Les investigacions realitzades a Catalunya sobre les opcions institucionals han estat fins ara força escasses. Amb l'objecte de conèixer els factors d'elecció, s'ha realitzat una investigació quantitativa centrada en estudiants de segon curs de batxillerat a Catalunya, on es recullen les seves opinions, expectatives i preferències sobre l'elecció d'universitat, així com les motivacions i actituds manifestes. L'estudi posa de relleu que en una decisió d'alta implicació com hauria de ser l'elecció d'universitat, la presa de decisions obeeix a criteris sovint irracionals, basats en percepcions, essent la demanda poc permeable als instruments de marketing i comunicació que utilitza l'oferta per influir en la seva decisió.

La asignación de los conductores es la cuarta y última fase de las cuatro etapas en que se suele dividir el complejo problema de la organización de servicios en una empresa de transporte terrestre regular.Se encuadra dentro de lo que se conoce como problema de rostering ya que se concreta en la elaboración de turnos de trabajo rotativo.Así como las tres etapas que preceden al rostering son problemas ampliamente estudiados y mecanizados en la mayor parte de las grandes compañías de trasporte, el problema de rostering plantea peculiaridades debidas a los usos de cada país y a los convenios laborales de cada empresa que hace prácticamente imposible una solución universal.La tesis presenta un acercamiento a los requisitos impuestos en algunas de las principales compañías españolas y ratifica este hecho mediante la constatación de que existen restricciones no sólo distintas sino contradictorias entre compañías.En muchos casos las restricciones impuestas son fruto de unos derechos adquiridos históricamente y en consecuencia difíciles de cambiar, cabe no obstante preguntarse si es posible mejorar la asignación que se está haciendo actualmente sin violar ninguno de los requisitos impuestos. Como respuesta, el presente trabajo plantea el cómo mejorar una situación concreta, para ello elabora un procedimiento que apoyado en técnicas de programación lineal y una heurística greedy mejora la actual asignación notablemente.Por último plantea un problema genérico donde sólo se imponen criterios de equidad en el sentido de tratar de buscar aquellas soluciones que mejor repartan la carga de trabajo y los días libres. Para resolverlo aporta un nuevo procedimiento que se divide en dos fases: construcción de patrones y construcción de listas de tareas.En la construcción de los patrones se exige que estos sean de ciclo corto, lo cual lleva a la innovación de un procedimiento que concretado en dos estrategias alternativas modifica de forma dinámica un programa lineal entero y va presentando las distintas soluciones o patrones de ciclo corto que cubren perfectamente la demanda de conductores solicitada.La elaboración de listas de tareas se aborda y resuelve satisfactoriamente mediante una heurística GRASP, la cual plantea una secuencia de programas lineales mixtos que dan la cota inferior de las asignaciones planteadas, con dicha información se van construyendo las distintas soluciones a partir de las cuales, posteriormente se lleva a cabo la búsqueda local.Se han procesado ejemplos con datos reales facilitados por algunas compañías y los resultados obtenidos reducen espectacularmente el desequilibrio observado en la carga laboral actual entre conductores. / The complex problem of assigning duties to public transport drivers is the fourth and last phase in which the problem is usually divided.It is a scheduling problem well known in the business world, due to the fact that crews work in rotating shifts.The three phases that precede the above mentioned problem are widely studied and mechanized by the majority of the large transport companies. However, the rostering problem is complicated by each country's use of this phase and to the labour agreements of each company. It makes a universal solution practically impossible.This thesis presents an approach to the requirements imposed by some of the main Spanish companies. It confirms this fact by establishing that distinct and contradictory restrictions exist among companies.In many cases the imposed restrictions are the result of historically acquired rights and are difficult to change. Nevertheless, it is feasible to improve the assignment without violating any of the imposed requirements. In short the present thesis raises the question of how to improve the situation. It details a procedure that is supported in lineal programming techniques and a greedy heuristic.Finally the thesis presents a general problem where only criteria of equity are imposed in the sense of seeking solutions that better distribute the workload and the days-off. Seeking to solve the problem has led to a new procedure that is divided into two phases: constructions of patterns and roster construction.The construction of the patterns requires short cycles, leading to an innovation that summarizes two alternative strategies that dynamically modify an Integer lineal program and displays the different solutions, or short cycle patterns that cover perfectly the drivers' demands.The roster elaboration is approached and solved satisfactorily by means of a GRASP algorithm, which raises a mixed lineal programs sequence that give the lower band of the assignments presented. With this information one arrives at different solutions from which the local search is carried out.Examples with real data have been processed, the data coming from existing companies. The results spectacularly reduce the differences observed in the present driver workload distribution.

