L'ASTRONOMIE ET L'ASTROPHYSIQUE

Auteur: BADENES MONTOLIU CARLES.
Année: 2003.
Université: POLITÉCNICA DE CATALUÑA.
Lieu de l'exposition: aula teleensenyament mòdul B-3 cn..
Lieu de préparation: EDIFICI B5 DESPATX 111C Campus NORD.

Auteur: GIAMMANCO CORRADO.
Année: 2004.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.
Lieu de préparation: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Résumé: Problèmes liés à l'inhomogeneidad de densité de régions HII géantes, et son impact sur la perte de photons Lyman, éprouvent le point de départ de cette thèse. Dans celle-ci, en premier lieu, nous avons effectué un modèle statistique pour les régions HII inhomogéneas. Puis on compare les prévisions des modèles avec les données dans les différents diagrammes de diagnostic, tout en assurant la nécessaire outil mathématique. En général, l'analyse des diagrammes de diagnostic, note que l'effet de la perte de photons par Lyman régions se traduit par une augmentation de l'ionisation paramètre estimé. Ainsi, il est possible de déterminer le pourcentage de photons Lyman perdu, en comparant le paramètre ioniazción estimé en H-alpha luminosité de la région à l'étude. Une conséquence directe du modèle que nous proposons est également de la présence à l'intérieur des régions d'une fraction importante de la masse neutre. Enfin, passer de l'hypothèse que les rayons cosmiques dans les régions elles-mêmes ionicen cette masse conduisant à des fluctuations de température qui se produisent en eux.

Auteur: SERICHOL AUGUE NURIA.
Année: 2004.
Université: POLITÉCNICA DE CATALUÑA.
Lieu de l'exposition: Aula de Teleensenyament..
Lieu de préparation: Edifici B5 DESPATX: 210A NORD.

Auteur: GRIGAHCÈNE AHMED.
Année: 2004.
Université: GRANADA.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE CIENCIAS.
Lieu de préparation: INSTITUTO DE ASTROFÍSICA Y ANDALUCIA.

Résumé: Cette thèse étudie l'interaction entre la convection et l'oscillation dans le domaine de astrosismologia. En fait, une telle étude est nécessaire parce que les inconvénients de la convection rapprochement gelés jusqu'à présent principalement utilisés pour prédire la lisière de la bande rouge volatilité du delta Scuti étoiles et d'expliquer le mécanisme d'excitation des étoiles de gamma Doradus. Ce travail se pose en prévision de la mission spatiale COROT (prévue pour 2006) qui sont censés les données d'observation beaucoup plus précises que celles qui sont disponibles sur la terre. Par conséquent, il est devenu nécessaire des améliorations substantielles théorique outil qui peut permettre à la modélisation de ces futures données. L'identification des modes d'oscillation stellaire reste la principale cible astérosismologie ainsi que heliosísmología. Beaucoup d'efforts ont été consacrés en vue d'atteindre ce but, comme cela a été la récente amélioration dans le traitement de la rotation. Entre autres choses, la convection est toujours un problème en suspens, comme une méthode de transport de l'énergie jusqu'à présent n'a pas la formulation exacte analytique. Ceci est une source de désaccord. La méthode de la longueur de mélange demeure, avec ses différentes variantes, la seule en vigueur. Un meilleur traitement de la convection comme moyen de transport de l'énergie, cela signifie non seulement l'amélioration de la structure interne des modèles en astrophysique stellaire, mais aussi l'amélioration de la compréhension d'un phénomène qui a ses applications à partir d'une casserole d'eau bouillante jusqu'à ce que l'explosion d'un Supernova. D'autre part, l'interaction entre la convection avec les oscillations stellaires produit aussi une autre source de désaccord. La propagation d'une onde dans un milieu qui souffre d'un mouvement dirigé par le turbulent convection est très différente de sa propagation dans un milieu qui ne souffre pas. Gardez à l'esprit que l'interaction permet à l'amélioration des calculs. Certaines estimations précoces mettre permettre une amélioration des résultats dans un ordre de grandeur allant de 10 à 15%. Ce qui est beaucoup plus grand que les incertitudes dans les observations. La question touche presque la plupart des étoiles, sauf ceux qui sont fortement évolué de telle manière qu'elles n'ont pas un gestionnaire convecting. Nous avons étudié l'influence de la convection stellaire dans le spectre d'impulsion non seulement à travers le traitement de la convection comme cela a été fait jusqu'à maintenant, mais plutôt d'étudier l'interaction convección - oscilación. Nous mettons en place le principe d'analyse du problème aussi large que possible pour permettre l'inclusion de non-respect des oscillations radiales. Comme point de départ prises équations qui régissent la structure et l'évolution stellaire équation de continuité. Équation du mouvement. Équation de la conservation de l'énergie. Équation de la transmission de l'énergie. Conjugadas avec l'équation d'état. Elle introduit une perturbation dans cet ensemble d'équations. Il fournit ensuite une série d'équations qui décrivent l'interaction entre la convection et balançoires. Cela nous a permis d'obtenir quelques résultats très importants: obtenir le rouge bord de la bande d'instabilité du delta Scuti étoiles pour la radio et non les modes de radio, l'explication du mécanisme d'excitation des étoiles nouvellement découvertes de gamma Doradus. Alors mieux non négligeable dans les notes qu'ils photométrique qui nous a permis d'identifier les modes d'oscillation des étoiles 28 Et et gamma Doradus.

