GALAXIES

Autor: FERNÁNDEZ BARBA DAVID.
Jahr: 2004.
Universität: BARCELONA [www.ub.es].
Ort der Lesung: UNIVERSIDAD DE BARCELONA.
Ort der Vorbereitung: UNIVERSIDAD DE BARCELONA.

Inhaltsangabe: Dieses Papier hat eine Studie über die Spirale Struktur und Kinematik der jungen stellaren Komponente der Galaxy in der Umgebung des Sonnensystems auf drei verschiedenen Ebenen, die es ermöglicht haben, Spirale galaktischen Struktur, die Gould Belt und die jungen stellaren Komponente in der nächsten Sonnensystem Umwelt. Wir haben drei Proben der Sterne mit Daten aus dem Hipparcos Katalog. Die erste ist die durch Sterne der Spektralklasse Arten ist OyB, und enthält Informationen astrométrica, photometrischen, radialen Geschwindigkeiten und verschiedenen physikalischen Parameter der Sterne, einschließlich des Alters. Die zweite Probe enthält alle variablen Sterne cefeidas der Hipparcos Katalog mit Informationen astrométrica, Entfernungen berechnet aus zwei Kalibrierungen periodo - luminosidad und radialen Geschwindigkeiten. Schließlich haben wir alle verfügbaren Informationen bisher in der Literatur über lokale Jugendverbände entdeckt worden, dass in der nächsten Umgebung Solaranlagen in den letzten Jahren. Von Proben der Sterne wurden gebaut wurde, erste, die Spirale Struktur der Galaxy. Die herausragendsten Ergebnisse in diesem Abschnitt sind, dass die Sonne befindet sich in den äußeren Teil der Spirale Nächster Arm und außerhalb des Kreises der corrotación. Beide Ergebnisse können von großer Bedeutung in der Geschichte der letzten Ausbildung im Sonnensystem. Es hat auch einen negativen Wert (und signifikant) für die Divergenz der Geschwindigkeit Bereich (ein Begriff, K). Die Ergebnisse validiert wurden durch einige Simulationen, die ergab eine Schätzung der externen Fehler und eine Bewertung der Verzerrungen, die sich auf verschiedene Parameter erhalten. An einer Skala bis 1 Lichtjahre von heliozentrische Distanz, die dominante Struktur im Sonnensystem Umwelt ist die so genannte Gould Belt, das die meisten der jungen Sterne und Wolken von Staub und Gas aus dieser Region. In unserer Arbeit haben wir den Parameter Ausrichtung Belt wurde untersucht, und ihre eigentümliche Kinematik, nachdem einige Simulationen mit dem gleichen Ziele wie die oben genannten. Es wurde erreicht, dass die Sterne von komplexen Scorpio - Centaurus (Sco - Cen) präsentiert eine filmische passt nicht in die, die von den verschiedenen Modellen, die versuchen zu erklären, die Entwicklung der kinematischen Gürtel. Es wurde auch erreicht, dass die Bewegung der Expansion dieser Struktur nicht um eine globale Wirkung, weil sie auf den ersten -250 PC heliozentrische Distanz. Schließlich ist die Studie über die Integration der Bahnen rückwärts in der Zeit der örtlichen Jugendverbände und die Mitglieder der komplexen Sco - Cen hat sich nicht entnehmen, dass der ehemalige nicht innerhalb dieser komplexen, aber in kleinen molekularen Wolken in der Umgebung, und , Die zuvor ausgewiesen. Zudem scheint es, dass einige dieser Supernova lokalen Jugendverbände war wahrscheinlich verantwortlich für die Überhitzung des Local Bubble ist ein paar Millionen Jahre. Schließlich, unter Berücksichtigung der Ergebnisse, die in verschiedenen Abschnitten dieses Papier, schlagen wir vor, eine Arena für die Ausbildung stellaren letzten Sonnenenergie Umwelt vor den Auswirkungen eines großen molekularen Wolke mit den internen Spirale Arm, die sich in verschiedenen Stadien komplexen Sco - Cen und lokalen Jugendverbände.

Autor: Perucho i Pla Manuel.
Jahr: 2004.
Universität: VALENCIA [www.uv.es].
Ort der Lesung: FACULTAD DE FÍSICA.
Ort der Vorbereitung: UNIVERSITAT DE VALÈNCIA ESTUDI GENERAL.

Inhaltsangabe: Diese These stützt sich auf die Untersuchung der Flüssigkeit Instabilitäten Kelvin-Helmholtz-Instabilität im relativists und ihre Anwendungen in der astrophysikalischen Jets extragalaktische. Die angewandte Methodik wird die analytische Studie über die Entwicklung der Instabilität der kleinen Amplitude, und der Durchführung einer numerischen Code, löst die Gleichungen der relativistischen Hydrodynamik für die Untersuchung des Übergangs zur nicht linearen Regime und die Entwicklung der langfristigen. Es hat den Einfluss von physikalischen Parametern (zB Temperatur und Geschwindigkeit) relativistischen Flüssigkeit in seiner Stabilität. Es hat auch eine Studie über die Wirkung von Schichtung der Geschwindigkeit der Flüssigkeit in das Wachstum und die Entwicklung dieser Art nichtlineare Instabilitäten. Schließlich haben wir verschiedene numerische Simulationen beruhen auf der Beobachtung von Jets extraglácticos realen mit dem Ziel der Errichtung einer Methode durch die Kombination lineare Analyse und numerische Berechnungen, die sich auf die physische Parameter für solche Objekte. Dies wird es uns ermöglichen, schließlich vertiefen unser Verständnis der Physik der extragalaktischen Jets.

