ASTRONOMIE UND ASTROPHYSIK

Autor: BADENES MONTOLIU CARLES.
Jahr: 2003.
Universität: POLITÉCNICA DE CATALUÑA.
Ort der Lesung: aula teleensenyament mòdul B-3 cn..
Ort der Vorbereitung: EDIFICI B5 DESPATX 111C Campus NORD.

Autor: GIAMMANCO CORRADO.
Jahr: 2004.
Universität: LA LAGUNA.
Ort der Lesung: UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.
Ort der Vorbereitung: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Inhaltsangabe: Probleme im Zusammenhang mit der inhomogeneidad in der Dichte der riesigen HII Regionen, und ihre Auswirkungen auf den Verlust von Photonen Lyman, das Gefühl der Ausgangspunkt für diese These. In der es, erstens, haben wir ein statistisches Modell für die Regionen HII inhomogéneas. Dann vergleichen wir die Prognosen der Modelle mit Daten in verschiedenen Diagrammen für die Diagnose, während die Bereitstellung der notwendigen mathematischen Werkzeug. In der Regel, Analyse diagnostische Diagramme, stellt fest, dass die Wirkung der Verlust von Photonen durch Lyman Regionen sich in einem Anstieg der Ionisation Parameter geschätzt. So ist es möglich zu bestimmen, der Anteil der Photonen Lyman verloren, in der die Parameter ioniazción geschätzt, in der H alpha Helligkeit der Region unter Berücksichtigung. Eine direkte Folge des Modells, die wir vorschlagen, ist auch die Präsenz in den Regionen der ein beträchtlicher Teil der neutralen Masse. Schließlich bewegen der Annahme, dass die kosmische Strahlung in den Regionen selbst ionicen dieser Masse führt zu Temperaturschwankungen, die in ihnen.

Autor: SERICHOL AUGUE NURIA.
Jahr: 2004.
Universität: POLITÉCNICA DE CATALUÑA.
Ort der Lesung: Aula de Teleensenyament..
Ort der Vorbereitung: Edifici B5 DESPATX: 210A NORD.

Autor: GRIGAHCÈNE AHMED.
Jahr: 2004.
Universität: GRANADA.
Ort der Lesung: FACULTAD DE CIENCIAS.
Ort der Vorbereitung: INSTITUTO DE ASTROFÍSICA Y ANDALUCIA.

Inhaltsangabe: Diese Arbeit beschäftigt sich mit der Wechselwirkung zwischen Konvektion und der Schwingung im Bereich der astrosismologia. In der Tat eine derartige Untersuchung ist notwendig, weil die Nachteile der Konvektion Angleichung eingefroren, bis jetzt hauptsächlich zur Vorhersage der Kante des roten Band Volatilität der Delta Scuti Sterne und erklären den Mechanismus der Anregung der Sterne Gamma Doradus. Diese Arbeit entstand im Vorgriff auf die Mission COROT (geplant für 2006), von denen erwartet Beobachtungsdaten sehr viel präziser als jene, die verfügbar sind auf der Erde. Daher ist es notwendig geworden, wesentliche Verbesserungen theoretischen Instrument, der es ermöglicht die Modellierung von dieser Zukunft. Die Identifizierung der Art der Schwingung stellaren nach wie vor die oberste Ziel astroseismology sowie heliosísmología. Viele Anstrengungen wurden gewidmet, um dieses Ziel zu erreichen, wie es die jüngste Verbesserung in der Behandlung der Rotation. Unter anderem sind die Konvektion ist nach wie vor ein hervorragendes Problem dar, da eine Methode zur Beförderung von Energie bislang keine genaue analytische Formulierung. Dies ist eine Quelle für erhebliche Meinungsverschiedenheiten. Die Methode der Vermischung Länge bleibt, mit seinen verschiedenen Varianten, die nur ein in Kraft. Eine verbesserte Behandlung von Konvektion als ein Mittel zur Beförderung von Energie, es bedeutet nicht nur die Verbesserung der internen Struktur Modelle in der stellaren Astrophysik, sondern auch die Verbesserung des Verständnisses von einem Phänomen, die ihre Anwendungen von einem gesamteuropäischen kochendes Wasser, bis die Explosion einer Supernova. Auf der anderen Seite, die Interaktion zwischen den Konvektion mit der stellaren Schwingungen produziert auch eine andere Quelle von Meinungsverschiedenheiten. Die Ausbreitung einer Welle, in einer Umgebung, leidet eine Bewegung führte durch die turbulente Konvektion ist sehr verschieden von ihrer Ausbreitung in einem Umfeld, die nicht darunter leiden. Denken Sie daran, dass Interaktion ermöglicht die Verbesserung der Berechnungen. Einige frühe Schätzungen ermöglichen bessere Ergebnisse in einer Größenordnung von zwischen 10 bis 15%. Was ist viel größer als die Unsicherheiten in den Bemerkungen. Die Frage berührt fast die meisten der Sterne mit Ausnahme derjenigen, die sich besonders in der Weise, dass sie nicht über ein Wrapper convecting. Wir haben den Einfluss der Konvektion in der stellaren Spektrum Puls nicht nur durch die Behandlung von Konvektion als bisher getan wurde, sondern vielmehr um die Interaktion convección - oscilación. Wir schaffen das Prinzip analytische Formulierung des Problems so umfassend wie möglich, die Einbeziehung nichtstaatlicher radialen Schwingungen. Als Ausgangspunkt genommen Gleichungen, die die Struktur und Entwicklung stellarer Kontinuität Gleichung. Gleichung der Bewegung. Gleichung Energieeinsparung. Gleichung Energieübertragung. Conjugadas mit der Gleichung des Staates. Es wird eine Störung in diesem Satz von Gleichungen. Es sieht auch eine Reihe von Gleichungen, die die Wechselwirkung zwischen Konvektion und Schaukel. Dies ermöglichte uns, um einige wichtige Ergebnisse: Erlangung der roten Rand der Band der Instabilität der Delta Scuti Sterne für Radio und nicht Radio Modi, die Erklärung des Mechanismus der Anregung des neu entdeckten Sterne Gamma Doradus. Also besser nicht unbedeutend in der photometrischen sie fest, die es uns erlaubt, zu identifizieren, die Art und Weise der Schwingung der Sterne 28 Und und gamma Doradus.

Autor: SICILIA AGUILAR MARIA AURORA.
Jahr: 2004.
Universität: AUTÓNOMA DE MADRID.
Ort der Lesung: AUTONOMA DE MADRID.
Ort der Vorbereitung: UNIVERSIDAD AUTONOMA DE MADRID HARVARD SMITHSONIAN CENTER FOR ASTROPHYSICS.