Com a primera part del treball de tesis doctoral, s'ha presentat la descripció, implementació i estudi computacional d'un nou algorisme de resolució del problema de fluxos no lineals amb constriccions a banda lineals. L'algorisme s'ha desenvolupat a partir d'un esquema de conjunt de constriccions actives segons la estratègia de Murtagh i Saunders del conjunt de variables superbàsics amb explotació de la estructura de xarxa amb tècniques de particionament primal. Aquest algorisme s'ha implementat, donant com a resultat el codi NOXCB 9.0, i la seva eficiència ha estat comprovada mitjançant una amplia bateria de tests computacionals. En la segona part del treball de tesis, s'ha formulat un model acoblat de coordinació hidro-tèrmica, on el parc tèrmic es descriu mitjançant un nou model de fluxos en xarxa basat en el concepte de xarxa tèrmica equivalent. S'ha descrit i programat un mètode de resolució d'aquest model acoblat basat en el paquet NOXCB 9.0, comprovant-se computacionalment el seu grau d'eficiència i precisió. / Como primera parte del trabajo de tesis doctoral, se ha presentado la descripción, implementación y estudio computacional de un nuevo algoritmo de resolución del problema de flujos no lineales con constricciones a banda lineales. El algoritmo se ha desarrollado a partir de un esquema de conjunto de constricciones activas según la estrategia de Murtagh y Saunders del conjunto de variables superbásicos con explotación de la estructura de red con técnicas de particionamiento primal. Este algoritmo se ha implementado, dando como resultado el código NOXCB 9.0, cuya eficiencia ha estado comprobada mediante una amplia batería de tests computacionales. Como segunda parte del trabajo de tesis, se ha formulado un modelo acoblado de coordinación hidro-térmica donde el parque térmico se describe mediante un nuevo modelo de flujos en redes basado en el concepto de red térmica equivalente. se ha descrito y programado un método de resolución de este modelo acoblado basado en el paquete NOXCB 9.0, comprobándose computacionalmente su grado de eficiencia y precisión.

Esta tesis analiza el conjunto de operaciones que se realizan en una Terminal de Contenedores Marítima para crear un modelo que optimice el volumen de producción en función de costes, precios, estructura y recursos.Para ello se analizan todos los procesos, en especial el rendimiento de explanada y su influencia en la productividad de operaciones de transferencia en muelle (buque) y tierra (camiones y ferrocarril). En base al rendimiento de explanada, costes y precios se determinan los umbrales de producción. Definimos una Terminal de Contenedores como una interfaz o conexión entre varios modos de transporte (carretera, ferrocarril, marítimo y aguas interiores). Sus funciones son la transferencia de contenedores entre los diferentes modos y hacer de almacenamiento temporal (buffer) en el ínterin. No confundir con una función de almacenaje, la Terminal solo amortigua la conexión entre los diferentes modos de transporte. El Sistema Operativo es el conjunto de procesos que optimizan la transferencia y almacenamiento temporal de los contenedores. Generalizando las operaciones se pueden dividir en dos tipos, operaciones de muelle y operaciones de tierra. Siguiendo otro criterio también podríamos clasificarlos en procesos dinámicos, que serían los de transferencia y en procesos estáticos como el almacenamiento y estiba de la explanada. El Capítulo Primero, describe la evolución histórica de los procedimientos de carga y descarga en los puertos hasta la aparición del contenedor. Continuamos con una introducción de las premisas para el diseño de una Terminal de contenedores. Para finalizar se definen objetivos y metodología del trabajo.El Capítulo Segundo, describe la evolución de las Terminales de Contenedores Marítimas. Antecedentes y normalización del Contenedor, Transporte Combinado, Infraestructuras, la Investigación de Operaciones como herramienta para la creación de modelos y los diferentes estudios realizados sobre terminales de contenedores en función del método, alcance y objetivo. El Capítulo Tercero es una introducción de los diferentes procesos tanto a nivel de transferencia o dinámicos como de planificación o estáticos. Se analizan las operaciones y los principales subprocesos relacionados como ciclos de máquina, planificación de explanada, tráfico, asignación de medios (humanos y mecánicos), asignación de atraques y análisis del flujo de camiones en puertas. El Capítulo Cuarto es un estudio del rendimiento de explanada, se analizan las remociones, rotación del inventario y su relación con la ocupación y la productividad de las operaciones.En el Capítulo Quinto, se definen, analizan y calculan los umbrales de producción y punto de equilibrio. El rendimiento de explanada combinado con los costes y precios de mercado determina los diferentes puntos a partir de los cuales la Terminal amortiza sus costes y maximiza el beneficio.En el Capítulo Sexto concluye con la necesidad de aplicar modelos conjuntos en la operativa de terminales para obtener mejoras en su productividad y costes. Básicamente se trata de equilibrar la función dinámica con relación a la función estática. En el Capítulo Séptimo finalmente se concluye que el grado de homogenización y la estancia de los containers conjuntamente con su layout son los factores determinantes que maximizan su rendimiento conjunto. Económicamente podemos llegar a saturar el nivel de producción pero es el cliente quien pone límite y obliga a optimizar rendimientos operativos, es por ello que la terminal debe buscar sus umbrales de producción siempre y cuando sus rendimientos operativos entren dentro de los márgenes del sector. Por último en los anexos, se relacionan las características de las principales terminales del mundo, para finalizar con un análisis de las tendencias del sector. / In this thesis we analyze the whole Terminal Operating Processes being conducted in a Marine Container Terminal, to create a model that optimizes the production volume in terms of costs, price, structure and resources.It analyzes all the processes, especially yard performance and its influence on the productivity of transfer operations on berthing line (ships) and land (truck and rail). Based on the yard performance, prices and costs we determine the production thresholds.We define a container terminal as an interface or connection between various modes of transport (road, rail, maritime and inland waters). Its functions include the transfer of containers between different modes and make temporary storage (buffer) in the meantime. Not to be confused with a storage terminal or warehouse as it only dampens the connection between different modes.The operating system is the set of processes that optimize the transfer and temporary storage of containers. Generalizing operations can be divided into two types dock operations and ground operations. Following another approach could also classify them in dynamic processes, which would be the transfer and static processes such as yard storage and stowage.The First Chapter describes the historic development of procedures for loading and unloading at ports until the emergence of the container. We continue with an introduction of the premises for the design of a container terminal. Finally we define objectives and methodology of work. The Second Chapter describes the evolution of Marine Container Terminals. Background and standardization of Container, Combined Transport, Infrastructures and Operations Research as a tool for creating models and different studies on container terminals depending on the method, scope and objective. The Third Chapter is an introduction of different processes both at the level of transfer or dynamic as planning or static. We analyze the operations and the main related sub processes as machine cycles, yard planning, traffic, allocation of resources (human and mechanical), berth allocation and analysis of the flow of trucks at terminal gates. The Fourth Chapter is a study of yard performance, thus we analyze the yard container shiftings (container removals), the rotation of inventory and its relationship to the occupancy and productivity of operations.In the Fifth Chapter we define, analyze and calculate the thresholds of production and break-even point. Yard performance combined with the costs and market prices, determines different points from which the Terminal depreciates their costs and maximizes profit.The Sixth Chapter concludes with the need to improve the combined operational models of terminal processes to obtain improvements in its productivity and costs. Basically it comes to balancing the dynamic role with regard to its static role.In Chapter Seventh finally concluded that the degree of homogenization and container dwell times in conjunction with its layout are the determinants that maximize their overall performance. Economically we can reach saturation level of production but is the costumer who limits and obliges to optimize the operational performance, thus the Terminal must find their thresholds of production bearing in mind that its performance falls within the industry limits.Finally in the annexes there are related the characteristics of the main terminals in the world, to finish with an analysis of the industry trends.