Autor: CRISTOBAL HORNILLOS DAVID.
Jahr: 2004.
Universität: LA LAGUNA [www.ull.es].
Ort der Lesung: FACULTAD DE FISICA UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.
Ort der Vorbereitung: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS, UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.

Inhaltsangabe: Diese Arbeit ist für die Berechnung der stellaren Masse einer Stichprobe von Galaxien strahlend blauen kompakt (LBCGs) aus Photometrie in der optischen Filter und nahe Infrarot. Wir haben auch gemessen die Massen zu zeigen, stellaren Spiralgalaxien und elliptische als Vergleich. Für die Bestimmung von stellaren Massen, die wir entwickelt haben, die einen Code passt Photometrie synthetische Modellierung Synthese Bevölkerung Photometrie Multiband beobachteten Galaxien. Diese Anpassungen umleiten, zusätzlich zu den stellaren Masse, andere interessante Eigenschaften dieser Galaxien: die Zeit macht es ein bedeutendes Ereignis in stellaren Bildung und Stärke der gleichen Alters und die Existenz der Bevölkerung und ihre zugrunde liegenden stellaren Masse. Durch Simulationen, wir feststellen, dass trotz der unterschiedlichen Werte der Metallizität, Staub Aussterben der ursprüngliche Masse Funktion und führen zu verzogenen Lösungen, die stellare Masse erholt mit Unsicherheiten niedriger als ein Faktor zwei. Wir haben festgestellt, daß die stellare Masse der Galaxien sind blau kompakte rund zehn Milliarden Sonnenmassen, die gelitten haben ein jüngsten Ausbruch von stellaren Bildung, in der zwischen 5 und 10% der stellaren Masse. Im Vergleich zu den Massen, die für elliptische Galaxien, stellaren Massen von LBCGs sind, in der Mitte, etwa 7 mal geringer ist. Die Spiralgalaxien, die ein breites Spektrum der Massen, die bei den frühen stellaren Massen, die denen der elliptischen, während die Spiralen sind blau stellaren Massen, die denen des LBCGs.

Autor: MELO MARTIN VERONICA PABLA.
Jahr: 2004.
Universität: LA LAGUNA [www.ull.es].
Ort der Lesung: FACULTAD DE CIENCIAS FISICAS.
Ort der Vorbereitung: FACULTAD FISICA.

Inhaltsangabe: Die starbursts sind Veranstaltungen in dieser Form über die 10e4 Msol Sterne zu einem hohen Anteil in einem sehr kleinen Bereich. Das Endergebnis von einigen starbursts ist die Vertreibung aller verarbeiteten Material aus der Galaxie mit Hilfe des so genannten supervientos galaktischen (SVG). Diese These untersucht drei Fälle von Kandidaten zu entwickeln SVG Galaxien, M82, NGC 253 und NGC 4631. Es wurden die stellaren Superhaufen (SSC) der starbursts der drei Galaxien in Halfa. Wir stellen fest, dass nur M82 ist die Entwicklung eines SVG, während in anderen Fällen sind die stellaren Ausbrüche beschränken sich auf die Galaxie. Wir haben auch die SSC als die Tatbestandsmerkmale starbursts in Galaxien und kam zu dem Schluss, dass ihre Eigenschaften sind Faktoren deerminantes auslösen supervientos galaktischen.

Autor: GONZALEZ NUEVO GONZALEZ JOAQUIN.
Jahr: 2004.
Universität: OVIEDO [www.uniovi.es].
Ort der Lesung: E.U. INGENIERIAS TECNICAS MIERES.
Ort der Vorbereitung: FACULTAD DE CIENCIAS.

Autor: CASTILLO MORALES ÁFRICA.
Jahr: 2004.
Universität: GRANADA [www.ugr.es].
Ort der Lesung: UNIVERSIDAD DE GRANADA.
Ort der Vorbereitung: UNIVERSIDAD DE GRANADA.