Inhaltsangabe: Diese Arbeit beinhaltet die Studie der Bevölkerung von jungen Sternen und deren Festplatten protoplanetarios, im Alter zwischen 1 und 10 Millionen Jahren, aus der Phase, in der die Festplatten circumestelares sind zerstreut, die wahrscheinlich nach Planetensysteme bilden. Die Zeit zwischen 3 und 10 Millionen Jahren ist von besonderem Interesse, da wegen der Abwesenheit von cumulus und in der Nähe von Regionen, in dieser Altersgruppe gibt es einen Mangel an systematischer Daten über die Prozesse, die auf den Festplatten im gleichen. Die neue Generation von Instrumenten, zu denen auch die espectrógrafos multifibra Hectospec und Hectochelle, die in das Teleskop 6.5m MMT (Multiple Mirror Telescope, Mount Hopkins, Arizona), und dem Spitzer Space Telescope, haben vor kurzem ein neues Fenster für die Untersuchung dieser Weiter entfernten Regionen. Diese Studie ist Teil eines Programms, Diagramm der Entwicklung von Festplatten protoplanetarios während der entscheidenden Phasen (von 1 bis 10 Millionen Jahre) zu verstehen, die Prozesse, die zur Ableitung der Festplatten und die Bildung von Planetensystemen. Erstens, wir präsentieren die Ergebnisse der Beobachtungen in der optischen Wellenlängen und JHK in zwei Stapel Jugend in der Association of Cep OB2: Tr 37 (das ist eingebettet in die H II Region CI 1396), und NGC 7160. Verwenden optische Spektren, die mit der niedrigen Auflösung Spektrographen Hectospec, hat eine Gesamtfläche von rund 165 und etwa 50 Sterne von geringer Masse, die Tr 37 und NGC 7160, jeweils (mit der Linie Li zu 6707 Angstroms und Erteilung von H - Alpha) . Der Anteil von geringer Masse Sterne mit Akkretionsscheiben ist 43% Tr 37, während nur ein Stern in NGC 7160 präsentiert Indikatoren erhöhen Kapital. Die Photometrie in der Optik, zusammen mit den entsprechenden theoretischen isocronas erlaubt Schätzung Altersstufen Tr 37 und NGC 7160, 4 und 12 Millionen Jahren. Die Anwesenheit von Festplatten protoplanetarios im Cep OB2 hergeleitet werden durch die Daten Spitzer, der Zugehörigkeit zu einer Zeit mit Anmerkungen Garantiert (GTO), die die Entwicklung von Festplatten. Die Kommentare von Spitzer (IRAC und MIPS, 3.6-24.0 µ m) zu bestimmen, das Vorhandensein und die Merkmale der Scheiben im Bereich von Distanzen von etwa 0,1 bis 20 astronomischen Einheiten. Die Farben in der IR- und spektrale Energie Distributionen (SEDs) aus der geringen Masse Sterne (spektrale Typen G - M2) werden vorgestellt und beschrieben, im Vergleich mit denen der jüngeren Regionen. Der wesentliche Unterschied zwischen Tr 37 und Stier ist, dass die Exzesse der Farbe Wellenlängen weniger als oder gleich 5,8 µ m sind wesentlich niedriger Tr 37. Nach dem Modell von Festplatten, die Wirkung schlägt vor, dass die meisten internen Festplatte erlitten hat, eine große Ansammlung von Staub, und / oder in einem großen Siedlung in der gleichen Ebene nach 4 Milliarden Jahren. Nach 12 Millionen Jahren (NGC 7160), die Wirkung der Koagulation und der Beilegung von Staub ist noch deutlicher in den verbleibenden Festplatten, behindert die Emission zwischen 3,6 und 24,0 µ. Diese Beobachtungen lassen, dass die Entwicklung der Festplatte beginnt auf der Innenseite, die Verbreitung nach außen. Es hat auch einen kleinen Bruchteil der "Übergangszeit Objekte", bestehend aus Sterne, die nicht acretando, keine Emission von den inneren Teil der Festplatte, aber immer noch die meisten externen Festplatte (erkennbar als ein Übermaß an Wellenlängen von 5,8 µ m oder mehr ). Der Mangel an diesen Objekten deutet darauf hin, dass ihre Lebensdauer sind in der Größenordnung von Hunderten von Tausenden von Jahren in den meisten, dann ist die externe Festplatte nicht 8 tardarí 2d9 zu zerstreuen einmal in der internen Festplatte ist verschwunden oder wurden zusammenballen.

Autor: GARCÍA GIL ALEJANDRO M..
Jahr: 2005.
Universität: LA LAGUNA.
Ort der Lesung: FACULTAD DE FÍSICA.
Ort der Vorbereitung: FACULTAD DE FÍSICA/INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Inhaltsangabe: Diese These präsentiert einer gepoolten Analyse der Spektren ultravioletten, optischen und nahen Infrarot der Sterne Vega und Portion. Für die Analyse erfolgt über atmosphärische Modelle planoparalelos in lokalen thermodynamischen Gleichgewicht, mit dem so genannten Effekt der Linie - verdeckend und die ungefähre Dauer der Mischung für Konvektion, und auch in nicht Gleichgewicht Modelle termodinámico lokal. Da sie physikalische Parameter für diese Sterne, wie effektive Temperatur, die eckige Durchmesser der Sterne, und die Häufigkeiten bestimmter Chemikalien, wie C, N, O, Si, Mg, Fe. Für die Ermittlung dieser Zusammensetzung werden sowohl die klassischen Ansatz auf der Grundlage der stellaren Absorptionslinien als eine neue Methode entwickelt, in der diese These, wo Elementhäufigkeiten sind, die von der kontinuierlichen Anpassungen UV. Die Parameter, die sich auch im Vergleich mit den Ergebnissen der Literatur für diese Objekte, und diskutiert Unstimmigkeiten aufgetreten sind und wie es sich in der Zukunft zu lösen. Schließlich eine Verbesserung in der Analyse von Vega, ein rotora schnell, wird in dieser Arbeit. Nachdem gefunden distorisión der stellaren Oberfläche aufgrund der hohen Geschwindigkeit Rotation, die neuen Parameter für die Vega, die sich erheblich mit denen, die zuvor auf die Notwendigkeit für diese Art von Analyse, wenn die genauen Parameter einer rotora rasche wollen identifiziert werden.

Autor: de Hoyos Fernández de Córdova. Carlos.
Jahr: 2005.
Universität: AUTÓNOMA DE MADRID.
Ort der Lesung: Facultad de Ciencias. U.A.M..
Ort der Vorbereitung: DpTO. de Fisica Teórica. U.A.M..

