La historia de la astronomía es tan antigua como alcanzan nuestros registros. Todas las civilizaciones han estado interesadas en el estudio del cielo nocturno, sus objetos y fenómenos. Estas observaciones se realizaron a simple vista hasta el comienzo del siglo XVII, cuando Galileo Galilei empezó a usar un instrumento desarrollado recientemente llamado telescopio. Desde entonces, el rango de longitudes de onda accesible ha ido creciendo, con una explosión en el siglo XX gracias al desarrollo de instrumentos para observar los diferentes rangos: antenas (radio y submilimétrico), telescopios (óptico e infrarrojo) y satélites (ultravioleta, rayos X y rayos gamma de baja energía). Las últimas longitudes de onda del espectro electromagntico a las que se han accedido han sido los rayos gamma de muy alta energía. En este rango, los flujos son tan bajos que no pueden ser observados por instrumentos espaciales, cuyas áreas de colcción típicas son del orden de O(1) m2. Para detectar esta radiación, usamos la conocida como “imaging atmospheric Cherenkov technique”, basada en la detección de los flashes de luz Cherenkov que los rayos gamma de muy alta energía producen cuando interaccionan con la atmósfera. Este campo es muy joven, con la primera fuente descubierta en 1989 por el pionero telescopio Whipple. Es muy dinámico, con más de 150 fuentes detectadas hasta la fecha, la mayoría de ellas por MAGIC, HESS y VERITAS, que forman la generación actual de estos instrumentos. Finalmente, el campo es también muy prometedor, con la preparación de la siguiente generación de telescopios de este tipo: CTA, una matriz de telescopios que se espera completar en 2020. El trabajo presentado en esta tesis comprende todos los esfuerzos que he realizado para hacer que la astronomía de rayos gammas usando telescopios Cherenkov avance. La Parte I de la tesis es una introducción al universo no térmico, la técnica de “imaging atmospheric Cherenkov” y los IACTs MAGIC and CTA. La Parte II comprende todo el trabajo técnico realizado para conseguir bajar el umbral de energía de los IACTs. Esta parte incluye la simulación, caracterización y test del sistema de trigger analógico dise˜nado para alcanzar el umbral de energía más bajo posible con los LSTs de CTA. Junto a este trabajo, se ha buscado mejorar el sistema de trigger del telescopio MAGIC simulando, testando y poniendo en marcha un nuevo concepto de sistema de trigger estéreo para MAGIC . Este nuevo sistema, que usa la información de la posición de las cascadas en cada una de las cámaras de MAGIC para eliminar ruido, se denomina “Topo-trigger”. La parte científica de la tesis trata de fuentes galácticas observadas con los telescopiosMAGIC En la Parte III hablo del análisis de la emisión de rayos gamma de muy alta energía de pleriones: El descubrimiento de emisión de rayos gamma de muy alta energía del desconcertante plerión 3C 58, probable remanente de la SN 1181 AD y el plerión más débil detectado a estas energías hasta la fecha; la caracterización de la cola de emisión a las más altas energías detectadas desde la nebulosa del Cangrejo observándola a los más altos ángulos zenitales posibles; y el estudio de una componente adicional debido al efecto Compton inverso en los estallidos de rayos gamma reportados por el satélite Fermi-LAT en el régimen de sincrotrón. La Parte IV incluye la búsquedas de rayos gamma de muy alta energía de estrellas variables cataclísmicas. En un contexto multibanda, estudiamos la naturaleza de la emisión de rayos gamma de alta energía previamente declarada de la variable cataclísmica AE Aqr. También realizamos observaciones de novas y una nova enana para desvelar los mecanismos de aceleración que tienen lugar en este tipo de objetos y descubrir una componente hadrónica putativa de la emisión de rayos gamma de baja energía. Un capítulo de conclusiones resume todo el trabajo realizado y los prospectos relacionados con los temas tratados en esta tesis. / The history of astronomy is as ancient as the reach of our written records. All the human civilizations have been interested in the study and interpretation of the night sky and its objects and phenomena. These observations were performed with the naked eye until the beginning of the 17th century, when Galileo Galilei started to use an instrument recently developed called telescope. Since then, the range of accessible wavelengths has been increasing, with a burst in the 20th century with the developing of instruments to observe them: antennas (radio and submillimeter), telescopes (optical, IR) and satellites (UV, X-rays and soft gamma rays). The last wavelength range accessed was the Very-High-Energy (VHE) gamma rays. At this range fluxes are so low that it is not possible to use space-based instruments with typical collection areas of O(1) m2. We must resort to the imaging atmospheric Cherenkov technique, which is based on the detection of the flashes of Cherenkov light that VHE gamma rays produce when they interact with the Earth’s atmosphere. The field is very young, with the first source discovered in 1989 by the pioneering Whipple telescope. It is very dynamic with more than 150 sources detected to date, most of them by MAGIC, HESS and VERITAS, that make up the current generation of instruments. Finally, the field is also very promising, with the preparation of a next generation of imaging atmospheric Cherenkov telescopes: CTA, that is expected to start full operation in 2020. The work presented in this thesis comprises my e orts to take the ground-based -ray astronomy one step forward. Part I of the thesis is an introduction to the nonthermal universe, the imaging atmospheric Cherenkov technique and the Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes (IACTs) MAGIC and CTA. Part II deals with several ways to reduce the trigger threshold of IACTs. This includes the simulation, characterization and test of an analog trigger especially designed to achieve the lowest possible energy threshold with the LSTs of CTA. Together with this work, the trigger of the MAGIC telescopes was improved. We have simulated, tested and commissioned a new concept of stereoscopic trigger. This new system, that uses the information of the position of the showers on each of the MAGIC cameras, is dubbed “Topo-trigger”. The scientific fraction of the thesis deals with galactic sources observed with the MAGIC telescopes. In Part III, I talk about the analysis of the VHE -ray emission of Pulsar Wind Nebulae (PWNe): the discovery of VHE -ray emission from the puzzling PWN 3C 58, the likely remnant of the SN 1181 AD and the weakest PWN detected at VHE to date; the characterization of the VHE tail of the Crab nebula by observing it at the highest zenith angles; and the search for an additional inverse Compton component during the Crab nebula flares reported by Fermi-LAT in the synchrotron regime. Part IV is concerned with searches for VHE -ray emission of cataclysmic variable stars. I studied, on a multiwavelength context, the VHE -ray nature of the previously claimed pulsed -ray emission of the cataclysmic variable AE Aqr. I also performed observations of novae and a dwarf nova to pinpoint the acceleration mechanisms taking place in this kind of objects and to discover a putative hadronic component of the soft -ray emission. A conclusion chapter summarizes all the work performed and lists prospects related with the topics treated in this thesis.