Inhaltsangabe: Die Galaxienhaufen werden durch mehrere compoennetes beobachten, Hunderte von Galaxien, heißen Gas zwischen den Galaxien und Cluster für einige, relativistischen Teilchen und coampo magnetisch. Diese Komponenten esmiten Strahlung in verschiedenen Wellenlängen, von Radio hasata X-ray Die Kombination der Beobachtungen in diesem breiten Spektrum von Frequenzen zusammen mit theoretischen Modellen, ermöglicht es uns, ein besseres Wissen über diese Objekte. In dieser Arbeit präsentieren wir eine Analyse der Verteilung von Gas und der matería dunkel in einer Stichprobe von zehn Gruppen von Galaxien Nähe (0,03 höher z stieg 0,09), wo die Temperaturen zwischen 4,4 und 9,4 kev. Diese Gruppen von Galaxien wurden im Detail studiert durch ihre X-ray Beobachtungen, von denen sehan abgezogen physikalischen Eigenschaften globale de Gas Masse, die gesamte Masse des Reichtums, die Masseanteil von Gas und die Ausdehnung auf Gas. Wir analysieren posiblesw Zusammenhänge zwischen diesen Eigenschaften mit dem Vergleich der Ergebnisse Gas (ausgedrückt als das Verhältnis zwischen der Masse Bruchteilen von Gas Strahlen r500 und 0,5 xr500) und der gesamten Masse des Clusters. Die Ausweitung des Gases über die Verlängerung der dunklen Materie tendenziell höher in den weniger massiven Rückstand. Dieses Gerät kann ralacinada mit intevención Verarbeitung vor calentamiento Umwelt- intracumular während der Bildung dieser Strukturen. Darüber hinaus presentmos neue Beobachtungen in der Röntgen- obtenidad für zwei morphologisch verschiedenen Galaxienhaufen, CL0939 +4713 und RBS797. Wir analysieren die Beobachtung der Akkumulation CL0939 4713 (z = 0,41), die mit XMM-Newton Satelliten, der bestätigt wird, dass es sich um eine junge dynamisch. Diese Schlussfolgerung wird für die Verteilung der Temperatur in diesem Cluster, zeichnet sich eine Region der höheren Temperatur zwischen den beiden subcúmulos großen weist darauf hin, dass sie am Anfang eines Prozesses der Fusion. Die verstärkte Beobachtung mit dem Satelliten Chandra zeigen die Anwesenheit von Depressionen in der Röntgenstrahlung aus dem Stapel RBS797, die sich deutlich unterscheidet Minimum Emission in der Mitte des Haares. Problamente, Gas Umwelt intracumular wurde aus den Regionen von weniger zu höher Röntgenstrahlung auf den Druck von relativistischen Teilchen, die in der Radio Lappen. RBS797 war der erste Cluster von Galaxien distnte, in der Beweise gefunden worden, für diese Art von Interaktion. Die Kommentare in der Wellenlänge Radio muestrana Präsenz deotros Komponenten interesentes in Galaxienhaufen, relativistischen Teilchen und das Magnetfeld. Beide sind wichtige Bestandteile dynamisch de Galaxien in Galaxienhaufen. Allerdings ist die Wechselwirkung zwischen dem Magnetfeld innerhalb und außerhalb des galáctico hat bisher wenig Aufmerksamkeit, obwohl seine interconesxión von großem Interesse. Durch das Studium im Detail die dynamische estalar und Gas aus den zentralen Regionen (r mehr 1kpc) der Spiralgalaxien mit einer Neigung internen und mit einer Art acitvidad nuklearen, können wir feststellen, cuánatoo cmapo magnetischen wurde eyectado (oder fallen) aus der Region Mehr interne galaktischen Scheibe Nahen intracumular. Um diese terea, haben wir diese Theorie in der insturmento INTEGRAL auf der Grundlage eines Systems von Faseroptik, in Kombination mit dem Spektrographen Faser WYFFOS befindet sich in der William Herschel Teleskop. Wir utilizdo Spektroskopie bidimensinal zu studieren Regionen cirucmnuclesaes Emission wurde und Kinematik von Emittenten ionisierten comparadndo Kinematik Stern- und gasförmiger. Die ausführliche Studie über die Dynamik der zentralen Region der Galaxie ist ein sehr nützliches Werkzeug für die Untersuchung d 8 und der fl. 49. ujos Gas (und damit das Magnetfeld) und die Sterne zu oder von den intergalaktischen Raum. Dies ist wichtig für enternder Interaktion zwischen den Galaxien und die Galaxienhaufen, zu dem sie gehört. In Galaxien studierte in dieser Arbeit nicht zu existieren eine bedeutende Gasfluss, die Durchführung von weiteren Beobachtungen analysiert werden mit den Techniken entwickelt, und damit früher das Studium der Zusammenschaltung der Galaxie mit dem Medium intracumular.

