal enana Segue 1, realizadas con los telescopios MAGIC de luz Cherenkov. El objetivo es reconocer los rayos gamma altamente energéticos producidos en la aniquilación o la desintegración de las partículas de materia oscura. Para ello, utilizamos algunas de las características espectrales únicas de los rayos gamma procedentes de dichos procesos. Un método de análisis específico, llamado el método de full likelihood, ha sido desarrollado para optimizar la la sensibilidad del análisis para las señales de materia oscura. El esquema de la Tesis se podría resumir de la siguiente manera: • Capítulo 1 presenta el paradigma de la materia oscura: cuáles son las evidencias astrofísicas y cosmológicas que sustentan la existencia de la materia oscura y cómo pueden conciliarse con nuestra actual imagen de la evolución del Universo. El capítulo termina con una revisión de algunos de los candidatos más motivados para partícula de materia oscura, con una discusión detallada sobre aquellos que son de especial interés para este trabajo. • Capítulo 2 está dedicado a describir las búsquedas de materia oscura. Se inicia con la presentación de las diferentes estrategias que emplean actualmente los diversos experimentos, incluyendo los resultados más destacaddos, para continuar con la descripción más detallada de las búsquedas indirectos. Se presta especial atención a las fotones de alta energía como mensajeros de búsqueda, contestando a las preguntas de qué señal se debe esperar, dónde buscarla y con qué instrumentos. • Capítulo 3 presenta el instrumento utilizado en este trabajo para las búsquedas de materia oscura - los telescopios MAGIC. El capítulo se divide en dos partes: la primera describe las propiedades técnicas del sistema; la segunda, la caracterización de su cadena de análisis estándar. • Capítulo 4 presenta la contribución científica original de este trabajo - el desarrollo del método de full likelihood, un método de análisis optimizado para el reconocimiento de las características espectrales que se esperan de los fotones originados por la materia oscura. En primer lugar, se presenta formalmente el método, y a continuación se procede a la caracterización de su comportamiento para un conjunto predefinido de condiciones, y se evalúa su rendimiento para determinadas formas espectrales. • Capítulo 5 presenta los resultados de este trabajo. En primer lugar, la motivación tras la selección de la galaxia Segue 1 como el candidato óptimo para las búsqueda de materia oscura con MAGIC. A continuación, se resumen los detalles de las observaciones realizadas y de la reducción de datos. Sigue el análisis de datos usando el método de full likelihood. Por último, el capítulo termina con los límites obtenidos en este trabajo para diferentes modelos de aniquilación de la materia oscura. Se presenta breve resumen de los puntos más relevantes de esta Tesis en las conclusiones. / There is an impressive amount of evidence, on all scales, favouring the existence of dark matter - an invisible, non-baryonic component of the Universe that accounts for almost 85% of its total mass density. Although its existence was for the first time postulated more than 80 years ago, the nature of dark matter still remains a mystery. Finding and understanding the answer to this question is one of the most important and exciting tasks of modern science. In the context of our current cosmological view of the Universe, dark matter is considered to be a new type of massive particle, that interacts weakly with ordinary matter and radiation. In addition, this new particle is most likely cold, non-baryonic, produced thermally in the early Universe and stable on cosmological scales. Our search for dark matter particle is carried out in parallel by three different approaches: detection of dark matter produced in colliders, direct detection of dark matter scattering off ordinary matter in underground experiments, and indirect search with space and ground-based observatories for Standard Model particles created in dark matter annihilation or decay. This last strategy is the subject of this Thesis. Results presented here are from indirect searches for dark matter in dwarf spheroidal galaxy Segue 1, carried out with the Imaging Air Cherenkov Telescopes called MAGIC. The objective is to recognize highly energetic photons, produced in annihilation or decay of dark matter particles, by some characteristic spectral features unique for gamma rays of dark matter origin. An dedicated analysis approach, called the full likelihood method, has been developed to optimize the sensitivity of the analysis for such dark matter signatures. The outline of the Thesis could be summarized as follows: • Chapter 1 introduces the dark matter paradigm: what are the astrophysical and cosmological evidence supporting the existence of dark matter, and how can