The main purpose of this thesis is to map the radial variation of the stellar density for the young stellar population in the Galactic anticenter direction in order to understand the structure and location of the Perseus spiral arm. A uvbyHbeta Stroemgren photometric survey covering 16 square degrees in the anticenter direction was carried out using the Wide Field Camera at the Isaac Newton Telescope. This is the natural photometric system for identifying young stars and obtaining accurate estimates of individual distances and ages. As a result, a main catalog of 35974 stars with all Stroemgren indexes has been obtained, together with a extended one with 96980 stars with partial data. The central 8 square degrees have a limiting magnitude of V~17mag, while the outer region reaches V~15.5mag. These large samples permit us to analyze the stellar surface density variation associated to the Perseus arm and to study the properties of the stellar component and the interstellar extinction in the anticenter direction. To compute the physical parameters for these stars two different approaches have been used, 1) the available pre-Hipparcos empirical calibrations based on cluster data and trigonometric parallaxes, and 2) a new model based method using atmospheric models and evolutionary tracks, optimized for stars up to Teff>7000K. Results for both of them have been compared with Hipparcos data looking for possible biases and trends. The obtained physical parameters allow us to select the intermediate young stars useful for our studies (B5-A3). These stars are young enough to still have a small intrinsic velocity dispersion (making them respond stronger to a perturbation), but they are also old enough to have approached a dynamic equilibrium with the spiral perturbation. Through their stellar distances, and after defining distance complete samples between 1.2 and 3kpc, we can trace the density distribution in the anticenter direction, finding a clear overdensity around 1.7kpc with an amplitude of 10% that can be associated to the Perseus arm. Those distance complete samples, having a statistical significant number of stars, built using the new model based method for distance estimation, show a significance of the Perseus arm peak overdensity larger than 3sigma. Exponential fittings also allowed us to constrain the radial scale length of the young population of the Galaxy between 2.0 and 2.6kpc, as well as to estimate the stellar density at the solar vicinity for stars between B4 and A1 type stars in 0.022star/pc2, well in agreement with the results obtained in the new version of the Besancon Galaxy Model. In addition, all these data allow the creation of a 3D extinction map, that carefully analyzed shows the presence of a dust layer clearly in front of the location of the stellar overdensity of the arm, suggesting that the corotation radius of the spiral pattern is further away of the position of the Perseus arm. The detection of this dust lane supports the existence of a density wave. Definitive confirmation will come from the ongoing spectroscopic survey using WYFFOS at the William Herschel Telescope in order to obtain radial velocities for a large subsample of the stars in our photometric catalog, that will allow us to trace the possible kinematic perturbation due to the presence of the Perseus arm. / Avui en dia, i després de molts anys d’investigació, encara no disposem d’una teoria completa sobre la forma i l’origen dels patrons espirals de la Via Làctia. I tot i ser conscients que són un factor important per explicar l’evolució dels discos galàctics, la manca d’evidències observacionals sobre els braços espirals de la nostra Galàxia és evident. Moltes preguntes clau encara no tenen resposta, com ara: quin és el mecanisme de formació i evolució de l’estructura espiral en discs estel•lars? Es tracta d’estructures transitòries o són estructures de llarga durada? Quins són els seus components bàsics; estrelles o gas? El treball realitzat durant aquesta tesi pretén ajudar a resoldre algun d’aquests interrogants. El principal objectiu és traçar el braç espiral de Perseu en la direcció de l’anticentre Galàctic. La feina desenvolupada es pot separar en tres apartats. En primer lloc, un mostreig amb fotometria Strömgren en la direcció de l’anticentre Galàctic, mitjançant el qual hem obtingut un catàleg de 96.980 estrelles, 35.974 d’elles amb informació completa en els sis filtres uvbyHβ, i totes elles en una regió de 16 graus quadrats del cel. En segon lloc, per tal d’obtenir els paràmetres físics per a aquestes estrelles, hem creat un nou mètode a partir de models atmosfèrics i evolutius. Finalment, s’ha utilitzat tota aquesta informació per estudiar la distribució de la densitat estel•lar en la direcció de l’anticentre. Aquestes dades també ens han permès crear un mapa d’extinció tridimensional, a partir del quan hem analitzat la distribució de pols així com la seva relació amb el braç espiral de Perseu.