Autor: GARCÍA GARCÍA MIRIAM.
Jahr: 2005.
Universität: LA LAGUNA [www.ull.es].
Ort der Lesung: FACULTAD DE FÍSICA.
Ort der Vorbereitung: DEPARTAMENTO DE ASTROFISICA (FACULTAD DE FISICA) E INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Inhaltsangabe: Die Doktorarbeit ist, widmet sich die Studie von einer Gruppe von massiven heiße Sterne mit dem Teleskop Far Ultraviolet Spektren Spektroskopie Exlorer (FUSE, 905 - 1187A), ergänzt durch Datei Teleskop internationalen Ultraviolet Explor (SUI) und das Hubble Space Telescope (HST) in den Rang 1150 - 1800A. Die Daten wurden analysiert mit synthetischen Spektren berechnet mit dem Code WM - Basic, die produziert Modelle einheitliche sphärische Symmetrie der Ausbau Atmosphäre, die mit einer exakten Behandlung der Auswirkungen von nicht lokalen thermodynamischen Gleichgewichts und der Blockade. Als Unterstützung für die Analyse bauen wir ein Netzwerk Modelle WM - Basic, dass im Vergleich mit den Beobachtungen, können wir ermitteln, die Werte der Parameter stellaren. Das Netzwerk ermöglicht uns auch für die Entwicklung von diagnostischen Kriterien spektrale. Der zentrale Bestandteil der Arbeit ist die quantitative spektroskopische Analyse einer Probe der Sterne in der Milchstraße, mit der spektralen Typen O und eine halbe früh. Der doppelte IFO 1032A, die Inhalte im Bereich FUSE, spielt eine entscheidende Rolle bei der Charakterisierung von Schocks in den Wind, und insbesondere die Quantifizierung der Strahlung, die Bereiche Kühlung Sendung in den Reihen extremo UV- und Röntgenstrahlung. Unser wichtigstes Ergebnis ist die Produktion einer neuen Maßstab für die Temperaturen spektrale Subtypen, die Probe O3 - O7. Die Temperatur abgeleiteten Werte für die Sterne analysiert niedriger sind als diejenigen, die in früheren Arbeiten in allen Fällen, und auch niedriger als die bereits vorhandene Spektrum Kalibrierungen für diese Arten. Die Überprüfung der Temperaturskala auf niedrigere Werte hat Auswirkungen in vielen Bereichen als trofísica. Schließlich stellen wir die ersten Punkte in der UV - lejano der Sterne in der M31 und M33, zugänglich dank der erhöhten Empfindlichkeit des Teleskops FUSE. Zwar war es nicht möglich, eine quantitative Analyse der Spektren, sie enthalten wichtige Informationen über die Winde der Sterne von M31 und M33 und ihre Mentalität. Die qualitative Analyse der spektralen Morphologie im UV - lejando in diesen Galaxien ist ein wichtiger erster Schritt für die künftige Arbeit und für die quantitative Analyse von Beobachtungen von weit entfernten Objekten ohne räumliche Auflösung.

Autor: ROZAS AMADOR JOSÉ MARÍA.
Jahr: 2005.
Universität: BARCELONA [www.ub.es].
Ort der Lesung: FACULTAT DE FISICA.
Ort der Vorbereitung: UNVIERSIDAD DE BARCELONA.

Inhaltsangabe: Diese These hat vor allem der Umsetzung der Bildung der ersten Sterne (Pob.III) in einem Halbfinale Modell der Galaxienentstehung. Dieses Modell, genannt AMIGA, erläutert die Funktion, damit eine Studie des Universums in einem sehr breiten Spektrum von Zeit und Massen von Halos aus dunkler Materie. So, die Entstehung der ersten Sterne und die Umwelt intergalaktischen (IGM) in der Lage war, zu folgen, damit verbunden sind und autoconsistente. Die Verwendung dieser Funktionen, die vorliegende Diplomarbeit hat sich mit der Untersuchung der verschiedenen Aspekte der Sterne Pob.III Einschränkung ihrer Eigenschaften von denen der IGM bei hohen Rotverschiebung. Als ein Ergebnis, das eine Reihe von typische Werte für die erste Funktion Masse, die Masse und das stellaren Metallizität Schwelle zu Objekte Pob.III. Parallel rechtfertigen Ansätze, die bisher in Modelle semianalíticos nicht die Wirkung dieser Art von Objekt.

Autor: HIDALGO RODRIGUEZ SEBASTIAN LUIS.
Jahr: 2005.
Universität: LA LAGUNA [www.ull.es].
Ort der Lesung: FACULTAD DE FISICAS.
Ort der Vorbereitung: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Inhaltsangabe: Die Strukturen der geringen Flächenhelligkeit erkannt in der Lokalen Gruppe Zwerggalaxie und seine Umgebung sind erweiterte Strukturen, die einen Datensatz fssil die evolutionäre Vergangenheit von Galaxien. Seine composicisn stellaren Analyse ist Gegenstand der Dissertation. Er hatte als zwei Galaxien verschiedener morfologma. Die erste, NGC3109, eine Galaxie ist im Profil, es ist idsnea zu studieren stellaren Populationen in der erweiterten Struktur, wodurch die Präsenz der Sterne auf Ihrer Festplatte. Definieren von zwei Schwerpunkte für die Galaxie, es wurde festgestellt, dass die Skalierung von Faktoren poblacisn jungen stellaren in beide Richtungen sind kompatibel mit einer Scheibe deproyectado. Allerdings ist die Skala Faktor poblacisn stellaren Alter vieja-intermedia präsentiert eine Änderung des Gefälles in der Moll-Achse, die nicht in der großen Achse oder Festplatte von NGC 3109. Das große Feld fotometrma Durchmesser, distribucisn Bevölkerung in stellaren Gas-und rotacisn wir ableiten, dass NGC3109 ist eine Spiralgalaxie vom Typ M33. Die Galaxie seguna studierte Phoenix ist eine Galaxie vom Typ dSph / dIrr befindet sich in einer Entfernung von etwa 400 kpc von der Vma Láctea. Dies ist nahe genug zu beobachten, die wiederum-offs der alte mit HST, aber weit genug, um nicht erheblich beeinträchtigt werden, indem sie die Vma Láctea Potenzial. Er hat seine Geschichte gelöst Formacisn Primetime mit einem Algorithmus zu vergleichen genitico ein DCM sintitico mit DCM beobachtet. Aus dem Nachweis der internen Konsistenz der IAC-Pop zeigen, dass die Lösungen, die erhältlich sind stabil und die IAC-Pop handelt es sich um ein echtes observacisn gelöst, während die distribucisn Alter und metalicidades der Sterne einer Galaxie. Nach Auswertung der distribucisn der Bestände mit der stellaren Radius galactocintrico Phoenix, es ist klar, dass es eine leichte Steigung in der stellaren Bevölkerung, die zunehmende Alter der Sterne gleichmäßig mit dem Radio. Deshalb konnten wir nicht finden, stellaren Halo in Phoenix ähnlich der Vma Láctea. Von der Analyse der Faktoren in der Größenordnung funcisn Zeit, es wurde abgeleitet, dass Phoenix war weitergehende zum Zeitpunkt seiner formacisn jetzt. Das Ergebnis wurde aus einer Parameter sank auf 26,6 Ga realisiert, dass die disminucisn der tamaqo den Regionen formacisn stellaren Galaxy im Laufe der Zeit. Diese Ergebnisse zugunsten des Szenarios, die wir gefordert haben, schrumpft die formacisn von Zwerggalaxien, segzn die, wie das Gas verbraucht ist, um Sterne, formacisn stellaren konzentriert sich zunehmend auf das Zentrum der Galaxie.