Inhaltsangabe: Diese Dissertation ist über die Art der Compact Galaxien Helle und Blue (GLCA) zu reisen mehr parecidasa die rote Zwischen- HII Galaxien im Universum local.Las GLCA sind kleine Galaxien mit einem Ausbruch der hoch aktiven stellaren Bildung. Estosobjectos dominieren die Dichte der stellaren Bildung in Galaxien reisen rot intermedios.A trotz der zentralen Rolle, die dieser Klasse von Objekten ist in der Entwicklung von Galaxien, susprincipales Eigenschaften sind weitgehend unbekannt, noch ist bekannt, was sehr gut ist surelación mit der lokalen Bevölkerung Galaxien. Die HII Galaxien sind auch blau und kompakte Systeme, die sich in einer größeren Ausbruch der Ausbildung estelar.Se hat vorgeschlagen, daß die GLCA könnte Anlass zu Galaxien im Universum esferoidales nah wie NGC205 und NGC147. Es wurde auch vorgeschlagen, dass die GLCA würde dazu führen, dass die Glühbirnen der ersten Galaxien espirales.Este Arbeit besteht aus drei Teilen. Die erste ist eine statistische Erhebung über laspropiedades von Galaxien HII mehr eng mit dem GLCAs, die zweite ist eine Studie von hoher räumlicher Auflösung über die Art der GLCA zu desplazamientosal rot mittel, und der dritte Teil stellt eine Studie über die Metallizität dieser objetos. La ersten Teil dieser Studie befasst sich auch mit der Untersuchung der Unterschiede zwischen den Galaxien presentanla Zeile rosig Emission [OIII] 4363, und diejenigen, die sich nicht zeigen, diese Funktion in ihre espectro.Las Galaxien HII mehr eng mit der GLCA haben mehr Gemeinsamkeiten mit der Teilprobe nicht Vorlage der genannten Linie auroral.También ist, dass die Objekte ohne diese Linie sind mehr luminososy haben einen geringeren Grad der Ionisierung. Seine zugrunde Bevölkerung ist auch viel másimportante und Temperaturen wirksame ionisierende ihre Pfähle sind wahrscheinlich menores.De der zweite Teil der Arbeit ist gewonnen, dass die GLCA haben mehrere Regionen der stellaren Bildung. Dies wird mit den Bildern, die direkt, die auch eine große Vielfalt morphologischen. Die GLCAs sind kinematisch heißen, in denen zufällige Bewegungen dominieren auf Rotation zu menosen der Gasphase. Diese Objekte sind nicht eingebettet in eine große Rekordtief Oberfläche Helligkeit wie bereits sugerido.También Beweis für die Existenz von stellaren Generationen. Eine identificacon Menschen, die für die Ionisation. Die andere ist die Bevölkerung zugrunde. Unsere Modelle zeigen, dass die ersten Folgen der stellaren Bildung traten vor aproximadamente8 Milliarden Jahren. Die poblacionesestelares zugrunde liegenden Themen sind sehr ähnlich zu denen der Galaxien HII Gebietsschema, aber posiblementetengan weniger Sterne relativen Riesen rojas.Por Andererseits, wenn die Eigenschaften der stellaren Bildung von GLCAs sind im Vergleich mit denen der hellsten Galaxien HII ist, dass lasGLCAs studierte sehr ähnlich sind HII zu den hellsten Galaxien im Hinblick auf ihre stellare Bildung Preis pro Einheit und der relativen Größe der Regionen aus ionisiertem Gas gegen die gesamte Größe des galaxias.En das letzte Kapitel stellt die Erhebung einer Stichprobe von 17 Galaxien mit Sterngewölbe Bildung hell, aber schlecht In Metallen, desplazamientosal rot z = 0,7. Diese Galaxien sind: (1) ärmeren Metalle queotras Galaxien mit starken Emission Zeilen in der Fernbedienung und lokalen Universums, (2), die mit den Metallizität viel weiter entfernten z = 3,0 Galaxien des Gerichts, aber weniger hell und Lyman (3) der Metallizität comparablea die Bevölkerung von blauen kompakten Galaxien extrem, aber mehr luminosas.El Ergebnis deutet darauf hin, dass Galaxien kompakte Armen in Metallen mehr luminosascon Ausbrüche von stellaren Bildung immer schwächer.

Autor: Casas del Castillo Ricardo.
Jahr: 2005.
Universität: GRANADA.
Ort der Lesung: Facultad de Ciencias.
Ort der Vorbereitung: Facultad de Ciencias.