Since white dwarfs are the final stage of the evolution of the vast majority of stars, they carry important information about the chemical evolution of our Galaxy, its star formation rate, and its structure and dynamics. This thesis pays attention to two related but distinct astrophysical problems involving white dwarfs. The first of these problems concern the nature and the location of the microlensing events towards the Large Magellanic Clouds (LMC), which still remains a mystery. The main observational groups, MACHO and EROS, are in dispute each, yet agreement has now been reached in some of the most important points. The second of the problems we address in this thesis is an open problem as well. Close compact binaries are at the heart of several interesting phenomena in our Galaxy as well. Close compact binaries are formed through at least one common envelope episode. Even though the basics concepts of the evolution during a common envelope phase are rather simple, the details are still far from being well understood. To shed light on these problems, we used an existing Monte Carlo simulator. We expanded this simulator integrating the most up-to-date white dwarfs cooling models as well as detailed modeling of our Galaxy and the LMC in order to mimic both the MACHO and EROS experiments. Additionally, we included the red dwarf population and performed a joint analysis of the contributions of both populations to the dark matter content of our Galaxy. Moreover, we studied the contribution of the subpopulation of white dwarfs with hydrogen-deficient atmospheres. On the other hand, our Monte Carlo code has been expanded to deal with those systems composed by a white dwarf and a main sequence star, which have evolved through a common episode. A detailed implementation of several different physical processes, including a full description of the mass transfer episode, a complete treatment of the Roche lobe overflow episode, gravitational tides and orbital evolution of the binary system, was performed. Furthermore, in our treatment we carefully included all the different selection criteria and observational biases. This allowed us to make a meaningful comparison with the available data, besides examining the role played by the binding energy parameter and by the common envelope parameter, not to mention the role played by the distribution of secondary masses of the binary systems. The results of our Monte Carlo simulations of the microlensing experiments show agreement with the findings of the EROS and MACHO survey. Our findings show that neither white dwarfs nor red dwarfs can be major contributors to the microlensing depth towards the LMC. These facts reinforce the idea, previously pointed by others studies, that the optical depth found by the MACHO survey is highly likely an overestimate, probably due to contamination of self-lensing objects, amid other possible explanations. Concerning the second point of this thesis, our Monte Carlo simulations correctly reproduce the properties of the observed population of post-common envelope white dwarf plus main sequence binaries, once biases are taken into account. The best-fit models are obtained with fractions less than ~20% of the internal energy contributing to the ejection of the star progenitor¿s envelope, and values for the common-envelope efficiency parameter less than ~0.3. To conclude, the work presented in this thesis poses an important step forward not only in constraining the microlensing discoveries, but also in validating models for the observed white-dwarf populations of our Galaxy.

The purpose of this work has been the study of Radio Emitting X-Ray Binaries (REXRBs) both from the observational and theoretical approaches. We have mainly concentrated in the analysis of their properties inferred from their emission in radio and X-ray wavelengths. Our observational contribution has been done specially at different centimetric and millimetric wavelengths, although contrast with other bands of the electromagnetic spectrum has been always considered. From the about 25 REXRBs detected, we have directly observed and analyzed the sources LS 1+61 °303 and Cygnus X-3, both radiostars known for they highly variable radio emission events. The most remarkable characteristic of LS I+61°303 is the recurrent display of radio outbursts that show complex light curve profiles with a period similar to 26.5 days. It is noticeable that, with the exception of pulsars, LS I+61°303 and Cygnus X-l, are the only two known periodic radio sources. Cygnus X-3 is also well known for the exhibition of strong radio flares. The system spends most of the time in quiescent state, at a level of few hundreds of mJv. It normally exhibits variability in time scales of hours suspected of having periodical or quasi periodical trends. When an outburst occurs the source reaches peak flux densities of tens of Jv at centimetric wavelengths, which converts it during some days in one of the brightest radio source of the sky. Cygnus X-3 strong flares are irregularly spaced with a mean recurrence interval of ~120 days. The flaring events are believed to involve the ejection and acceleration of ionized plasma clouds (plasmons) responsible for the radio emission via synchrotron radiation. The reasons for selecting this two sources as the objects to use in our study are mainly related to their flaring behaviour, and they can be summarized in the following points: · Due to their outbursting properties they are intrinsically interesting as independent sources among the REXRBs. · The sudden release of relativistic particles that provokes the flaring radio emission can help to better understand the origin of such particles and conditions of the system at the epochs of the outburst occurrence. That can be extrapolated to non-flaring radio emitters. · In concrete, the periodical behaviour of LS I+61°303 (the only REXRB of such characteristic in the northern hemisphere) allows to predict the phases when the source is in active state. Such predictability facilitates the scheduling of observations, depending on whether we are interested to perform the experiment in quiescence or in active state. It also permits to coordinate different instruments for multiple energy band monitoring of the source, normally preferred when it is in a high emission state. · The periodical behaviour itself is also very interesting. It is presumably related to the orbital motion of the system, and onset of outburst are suspected to occur near the periastron passage. Such behaviour can indicate a very eccentric orbit for the binary system LS I+61°303. The confirmation of such issues can provide clues for physical parameters also for more steady radio emitting REXRBs. as well as for non radio emitting X-ray binaries. · The observation of the temporal and spectral evolution of a radio flaring event, as well as the source structure at different spatial scales during it, can provide us with useful information of the mass of the particles involved, the energetic evolution of such radiating particles, the velocities acquired by the possible radio emitting bulk and its expansion rates, and the scenario in which the source is embebbed (geometry and strength of the magnetic field, surrounding non relativistic material, etc). · And finally, the study of these two objects is a continuation of the work per-formed by members of the research group where the author is integrated. They disposed of previous observations of these objects, as well as experience in radio single dish, and array observations and wide knowledge of this REXRBs and the different physical models that could describe them. This report is structured in 11 chapters, being the