En el entorno solar encontramos estrellas de características físicas muy diferentes, pertenecientes a dos de las componentes estelares que forman la Galaxia: el disco (delgado y grueso) y el halo. Los datos astrométricos del catálogo Hipparcos de estrellas enanas FGK combinados con la fotometría infrarroja del catálogo 2MASS han permitido la determinación de los parámetros (cinemática, metalicidad, edad y luminosidad) de cada una de estas componentes en el entorno solar y establecer las posibles dependencias de estos parámetros con la temperatura y/o la metalicidad. En todo el proceso se ha puesto especial atención al correcto tratamiento de los errores y sesgos observacionales que se hayan podido introducir en la selección de las estrellas que forman nuestra muestra. La muestra construida contiene más de 11000 estrellas con datos astrométricos del catálogo Hipparcos, medidas de la velocidad radial (en un 20% de los casos) y fotometría en las bandas BV del visible y HK del infrarrojo, además de los colores del sistema Strömgren. Parte de esta fotometría se obtuvo en diversas campañas observacionales llevadasa cabo en el telescopio del OAN del Observatorio de Calar Alto y en el Telescopio Carlos Sánchezdel Observatorio del Teide. La fotometría se utilizó para obtener algunos de los parámetros físicos de las estrellas (metalicidad, gravedad superficial, temperatura) y una estimación del enrojecimiento estelar.Para la determinación de la temperatura se ha utilizado la fotometría en las bandas VJHK. El método que hemos desarrollado se basa en la comparación entre la fotometría observada y la fotometría sintética calculada para cada una de estas bandas a partir de los modelos de atmósferas estelares. El método,aplicable a estrellas entre los 4000 K y los 8000 K, proporciona la temperatura y el semidiámetro angular, con unos errores estimados del orden del 1.5% y 2%, respectivamente. La aplicación del método a las 11000 estrellas de la muestra permite establecer una calibración de la temperatura en función del color (V-K)0 y de la metalicidad, con una dispersión de 20 K. A partir de la temperatura y el semidiámetro angular se han calculado también las correcciones bolométricas en las bandas V y K2MASS y establecido calibraciones en función de los mismos parámetros que en el caso de la temperatura. En este caso las dispersiones obtenidas son de 0.005 magnitudes.La muestra se supuso formada por estrellas pertenecientes al disco delgado, disco grueso o halo.Las propiedades de cada una de estas componentes se obtuvieron a través del ajuste por máxima verosimilitud de un modelo de la muestra que incluía, además de las características físicas de la población de la cual ha sido extraída la muestra, los procesos de selección y los errores observacionales. Ello proporcionó los valores medios de la cinemática y metalicidad de cada componente galáctica, una calibración de su magnitud absoluta en función del color (V-K)0 y una estimación (corregida de sesgos observacionales) de la distancia individual a cada estrella. Las edades de cada componente fueron estimadas mediante el ajuste de isócronas teóricas en el diagrama HR, utilizando en el eje de luminosidades una determinación no sesgada de la misma calculada a partir de la distancia corregida de sesgos y de la corrección bolométrica.Los resultados obtenidos muestran un halo con una edad de entre 12.5 y 13.5 Ga y metalicidad promedio[Fe/H]=-1.5; un disco grueso con una edad entre 10 y 12 Ga y [Fe/H]=-0.63, y un disco delgado que ha sido divido en dos subcomponentes jóvenes (edad inferior a 10 Ga), ambas de metalicidad solar pero con cinemática algo diferente, y una componente ligeramente más vieja y menos metáica que las anteriores. Por su parte los valores de la cinemática, en buen acuerdo con trabajos recientes basados también en datos Hipparcos, indican la existencia de una relación de ésta con la edad y la metalicidad.ENGLISH / The stars in the solar neighborhood belong to two different stellar components: the disk (thin and thick) and the halo. Astrometric data from Hipparcos catalog for FGK type stars, together with 2MASS infrared photometry, have allowed to determine the physical properties(kinematics, metallicity, age and luminosity) of those components, and to study their dependences with the temperature and/or metallicity. We focused the effort in a correct treatment of the observational errors and biases.Our sample contains more than 11000 stars with astrometric data, radial velocity (for 20% of the sample) and photometry in the BVJHK and Strömgren bands. The photometry was used to obtainthe metallicity, surface gravity and temperature of each star, together with an estimation of the interstellar absortion.The temperature was calculated from VJHK photometry. Our method compares the observed photometry with synthetic photometry from the stellar atmosphere models. The method can be applied between 4000 and 8000 K and gets both the effective temperature and the angular semi-diameter,with an error about 1.5% and 2.0%, respectively. It also gets the bolometric correction in each band. The application to the stars of our sample allows to establish a calibration of the temperature and the bolometric correction in the V and K{2MASS) bands as function of the (V-K) color and the metallicity.The properties of each galactic component (thin and thick disc and halo)were obtained fitting a model of our sample (including physical properties, selection process and observational errors) using a maximum likelihood method.In this way we obtained, for each component, the mean values of the kinematics and metallicity, a calibration of the absolute magnitude as function of the (V-K) and metallicity, and an unbiased estimation of the individual distance. Finally, a fit of theoretical isochrones on the HRdiagram of the different components allows to determine their age.The results show that the age of the halo is between 12.5 and 13.5 Gy and has a mean metallicity equal to -1.5; the age of the thick disk is between 10 and 12 Gy ([Fe/H]=-0.63); the thin disk seems to have two subcomponents with age less than 10 Gy, both of solar metallicity but different kinematics, and a third components, slightly older and with smaller metallicity.The values obtained for the kinematic are in good agreement with recent works, showing a kinematic-age-metallicity relation.