they be reconciled with our current image of the evolution of the Universe. The Chapter ends with review of some of the best motivated candidates for dark matter particle, with detailed discussion about those that are of particular interest for this work. • Chapter 2 is devoted to dark matter searches. It begins with presentation of different strategies currently employed by various experiments and their most worth noting results, to continue with more detailed description of indirect searches. Special attention is devoted to the highly energetic photons as search messengers: what signal should be expected, where to look for it and with which instruments. • Chapter 3 introduces this work's tool for dark matter searches - the MAGIC Telescopes. Chapter is divided into two parts: one, describing the technical properties of the system, and the other, characterizing its standard analysis chain. • Chapter 4 presents the original scientific contribution of this work - the development of the full likelihood approach, an analysis method optimized for recognition of spectral features expected from photons of dark matter origin. First, the method is introduced, then characterized for the pre-defined sets of conditions and its performance evaluated for particular spectrum examples. • Chapter 5 brings the results of this work. First, the motivation behind the Segue 1 galaxy as the optimal dark matter candidate for searches with MAGIC is presented. Then, details of the carried observations and data reduction are summarized. This is followed by the full likelihood analysis of the data. Finally, this Chapter ends with the constraints obtained from this work for different models of dark matter annihilation decay. Brief summary of the most relevant points of this Thesis is presented in Conclusions.

Les mesures precises de la disminució extrínseca de l'espectre, que és a causa de l'absorció de raigs de gamma en el fons extragalàctic difús, de Nuclis Galàctics Actius distribuïts en una rang de redshift gran porten a una tècnica nova per realitzar mesures de les densitats cosmològiques. Aquesta tècnica nova per a la determinació dels paràmetres cosmològics té els següents trets característics:- És independent i es comporta diferentment d'altres tècniques actualment utilitzades.- No depèn de l'existència d'una candela estàndard independent del temps com en el cas de mesures realitzades amb Supernovae 1 A, encara que depèn de l'existència d'un fons de llum extragalàctica cosmològica des del ultra violeta fins al infraroig del qual, en la primera aproximació, se suposa que és uniforme i isòtrop en escales cosmològiques.- Utilitza Nuclis Galàctics Actius com fonts, i per això pot permetre l'estudi de l'expansió del nostre univers fins als redshifts observables més alts.Un cas realista, que utilitza fonts ja conegudes així com les característiques del Telescopi MAGIC obtingudes amb simulacions de Monte Carlo, permet obtenir, en el nivell estadístic, una determinació de la densitat de matèria en contra de la densitat d'energia fosca que està al nivell del millor resultat obtingut fins ara amb observacions combinades de Supernovae 1 A. El flux per als emissors de TeV extragalàctics ben establerts i per als millors candidats d'EGRET per emetre al rang d'energia que MAGIC cobrirà ha estat extrapolat. Això permet calcular la precisió sobre la determinació d'Horitzó de Raig Gamma, que estarà al nivell del 3-5 per cent amb un temps d'observació d'aproximadament 50 hores. Les fonts considerades cobreixen rang de redshift gran (0.031 a 1.8), proporcionant per això un bon mapa de l'horitzó de raig gamma com a funció del redshift. Per mesurar els paràmetres cosmològics s'ha realitzat un ajust multi paràmetres dels paràmetres cosmològics a l'horitzó de raig gamma com a funció del redshift. Els resultats podrien millorar dràsticament a causa de la descoberta esperada d'una abundància de fonts noves.També s'ha presentat una primera opinió de les incerteses sistemàtiques principals d'origen experimental i teòric. S'ha cregut que la principal incertesa experimental sistemàtica és l'escala d'energia global dels Telescopis Cerenkov, que té un efecte molt modest sobre els ajusts dels paràmetres cosmològics. La principal sistemàtic teòric ve de la suposició del fons de llum extragalàctic ultra violeta i infraroig i la seva evolució amb el redshift, que està limitant la capacitat per mesurar paràmetres cosmològics. El coneixement actual de la llum de fons extragalàctica fan que aquestes incerteses sistemàtiques siguin les dominants i per això s'han de tractar prudentment. / Precise measurements of the extrinsic cutoff, which is due to the absorption of gamma-rays in the diffuse extragalactic background, of Active Galactic Nuclei distributed in a large redshift range lead to a new technique to perform measurements of the cosmological densities. This new technique for the determination of the cosmological parameters has the following features:- It is independent and behaves differently from other techniques currently used.