bulk of them (with the exception of the present one) distributed in three main differentiated parts. Each part is a compilation of the work performed to study the next different aspects of REXRBs and in particular of our selected objects: Part I - Highly energetic processes in REXRBs emission: In Chapter 2 we develop a theoretical model of the radio and X-ray emission arisen from a plasmon of relativistic particles within a REXRB scenario. In Chapter 3 we apply this model to observations of LS I+61°303 and Cygnus X-3. Part II - Radio images: We analyze sub-arsecond, arcsecond and arcminute images we have performed from different observation campaigns of LS I+61°303 and Cygnus X-3. They are described in Chapters 4, 5 and 6. Part III - Search for periodic behaviour in the radio and X-ray light curves: After a brief description of statistical methods to look for a periodic signal from a data set, in Chapter 7 we apply them to analyze the long and short time scales of the variable behaviour of the target sources. Chapter 8 is devoted to look for the instabilities in the ~ 26.5 days radio period of LS I+61°303, and Chapter 9 to analyze its 'micro-flares' repetitive behaviour at certain phases. Chapter 10 is as well devoted to periodicities of LS I+61°303, but in this case in the X-ray domain, and, finally, Chapter 11 analyzes the hour scale fluctuations observed in Cygnus X-3. / TÍTOL DE LA TESI:"Les estrelles binàries de raigs X amb emissió ràdio LS I+61°303 i Cygnus X-3" TEXT: Les binàries o estrelles dobles físiques són sistemes formats per dues estrelles lligades gravitatòriament. Avui en dia sabem que aquest és un fenomen molt comú a la Galàxia, on aproximadament la meitat de les estrelles s'han format donant lloc a aquesta mena de sistemes. Històricament, el seu estudi ha proporcionat molta informació sobre la física estel·lar. Per exemple, fins no fa gaire els sistemes binaris eren la millor eina disponible per a la mesura directa de la massa dels estels. Ha estat també gràcies a observacions de sistemes binaris contenint púlsars que s'ha obtingut la verficació de previsions de la teoria de la Relativitat General. Durant gran part de la seva vida, les components d'un sistema binari orbiten a distancias comparativament més grans que les dimensions del volum on domina la influència gravitatòria de cadascuna de les components (lòbul de Roche). Durant aquest temps, les estrelles del sistema evolucionen de la mateixa manera que ho farien si es trobessin aïllades. No obstant, les diferents etapes de l'evolució estel·lar per les que, inexorablement, cadascuna de les components haurà de passar segons la seva massa, poden fer que els paràmetres físics del sistema (massa, radi, semieix de l'òrbita, vent estel·lar, etc.) varîin apreciablement. A conseqüència d'aquests canvis, es poden produir situacions en què el radi d'una de les components es faci comparable, o fins i tot l'excedeixi, al tamany característic del seu lòbul de Roche. A partir d'aquí, és possible que s'estableixi una tranferència de massa entre les components del sistema. Altrament, aquesta transferència també poder ésser deguda al vent estel·lar. La captura o acreció d'una fracció d'aquesta massa, perduda pel-la component "donant", per part de la seva companya pot donar lloc a fenòmens capaços de modificar apreciablement les propietats globals del sistema, a l'hora que també pot generar un ampli ventall de fenòmens observacionals que es manifesten en gairebé tot l'espectre electromagnètic. És molt variada la "fauna" de sistemes binaris interactuants segons sigui el mecanisme concret de transferència de massa i el tipus d'estrelles components. En aquest treball ens ocupem en particular de les anomenades binàries de raigs X, de les quals s'en coneixen actualment més d'un centenar. Entre elles, però, centrem la nostra atenció en les que, a més, han estat detectades en ones de ràdio, a les quals ens referirem simplement per brevetat com a ràdio binàries X. Aquesta subclasse de les binàries de raigs X, amb emissió ràdio associada, és certament força heterogènia i fins avui s'en coneixen de l'ordre de 20 casos. A títol d'exemple, aquests inclouen sistemes com Cygnus X-l, el primer canditat a forat negre, LS I+61°303 i Circinus X-l, les dues úniques ràdiofonts del cel clarament periòdiques a part dels pulsáis, i Cygnus X-3, famosa per les seves erupcions ràdio on la lluminositat augmenta fins a tres ordres de magnitud en poc més d'un dia. L'interés astrofísic d'aquestes ràdio binàries X es podia entendre, fins no fa gaire, només en que molts dels processos físics que hi tenen lloc són versions a escala reduïda del que succeix en algunes galàxies actives i quàsars. Això ja és de per sí remarcable doncs, donat que totes elles són objectes pertanyents a la nostra Galàxia i per tant relativament propers, les tècniques observacionals de la Interferometria de Base Molt Llarga ( Very Long Base-line Interferometry o VLBI) ens permeten assolir-hi unes ressolucions espaials (~ 1 AU) impensables en una font extragalàctica. D'altra banda, les escales temporals d'emissió en ràdio binàries són relativament curtes (mesos o dies) i, en ocasions, fins i tot periòdiques d'acord amb el període orbital del sistema. Això facilita enormement preveure les èpoques d'observació en que hom espera més activitat. D'altra banda, aquest tipus d'objectes s'han beneficiat considerablement dels darrers avenços en les tècniques observacionals, tant des de terra com des de l'espai, que actualment fan possible realitzar observacions astronòmiques en tots els dominis de l'espectre electromagnètic. Això és particularment interessant quan s'aplica a astres que siguin détectables a la vegada en més d'un aquests dominis, com és el cas de les ràdio binàries X. Aleshores, les observacions multi-espectrals representen una eina molt important per a contrastar l'elaboració de models teòrics capaços de reproduir, de manera unificada, el comportament observat a longituds d'ona molt diferents (ràdio, infrarroig, òptic, ultraviolat, raigs X i raigs Gamma). Més recentment, però, s'hi ha afegit un nou punt d'interés després del descobri-ment de diverses fonts de raigs X durs (> 40 keV) en la direcció del centre galàctic. Aquests nous objectes presenten una contrapartida ràdio constituïda per una font central compacta i variable de la qual emana un jet bipolar. La interpretació més probable és que es tracta de ràdio binàries X on la component compacta és un forat negre amb un disc d'acreció, perpendicularment al qual s'ejecta plasma altament relativista en forma de jet col.limat. Una d'elles, GRS1915+105, ha resultat ser la primera ràdiofont coneguda de la Galàxia que ejecta matèria a velocitats aparent-ment superlumíniques. En general, les binàries de raigs X són sistemes formats per un estel normal i un objecte compacte i col·lapsat. Aquest darrer és habitualment un estel de neutrons però, en ocasions, pot tractar-se d'un forat negre. El nom de binàries de raigs X es justifica pels processos d'acreció de matèria sobre l'objecte compacte, els quals originen intenses emissions en aquest domini espectral. Segons la massa de l'estel normal, que actua com a donant de matèria, les binàries de raigs X es classifiquen a grans trets en d'alta massa o de baixa massa, sense que es coneguin exemples intermitjos. La component normal de les binàries massives pertany típicament a tipus espectrals primerencs mentre que, en les poc massives, aquesta és de tipus espectral més tardà. Suposem que la component compacta del sistema binari acreta matèria a un cert ritme Macc- Aleshores, la lluminositat del sistema Lacc es pot estimar suposant que tota l'energia cinètica del material acretat s'allibera en forma de radiació.