Inhaltsangabe: Seit einiger Zeit gibt es in Anbetracht der Bedeutung der Astrosismología als Werkzeug für die Untersuchung der internen Struktur der Sterne. Dies hat dazu geführt, dass eine bedeutende Entwicklung sowohl der theoretischen Aspekte der linearen Schwingungen (zum Beispiel durch die Entwicklung des Codes der Pulsation) und der Aspekt der beobachtenden (einschließlich Beobachtungen von der Erde und von Satelliten). Das Feld der Theorie hat einen Boom in der letzten Zeit, da bis vor kurzem die Arbeit, die Annäherungen an die Codes sehr starken Impuls (adiabatische Behandlung von Gleichungen, nicht berücksichtigt wurden entweder Wechselwirkung mit der Atmosphäre oder Rotation des Sterns, und so weiter .). Es hat sich gezeigt, dass obwohl diese Behandlungen ermöglichen die Untersuchung der Schwankungen in einigen Fällen (wie die Sonne), für viele andere Sterne waren eindeutig unzureichend. Eine sehr interessante davon sind die so genannten "Delta Scuti. Seine Bedeutung liegt in der Darstellung multiperiodicidad Radial- und nicht radialen, in der Abwesenheit von Magnetfeldern und Besonderheiten ihrer Metallhäufigkeit. Das macht sie ein spezielles Labor für die Untersuchung von stellaren Pulsationen. Allerdings, das auch viele Komplikationen, wie zum Beispiel die Anwesenheit von Konvektion, oder die Tatsache, dass diese Sterne drehen mit mäßigen oder sogar hohen Geschwindigkeiten. Das Aufkommen der Multicolor Photometrie als Instrument für die Ermittlung Modi der Schwingung hat dazu einen wichtigen Beitrag, um sowohl Beobachtungen und theoretischen Modellen. Diese Bereiche wurden entwickelt und verfeinert parallel, bis in jüngster Zeit wurde die Notwendigkeit zur Verbesserung der mit dem ersten Satellitenbeobachtungen (Mission COROT, MOST, "|), und die zweite mit der Aufnahme neben der Behandlung von Wechselwirkungen pulsación - convección und pulsación - Rotación, Verbesserungen, die berücksichtigen, nicht adiabaticidad von Schwingungen und das Zusammenspiel dieser mit der stellaren Atmosphäre. Die Komplexität all dieser Phänomene ist so groß, dass bis jetzt hat verschiedene numerische Codes, die sich auf der einen oder anderen Aspekt, kann aber nicht für alle. Dennoch ist es nun möglich, die Durchführung einer Studie astrosismológico ziemlich komplett mit verschiedenen Algorithmen und einen Vergleich der Ergebnisse zu erhalten. In der Tat, der Abteilung für Physik Primetime Institut für Astrophysik in Andalusien haben Codes, die jeden Aspekt beschrieben, die Möglichkeit zur Durchführung einer umfassenden Studie der stellaren Pulsationen in einer Gruppe von Sternen Delta Scuti ausreichend beobachtet durch die Mitglieder des eigenen Instituts. Die wissenschaftlichen Ziele dieser Arbeit fallen in die oben beschriebene Situation. Es hat eine Umfrage im Einklang mit den verschiedenen Codes, die in verschiedenen Aspekten der stellaren Schwingungen. Wir haben das Verhalten von nicht beobachtbaren adiabáticos (insbesondere die relative Abweichung von der tatsächlichen Temperatur, die relative Variation der lokalen Schwerkraft, und der so genannte "Phase Verzögerung, dh die Phase Unterschied in der Temperatur zwischen der Radio- und Pulsation Verdrängung) entlang der HR Diagramms. Dabei geht es um die Verwendung eines Code of Evolution (CESAM) und ein Pulse Code, der nicht adiabaticidad in den Gleichungen der Schwingung, sowie Interaktion mit der Atmosphäre. Es wurde bereits entwickelt, in der Abteilung für Physik Primetime Institut für Astrophysik von Andalusien, und wurde ausreichend geprüft zu können verwendet werden, zuverlässig. Darüber hinaus hat es auch einen Code von Pulsation adiabatische die auch die Auswirkungen der Rotation erst in der zweiten Ordnung in der Drehzahl. Beide können zusammen zu vergleichen 8 resultad 7c8. Dies ist wichtig, weil für den Fall, dass der Stern rotiert, die Geschwindigkeiten an, eine Tatsache zu beachten ist die Degeneration der Wege in der Rotation: Modi mit Frequenzen wäre bevorstehenden "gekoppelt" ihre Frequenzen, was zu erheblichen Schwankungen in der Wert der gleichen. Die Untersuchung dieser Daten ist eine weitere Neuheit des Projekts. Hinzu kommt, dass diese Ergebnisse wurden im Vergleich mit denjenigen, die durch die photometrische Studien zu einer Gruppe von Sternen. Konkret wurde sie mehrfach verwendet diese in den Katalog der Rodriguez ua. Der Vergleich zwischen den theoretischen und Beobachtungsdaten Ergebnisse haben dazu beigetragen, die Art der Schwingung, und damit die zugrunde stellaren Modelle. Darüber hinaus wurde die Vertiefung in der Variation von bestimmten Größen im Zusammenhang mit der Presse entlang der HR Diagramms. Dies ist das erste Werk, der alle Elemente in der theoretischen Analyse der Eigenschaften pulsacionales das Delta Scuti in einem erheblichen Teil der HR Diagramms. Dieses Projekt ist eine Unterstützung für die geleistete Arbeit in der Vorbereitung für den Start von Satelliten COROT, die französische Raumfahrtagentur (CNES), die für das Jahr 2006.

Autor: BLAY SERRANO PERE.
Jahr: 2005.
Universität: VALENCIA.
Ort der Lesung: FACULTAD DE FÍSICA.
Ort der Vorbereitung: FACULTAD DE FÍSICA.

Autor: CABALLERO HERNÁNDEZ JOSE ANTONIO.
Jahr: 2005.
Universität: LA LAGUNA.
Ort der Lesung: FACULTAD DE LA LAGUNA.
Ort der Vorbereitung: UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.

Inhaltsangabe: Die braunen Zwerge sind die Brücke zwischen den am wenigsten massereicher Sterne und die riesigen Planeten. Mehr als zehn Jahre nach ihrer Entdeckung .. Wir haben versucht, eine genaue Festlegung der Rolle der Masse in einer sehr jungen Sternen-Cluster und angemessen für die Entfernung und Vernichtung niedrig, Sigma Orionis, um eine Reihe von planetaren Massen bis Domain. Wir haben die stellaren Populationen und subestelar der cúmul9o, einschließlich der Präsenz der Akkretion Festplatten. Darüber hinaus hat die Präsenz der substellaren Objekte als Stipendiat junge Sterne in der solaren Nachbarschaft mit Sensibilität zu erkennen Planeten, als Ergänzung zu der Suche nach Planeten Doppler.

Autor: GÁLVEZ ORTIZ M. CRUZ.
Jahr: 2005.
Universität: COMPLUTENSE DE MADRID.
Ort der Lesung: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS.
Ort der Vorbereitung: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS.