- It does not rely on the existence of a time-independent standard-candle as do the Supernovae 1A measurements, although it relies on the existence of a cosmological ultra-violet to infrared extragalactic background light which, in first approximation, is assumed to be uniform and isotropic at cosmological scales.- It uses Active Galactic Nuclei as sources, and therefore may allow the study of the expansion of our universe up to the highest observable redshifts.A realistic case using already known sources as well as the characteristics of the MAGIC Telescope from Monte Carlo simulations has been shown to provide, at the statistical level, a determination of the mass density against the dark energy density that is at the level of the best present results from the combined Supernovae 1A observations. The flux for the well established extragalactic TeV emitters and the best EGRET candidates to emit at the energy range MAGIC will cover has been extrapolated. This allows estimating the precision on the Gamma Ray Horizon determination, which will be at the percent level with observation times of about 50 hours. The considered sources cover a large redshift range (0.031 to 1.8), providing therefore a good mapping of the gamma ray horizon as a function of the redshift. To measure the cosmological parameters a multi-parameter fit of the cosmological parameters to the gamma ray horizon as a function of the redshift has been performed. The results could drastically improve due to the expected discovery of a plethora of new sources.A first estimation of the main systematic uncertainties of experimental and theoretical origin has also been presented. The main experimental systematic has been estimated to be the global energy scale of the Cerenkov Telescopes, which has a very modest effect on the cosmological parameter fits. The main theoretical systematic comes from the assumption of the ultra-violet to infrared Extragalactic Background Light and its redshift evolution, which is limiting the capability to measure cosmological parameters. The current knowledge of the Extragalactic Background Light leads these systematics to dominate and therefore they have to be carefully treated.

As is the way with books in general this document is presented in the form of chapters (seven in number) devoted to individual topics relating to the overall topic of Gaia astrometric data processing. We progress logically from the satellite to the equations for the astrometry to the implementation of a software system to process Gaia observations. After this we look at a few key astrophysical issues for Gaia and explain tests which have been carried out, using the implementation, concerning these effects. A few appendices provide additional information. Here an overview paragraph is provided for each of the chapters: This introductory chapter Section 1 provides an overview of the work as well as an overview of the satellite hardware for the reader unfamiliar with Gaia. In Section 2 the equations underpinning the astrometric solution are explained and developed toward the algorithms actually coded in the system. Section 3 provides details of the Java software framework which hosts the equations previously described. The framework itself has been tuned to effectively process Gaia observations and is the main original content of the thesis. This system is known as the Astrometric Global Iterative Solution or AGIS. Having looked at the implementation, a few of the astrophysical effects and design decisions which influence the solution are described in Section 4. Although no data has yet been received from Gaia, extensive simulations have been performed in the Gaia community. Some of the AGIS tests relating to the astrophysical phenomena described in Section 4 are reported in Section 5. In this manner a demonstration of the effectiveness of AGIS is presented. A discussion and overview of the development approach adopted for A GIS is presented in Section 6. The eXtreme programming approach is particularly suited to science development and worked well for this project in the form presented. Brief conclusions are drawn in Section 7. Appendix A provides a primer on Quaternions which are used for attitude modelling. A complete list of the mind boggling acronyms used in this document appears in Appendix B. Finally some published papers are included in Appendix C. / Esta tesis presenta el marco numérico y computacional para la solución astrométrica Gaia. También cubre las consideraciones astrofísicas relativas a la solución y los aspectos relacionados con la gestión de la implementación de un sistema tan complejo.