Se puede dividir mi tesis en tres partes: 1. Estudios de la emisi.n gamma de los sistemas binarios LS I +61 303 y LS 5039 a altas energ.as con el Fermi Large Area Telescope (LAT) y el primer descubrimiento de variabilidad superorbital a altas energ.as de la fuente LS I +61 303 Los sistemas binarios de rayos gamma son sistemas estelares cuyo espectro tiene su máximo a altas energías (sin tener en cuenta su emisión térmica). Ha sido detectada desde radio hasta rayos gamma (TeV), el sistema binario LS I +61 303 es muy variable en todas las frecuencias. Una característica de la variabilidad de este sistema es la modulación de su emisión a 26.496 días que coincide con su período orbital. En esta tesis mostramos por primera vez que la emisión gamma de LS I +61 303 presenta también una variabilidad superorbital con un período de 1667 días. Esta modulación es más presente en fases orbitales alrededor de apastro, aunque no introduce un cambio visible cerca de periastro. Además, se observa una aparición y desaparición de la variabilidad orbital en el espectro de potencias de los datos. Este comportamiento se puede explicar por una evolución cuasi-°©‐cíclica del disco ecuatorial de la estrella acompañante (estrella Be) cuyas características influyen en las condiciones para generar rayos gamma. Estos descubrimientos abren por primera vez la posibilidad de usar observaciones de rayos gamma para estudiar los discos de estrellas masivas en sistemas binarios excéntricos. 2. Estudios de la emisi.n gamma de magnetares a altas y muy altas energ.as con el LAT y con los telescopios Cherenkov MAGIC Los magnetares son una clase particular de estrellas de neutrones que muestran emisión desde radio hasta unos centenares de keV. Se pueden caracterizar por sus explosiones de rayos X y por sus perdidas de energía, las cuales son demasiado pequeñas para justificar su luminosidad en rayos X. Por esta razón, la teoría más aceptada es que la emisión X de la estrella de neutrones está suministrada por el decaimiento y las inestabilidades de sus altos campos magnéticos. En esta tesis, estos objetos han sido estudiados por primera vez a altas y a muy altas energías con el LAT y con los telescopios MAGIC. Hemos impuesto las primeras cotas a la posible emisión gamma de estos objetos. Además, este fuerte diagnóstico observacional fuerza una revisión del espacio de parámetros aplicable a la visibilidad del modelo de “outer gap” de Cheng & Zhang (2001) and Zhang & Cheng (2002) para cada magnetar. 3. Predicciones para la astronom.a Cherenkov con los telescopios CTA La siguiente generación de telescopios Cherenkov será CTA. Este experimento está ahora en la fase de diseño. En esta tesis, evaluamos las capacidades de CTA para estudiar la física no-°©‐térmica de sistemas binarios de rayos gamma. Eso requiere la observación de fenómenos a altas energías a tiempos y a escalas espaciales diferentes. Para hacer eso, hemos estudiado los sistemas binarios de rayos gamma en el contexto de la física conocida o esperada de estas fuentes. CTA será capaz de demostrar los procesos físicos detrás de la emisión gamma en sistemas binarios con una resolución espectral, temporal y espacial alta. Además crecerá el número de fuentes detectadas significativamente. Hemos observado que la sensibilidad de CTA conseguirá un muestreo de curvas de luz y espectros a escalas de tiempo muy cortas de alta calidad. Además, se podrá monitorear fuentes a tiempo largo usando una parte de los telescopios que todavía alcanzará una sensibilidad 2 o 3 veces mayor que cualquier instrumento actual operando a muy altas energías. En particular, es notable que CTA reducirá la indeterminación de los flujos e índices espectrales en unos cuantos factores. / My thesis can be divided into three parts: 1. Study of the gamma-­ray emission of the binary systems LS I +61 303 and LS 5039 at high energies with the Fermi Large Area Telescope (LAT) and the first discovery of superorbital variability at high energies from the source LS I +61 303. Gamma-­‐ray binaries are stellar systems for which the spectral energy distribution (discounting the thermal stellar emission) peaks at high energies. Detected from radio to TeV gamma rays, the gamma-­‐ray binary LS I +61 303 is highly variable across all frequencies. One aspect of this system's variability is the modulation of its emission with the timescale set by the 26.496-­‐day orbital period. In this thesis we show for the first time that the gamma-­‐ray emission of LS I +61 303 also presents a sinusoidal variability at the known superorbital period of 1667 days. This modulation is more prominently seen at orbital phases around apastron, whereas it does not introduce a visible change close to periastron. It is also found in the appearance and disappearance of variability at the orbital period in the power spectrum of the data. This behavior could be explained by a quasi-­‐cyclical evolution of the equatorial outflow of the Be companion star, whose features influence the conditions for generating gamma rays. These findings open for the first time the possibility to use gamma-­‐ray observations to study the outflows of massive stars in eccentric binary systems. 2. Study of the gamma-­ray emission of magnetars at high and very high energies with the LAT and the MAGIC Cherenkov telescopes. Magnetars are a peculiar class of neutron stars showing emission from radio up to some hundreds of keV. They can be characterized through their bursting behavior and through an energy loss rate, which is too small to power their X-­‐ray luminosity. Therefore, it is believed that the X-­‐ray emission of the neutron star is powered by the decay and the instabilities of their strong magnetic field. In this thesis, these objects are studied for the first time at high and very high energies with the LAT and the MAGIC telescopes. We put the first constraints on their emission in this high energy regime. Furthermore, this strong observational diagnostic forces a revision of the parameter space applicable for the viability of the outer gap model of Cheng & Zhang (2001) and Zhang & Cheng (2002) to each magnetar. 3. Prospects for the Cherenkov astronomy with the future Cherenkov Telescope Array (CTA). The next generation of Imaging Air Cherenkov Telescopes will be CTA. This experiment is nowadays in the design phase. In this thesis we evaluate the potentialities of CTA to study the non-­‐thermal physics of gamma-­‐ray binaries, which requires the observation of high-­‐energy phenomena at different time and spatial scales. To do so we study gamma-­‐ray binaries in the context of the known or expected physics of these sources. CTA will be able to probe with high spectral, temporal and spatial resolution the physical processes behind the gamma-­‐ray emission in binaries, significantly increasing as well the number of known sources. We found that the sensitivity of CTA will lead to a very good sampling of light curves and spectra on very short timescales. It will allow as well long source monitoring using subarrays, still with a sensitivity 2–3 times better than any previous instrument operating at VHE energies. In particular, it is noteworthy that CTA will reduce by a factor of a few the errors in the determination of fluxes and spectral indexes.