Autor: PEDRAZ MARCOS SANTOS.
Jahr: 2005.
Universität: COMPLUTENSE DE MADRID [www.ucm.es].
Ort der Lesung: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS.
Ort der Vorbereitung: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICA.

Inhaltsangabe: Wir haben die stellaren Populationen von 42 elliptischen Galaxien Zwerg (des) der Virgo Cluster spektroskopische Beobachtungen von Teleskopen 2.5my von 4,2 m im Durchmesser. Die Analyse der Spektren haben ergab kinematischen Parameter wie Geschwindigkeit und Streuung Radialgeschwindigkeit im Zentrum aller Galaxien Zwerge der Proben, sowie weitere 8 elliptische und 7 kompakten Giganten, die als Referenz diente. Zum ersten Mal wurden Gradienten dieser Parameter auf eine signifikante Stichprobe der Zwerg elliptische, dass, im Gegensatz zu den bisher gesehen, die nicht alle des unterstützt werden durch die Anisotropie in der Verteilung der Geschwindigkeiten. Ein erheblicher Teil von ihnen zeigen eine hohe Drehzahl. Durch die Messung der Intensität der Absorptionslinien in den Spektren wurden Raten des Lick, verglichen mit prediciones von Ihnen Synthese Modelle der Bevölkerung, haben dazu geführt, dass die Schätzung des Alters und der Metallhäufigkeit der stellaren Populationen dieser Galaxien. Die Werte der Indizes in den zentralen Regionen der während des größere Streuung, die gleichzeitig mit der Erweiterung der Beziehungen mit der gefundenen Streuung der zentralen Geschwindigkeiten auf niedrigere Werte dieser für die elliptische Riesengalaxie. Nur signifikante Unterschiede sind (höhere Werte) für die Indizes Magnesium. Das Gebiet besetzten, die diese Indizes in den Hauptstädten prediciones Synthese von Modellen, im Gegensatz zu dem, was passiert, elliptische Riesengalaxie, nicht abhängig von der Cash-Index verwendet werden. Wo es den Anschein, dass auf die Häufigkeiten von Elementen in der Population von Sternen elliptische Zwerg ist ähnlich wie die der Sterne in der solaren Nachbarschaft, deren Spektren wurden Modelle entwickelt. Als Folge, Alters-und metalicidades des zeigen, die für weniger Abhängigkeit von der gewählten Indizes für die elliptische Riesengalaxie. Im Durchschnitt Zwerg elliptischen Galaxien sind deutlich jünger und weniger Metall-Riese. Während die Streuung der Werte der Achtung des Alters und der Metallhäufigkeit der Maßnahme sind deutlich größer sind als die erwarteten aus den Fehlern bei der Messung. Obwohl die elliptische Zwerg nicht mit der Beziehung edad-metalicidad gefunden für die Giants, wenn sie zeigen eine ähnliche Tendenz auf, in dem Sinne, dass die jüngeren mehr aus Metall, sondern mit einem größeren Hang. Allerdings, wenn mit dem Flugzeug, auf dem die Riesen befinden sich in den Raum definiert durch Alter, und Metallhäufigkeit zentrale Geschwindigkeit Dispersion. Die Preise Mg2 Steigungen und Mg1 sind deutlich mehr Flugzeuge und des dass die Giganten. Im Gegensatz dazu gibt es Unterschiede zu den anderen Indizes gemessen. Die Chancen der Korrelation zwischen diesen Indizes Steigungen und ihre Grundwerte zu erhöhen, in der elliptischen Galaxien des von dieser Arbeit, aber nur für die Mg2 die Korrelation ist wirklich signifikant. Bei der Interpretation Änderungen in den Indizes über das Radio als die des Gradienten Jan Vater und Metallhäufigkeit ist, dass im Allgemeinen der Zwerg elliptische stellaren Populationen sind etwas jünger und deutlich mehr Metall in den zentralen Regionen. In einem größeren Anteil Steigungen stehen im Einklang mit Aufgaben ausschließlich in Metallhäufigkeit Variationen, aber es gibt auch deutliche Beispiele dafür, Gradienten des Alters.