The aim of this thesis, devised as a collaboration between Spain and China, is the characterization of the open clusters NGC 1807, NGC 1817, NGC 2548 and NGC 2682, as well as the analysis of the results in the general framework of the Galactic clusters system. We have obtained astrometric catalogues from photographic plates (Shanghai Astronomical Observatory) and photometric catalogues from CCD uvbyH-beta photometry (Calar Alto and Roque de los Muchachos Observatories), and given membership lists for each cluster. Membership segregation recurs to the combination of parametric and nonparametric statistical methods, in a systematic approach. Moreover, we have determined the physical parameters of the clusters.NGC1817, in Taurus, is a rich and old open cluster but very poorly studied. We have obtained photometry of a total of 7842 stars in an area of 65'x40' with a limiting magnitude of Combining astrometric and photometric criteria we have selected 1592 members. From this selection we found E(b-y) =0.19±0.05 (E(B-V) = 0.27), V0-MV = 10.9±0.6 and [Fe/H] = ­0.34 ±0.26. From isochrone fitting we get an age of log t = 9.05±0.05 (1.1 Gyr). The study of the size of the cluster gives us a half-sample radius of rh =11.75' (6 pc). NGC1807 is a bright group of stars close to NGC1817. We have not found any support for considering NGC1807 a real physical cluster. NGC1817 is a very extended cluster, with member stars covering the area of NGC1807.We have obtained photometry of NGC2548 (M48), in Hydra, for a total of 4806 stars in an area of 34'x34' with a limiting magnitude of V aprox. equals to 22. From the selection of 331 members we find E(b-y) = 0.06±0.03 (E(B-V) = 0.08), V0-MV =9.3±0.5 (725pc, that is around 200pc above the Galactic plane) and [Fe/H]= ­0.24±0.27. Best isochrone fitting is for models with overshooting and an age of 400±100 Myr (log t =8.6). The size of the cluster gives us a half-sample radius of rh =14.38' (3.0pc).NGC2682 (M67), in Cancer, is probably the best studied cluster of the Galaxy. We have used it as standard for the photometric transformations and thus, obtained accurate photometry of 1843 stars in an area of 50'x50' and with limiting magnitude V aprox. equals to 19. From the 776 members we get E(b-y) =0.03±0.03 (E(B-V) =0.04), V0-MV =9.7±0.2 and [Fe/H] =0.01±0.14. Comparing models with and without overshooting we adopt an age of 4.2±0.4 Gyr, coherent with previous studies. From the astrometric selection we get a half-sample radius of rh=9.84' (2.6pc).All methods used, from the selection of a plate model for proper motions calculation, to the application of methods to the cluster/field segregation, have been rigorously evaluated. Besides the calculation of space velocities and Galactic orbits, we have studied mass functions, analysed mass segregation from luminosity functions, surface brightness profiles of the different stellar populations and relaxation times of the clusters. We have studied the existence of gaps in the main sequence and found a total of four gaps, one being a new detection.RESUM: "Estudis astrofísics de cúmuls oberts: NGC1807, NGC1817, NGC2548 i NGC2682"L'objectiu d'aquesta tesi, producte d'una col·laboració entre Espanya i la Xina, és la caracterització dels cúmuls oberts NGC1807, NGC1817, NGC2548 i NGC2682, així com l'anàlisi dels resultats en el context del sistema de cúmuls oberts de la Galàxia. Hem obtingut catàlegs astromètrics a partir de plaques fotogràfiques (Observatori Astronòmic de Shanghai) i fotomètriques, a partir de fotometria CCD uvbyH-beta (Observatoris de Calar Alto i Roque de los Muchachos), i generat llistes de membres per a cada cúmul. La segregació de membres fa servir de manera sistemàtica la combinació de mètodes paramètrics i no paramètrics. Tanmateix, hem determinat els paràmetres físics dels cúmuls. NGC1817, en Taure, és un cúmul vell i ric però molt poc estudiat. Van obtenir fotometria d'un total de 7842 estels en un àrea de 65'x40' fins a una magnitud V aprox. igual a 22. Combinant criteris astromètrics i fotomètrics, hem seleccionat 1592 estels membres. A partir d'aquesta selecció es van encontrar valors de E(b-y) =0.19±0.05 (E(B-V)= 0.27), V0-MV = 10.9±0.6 i [Fe/H] = ­0.34±0.26. Dels ajustos d'isòcrones podem deduir una edat de log t = 9.05±0.05 (1.1 Ga). La determinació de la grandària del cúmul ens dóna un radi de semi mostra de rh =11.75' (6.0 pc). NGC1807 és un grup de estels molt brillants a prop de NGC1817. Després de l'estudi fotomètric i astromètric podem concloure que no s'ha trobat cap evidència a favor de l'existència de NGC1807 com cúmul físic real. Per contra, part dels seus estels pertanyen a NGC1817, que és un cúmul molt extens.De NGC2548 (M48), en Hidra, hem obtingut fotometria per a un total de 4806 estels en un àrea de 34'x34' fins a una magnitud límit de V 22. De la selecció final de 331 estels membres podem trobar E(b-y)= 0.06±0.03 (E(B-V)= 0.08), V0-MV =9.3±0.5 (725pc, és a dir, al voltant d'uns 200pc per sobre del pla galàctic) i [Fe/H]= ­0.24 ±0.27. El millor ajust d'isòcrones