The high energy astrophysics, specifically the gamma-ray astrophysics, studies the processes that cannot be caused by hot matter but by other mechanisms colled non thermaland processes, which involve matter with energies above ~ 1 MeV. There are currently a number of instruments able to detect this radiation, such as AGILE and Fermi satellites or Cherenkov telescopes like MAGIC at the Earth's surface. In this thesis we studied two main types of systems that, as it has been observed or theoretically predicted, can produce gamma radiation : young stellar objects and high-mass X-ray binaries. Young stellar objects are found in regions of star formation, which are the cradles where new stars are being formed. The star-forming regions are populated with protostars and young stars, among other objects. Protostars still accrete matter from the parent cloud through an accretion disk, while expelling material through a jet formed by magnetic interaction. In these jets the particles are ejected at high speeds out of the system and in some cases reach relativistic velocities, as evidenced by the detection of non-thermal radio emission in some of these objects. In this thesis we are interested to find more evidence of young stellar objects that present non-thermal emission, either in the range of X-rays or gamma rays. To find new candidates have used the first catalog of the Fermi satellite and the catalogs of young systems in our Galaxy. Besides the search through catalogs, we did a study using archival X-ray XMM-Newton data on the young stellar object IRAS 16547-4247, which is known to display non-thermal radio emission. This object is a protostar still accretes material through an accretion disk and also ejects jets of material through particle. We discovered its X-ray counterpart and studied the interaction of its jets through a theoretical model. Finally, we studied a region of star formation that has been found in spatial coincidence with a second Fermi source catalog, known as Monoceros R2 . We analyzed the Fermi data from this source and our results allow us to say that the detected gamma-ray emission is consistent with that expected by the collective effects of a population of protostars. Among the other large block of this thesis there are high-mass X-ray binares. The most relevant of which we have studied is MWC 656. This system consists of a Be star and a black hole, a combination that has never been detected before. We have observed this source with XMM-Newton in X-rays and with the MAGIC Telescopes in very high energy gamma rays. Our X-ray observation has led to the discovery of the X-ray counterpart of this binary system and has allowed us to classify it as a high-mass X-ray binary, the first composed of a Be star and a black hole. Other systems we studied with MAGIC are HESS J0632 +057 and SS 433. HESS J0632 +057 is a binary system consisting of a Be star and a compact object of unknown nature and was identified by us as a gamma-ray emitter. We have also observed SS 433, the first microquasar ever discovered. We observed this source during 2010 May and June, but it has not been detected. We have calculated upper limits to the emission of very high energy gamma-rays to put constraints on the physical parameters of the system. / L'astrofísica d'altes energies i en concret l'astrofísica de raigs gamma, estudia els processos d'emissió que no poden ser causats per matèria calenta, sinó per altres mecanismes que anomenem no tèrmics i que comporten que la matèria que emet aquesta radiació tingui energies per sobre d'1~MeV. Actualment disposem d'un bon nombre d'instruments capaços de detectar aquesta emissió, com ara els satèl•lits Fermi i AGILE o els telescopis Cherenkov com MAGIC, a la superfície terrestre. En aquesta tesi hem estudiat principalment dos tipus de sistemes que, tal com s'ha observat o predit teòricament, poden produir radiació gamma: els objectes estel•lars joves i els sistemes binaris de raigs X d’alta massa. Els objectes estel•lars joves els trobem a les regions de formació estel•lar, que són els bressols on noves estrelles s'estan formant. Els pobladors de les regions de formació estel•lar són les protoestrelles i les estrelles joves, entre altres objectes celests. Les protoestrelles encara acretem matèria del núvol progenitor a través d'un disc d'acreció, i al mateix temps expulsen material per mitjà d'uns dolls formats per interacció magnètica. En aquests dolls les partícules són expulsades a grans velocitats cap a fora del sistema i en alguns casos assoleixen velocitats relativistes tal com evidencia la detecció d'emissió ràdio no tèrmica en alguns d'aquests objectes. En aquesta tesi ens hem interessat per trobar evidència de més objectes estel•lars joves que presentin emissió no tèrmica, ja sigui en el rang dels raigs X o dels raigs gamma. Per a trobar nous candidats hem aprofitat el primer catàleg del satèl•lit Fermi i l'hem creuat amb catàlegs d'objectes joves de la Galàxia. A més a més de la cerca per mitjà de catàlegs, hem fet un estudi en raigs X a partir de dades d'arxiu disponibles sobre un objecte estel•lar jove del que ja es coneix emissió no tèrmica en ràdio: IRAS 16547-4247. Aquest objecte és una protoestrella que encara acreta material per mitjà d'un disc d'acreció i que alhora expulsa material a través de dolls de partícules. Hem descobert la contrapartida en raigs X d'aquest sistema i l'hem estudiat per mitjà d'un model teòric. Finalment, hem estudiat una regió de formació estel•lar que s'ha trobat en coincidència espacial amb una font del segon catàleg de Fermi, coneguda com Monoceros R2. Hem analitzat les dades de Fermi d'aquesta font i els nostres resultats ens permeten dir que l'emissió gamma detectada és compatible amb el que s'esperaria que produissin un conjunt de protoestrelles. Dins de l'altre gran bloc d'aquesta tesi trobem les estrelles binàries de raigs X d'alta massa. El cas més rellevant dels que hem estudiat és el de MWC 656. Aquest sistema està format per una estrella Be i un forat negre, una combinació que mai s'havia detectat. Nosaltres hem observat aquesta font amb el telescopi de raigs X XMM-Newton i amb els Telescopis MAGIC, en raigs gamma de molt alta energia. La nostra observació de raigs X ha suposat la descoberta de la contrapartida de raigs X d'aquest sistema binari i ens ha permès classificar-la com a binària de raigs X d'alta massa, la primera composada per una estrella Be i un forat negre. Altres sistemes que hem estudiat amb MAGIC són HESS J0632+057 i SS 433. HESS J0632+057 és un sistema binari format per una estrella Be i un objecte compacte de natura desconeguda i va ser detectat per nosaltres com a emissor de raigs gamma. També hem observat SS 433, el primer microquàsar que es va descobrir. Hem observat aquesta font durant els mesos de maig i juny de 2010 però no s'ha detectat. Així, hem calculat límits superiors a l'emissió gamma de molt alta energia que serveixen per a posar restriccions en paràmetres físics.