Autor: LOPEZ SANCHEZ ANGEL RAFAEL.
Jahr: 2006.
Universität: LA LAGUNA [www.ull.es].
Ort der Lesung: AULA MAGNA FACULTAD DE FISICA Y MATEMATICAS.
Ort der Vorbereitung: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Inhaltsangabe: In dieser Arbeit präsentieren wir eine Studie morphologischen, photometrischen und spektroskopischen Daten einer Stichprobe von 20 Galaxien Wolf-Rayet (WR). Die WR Galaxien sind ein Subtyp des H-II-Galaxien, deren Spektrum integrierter zeigt Emissionslinien WR eigenen Bewertung durch Angabe der Anwesenheit einer großen Bevölkerung massereicher Sterne und die extreme Jugend der Ausbruch der stellaren Bildung. Das Hauptziel ist die Erforschung der Entstehung und stellaren Populationen Oy WR Sterne in diesen Objekten, wie auch das Verständnis der Rolle, die sie haben Interaktionen zwischen Objekten Kolleginnen und geringer Flächenhelligkeit in der Schusslinie von Ausbrüchen der stellaren Bildung. Wir beschäftigen tiefe Bilder mit räumlicher Auflösung und optischen Filtern und nahen Infrarot (NIR) Breitband interferenciales (H-alpha und kontinuierliche angrenzen), die Studie der Morphologie ionisiertem Gas und Sternen in jeder Galaxie, der Analyse der Inhalte der ionisierenden Sterne, des Alters für die Ausbrüche und die zugrundeliegenden Bevölkerung von älteren Sternen. Es wurde auch Spektroskopie rendija lange oder echelle zur Untersuchung der physikalischen Bedingungen (Temperaturen und Dichten elektronischen Rötung, Art der Ionisation), die Elementhäufigkeiten und Kinematik von ionisiertem Gas, sowie bei der inhaltlichen Gestaltung massereicher Sterne und ihre Lokalisierung Raum, in jedes Objekt. Diese Analyse ist es möglich, zwischen den bereits bestehenden oder Gezeiten der Natur der Objekte in der Nähe des Zwerggalaxien untersucht. Von besonderem Interesse ist die Untersuchung von Galaxienhaufen HCG 31 und Mkn 1087, der Körper benötigt, mehrere Interaktionen zu erklären, die Warteschlangen, Brücken, Fusionen und Zwerggalaxien Flut gefunden. Wir sind auch die detaillierte Analyse der stellaren Geschichte der Entstehung und stellaren Populationen in der Galaxie IRAS 08339 +6517, wo wir zum ersten Mal die WR vererbt, und das ist auch die Interaktion mit einem Objekt in der Nähe Zwerg unabhängig. Allerdings, eine der großen Errungenschaften dieser Arbeit ist die Aufdeckung von Schwachstellen Linien II Rekombination von O und C in unserem profunden VLT Spektren der Zwerggalaxie NGC 5253, fand zum ersten Mal in einem Starburst. Darüber hinaus fanden wir eine lokale Anreicherung von Stickstoff und Helium, das im Einklang mit der erwarteten durch die Kontamination von WR Sternen entdeckt. Wir haben unsere Beobachtungen im optischen und NIR-Daten auf X-ray, fernen Infrarot (FIR) und Radio (HIy kontinuierlich), die aus der Literatur, um ein vollständiges Bild der stellaren Entstehung und Entwicklung der einzelnen Objekt. Schließlich präsentieren wir einige allgemeine Ergebnisse der gesamten Stichprobe von Galaxien, auf der Suche nach Beziehungen zwischen den photometrischen Größen, spektroskopischen und in den anderen Wellenlängen. Wir schliessen daraus, dass die überwiegende Mehrheit der Galaxien untersucht (16 von 20, ~ 80% der untersuchten Systeme) zeigen Spuren von Interaktion, (und filmischen gestörten Morphologien, Unterschiede in den Häufigkeiten, Verlust von neutralem Gas, usw.), bestätigt die Hypothese, Dass die Interaktionen zwischen Objekten oder Zwerge ist der primäre Mechanismus, löst die Bildung von Galaxien in stellaren Typ Wolf-Rayet.

Autor: ROMERO GOMEZ MERCE.
Jahr: 2006.
Universität: POLITÉCNICA DE CATALUÑA [www.upc.edu].
Ort der Lesung: UNIVERSITAT POLITÈCNICA DE CATALUNYA.
Ort der Vorbereitung: EPSC, EDIFICI C1 Campus BAIX LLOBREGAT.