Inhaltsangabe: Es war ein Kino-und spektroskopische Studie (multilongitud Welle) der chromosphärische Aktivität von binären Systemen Vermögenswerte durch verschiedene Indikatoren cormosféricos von optischen und nahen Infrarotbereich, die ausgewählt hat eine Reihe von Systemen BY Dra-und RS CVn mit verschiedenen Ebenen mit vielen Aktivitäten, ua Hohes Niveau, dh zeigen, die Emissionen in den meisten Linien cromosféricas von optischen und nahen Infrarot. Wir haben die Eigenschaften von binären bekannt und vor kurzem den neuen Binär-, die von X-ray-Emissionen um Radialgeschwindigkeit Variationen. Dies hätte eine große Anzahl von spektroskopischen Beobachtungen über mehrere Jahre, die haben es ermöglicht, einerseits für die verschiedenen Phasen der Bahndaten oder Rotation der Binär-und andere Systeme zu analysieren Variabilität auf längere Sicht. Die Studie multilongitud Welle hat erlaubt das Studium alle Indikatoren für die Aktivität gleichzeitig so weit, die Untersuchung von diesen Indikatoren beschränkte sich auf die am häufigsten (HyK Ca II oder Halfa) und in der Regel in einem nicht-gleichzeitige, der hat die Möglichkeit zu erkunden, Das Verhältnis zwischen ihnen und erhalten alle möglichen Informationen über die Herkunft der beobachteten chromosphärische Emission (Strände, Höcker geplanten umfangreichen Materialart Unebenheiten in der Schwebe, Leuchtkugeln, und microfulguraciones). Darüber hinaus ist es auch möglich, die genaue Bestimmung der Radialgeschwindigkeiten, für die Lösungen gewonnen wurden orbitale und stellaren Parameter aus ihnen waren auch entschlossen Geschwindigkeit der Rotation und jeder Stern wurde geschätzten Alter von den Aktionen von Li I. Es wird immer ein Filmische Studie über eine Gruppe von 333 Binär-Sterne cromosféricamente aktiv mit astrometrische Daten von HIPPARCOS-und Radialgeschwindigkeiten der Literatur oder bestimmte ist diese Arbeit. Es wurde untersucht, ihre Zugehörigkeit zu den fünf beliebtesten Jugendgruppen kinematische (Verein Lokale Gruppe Ursa Major, supercúmulo der Híades, supercúmulo IC 2391,-und Gruppen-Castor-Bewegung) mit kinematischen Kriterien und hat zusätzliche Informationen über Alter, durch die Anwesenheit von Li. Darüber hinaus präsentiert die gleichzeitige Untersuchung der Indikatoren für die Aktivität in der optischen Systeme für Binär-14. Wurden identifiziert Breiten gleichwertige fließt und zeitlichen Variationen. Es wurde im Detail untersucht fünf dieser Systeme zusätzlich zu den Aktivitäten, wurde gesichert Lösung orbitale Parameter des Systems und einige stellaren Derivate. Es wurde einerseits eine detaillierte Studie von einigen Systemen vor kurzem entdeckt, durch das Studium seine Umlaufbahn Lösung und analysieren die Aktivität von der gleichen, indem gleichwertige Breiten-Flow Indikatoren weitere optische Untersuchung seiner zeitlichen Variationen und auf der anderen Seite eine Studie mehr allgemeine Niveau der Aktivität von cromoférica Nur neun bekannten Systeme. Die Kommentare (mit einer guten Abdeckung Orbital), die in verschiedenen Epochen, sondern auch die Möglichkeit zur Untersuchung der Wirkung des magnetischen Aktivität in der Bewegung der Bahndaten der binären Systemen (zum Beispiel die Änderung der Umlaufzeit). Es wurde auch in Anbetracht der Natur isoliert, binär kurzen oder langen Zeitraum binary, einer Stichprobe von 28 Sternen, die gut von früheren Studien anderer Autoren oder aus Studien, die in den letzten Jahren durch das Forschungs-Gruppe zeigte die Veränderungen in der Radialgeschwindigkeit. Darüber hinaus, für die Sterne, die sich als binäre kurze Zeit Orbital-Lösung erworben wurde, soweit dies möglich ist und auch eine kurze Studie über seine Tätigkeit Indikatoren cromosféricos. Schließlich, mit einer Stichprobe von insgesamt 46 Sterne (33 binären Systemen), die wir erhalten haben, die durchschnittlichen Werte der Ströme in den verschiedenen Indikatoren für die Aktivität im optischen und nahen Infrarot, oder, gemessen im Laufe dieser Arbeit "oder" gut " Spektroskopische Beobachtungen der vorherigen Gruppe, hat eine umfassende Studie über die Abhängigkeit der Akti 8 keit mit 355 verschiedenen Parametern stellaren durch flujo-flujo Beziehungen zwischen den Indikatoren und Beziehungen flujos-rotación, flujos-período und flujos Rossby-Zahl und Wurde im Vergleich zu dem Verhalten von isolierten Sternen. Darüber hinaus hat die Besonderheit von binären Systemen mit Bezug auf die Änderung ihrer Rotation (wegen des Zeitpunkts) und auf der sobreactividad und Parameter, kann es zu länger oder kürzer sein.

Autor: CENTENO ELLIOTT REBECA MARIA.
Jahr: 2006.
Universität: LA LAGUNA.
Ort der Lesung: AULA TOMAS Y VALIENTE, FACULTAD DE DERECHO.
Ort der Vorbereitung: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Inhaltsangabe: Die Studie von der Erzeugung und Ausbreitung von Wellen in der Atmosphäre ist ein Solar-Artikel CANDENTE bei der Untersuchung der Astrophysik, und vorausgesetzt, dass Informationen über die Struktur und die Dynamik des ATMOSFERAS der Sterne in der Sonne an der gleichen Zeit, dass sie helfen, zu verstehen Die Mechanismen der Heizungs-und CROMOSFERICO koronalen. De facto unter den viel versprechenden Kandidaten für Maschinen wie für die Erwärmung ist die Wellen MAGNETOACUSTICAS mit DISIPACION von Stößen und RECONEXION magnetisch. Teil eins unserer Forschung ist in der Studie konzentriert sich auf OSCILACIONES und Ausbreitung von Wellen in verschiedenen Strukturen MAGNETICAS der Sonne Luft (Verfärbung, POROS und FACULAS). Ziel der Studie ist die Einheit der Eigenschaften der Atmosphäre mit dem Fluss der magnetischen Struktur. Erzielt worden, dass für Kommentare ESPECTROPOLARIMETRICAS in der Region von 10830 bis ESPECTRAL, mit einem Online-FOTOSFERICA, ob IA 10827 AY A TRIPLETE CROMOSFERICO der er IA 10830 A. Entwicklung und Umsetzung von Punkt A SOFISTICADAS Techniken erlauben Investition, die wir lernen, aus den Daten über Zeitarbeit , Die Entwicklung der Zeit physikalischen Bedingungen in der FOTOSFERA und CROMOSFERA der Strukturen. Analyse der ESPECTROS Phase der Zuständigkeiten und der Unterschiede mit einem einzigen MODELACION TEORICA von Daten OBSERVACIONALES haben CONDUCIDO Ein sehr interessantes Ergebnis über die Ausbreitung von Wellen in der FOTOSFERA und CROMOSFERA. Die Häufigkeit der atmosphärischen Gericht, die Entwicklung und Verbreitung von Beulen sind die Eigenschaften der magnetischen Struktur. Aber einige Funktionen sind für alle von ihnen: die Zeit des Mitarbeiters einer PERTURBACION bei der Erreichung der CROMOSFERA aus FOTOSFERA stellt eine Einheit mit der starken Frequenz, kommt zu der Größenordnung von mehreren Minuten in der Frequenz TRANSPORTAN, dass der größte Teil der Energie. OSCILACIONES beobachtet, die eine ALTURAS CROMOSFERICAS entstehen BASICAMENTE Vermehrung der Haltbarkeit von Störungen beobachtet FOTOSFERICO, anstatt GENERARSE aus der Interaktion zwischen den nicht-linearen Frequenz von anderen Möglichkeiten, wie CREIA so weit. In den zweiten Teil REALIZAMOS Eine theoretische Studie über die Generation der Intensität und POLARIZACION in den Zeilen ESPECTRALES der MULTIPLETE der er IA 10830 A DESSEN FORMULAMOS und zur Lösung des Problems der Transport RADIATIVO ohne SUPONER ETL realistische Modelle in der Luft-und Sonnenenergie mit Hilfe von Modellen ATOMICOS COMPLEX. Ist bekannt, wie die Bildung von diesem RASGO ESPECTRAL wird durch die Auswirkungen auf die CROMOSFERA hoch ENERGETICA Strahlung aus der Krone SOLAR. Die Umsetzung der A-Code von den allgemeinen Gebrauch in der FORMALISMO MALI (Multi-Level-beschleunigte Lambda-Iteration) konnten wir SINTETIZAR die MULTIPLETE der Sünde SUPONER ETL ich er, und für die Studie zum ersten Mal die Reaktion des Profiling STOKES zu diesem aufstrebenden Strahlung ionizante , Und zwar sowohl auf der Festplatte als Limbo aus Sonnenenergie.