Aquesta tesi engloba el treball fet durant els ultims quatre anys com a estudiant de doctorat a l’Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), emmarcat dins de la col·labaració Sloan Digital Sky Survey II Supernova (SDSS-II/SNe) Survey. Al primer capítol (§1) s’introdueixen els principals conceptes del Model Estàndar de Cosmologia, presentant els seus orígens, les propietats dels seus continguts, i les mesures de distància i brillantor. També es reconstrueix l’història de l’univers des del Big Bang i es resumeixen alguns dels descobriments més excitants que han confirmat les prediccions del Model Estàndar. Seguidament (§2), es dona una explicació detallada de les supernoves (SNe), incloenthi el mecanisme físic que dóna lloc a les explosions, les diferències entre els diferents tipus, i la seva classificació espectral. També es descriuen les propietats fotomètriques i espectroscòpiques de les supernoves de tipus Ia. Tot seguit, es resumeixen les mesures del ritme d’explosions, les propietats de les gal·làxies on resideixen les supernoves, i el seu ús en Cosmologia a través del diagrama de Hubble. Al següent capítol, (§3) es descriu la col·laboració SDSS-II/SNe Survey, una extensió de tres anys (2005-2007) del projecte Sloan (SDSS) que ha detectat i mesurat corbes de llum de centenars de supernoves tot escanejant el cel en repetides ocasions. Vam contribuir al seguiment espectroscòpic de les supernoves de SDSS-II/SNe, obtenint 23 espectres de supernoves durant 4 nits d’Octubre i Novembre (5-6 Oct. i 4-5 Nov.) del 2007, utilitzant el Telescopio Nazionale Galileo (TNG) situat a l’Observatorio del Roque de Los Muchachos (ORM) a l’illa de La Palma. Al capítol §4 es descriu tot el procés de reducció de les dades, des de l’adquisició de les imatges fins als espectres calibrats en flux i longitud d’ona. A continuació de la reducció dels espectres, al capítol §5, s’analitza una de les supernoves de tipus Ia menys lluminoses mai conegudes, la peculiar 2007qd, per la qual vam mesurar el primer espectre. Les propietats observades de la 2007qd la situen a la subclasse anomenada 2002cx, com a membre intermig entre la 2002cx i la 2008ha, enllaçant aquetes. Es presenten les observacions espectroscòpiques i fotomètriques de la supernova 2007qd i es comparen les seves propietats peculiars amb un ventall d’altres supernoves. Aquest anàlisi va ser publicat a McClelland et al. (2010). Al capítol §6, s’utilitzen les supernoves Ia descobertes pel SDSS-II/SNe Survey durant els tres anys d’activitat, per buscar dependències entre les propietats fotomètriques de les supernoves Ia i la projecció de la distància fins al centre de la gal·làxia on resideixen, utilitzant la distància com a aproximació a les propietats locals de les gal·làxies (ritme de creació d’estrelles, metalicitat local, etc.). Trobem que l’excés de color de les supernoves, parametritzat per AV a MLCS2k2 i per c a SALT2 decreix amb la distància projectada, en particular per les gal·làxies espirals. A més, amb menys significància, també es troba que l’amplada de la corba de llum, obtinguda amb MLCS2k2, està correlacionada amb la separació entre la supernova i el centre de la gal·làxia per les el·líptiques, així les supernoves amb corbes de llum més estretes, per tant menys lluminoses, s’observen més aviat a més distància del centre gal·làctic. Aquest anàlisi va ser presentat a la conferència Supernovae and their Host Galaxies que es va fer al Juny del 2011 a Sydney, i serà publicat a Galbany et al. (2011). Finalment, al capítol §7, es resumeix i es donen les conclusions d’aquesta tesi. / Esta tesis engloba el trabajo realizado durante los últimos cuatro años como estudiante de doctorado en el Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), enmarcardo en la colabaración Sloan Digital Sky Survey II Supernova (SDSS-II/SNe) Survey. En el primer capítulo (§1) se introducen los principales conceptos del Modelo Estándar de Cosmología, presentando sus orígenes, las propiedades de sus contenidos, y las medidas de distancia y brillo. También se reconstruyen la historia del universo desde el Big Bang y se resumen algunos de los descubrimientos más excitantes que han confirmado las predicciones del Modelo Estándar. Seguidamente (§2), se da una explicación detallada de las supernovas (SNe), incluyendo el mecanismo físico que da lugar a las explosiones, las diferencias entre los diferentes tipos, y su clasificación espectral. También se describen las propiedades fotomètricas y espectroscópicas de las supernovas de tipo Ia. A continuación, se resumen las medidas del ritmo de explosión, las propiedades de las galaxias donde residen las supernovas, y su uso en Cosmología a través del diagrama de Hubble. En el siguiente capítulo, (§3) se describe SDSS-II/SNe Survey, una extensión de tres años (2005-2007) del proyecto Sloan (SDSS) que ha detectado y medido curvas de luz para centenares de supernovas a través de escanear el cielo en repetidas ocasiones. Como parte del seguimiento espectroscópico de las supernova de SDSS-II/SNe, contribuímos obteniendo 23 espectros de supernovas durante 4 noches de Octubre y Noviembre (5-6 Oct. y 4-5 Nov.) del 2007, utilizando el Telescopio Nazionale Galileo (TNG) situado en el Observatorio del Roque de Los Muchachos (ORM) en La Palma. En el capítulo §4 se