resulta per a models amb convecció penetrant d'una edad de 400±100Ma (log t =8.6). El radi de semi mostra calculat a partir de la segregació astromètrica es rh =14.38' (3.0pc). NGC2682 (M67), en Càncer, és probablement el cúmul obert vell més estudiat de la Galàxia. En utilitzar-lo com a estàndard a la transformació de la fotometria, hem obtingut uns resultats de gran qualitat i extensió amb un total de 1843 estels en un àrea de 50'x50' i una magnitud límit V aprox. igual a 19. D'un total de 776 estels membres, hem trobat E(b-y) =0.03±0.03 (E(B-V)=0.04), V0-MV =9.7±0.2 i [Fe/H] =0.01±0.14. De la comparació entre models de convecció penetrant i models canònics, hem adoptat una edat de 4.2±0.4Ga, en coincidència amb estudis anteriors. El radi de semi mostra de laselecció astromètrica es rh=9.84' (2.6pc).Tots els mètodes utilitzats, des de l'elecció del model de placa per al càlcul de moviments propis fins l'aplicació de mètodes per a la segregació de cúmul i camp, han estat avaluats de manera rigorosa i crítica, adoptant-los a cada cas particular. A més del càlcul de les velocitats espacials i òrbites galàctiques, s'han estudiat les funcions de massa, analitzant la segregació de masses a partir de funcions de lluminositat, perfils de brillantor superficial de les distintes poblacions d'estels i els temps de relaxació dels cúmuls. Hem estudiat l'existència de buits a la seqüència principal i n'hem trobat un total de quatre, un dels quals representa una nova detecció. / "Estudios astrofísicos de cúmulos abiertos: NGC 1807, NGC 1817, NGC 2548 y NGC 2682ç"El objetivo de esta tesis, producto de la colaboración entre España y China, es la caracterización de los cúmulos abiertos NGC 1807, NGC 1817, NGC 2548 y NGC 2682, así como el análisis de los resultados en el contexto del sistema de cúmulos de la Galaxia. Se han obtenido catálogos astrométricos a partir de placas fotográficas (Observatorio Astronómico de Shanghai) y fotométricos a partir de fotometría CCD uvbyH-beta (Observatorios de Calar Alto y Roque de los Muchachos), y generado listas de miembros para cada cúmulo. La segregación de miembros recurre de manera sistemática a la combinación de métodos estadísticos paramétricos y no-paramétricos. Asimismo, se han determinado los parámetros físicos de los cúmulos.NGC1817, en Tauro, es un cúmulo viejo y rico pero poco estudiado. Se ha obtenido fotometría de un total de 7842 estrellas en un área de 65'x40' con magnitud límite V aprox. igual a 22. Combinando criterios astrométricos y fotométricos, se han seleccionado 1592 estrellas miembro. A partir de esta selección se encontraron los valores de E (b-y) =0.19±0.05 (E(B-V)= 0.27), V0-MV= 10.9±0.6 i [Fe/H] = ­0.34±0.26. Del ajuste de isocronas se obtiene una edad delog t = 9.05±0.05 (1.1 Ga). La determinación del tamaño del cúmulo da un radio de semimuestra de rh =11.75' (6.0 pc). NGC1807 es un grupo de estrellas brillantes cercano a NGC1817. Tras el estudio fotométrico y astrométrico podemos concluir que no hay ninguna evidencia a favor de la existencia de NGC1807 como un cúmulo físico real. Al contrario, parte de sus estrellas forman parte de NGC1817 que es un cúmulo muy extenso.De NGC2548 (M48), en Hidra, hemos obtenido fotometría de un total de 4806 estrellas en un area de 34'x34' con una magnitud límite de V aprox. igual a 22 . De la selección final de 331 estrellas miembro encontramos E(b-y)= 0.06±0.03 (E(B-V) = 0.08), V0-MV =9.3±0.5 (725pc,es decir, alrededor de 200pc sobre el plano galáctico) y [Fe/H]= ­0.24±0.27. El mejor ajuste de isocronas es para modelos con convección penetrante con una edad de 400±100Ma (log t =8.6). El radio de semimuestra calculado a partir de la segregación astrométrica es rh =14.38' (3.0pc).De NGC2682 (M67), en Cáncer, es probablemente el cúmulo abierto viejo más estudiado de la Galaxia. Al utilizarlo como estándar en la transformación de la fotometría, hemos obtenido unos resultados de gran calidad y extensión con un total de 1843 estrellas en un área de 50'x50' y una magnitud límite V aprox. igual a 19. Del total de 776 miembros, encontramos E(b-y) =0.03±0.03 (E(B-V) =0.04), V0-MV =9.7±0.2 y [Fe/H] =0.01±0.14. De la comparación entre modelos de convección penetrante y modelos canónicos, adoptamos una edad de 4.2±0.4Ga, en coincidencia con estudios anteriores. El radio de semimuestra de la selección astrométrica es rh=9.84' (2.6pc).Todos los métodos utilizados, desde la elección del modelo de placa para el cálculo de los movimientos propios, hasta la aplicación de métodos a la segregación de cúmulo y campo, han sido evaluados de manera rigurosa. Además del cálculo de las velocidades espaciales y órbitas galácticas, se han estudiado las funciones de masa, analizado la segregación de masas a partir de funciones de luminosidad, perfiles de brillo superficial de las distintas poblaciones estelares y los tiempos de relajación de los cúmulos. Hemos estudiado la existencia de huecos en la secuencia principal y encontrado un total de cuatro huecos, uno de los cuales es una nueva detección.