The goal of this thesis is to study the large scale structure of the Universe from a theoretical point of view. In particular, the different chapters of this thesis focus on developing statistic tools to improve the understanding the contents of the Universe. In Chapter 1 a brief introduction of the basics of cosmology and large scale structure of the Universe is presented. This is the starting point for the thesis and provides a vital background material for all the following works developed in the other Chapters. Chapter 2 is concerned to the development of an extension of the Halo Model. We study the possibility of modifying the standard halo model dark matter haloes properties to depend not only on the halo mass but also on the halo environment. Both theoretical and observational studies indicate that properties of dark matter haloes, and specially the way they host galaxies, namely the Halo Occupation Distribution (HOD), depend not only on the mass of the halo host but also on its formation history. This formation history dependence may be related to the halo-surrounding dark matter field. In this work we present a theoretical model that allows to incorporate in a simple way this extra dependence on the environment. In this model the whole population of dark matter haloes is split in two depending on whether the haloes live in high-density environments or in low-density ones. We explore how the dark matter and the galaxy correlation function is affected by this dependence on the environment though the dark matter halo profile or the HOD respectively. In Chapter 3 we explore the possibility of improving the measurement of the growth factor using dark matter tracers. We compare the accuracy in the measurement of the growth factor using a single and two different biased dark matter tracers separately. We make use of realistic bias models, which include non-linear and stochastic parameters, and we calibrate them using dark matter simulations and using haloes of a certain binmass as tracers. We expect that using this method the sample variance could be reduced and the accuracy of the measurements improved as previous works have shown. Chapter 4 is concerned to exploring how possible deviations of General Relativity can be detected using the bispectrum technique. We work with a suit of cosmological simulations of modified gravitational action f (R) models, where cosmic acceleration is induced by a scalar field that acts as a fifth force on all forms of matter. The goal is to see how the bispectrum of the dark matter field on mildly non-linear scales is modified by the extra scalar field. In particular we are interested in see which is the effect on the bispectrum, when different gravity models present the same power spectrum at late times. In Chapter 5 we propose a new simple formula to compute the dark matter bispectrum in the moderate non-linear regime (k < 0.4 h/Mpc) and for redshifts z ≤ 1.5. Our method is inspired by the approach presented by Scoccimarro and Couchman (2001), but includes a modification of the original formulae and a prescription to better de- scribe the BAO oscillations. Using ΛCDM simulations we fit the free parameters of our model. We end up with a simple analytic formula that is able to predict accurately the bispectrum for a ΛCDM Universe including the effects of Baryon Acoustic Oscillations. The major conclusions of the works presented in the thesis are summarised and discussed in Chapter 6. Also the possible future projects are discussed. / La cosmologia és la disciplina que estudia l’Univers com a conjunt. L’objectiu és indagar i entendre l’origen, l’evolució, l’estructura i el destí final del cosmos, així com les lleis que el regeixen. Actualment la cosmologia es fonamenta en la teoria del Big Bang, que engloba l’astronomia observacional i la física de partícules. A cosmologia, el terme d’estructura a gran escala es refereix a la caracterització de la distribució de matèria i radiació a escales típicament superiors a 10Mpc (desenes de milions d’anys llum). Les missions científiques de mapeig i cartografiat del cel han proporcionat informació essencial sobre el contingut i les propietats d’aquesta estructura. S’ha determinat que l’organització de l’Univers a aquestes escales segueix un model jeràrquic amb una organització superior de supercúmuls i filaments. A escales superiors no s’ha trobat evidència de cap estructura continuada. A aquest fenomen se’l coneix com el Final de la Grandesa. L’objectiu d’aquesta tesi és l’estudi de l’estructura a gran escala de l’Univers des d’un punt de vista teòric. En particular els diferents capítols d’aquesta tesi se centren en