describe toda la reducción de datos, desde la adquisición de las imágenes hasta los espectros calibrados en flujo y longitud de onda. Siguiendo la reducción de los espectros, en el capítulo §5, se describe una de las supernovas de tipo Ia menos luminosa jamàs conocida, la peculiar 2007qd, para la cual medimos el primer espectro. Las propiedades observadas de la 2007qd la sitúan en la subclase llamada 2002cx, como miembro intermedio entre las supernovas 2002cx y 2008ha, enlazándolas. Se presentan las observaciones espectroscópicas y fotométricas de la supernova 2007qd y se comparan su propiedades con un conjunto de otras supernovas. Éste análisis fue publicado en McClelland et al. (2010). En el capítulo §6, se utilizan las supernovas Ia descubiertas por SDSS-II/SNe Survey durante los tres años de actividad, para buscar dependencias entre las propiedades fotométricas de las supernovas Ia y la proyección de la distancia hasta el centro de la galaxia donde residen, utilizando la distancia como aproximación a las propiedades locales de las galaxias (ritmo de creación de estrellas, metalicidad local, etc.). Encontramos que el exceso de color de las supernovas, parametrizado por AV en MLCS2k2 y por c en SALT2 decrece con la distancia, en particular para las galaxias espirales. Además, y con menos significancia, también se encuentra que la amplitud de la curva de luz, obtenida con MLCS2k2, está correlacionada con la separación entre la supernova y el centro de la galaxia para las galaxias elípticas, así las supernovas con curvas de luz más estrechas, y menos luminosas, se observan a más distancia del centro galactico. Este análisis fue presentado en la conferencia Supernovae and their Host Galaxies que tuvo lugar en Junio del 2011 en Sydney, y serà publicado en Galbany et al. (2011). Finalmente, en §7, se resume y se presentan las conclusiones de esta tesis. / This thesis comprises the work I have been doing during the last four years at Institut de Física d’Altes Energies (IFAE) as a PhD student, and has to be understood within the context of the Sloan Digital Sky Survey II Supernova (SDSS-II/SNe) survey. The content of this thesis is ordered as follows. In the next Chapter (§1) I introduce the main concepts of the Standard Model of Cosmology, presenting the origins, the properties of its contents, and the distance and the brightness measurements. I also reconstruct the history of universe since the Big Bang and summarize some of the most exciting discoveries that have confirmed the Standard Model predictions. In §2, a detailed explanation of supernovae (SNe) is given, including the physical mechanism that accounts for their explosions, the differences among the several types of SNe, and their spectral classification. We also describe the spectroscopic and photometric properties of Type-Ia SNe. After that, we review the SNe rate of the explosion measurements, the properties of their host galaxies, and their use in Cosmology through the Hubble diagram. After that, in §3, I describe the SDSS-II/SNe survey, a three-year (2005-2007) extension of SDSS of which I am an external collaborator, which has detected and measured light-curves for several hundred supernovae through repeat scans of the sky. As a part of the spectroscopic follow-up of the SDSS-II/SNe candidates, we contributed to the project taking spectra of 23 SNe during four nights in October and November (5-6 Oct. and 4-5 Nov.) of 2007 using the Telescopio Nazionale Galileo (TNG) located at the Observatorio del Roque de Los Muchachos (ORM) in La Palma. In §4, the whole reduction procedure, from the acquisition of the raw data by the telescope camera to the final flux-calibrated spectra, is described. Following the spectra reduction, in §5, I describe one of the most subluminous type-Ia events known, the peculiar 2007qd supernova, for which we took the first spectrum. The observed properties of 2007qd place it in the 2002cx subclass of supernovae, specifically as a member intermediate to 2002cx and 2008ha, linking these objects. We present the photometric and spectroscopic observations of 2007qd and compare its unique properties with a range of other SNe. This work was compiled and published in McClelland et al. (2010). Then, in §6, the three-year sample of Type Ia supernovae (SNe Ia) discovered by the SDSS-II/SNe Survey is used to look for dependencies between photometric SN Ia properties and the projected distance to the host galaxy center, using the distance as a proxy for local galaxy properties (local star-formation rate, local metallicity, etc.). We find that the excess color of the SN, parametrized by AV in MLCS2k2 and by c in SALT2 decreases with the projected distance, in particular for spiral galaxies. At a lower significance we find that the light-curve width, as obtained from MLCS2k2 , is correlated with the SN-galaxy separation for elliptical hosts, so that SNe Ia with narrower light-curves, hence dimmer, are more commonly observed at large distances from the host galaxy core. This analysis was presented in the Supernovae and their Host Galaxies conference which was held at Sydney, Australia in June 2011, and will be published in Galbany et al. (2011). Finally, in §7 we give a summary and the conclusions of this thesis.

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.