The Andromeda Galaxy (M31) is an excellent distance calibrator in the Cosmological Distance Ladder. We present the first direct distance determination to M31 using eclipsing binaries (EBs). EBs provides direct distance determinations because the fundamental properties of their components can be measured without any previous calibration. Distance determination with EBs requires, at least, two data sets: time series photometry and spectroscopy.We obtained high quality light curves (rms~0.01 mag) from a 34'x34' photometric survey in M31 (in Johnson B and V filters) carried out at the 2.5 m Isaac Newton Telescope (La Palma, Spain). This survey provided light curves for almost 4000 variable stars, with over 400 EBs and 400 Cepheids. The 24 brightest EBs (V<20.5 mag) with deeper eclipses (dV>0.2 mag) were selected as optimum candidates for distance determination. Five of these EBs (located in a 5'x5' region) were selected to be observed with the multi-object spectrograph (GMOS) at the Gemini-North telescope. We obtained accurate radial velocities for the four brightest EBs observed with GMOS, enabling the first direct determination of masses and radii of stars in M31. Two of these EBs were used to derive a direct distance determination to M31 of (m-M)o=24.36+/-0.08 mag.Another system is the most massive EB with apsidal motion ever reported, enabling the analysis of the distribution of matter in the interior of stars with masses larger than 40 Msun. In all cases, the direct determination of masses and radii allowed a direct comparison with stellar evolutionary models, providing the evolutionary stage for each system. In addition to the EB analysis, we also performed a comprehensive study of Cepheids in M31. The obtained results showed that blending is as important as metallicity correction when determining Cepheid distances to Local Group galaxies and provided an additional distance determination to M31 of (m-M)o=24.32+-0.12 mag, fully compatible with the EB distance. Finally, we also discovered a large flare during the acquisition of the photometric catalog. The performed study revealed that the underlying source was a dM star having one of the most energetic flares ever observed. / La Galàxia d'Andròmeda (M31) és un excel·lent calibrador de l'escala cosmològica de distàncies. Presentem la primera determinació directa de la distància a M31 mitjançant binàries eclipsants (EBs). Les EBs proporcionen determinacions directes de la distància perquè les propietats físiques dels seus components es poden mesurar sense cap calibratge previ. Les determinacions de distància a partir de EBs requereixen, almenys, dos tipus d'observacions: series fotomètriques i espectroscòpia. Vam obtenir corbes de llum de gran qualitat (rms~0.01 mag) amb el telescopi Isaac Newton (a La Palma) d'un camp de 34'x34' a M31 (amb els filtres Johnson B i V). Aquest estudi va proporcionar corbes de llum de gairebé 4000 estrelles variables, amb més de 400 EBs i 400 Cefeides. Les 24 EBs més brillants (V<20.5 mag) i amb eclipsis més profunds (dV>0.2 mag) es van seleccionar com a candidates idònies per determinar-ne la distància. Cinc d'aquestes EBs (situades en una regió de 5'x5') es van selecccionar per observar-se amb l'espectrògraf multiobjecte (GMOS) al telescopi Gemini-North. Vam obtenir velocitats radials d'alta qualitat per a les quatre EBs més brillants observades amb GMOS, permetent la primera determinació directa de masses i radis d'estrelles a M31. Dues d'aquestes EBs van ser utilitzades per obtenir una determinació directa de la distància a M31 de (m-M)o=24.36+/-0.08 mag. Un altre sistema va resultar ser el sistema més massiu amb moviment apsidal mai detectat, permetent l'anàlisi de la distribución de matèria a l'interior de les estrelles amb masses superiors a 40 masses solars. En tots els casos, la determinació directa de les masses i els radis va permetre una comparació directa amb models estel·lars, proporcionant l'estadi evolutiu de cada sistema. Paral·lelament a l'anàlisi de binàries, vam realitzar un exhaustiu estudi de les Cefeides de M31. Els resultats obtinguts van demostrar que l'efecte de la confusió de diverses fonts (blending) és tant important com la correcció de metal·licitat per a la determinació de distàncies amb Cefeides al Grup Local i van proporcionar una distància addicional a M31 de (m-M)o=24.32+/-0.12 mag, completament compatible amb la distància de les EBs. Finalment, vam descobrir una gran fulguració estel·lar durant l'adquisició del catàleg fotomètric. L'estudi realitzat va revelar que la font era una estrella dM, amb una de les fulguracions més energètiques mai observades. / La Galaxia de Andrómeda (M31) es un excelente calibrador de la escala cosmológica de distancias. Presentamos la primera determinación directa de la distancia a M31 mediante binarias eclipsantes (EBs). Las EBs proporcionan determinaciones directas de la distancia porque las propiedades físicas de sus componentes se pueden medir sin ningún tipo de calibración previa. Las determinaciones de distancia a