Autor: CASTRO RODRIGUEZ NIEVES D..
Jahr: 2006.
Universität: LA LAGUNA [www.ull.es].
Ort der Lesung: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.
Ort der Vorbereitung: DEPARTAMENTO DE ASTROFISICA E INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Inhaltsangabe: In diesem Papier haben wir die diffuses Licht in Clustern und Cluster von Galaxien. Die diffusem Licht ist aus der geschiedenen Stars aus dem Cluster von Galaxien und bewegen Sie im Rahmen der Aktion der potentiellen globalen Reichtum. Diese Komponente cúmular entspricht einer 5-15% der gesamten Masse des Clusters. Es wurde entdeckt, zum ersten Mal in der Anhäufung von Zwicki Coma in 1951 gefunden, dass ein Beitrag zu den gesamten Leuchtkraft, dass Reichtum kamen aus dem Gebiet zwischen den Galaxien. In den vergangenen Jahrzehnten konzentrierte sich die Studie dieser Komponente hat eine Reihe von Problemen, die wichtigste ist, seine niedrigen Oberflächenhelligkeit. In diesem Papier haben wir die Planetarische Nebel (PN) als Tracer dieser Komponente des Mediums intracumular (oder innerhalb). Durch die Aufdeckung der PN ableiten können den Betrag von diffusem Licht, dass wir zu jeder der Zonen. In diesem Papier haben wir den Anteil von diffusem Licht in mehreren Galaxienhaufen (Leo und HCG44) und das Virgo Cluster, sowie entwickelt eine robuste Methode zur Erkennung und Klassifizierung der PN. Wir haben den Schluss gezogen, dass diese correlada diffusem Licht mit dem Betrag von E SO Galaxien in kompakten Gruppen von Galaxien und den Ursprung dieses Licht wird im Zusammenhang mit der Bildung der elliptischen Galaxien in den Galaxienhaufen. Auch für die Virgo Cluster, wir erhalten haben, dass der Beitrag von diffusem Licht korreliert mit der Position der riesigen Galaxien in der Jungfrau, so dass concluímos Komponente cumular gebildet hatte durch die Prozesse, die dazu geführt haben, große E Galaxien in der Jungfrau. Darüber hinaus ist diese Komponente sehr jung, als sie inomogéneas Strukturen, die bereits verwässert erstellt wird in den Zeiten der frühen Akkumulation.

Autor: ELICHE MORAL MARIA DEL CARMEN.
Jahr: 2006.
Universität: LA LAGUNA [www.ull.es].
Ort der Lesung: FACULTAD DE FISICA DE LA UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.
Ort der Vorbereitung: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Inhaltsangabe: Sowohl Kommentare als kosmologischen Simulationen zeigen, dass die Verschmelzung von Galaxien Prozesse sind häufig im Universum. Aber noch unbekannte Bedeutung von Fusionen in der galaktischen Evolution und die Entstehung der aktuellen Glühbirnen über andere mögliche Prozesse. Das grundlegende Ziel dieser Arbeit ist die Untersuchung der Rolle von Fusionen in der Entstehung von der Art der frühen galaktischen Bevölkerung, wie auch in der Entwicklung der galaktischen Glühbirnen, die beide Beobachtungsdaten und Rechenleistung. Wir analysierten die Bedeutung des Tempo der Fusion durch die Untersuchung der Unterschiede Konten Galaxien in UyB erhalten auf einem Feld von ~ 900 arcmin ^ 2-Sonde für GOYA Streifen Groth-Westphal. Das Ausmaß Grenzen erreicht haben abgestimmt U = 24,8 mag und B = 25,5 mag in das System der Vega (bei 50% Wirkungsgrad für die Erkennung Quellen). Die Einführung von Konten-Modell, dass zum ersten Mal reproduziert gleichzeitig Konten Beobachtungsdaten in UyB in einer Reihe von Größen 15 und der Ks in einer Reihe von Größen 10, nur mit gemessenen Parameter observacionalmente und ohne die Einführung fremder Populationen von unbekannter Herkunft, noch die verschiedenen Rhythmen der Fusion für Jede Band. Nur durch die Einführung einer Rotverschiebung Ausbildung für die relativ neue elliptische Galaxien (zf ~ 1,5), wir können die Änderung der Piste befindet sich in den Konten Infrarot Ks = 17,5 mag. Eine moderate optische Tiefe galaktischen für alle Arten (einschließlich der frühen Galaxien) versichert uns, dass die Konten UyB gibt es keine plötzliche Zunahme im Zusammenhang mit der jüngsten Formation wurde, die von dem elliptischen. Unsere Modelle zur Erklärung der Entstehung und Entwicklung von Galaxien bis schwach blau mit ~ 1.5-2, aus der natürlichen Entwicklung der lokalen Mischung, die sich durch die Bildung, die mit einem hierarchischen Universum LambdaCDM. Wir haben auch untersucht den Einfluss von Fusionen und das Wachstum der zentralen Struktur von Galaxien durch Simulationen nicht colisionales von N-cuerpos von Satelliten-Galaxien steigt auf der Festplatte. Um sicherzustellen, dass die Dichte Verhältnis zwischen der Haupt-und Satelliten-Galaxie in jedem Experiment (kritisch in das Endergebnis der Fusion) realistisch sind, haben wir beschäftigte Skalierung auf der Grundlage der Beobachtungsdaten Verhältnis von Tully-Fisher (M ~ V_ ^ alpha_TF rot) . Die Reste der Akkretion Experimente zeigen, eine klare Struktur bulbo-Disco mit normalen Rotation Kurven. Der Grund bulbo-Disco als der Index n Sérsic wachsen als Folge des Anstiegs der für alle Modelle, mit moderaten Werten am Ende der Simulation (n = 1.0-1.9). Die Lampe wächst, unabhängig davon, ob die Satelliten, die völlig zerstört wurde und alle Versuche, auf der Mitte der Rest (alphaTF Fällen = 3,5 oder 4) oder nicht (= 3 Fälle alphaTF und hellen Gründen Massen 1:6). Die allgemeine Struktur-Parameter sich in einen systematischen Weg nach ähnlichen Trends zu den Kommentaren. Die dominante Mechanismus in das Wachstum der Lampe ist die Strömung in Richtung der Mitte von Material aus primären Festplatte während der Zerfall des Satelliten. Unsere Modelle sind die ersten, um zu bestätigen, dass das Wachstum der Birnen Material von der Festplatte, einem der zentralen Bestandteile der säkularen Entwicklung Modelle, kann von außen induzierte Erhöhungen durch die Galaxis Satellit.