Autor: Gutierrez Soto Juan.
Jahr: 2006.
Universität: VALENCIA.
Ort der Lesung: Facultad de Farmacia.
Ort der Vorbereitung: Facultad de Matemáticas.

Inhaltsangabe: Das allgemeine Ziel der vorliegenden Arbeit ist es, einen Beitrag zur Erkenntnis der Physik der Sterne Werden. Insbesondere sind wir daran interessiert, in der Untersuchung und Charakterisierung ihrer Eigenschaften pulsational. Ein sehr geeignetes Instrument zur Erreichung dieses Ziel ist die Untersuchung und Analyse der photometrischen Zeitreihen mit der maximalen Zeit Ausgangswert, der Dichte und der photometrischen Genauigkeit. Der Space-Mission COROT soll bis im Dezember 2006 ins Leben gerufen, wird die ultra-high precision, relative stellare Photometrie für sehr lange kontinuierliche Beobachtung läuft. Bis zu zehn Sternen beobachtet werden in der Seismologie Felder, die mit einer photometrischen Genauigkeit von wenigen 10-4 und Farbe. Die Beobachtungen von Sternen Werden mit COROT wird photometrischen Zeitreihen mit bisher unerreichter Qualität. Ihre Analyse ermöglicht es uns, qualitativ verbessern, unser Wissen und das Verständnis der Eigenschaften von pulsational Werden Sternen. In der Folge haben wir damit begonnen, ein Forschungsprojekt zur Beobachtung Werden beide Sterne in der Seismologie und entdeckte Exoplanet Bereichen COROT. In dieser Arbeit präsentieren wir die erste Stufe dieses Projektes, das ist die Vorbereitung und Untersuchung der Proben von Be Sternen, die von COROT beobachtet werden. Wir haben photometrische Analyse aller Be Sternen liegt in den Bereichen Seismologie (Chapt. 2). Besonderes Augenmerk wurde auf zwei Sterne (NW Sein und V1446 Aql), in der wir haben festgestellt, multiperiodic Variabilität und modelliert haben, die wir in Bezug auf die stellare Pulsationen (Kap. 3). Wir haben auch aufgrund eines in-abteilung spektroskopische Untersuchung der NW-Sein und modelliert die Nicht-radiale Pulsationen unter Berücksichtigung der Auswirkungen Rotationsgeschwindigkeit (Kap. 4) Eine Technik für die Suche nach schwachem Werden Sterne basiert auf CCD-Photometrie entwickelt worden und wird in Chap. 5. In dem gleichen Kapitel, präsentieren wir Ihnen eine Liste der schwachen Sternen Werden in der entdeckte Exoplanet Bereichen COROT erkannt und mit dieser Technik, die wir vorschlagen, die Ziele für die COROT. Darüber hinaus haben wir bewiesen, dass unsere Zeit-Analyse-Techniken eignen sich zum Nachweis miltiperiodicity in großen temporären Basisdaten (Chapt. 6). Insbesondere haben wir erkannt non.-Radial-Pulsationen in einigen Be Sterne in der Galaxie low-Metallhäufigkeit SCM.

Autor: DOMÍNGUEZ HERRERA MARÍA DEL CARMEN.
Jahr: 2006.
Universität: LA LAGUNA.
Ort der Lesung: FACULTAD DE EDUCACIÓN. MÓDULO A..
Ort der Vorbereitung: FACULTAD DE EDUCACIÓN.

Inhaltsangabe: Die These entwickelt in den Bereichen Didaktik der experimentelle Wissenschaften. Im Großen und Forschung Thema Adressen der drei großen Themen: Die Sprache der Wissenschaft, die Vermittlung von wissenschaftlichen Konzepte und die Entwicklung von Lehr-Ressourcen für die Lehr-Lern. Diese Arbeit ist positioniert, vor allem in der ersten, concretándose Analyse der Konzepte, die mit der Solar System, die in Lehrbüchern der Grundbildung.

Autor: Andrade Baliño Manuel.
Jahr: 2006.
Universität: SANTIAGO DE COMPOSTELA.
Ort der Lesung: Facultad de Matemáticas.
Ort der Vorbereitung: Facultad de Matemáticas.

Inhaltsangabe: Wir haben das Problem der Gyldén-Mescerskij, nämlich das Problem der beiden Gremien mit variabler Masse, wann, Überschneidungen mit den vorübergehenden Verlust von Masse, die als unterschiedliche Störungen. Insbesondere hat er untersucht das Phänomen der erhöhten Masse Verlust durch gravitative Wirkung, die so genannte "Effekt periastro ', offenbart werden könnten, die dazu führen, dass der relativ hohe Werte von Exzentrik in einigen binären Systemen. Darüber hinaus beschäftigt sich mit dem Fall, in dem eine der Komponenten des Systems präsentiert Ellipsoid Form unter Berücksichtigung relativistischer Effekte in einigen Angleichung Post-newtoniana. Zum Angriff auf die mathematische diese Szenarien sind beunruhigt analytische Techniken, die sowohl als numerischer. Zu den ersten Höhepunkten eine kanonische Störfelder, die auf Veränderungen Lie, die hier zum ersten Mal, was eine weit verbreitete aN Parameter der klassischen Methode Lie-Deprit. Die Stabilität der einige echte Dreifach-hierarchische Systeme im Laufe der Zeit wird geprüft, mit unterschiedlichen Kriterien. Für die Anzeige der Regionen der Stabilität ist definiert Ad-hoc-Karten nach den semi-Dur-Achse und Exzentrizität der Umlaufbahn außerhalb. Schließlich gibt es ein Modell der Winde beladen mit Masse auf der Grundlage einer Verteilung der Masse Funktion definiert auf der Grundlage von drei Faktoren Form der stellaren Wind. Dieses Modell wird für die Integration von einigen hypothetischen Orbital-Konfiguration in einem binären System Wolf-Rayet.