desenvolupar eines estadístiques per millorar l’enteniment de la natura dels constituents de l’Univers. En el Capítol 1 es presenta una introducció als conceptes bàsics de la cosmologia actual amb èmfasi en l’estructura a gran escala de l’Univers. En el Capítol 2 es presenta una extensió al models d’halos clàssic on s’inclou una dependència dels halos amb l’entorn. Amb aquest tipus de models s’espera poder explicar millor com les galàxies es distribueixen al cosmos d’acord amb les seves propietats físiques. En el Capítol 3 es presenta un mètode per determinar paràmetres cosmològics tals com el factor de creixement. L’avantatge de la tècnica presentada aquí és que permet reduir l’efecte de la variància còsmica que domina quan estudiem les escales pròximes a la grandària de l’Univers observat. En el Capítol 4 s’utilitza la tècnica del bispectre per determinar com de diferent és la Relativitat General de les teories de gravetat modificada al nivell de la funció de correlació de tres punts. En el Capítol 5 presentem una fórmula analítica pel càlcul del bispectre de matèria fosca calibrada a partir de simulacions de N-cossos. Finalment en el Capítol 6 presentem les conclusions d’aquesta tesi i les perspectives futures. Esperem que els treballs i esforços realitzats, així com els resultats obtinguts en aquesta tesi sigui útils per futurs projectes científics. En particular, esperem que les tècniques que aquí es presenten combinades amb dades de missions científiques de cartografiat i mapeig de galàxies puguin ser útils per extreure informació rellevant sobre l’evolució i estructura del cosmos i que així puguin ajudar a desentrellar la natura i les propietats de la matèria i energia fosca.

La Tesis contiene ciertos estudios relacionados con la difusión de rayos cósmicos. Está dividida en dos partes, una describe los modelos sobre la fenomenología de difusión de rayos cósmicos, y otra presenta las observaciones realizadas usando el experimento MAGIC y simulaciones del futuro Array de Telescopios Cherenkov (CTA, por sus siglas en inglés). En la primera parte, se introduce la teoría general más aceptada sobre la difusión de rayos cósmicos. Se cree que los remanentes de supernova (SNR) son uno de los escenarios más probables de aceleración de rayos cósmicos, tanto en procesos leptónicos como hadrónicos. El mecanismo de aceleración de partículas en cada SNR se asume que es aceleración por choque difuso (diffusive shock acceleration). Para obtener confirmación observacional de la aceleración de protones y otros núcleos, y distinguirlos de la emisión leptónica, se deben aislar los efectos de los múltiples mensajeros producidos por partículas secundarias. Partiendo de ahí, se desarrolla un modelo sobre los alrededores del SNR IC443 que explica la fenomenología de alta energía: los rayos cósmicos escapan del remanente, los más energéticos alcanzan antes la nube molecular situada delante de la misma y los menos energéticos aún permanecen confinados a los restos del SNR. Los resultados contrastados con las últimas observaciones obtenidas de la fuente explican su aparente desplazamiento cuando se observa a alta y a muy alta energía. También se presenta un modelo multi-frecuencia y multi-mensajero (fotones de todo el espectro electromagnético y neutrinos) de la emisión difusa de la galaxia con un estallido de formación estelar M82. Las predicciones para rayos gamma se comparan con (y explican satisfactoriamente) las posteriores detecciones en el rango energético comprendido entre los giga- y los tera-electronvoltios de las galaxias M82 y NGC 253, realizadas por el satélite Fermi y los experimentos en tierra H.E.S.S. y VERITAS. En la segunda parte de la Tesis, se describe la técnica de detección de rayos gamma desde tierra a través de la radiación Cherenkov. Esta técnica es explotada, entre otros, por el experimento MAGIC. Algunas de las observaciones realizadas por la estudiante con este telescopio se presentan como parte de esta Tesis. En primer lugar, se muestran los límites superiores (upper limits) al flujo de rayos gamma obtenidos con MAGIC-I sobre dos fuentes detectadas por el experimento Milagro y que se corresponden con dos fuentes brillantes del satélite Fermi en la región del SNR G65.1+0.6. Se cree que puedan tratarse de dos púlsares que inyectan energía y partículas en la nebulosa pulsada que las rodea. También se presentan resultados preliminares de observaciones en estéreo (con los dos telescopios MAGIC) del SNR IC443. El número de horas obtenido resulta insuficiente para completar el estudio morfológico dependiente de la energía para el que se enfocaba la obtención de estos datos, pero nuevas observaciones