partir de EBs requieren, como mínimo, dos tipos de observaciones: series fotométricas y espectroscopia. Obtuvimos curvas de luz de gran calidad (rms~0.01 mag) con el telescopio Isaac Newton (en La Palma) en un campo de 34'x34' en M31 (con los filtros Johnson B y V). Este estudio proporcionó curvas de luz para casi 4000 estrellas variables, con más de 400 EBs y 400 Cefeidas. Las 24 EBs más brillantes (V<20.5 mag) y con eclipses más profundos (dV>0.2 mag) se seleccionaron como candidatos idóneos para determinar la distancia. Cinco de estas EBs (situadas en una región de 5'x5') se seleccionaron para ser observadas con el espectrógrafo multiobjeto (GMOS) en el telescopio Gemini-North. Obtuvimos velocidades radiales de alta calidad para las cuatro EBs más brillantes observadas con GMOS, permitiendo la primera determinación directa de masas y radios para estrellas de M31. Dos de estas EBs fueron utilizadas para obtener una determinación directa de la distancia a M31 de (m-M)o=24.36+/-0.08 mag. Otro sistema resultó ser el sistema más masivo con movimiento apsidal nunca detectado, permitiendo el análisis de la distribución de materia en el interior de las estrellas con masas superiores a 40 masas solares. En todos los casos, la determinación directa de masas y radios permitió una comparación directa con modelos estelares, proporcionando así el estadio evolutivo de cada sistema. Paralelamente al análisis de binarias, realizamos un exhaustivo estudio de las Cefeidas en M31. Los resultados obtenidos demostraron que el efecto de la confusión de varias fuentes (blending) es tan importante como la corrección de metalicidad para la determinación de distancias con Cefeidas en el Grupo Local y proporcionaron una distancia adicional a M31 de (m-M)o=24.32+/-0.12 mag, completamente compatible con la distancia de las EBs. Finalmente, se descubrió una gran fulguración estelar durante la adquisición del catálogo fotométrico. El estudio realizado reveló que la fuente era una estrella dM, presentando una de las fulguraciones más energéticas nunca observadas.

El propósito de esta tesis es el diseño del sistema fotométrico de la misión espacial Gaia (ESA), que debe lanzarse el año 2012. Este conjunto de filtros debe permitir clasificar las observaciones de Gaia, parametrizándolas de acuerdo con sus propiedades físicas y permitir evaluar los efectos cromáticos de las medidas astrométricas. Los filtros de banda intermedia son los más adecuados para medir líneas espectrales individuales. Para las fuentes más débiles, donde los filtros de banda intermedia no proporcional señal suficiente, se deben utilizar filtros de banda ancha. Existen muchos sistemas fotométricos, pero ninguno de ellos es óptimo para Gaia, debido a la gran variedad y cantidad de estrellas que Gaia observará (alrededor de 1000 millones de estrellas) y debido a la gran variedad de luminosidades observadas. El resultado de este estudio es la creación de los sistemas C1M (banda intermedia) y C1B (banda ancha), con 14 y 5 filtros respectivamente.PALABRAS CLAVE: Gaia, Fotometría, Agencia Espacial Europea (ESA), Sistema fotométrico, C1M, C1B. / El propòsit d'aquest tesi és el disseny del sistema fotomètric de la missió espacial Gaia (ESA), que s'ha de enlairar l'any 2012. Aquest conjunt de filtres ha de permetre classificar les observacions de Gaia, parametrizant-les d'acord amb les seves propietats físiques i permetre avaluar els efectes cromàtics de les mesures astrométriques. Els filtres de banda intermitja són més adients per a mesurar línies espectrals individuals. Per a les fonts més febles, on els filtres de banda intermitja no proporcionen prou senyal, s'han d'utilitzar filtres de banda ampla. Existeixen molts sistemes fotomètrics, però cap d'ells és òptim per a Gaia, degut a la gran varietat i quantitat d'estrelles que observarà Gaia (1000 milions) i degut a la gran varietat de lluminositats observades. El resultat és la creació dels sistemes C1M (banda intermitja) i C1B (banda ampla), amb 14 i 5 filtres respectivament. / THESIS SUMMARY: The aim of this thesis is to design the photometric system for Gaia space mission (ESA), to be launched at 2012. This set of bands must allow the correct classification of Gaia sources, parameterize them in terms of their physical properties and, furthermore, permit the evaluation of the chromatic effects in the astrometric measurements. The intermediate band filters are more effective to measure discrete spectral features. But for fainter stars intermediate bands doesn't provide enough signal. For this reason, Gaia have also broad band photometry. There are a lot of existing photometric systems, but none of them is optimum for Gaia, due to wide kind of stars, the large amount of sources to be observed with Gaia (1000 millions) and due to the wide apparent luminosities to be observed by the satellite. The result of this study was the creation of C1M (medium band) and C1B (broad band) systems, with 14 and 5 bands, respectively.KEYWORDS: Gaia, Photopmetry, ESA, Photometric system, C1M, C1B.