Autor: Carretero Herráez Conrado.
Jahr: 2006.
Universität: LA LAGUNA.
Ort der Lesung: Facultad de Física y Matemáticas.
Ort der Vorbereitung: Instituto de Astrofísica de Canarias.

Inhaltsangabe: In dieser Arbeit haben wir eine detaillierte Studie der stellaren Populationen in elliptischen Galaxien in Haufen verschiedener Masse. Unsere Ergebnisse deuten darauf hin, dass die Zeitskalen der Entstehung der Sterne in diesen Galaxien sind abhängig vom Umfeld, in dem sie sind: die Stars der massiven Galaxienhaufen sind schneller als in weniger dicht Umgebungen. In allen Fällen gibt es ein Limit für diese Zeiten von 1000 Millionen Jahren.

Autor: Oreiro Rey Raquel.
Jahr: 2006.
Universität: LA LAGUNA.
Ort der Lesung: Facultad de Física Universidad La Laguna.
Ort der Vorbereitung: Instituto de Astrofísica de Canarias.

Inhaltsangabe: Diese Arbeit konzentriert sich auf die Erforschung der Sterne subenanas Hot Typ B (sdBs). Solche Objekte zeigen, spektrale Eigenschaften ähnlich denen des Typs B-Stars in der Main-Stream, und zeichnen sich durch geringe Leuchtkraft, die unten fällt, dass in einer Sequenz Hertzsprung-Russell-Diagramm. Derzeit sdBs sind im Berichtsjahr aus verschiedenen Forschungsbereichen. Insbesondere die jüngste Entdeckung von Schwingungen der Sterne Teil hilft in ihrer Studie von einem seismologischen point of view. Diese Arbeit dient der Vertiefung der Umsetzung der seismischen Ereignis des sdBs. Auf der einen Seite war es profitabel Beobachtung verwendeten Methode für die Erkennung von neuen sdBs pulsierende, vor allem solche mit kürzeren Zeiträumen. Als Ergebnis gefunden haben vier neue sdBs pulsierenden, von denen der eine hat die Beats zeigen, reicht theoretisch zurückzuführen auf akustischen Schwingung Modi und Schwerkraft, zu einem der interessantesten Objekte in seiner Klasse. Auch Kampagnen wurden abschließend auf einige sdBs oszillierende, um voll und ganz charakterisieren seine spektralen Schwankungen. Außerdem, von einem theoretischen Standpunkt aus betrachtet, hat sie ein Netzwerk von Modellen, die im Bereich der strukturellen Parameter typischen sdBs, da diese Modelle komplette Struktur, im Gegensatz zu den Umschlag verwendeten Modelle für die Analyse von anderen ähnlichen Gruppen. Es hat sich bei der Berechnung der Eigenschaften von oszillatorisch früheren Modellen, die Durchführung einer Studie über die erzielten Ergebnisse. Schließlich, es wird ein Verfahren für die Frequenz im Vergleich mit den Beobachtungsdaten Netzwerk-Modelle basieren auf der Optimierung von Beobachtungsdaten Informationen, die verglichen werden können, um die Eigenschaften aus der theoretischen Studie. Diese Technik wird angewandt, um die drei sdBs pulsierenden beobachtet im Detail während das Argument, im Zuge wichtigen Informationen über die Möglichkeiten Beobachtungsdaten und physikalischen Eigenschaften von Objekten.

Autor: Olivares Pulido Germán.
Jahr: 2006.
Universität: AUTÓNOMA DE BARCELONA.
Ort der Lesung: Facultad de Ciencias.
Ort der Vorbereitung: Facultad de Física.