están previstas para el futuro. Finalmente, se introducen por primera vez algunas simulaciones realizadas con el futuro CTA y ciertos estudios espectrales sobre particulares casos científicos. En concreto, dichos estudios se centraron en los objetos ya discutidos en el resto de la Tesis, como el SNR IC443, las galaxias con estallido de formación estelar M82 y NGC 253, y nubes moleculares iluminadas por rayos cósmicos escapados de SNRs cercanos. El observatorio CTA representa el futuro de las observaciones de rayos gamma desde tierra, y prevé que se unan las colaboraciones de todas las instalaciones de telescopios actuales. El rango de energías se verá ampliado, la sensibilidad aumentará un orden de magnitud y la resolución angular se mejorará respecto a los experimentos existentes hoy en día. Esta Tesis representa, pues, sólo el principio de lo que queda por venir. / This Thesis deals with certain aspects on cosmic-ray diffusion. It is divided in two parts, one describes phenomenological models of cosmic-ray diffusion, and the other presents observations taken with the MAGIC experiments and simulations of the future Cherenkov Telescope Array (CTA). In the first part, the generally accepted theory for cosmic-ray diffusion is introduced. Supernova remnants (SNRs) are believed to be the more likely scenarios of cosmic-ray acceleration, considering both hadronic and leptonic processes. The mechanism for particle acceleration in each SNR is assumed to be diffusive shock acceleration (DSA). To obtain the observational confirmation of proton and nuclei acceleration, and distinguish it from leptonic emission, the effects of multiple messengers produced by secondary particles must be isolated. Following this, a model for the neighborhood of the SNR IC443 is developed, explaining the high energy phenomenology: cosmic rays escape from the remnant, the most energetic ones reach first the molecular cloud located in front of it and the least energetic ones still remain confined on the shell of the SNR. The results are confronted with the latest observations that are obtained from this source. The apparent displacement between high and very high energy detected sources is explained thanks to this model. Moreover, a multi-frequency and multi-messenger model (i.e., photons from the whole electromagnetic spectrum and neutrinos) for the diffuse emission coming from the starburst galaxy M82 is presented. The gamma-ray predictions are compared to the posterior detections in the energy range between the giga- and the tera-electronvolts of the starburst galaxies M82 and NGC 253, observed by the satellite Fermi and the ground-based experiments H.E.S.S. and VERITAS. The model explains rather satisfactorily these detections at high and very high energy. In the second part of the Thesis, the technique for the gamma-ray detection at ground level through Cherenkov radiation is described. This Cherenkov technique is used in the MAGIC experiment, among others. Some of the observations taken by the student with this telescope facility are presented as part of this Thesis. First, the upper limits to the gamma-ray flux coming from two sources in the region of the SNR G65.1+0.6 when observed with MAGIC-I are shown. These two sources were previously detected by the Milagro experiment and are associated with two bright sources in the Fermi catalog. One of the possible explanations is that these sources are two pulsars powering the pulsar wind nebula that surrounds them. Furthermore, preliminar results of the stereo observations (using the two MAGIC telescopes) of the SNR IC443 are presented. The goal for these observations is performing an energy-dependent morphological study. So far, the obtained number of hours is not enough, although new observations are planned for the near future. Finally, some simulations for the future CTA are presented for the first time, together with several spectral studies regarding interesting scientific cases. In particular, those studies are focused on objects that have been already mentioned in this Thesis, like the SNR IC443 and the starburst galaxies M82 and NGC 253, and also on molecular clouds that are illuminated by cosmic rays which escaped from nearby SNRs. The CTA observatory represents the future of the ground-based gamma-ray observations, and it is likely to include every collaboration from the existing telescope facilities nowadays. The energy range will be widened, the sensitivity will be one order of magnitude improved and the angular resolution will be enhanced respect to the existing experiments up to now. Thus, the present Thesis is just the tip of the iceberg of what is yet to come.