The comparison between stellar structure models and observations of low-mass stars revealed that the stellar radii predicted by models for these stars are about 10% lower than observed, while effective temperatures are about 5% higher. Eclipsing binary stars turned out to be a very useful tool to test stellar structure models because the masses and the radii of its components can be determined with very high accuracy. The analysis of the orbital velocity of each component, observed through the Doppler effect, and the luminosity variability due to eclipses, can lead to the fundamental properties of the stars with accuracies better than the 2% level.In this thesis, the fundamental properties of the binary systems CM Draconis and IM Virginis have been obtained. The comparison of these systems, as well as other systems with well-known fundamental properties, has been used to test the stellar structure models. The results indicate that the magnetic activity present on these binary stars may be the cause of the differences between models and observations. The magnetic activity has two effects on the stars, on the one hand, activity reduces the efficiency of the convective transport in the stellar interior, and on the other hand, activity may be associated with the appearance of spots on the photosphere of these stars. When both effects are taken into account, stellar structure models correctly reproduce the observations, thus solving the problem of the discrepancies between models and observations for low-mass stars.KEY WORDS: Low-mass stars, stellar structure, stellar evolution, stellar activity, eclipsing binary stars, spectroscopic binary stars / La comparació entre els models d'estructura estel·lar i les observacions d'estrelles de baixa massa indica que els radis que prediuen els models per a aquestes estrelles són aproximadament un 10% més petits que els que indiquen les observacions, i en canvi les temperatures efectives són un 5% més altes. Les estrelles binàries eclipsants han esdevingut un eina molt útil per testejar aquests models perquè permeten determinar les masses i els radis de les estrelles que formen el sistema binari amb precisions de l'ordre del 2% observant les seves velocitats orbitals, per mitjà de l'efecte Doppler, i els canvis de lluminositat, deguts als eclipsis, per mitjà del seguiment fotomètric.En aquest treball, s'han obtingut les propietats fonamentals dels sistemes binaris CM Draconis i IM Virginis. La comparació conjunta d'aquests sistemes amb d'altres amb propietats molt ben determinades, s'ha utilitzat per testejar els models d'estructura estel·lar. Els resultats indiquen que l'activitat magnètica present en aquests sistemes és la causant de les diferències entre els models i les observacions. Aquesta activitat té un doble efecte, per una banda redueix l'eficiència del transport convectiu en l'interior de les estrelles, y per altra, provoca l'aparició de taques a la superfície estel·lar. Quan es tenen en compte aquests dos efectes, els models poden explicar les propietats fonamentals dels sistemes binaris eclipsants estudiats, resolent així el problema de la discrepància entre la teoria i les observacions. / RESUMEN DE LA TESIS:La comparación entre los modelos de estructura estelar y las observaciones de estrellas de baja masa indica que los radios que predicen los modelos para estas estrellas son aproximadamente un 10% más pequeños que los que indican las observaciones, mientras que las temperaturas efectivas son un 5% más altas. Las estrellas binarias eclipsantes han demostrado ser una herramienta muy útil para testear estos modelos ya que permiten obtener las masas y los radios de la estrellas que componen el sistema binario con precisiones del orden del 2% a través de la observación de sus velocidades orbitales, mediante el efecto Doppler, y los cambios de luminosidad, debidos a los eclipses, mediante el seguimiento fotométrico.En este trabajo, se han obtenido las propiedades fundamentales de los sistemas binarios CM Draconis e IM Virginis. La comparación conjunta de estos sistemas, junto con otros con propiedades muy bien determinadas, se ha utilizado para testear los modelos de estructura estelar. Los resultados indican que la actividad magnética presente en estos sistemas es la causante de las diferencias entre los modelos y las observaciones. Esta actividad tiene un doble efecto, por un lado disminuye la eficiencia del transporte convectivo en el interior de las estrellas, y por otro, provoca la aparición de manchas en las superficie estelar. Teniendo en cuenta estos dos efectos, los modelos estelares pueden explicar las propiedades fundamentales de los sistemas binarios eclipsantes estudiados, resolviendo así el problema de la discrepancia entre la teoría y las observaciones.Palabras clave: Estrellas de baja masa, Estructura estelar, Evolución estelar, Actividad estelar, Estrellas binarias eclipsantes, Estrellas binarias espectroscópicas

En aquesta tesi es du a terme l'anàlisi i caracterització traductològica d'un corpus seleccionat d'acord amb els diferents àmbits en què es produeix el discurs mediambiental. Aquest corpus està integrat per textos en què la direccionalitat, respecte del català, ha estat tant directa com inversa, procés en què hi han intervingut diferents llengües amb l'objectiu d'analitzar, comparativament, qüestions de tipus discursiu tant a nivell macrodiscursiu com microdiscursiu. En el primer nivell es tracten qüestions relacionades amb els gèneres textuals mediambientals, la tipologia textual, els graus d'especialització, els suports textuals i l'edició. En el nivell microdiscursiu, s'analitzen, per una banda, els comportaments traductors sense intencionalitat ideològica evident, com ara aspectes culturals, terminològics, etc.; i de l'altra, els comportaments amb intencionalitat ideològica evident, com és el cas de les qüestions sociolingüístiques, de gènere, d'ètnia i els relacionats amb la toponímia. Una vegada elaborada l'anàlisi qualitativa dels aspectes que s'hi han detectat, s'estudia la rellevància d'aquests aspectes segons els àmbits de tradució, els gèneres textuals, els graus d'especialització i la direccionalitat del català per tal de determinar el seu valor quantitatiu global.