Inhaltsangabe: In 1998, Leuchtkraft Messungen der Entfernung von einer Handvoll von Typ Ia Supernovae deuteten auf eine beschleunigte Expansion des Universums. Seither sind mehrere Datensätze Beobachtungsdaten einschließlich CMB LSS und ausgeliehenen weitere Unterstützung für die Idee einer räumlich flachen Universum dominiert von einer kosmologischen Konstante Lambda, mit 70% des gesamten Energieverbrauchs der Dichte und der Kalte Dunkle Materie Energiedichte von 3%. Obwohl die Lambda-CDM-Modell passt recht gut alle Beobachtungsdaten, mit denen sie sich zwei gravierende theoretische Probleme. In den ersten Platz, eine Feinabstimmung Problem. Die beobachteten kosmologischen Konstante ist etwa 121-mal kleiner als der Wert von vorhergesagt Quantenfeldtheorie. Dies ist der Grund, warum skalaren Felder wurden vorgeschlagen, als Alternative zu der kosmologischen Konstante, die sie sich natürlich auch in der Teilchenphysik Stringtheorie. Bis jetzt, eine Vielzahl von skalaren Felder Dunkle Energie Modelle wurden vorgeschlagen. Dazu gehören Quintessenz, Phantome, k-Essenz, Tachyon, Geist und Kondensaten dilatonic Dunkle Energie unter vielen anderen. Quintessence skalaren Felder, die Energie-Skalen im Einklang mit der Energie-Skala der Teilchenphysik. Dies kann helfen, die schwere Feinabstimmung Problem der kosmologischen Konstante. In den zweiten Platz hat es den Anschein, dass die eher unnatürlich Dichten aus zwei Komponenten, kalte dunkle Materie und dunkle Energie, so dass sich mit der Erweiterung geschehen, anders zu genau der gleichen Reihenfolge. Das ist das Problem Zufall. Um zu lösen, oder es lindern, Modelle mit einer Wechselwirkung zwischen Materie und Dunkle Energie, wurden wir proposed.In Kapitel 2 untersucht die Interaktion von Quintessence Modell Chimento et al. Die Interaktion wird vorgeschlagen, von einer phänomenologischen Sicht. Die Dunkle Energie Zerfälle in kalten dunklen Materie in einer Weise, dass ihr Verhältnis konstant bleibt während der späten Epoche des beschleunigten Expansion und damit deutlich Linderung der Zufall Problem. Diese Art von Lösungen, bekannt als Skalierung Lösungen als nützlich erweisen, um eine akzeptable beschleunigte Expansion solange Dunkle Energie und Dunkle Materie kalt sind stark gekoppelt. Aufgrund der Interaktion gibt es weniger kalten dunklen Materie in der Vergangenheit. Daher ist die Leuchtkraft Abstand vergrößert. Je höher die Rotverschiebung, desto größer ist die Differenz zwischen der Höhe der kalten dunklen Materie in nicht-interagierenden Modelle und Modelle interagieren. Bei niedrigen Rotverschiebungen, aber sie sind sehr ähnlich. Beobachtende SN Ia Datensätze nicht helfen, die Interaktion von Diskriminierung nicht-interagierenden Modelle, weil die Höhe der kalten dunklen Materie und dunkle Energie in beiden Modellen bei niedrigen Rotverschiebungen sind kaum anders. Wir haben gezeigt, dass die vorgeschlagene Interaktion führt natürlich zu Strahlung aus dem Universum war geprägt durch eine Materie dominiert Ära der aktuellen Phase beschleunigten Expansion getrieben von den negativen Druck der dunklen Energie. Im Gegensatz zu anderen Modellen, dann brauchen wir nicht, um die Interaktion Parameter zu vermeiden Baryon dominierten Epoche. Außerdem ist die entsprechende Potenzial der dunklen Energie ist so groß, dass für eine breite Palette von Lösungen, die Anfangsbedingungen in die Skalierung Regime, gefolgt von einer beschleunigten Expansion des Universums, wenn das Potenzial zu seicht. In der Tat, das Potenzial hat die gleiche asymptotische Verhalten wie das von Sahni und schlug Wang. Wir weisen darauf hin, dass die Masse des skalaren Feldes hängt davon ab, der Hintergrund Energiedichte. So, während sie immer noch relativ leicht auf das Ausmaß der Solaranlage kann es sehr viel schwerer in kosmologischen Skalen. Dieses Verhalten ist typisch für Chameleon Felder. Wenn das tatsächlich der IQM Chameleon geben, könnte es umgehen Verletzung des Äquivalenzprinzips auf Skalen des Sonnensystems. Auf der anderen Seite, wie in Kapitel 3 untersucht den kalten dunklen Materie Störungen entwickeln sich langsamer als bei nicht-interagierenden Modelle, das heißt, im großen Maßstab sie nicht mehr unterscheiden als (t). So wird die effektive Gravitationskraft ist reduziert und die mittlere frei - Herbst Zeit steigt, während die Dichte Störungen wachsen langsamer (oder sogar gelöscht werden), verglichen mit 8 Nr 1047 n - Interaktion Modelle. Skalare Felder gekoppelt Angelegenheit zu ändern Schwerkraft induzieren eine zusätzliche Anziehungskraft. Eine abstoßende Wirkung könnte, die durch den Austausch von Vektor-Bosonen. Es wurde erstmals von Amendola, dass Phantom skalaren Felder, die mit Nicht-Standard-kinetischen Begriff gekoppelt Angelegenheit würde eine lange reichten abstoßende Kraft. In dem Modell der Chimento et al, der Rückgang der gravitativen Kopplung ist aufgrund seiner spezifischen Interaktion für die dunkle Materie - Dunkle Energie Interaktion. Wir stellen fest, dass es gegen das Äquivalenzprinzip wie von Amendola. Das Zusammenspiel macht das Gravitationspotential flacheren in der Materie dominiert Epoche. Deshalb ändert die akustische Gipfeln des CMB. Genauer gesagt, es gibt keine Wechselwirkung mit der Baryonen, die relative Höhe des akustischen Gipfeln verringern. So, in der Interaktion Modelle der CMB ist sehr sensibel für die Dunkle Energie, für die Interaktion mit Skalierung verändert die Rotverschiebung der kalten dunklen Materie. Folglich CMB Daten sind sehr nützlich, um die Interaktion Parameter. In Kapitel 5 haben wir gesehen, dass CMB Daten kaum hemmen die Interaktion. Der Effekt der Interaktion über die Entwicklung des Gravitationspotentials und damit auf die CMB akustische Gipfeln kann nicht ausgeglichen werden durch einen anderen physikalischen Mechanismus. Deshalb sind die Voraussagen der IQM-Modell abweichen können von den Voraussagen von Lambda-CDM-Modell bis zu einem bestimmten Wert. Darüber hinaus werden die Daten stark lehnen die Angelegenheit model.The Leistungsspektrum fühlt sich auch die Interaktion. Da die Interaktion erhöht, die Potenziale werden flacher und der Steigung der Angelegenheit Leistungsspektrum, größer als die Materie-Strahlung Gleichwertigkeit, Tropfen. Weitere, die weniger kalten dunklen Materie in der Vergangenheit, desto kleiner der Skala auf der Rotverschiebung von Materie-Strahlung Gleichheit. Als Folge der Gipfel der Angelegenheit Leistungsspektrum Verschiebungen. Obwohl warme dunkle Materie kann auch dazu führen, dass eine kleinere Amplitude der Angelegenheit Leistungsspektrum Strahlung auf Skalen, die Verlagerung der Gipfel ist ein kennzeichnendes Merkmal der Interaktion. Nur Interaktion Modelle zeigen diese Eigenschaft unabhängig von der Interaktion zwischen kalten dunklen Materie und dunkle Energie. Die statistische Analyse mit LSS Daten sind in guter Übereinstimmung mit den erzielten Ergebnissen mit CMB Daten eingestellt, wenn der ehemalige bieten nicht viel mehr Informationen als die last.In nicht-interagierenden Modelle, ISW-Effekt erscheint immer dann, wenn die Energiedichte Hintergrund entwickelt sich unterschiedlich Aus kalten dunklen Materie. Sobald die Beträge der dunklen Energie und kalten dunklen Materie sind von der gleichen Reihenfolge der Schwerkraft Potentiale entwickeln, die zu Störungen auf neue Verteilung der Strahlung. In der Interaktion Modelle, ISW-Effekt kann auch entstehen, in der Materie dominiert Epoche, als kalten dunklen Materie Störungen nicht mehr entwickeln als in nicht-interagierenden Modelle. Daher ist die Interaktion erhöht die ISW Früh-und Spätfolgen. Cross-Korrelationen der CMB Spektrum mit Galaxien Kataloge sind darauf hingewiesen, die sehr nützlich, um die Gleichung der Zustand der dunklen Energie-Parameter. Daher wird die ISW-Effekt könnte sich als ein nützliches Instrument, um die Interaktion Parameter, aber derzeit nicht über ausreichende statistische Macht zu tun. Um zusammenzufassen, die Interaktion Modelle Zufall wesentlich lindern das Problem und passen auch die Beobachtungsdaten. Die mögliche Verletzung des Äquivalenzprinzips im großen Maßstab könnte ein Hinweis auf neue Physik, so die Einrichtung einer Obergrenze für die allgemeine Relativitätstheorie.