Autor: CARRERA JIMENEZ RICARDO J..
Jahr: 2006.
Universität: LA LAGUNA [www.ull.es].
Ort der Lesung: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICA.
Ort der Vorbereitung: FACULTAD DE FISICA.

Inhaltsangabe: Â Wie sind Galaxien?, Â Wie entwickeln?. Dies sind grundlegende Fragen, die tief zugeordnet Galaxien bei hoher Rotverschiebung Adresse. Ein zweiter Ansatz ist die Rekonstruktion der Geschichte der stellaren Formation durch ihre stellaren Bevölkerung gelöst. Die Geschichte der stellaren Bildung einer Galaxie kann zeichnet sich durch vier Merkmale: die stellaren formation rate, das Gesetz der chemischen Anreicherung, die ursprüngliche Funktion und Masse der Anteil der binären. Die Unterschiede zwischen den verschiedenen Geschichten von stellaren Bildung beobachtet werden weitgehend durch die Bildung von stellaren und chemischen Anreicherung des Gesetzes. Die erste davon ist aus Farb-Diagramme magnitud, während das Gesetz von chemischen Anreicherung wurde geprägt von der Farbe Verteilung der Sterne in der Red Giant Branch, trotz der Schwierigkeiten bei der Degeneration edad-metalicidad in it. Das wichtigste Ziel dieser Arbeit ist es, diese Degeneriertheit, gewinnt Metallhäufigkeit durch eine alternative Methode. Die genaueste Methode zur Messung der Elementhäufigkeiten sind hochauflösende Spektroskopie. Allerdings erfordert diese Technik einen übermäßigen Zeit-Teleskop. Die Alternative ist die Low-Resolution-Spektroskopie, die zusammen mit den modernen espectroscopios multiobjeto, zeigt eine große Anzahl von Sternen in einer angemessenen Frist. In Galaxien, können wir nur beobachten espectroscópicamente die hellsten Sterne, die in vielen Fällen sind die Sterne Giants Rojas. Der entsprechende Index zur Messung der Metallhäufigkeit von diesen Sternen ist die Hut-Trick, der Infrarot-Call, das ist das wichtigste Merkmal im infraroten Teil des Spektrums. Die Beziehung zwischen den Linien gleicher Breite triplete Call Metallhäufigkeit und wurde vor allem in älteren Systemen und die Armen in Metallen. Allerdings sind die Galaxien vorgestellt, in der Regel breite reicht von Alters-und metalicidades. Das erste Ziel dieser Arbeit war es, das Verhalten von Linien triplete Call Sterne offene und Kugelsternhaufen, die breitere Palette von Alter und Metallhäufigkeit, 0,25 niedriger (Alter / Ga) 13 und niedriger -2,2 lower [Fe / H] geringerem + 0,47, Hat untersucht, die das Verhalten von Linien Call Hattrick so weit. Der nächste Schritt war die Nutzung dieser Index zur Messung der Elementhäufigkeiten stellaren Paar in der Magellanschen Wolken und damit das Studium ihrer chemischen Evolution. Durch ihre Nähe, diese Galaxien sind ein hervorragendes Labor für die Prüfung der Macht dieser Methode. Sie sind leichter zu beobachten aus dem Boden und hatte stellaren Populationen mit einer breiten Palette von Alter und Metallhäufigkeit Sterne haben wir gesehen, in den verschiedenen Positionen der beiden Galaxien. Das wichtigste Ergebnis ist, dass während des Großen Cloud hat eine Metallhäufigkeit ähnlich wie in einem Radius von 6 Grad, abnehmend auf Regionen außerhalb der Little Cloud präsentiert ein Gefälle von Populationen, in dem Sinne, dass die Sterne sind auch mehr metallischen jünger, und konzentrieren sich vor allem in Die zentralen Regionen. Im Durchschnitt der Grossen Magellanschen Wolke ist mehr metallischen Kleine Wolke. Im Fall von Little Cloud, stellten wir fest, dass die älteren Population von Sternen 1 Ga keine unregelmäßigen Auftritt nun Zeuge in dieser Galaxie.