Auteur: SICILIA AGUILAR MARIA AURORA.
Année: 2004.
Université: AUTÓNOMA DE MADRID.
Lieu de l'exposition: AUTONOMA DE MADRID.
Lieu de préparation: UNIVERSIDAD AUTONOMA DE MADRID HARVARD SMITHSONIAN CENTER FOR ASTROPHYSICS.

Résumé: Ce travail comprend l'étude des populations d'étoiles jeunes et leurs disques protoplanetarios, âgés entre 1 et 10 millions d'années, appartenant à l'étape à laquelle les disques circumestelares sont dissipés, probablement après la formation des systèmes planétaires. Le délai entre 3 et 10 millions d'années est d'un intérêt particulier car, en raison de l'absence de cumulus et les régions proches dans cette tranche d'âge, il ya une absence de données systématiques sur les processus qui se déroulent sur les disques durant la même. La nouvelle génération d'instruments, qui incluent les espectrógrafos multifibra Hectospec et Hectochelle, opérant dans le télescope 6.5m MMT (Multiple Mirror Telescope, Mount Hopkins, Arizona), et le télescope spatial Spitzer, ont récemment ouvert une nouvelle fenêtre à l'instruction de ces Les régions plus reculées. Cette étude s'inscrit dans un programme de tracer l'évolution des disques protoplanetarios pendant les étapes cruciales (de 1 à 10 millions d'années) pour comprendre les processus qui conduisent à la dissipation des disques et de la formation des systèmes planétaires. Tout d'abord, nous présentons les résultats des observations dans les longueurs d'ondes optiques et JHK en deux piles de la jeunesse de l'Association des Cep OB2: Tr 37 (qui est intégré dans la région H II CI 1396), et NGC 7160. Utilisation de spectres optiques prises à la faible résolution spectrographe Hectospec, a recensé un total d'environ 165 et environ 50 étoiles de faible masse appartenant à Tr 37 et NGC 7160, respectivement (en utilisant la ligne de Li à 6707 Angstroms et l'émission H-alpha) . La fraction de faible masse étoiles avec disques d'accrétion est 43% Tr 37, alors que seulement une étoile dans NGC 7160 présente les indicateurs augmentation atout. La photométrie dans l'optique, avec les correspondants théorique isocronas permet d'estimer les âges Tr 37 et NGC 7160, 4 et 12 millions d'années, respectivement. La présence de disques protoplanetarios en Cep OB2 est déduit par l'intermédiaire des données Spitzer, appartenant à un programme avec le temps d'observation garanti (GTO) pour étudier l'évolution des disques. Les observations de Spitzer (IRAC et MIPS, 3.6-24.0 micromètres) pour déterminer la présence et les caractéristiques des disques de la gamme des distances d'environ 0,1 à 20 unités astronomiques. Les couleurs de l'IR et de la distribution spectrale de l'énergie (SEDs) de la faible masse étoiles (type spectrale G - M2) sont présentées et décrites, par rapport à ceux des régions plus jeunes. La principale différence entre Tr 37 et Taurus est que les excès de la couleur des longueurs d'onde inférieures ou égales à 5,8 micromètres sont beaucoup plus bas dans Tr 37. Selon le modèle de disques, l'effet à penser que le plus dur interne a subi une importante agglomération de la poussière, et / ou d'un règlement majeur dans le même plan après 4 milliards d'années. Après 12 millions d'années (NGC 7160), l'effet de la coagulation et de régler la poussière est encore plus évident dans les autres disques, entravé l'émission entre 3,6 et 24,0 micromètres. Ces observations suggèrent donc que l'évolution du disque commence à l'intérieur de celle-ci, la diffusion vers l'extérieur. Il a également constaté qu'une petite fraction des "objets de transition" composé des étoiles qui ne sont pas acretando, aucune émission de la partie intérieure du disque, mais encore de préserver le plus de disques externe (détectable comme un excès à des longueurs d'onde de 5,8 microns ou plus ). La pénurie de ces objets à penser que leur vie sont de l'ordre de centaines de milliers d'années au maximum, puis le disque externe ne 8 tardarí 2d9 pour dissiper une fois dans le disque interne a disparu ou a été agglomérante.

Auteur: GARCÍA GIL ALEJANDRO M..
Année: 2005.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE FÍSICA.
Lieu de préparation: FACULTAD DE FÍSICA/INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Résumé: Cette thèse présente une analyse groupée des spectres ultraviolets, optiques et infrarouge proche des étoiles Vega et Portion. Pour l'analyse est faite en utilisant les modèles atmosphériques planoparalelos en équilibre thermodynamique local, avec ce que l'on appelle effet de la couverture en ligne et longueur approximative de mélange pour la convection, et aussi dans les modèles d'équilibre termodinámico localement. Depuis qu'ils obtiennent paramètres physiques de ces étoiles, comme la température effective, le diamètre angulaire de l'étoile, et l'abondance de certains produits chimiques, tels que C, N, O, Si, Mg et Fe. Pour la détermination de ces abondances sont utilisées à la fois l'approche classique basée sur les lignes d'absorption stellaires comme une nouvelle méthode développée dans cette thèse, où les abondances sont obtenus à partir de réajustements continuels aux UV. Les paramètres obtenus sont comparés avec les résultats de la littérature pour ces objets, et examiné les écarts rencontrés et la manière de procéder à l'avenir à les résoudre. Enfin une amélioration dans l'analyse de la Vega, un rotora rapide, est examiné dans ce travail. Ayant trouvé distorisión des stellaire de surface due à la grande vitesse de rotation obtenu de nouveaux paramètres pour Vega, qui diffèrent sensiblement de ceux obtenus précédemment en indiquant la nécessité de ce type d'analyse lorsque les paramètres précis d'un rotora rapide voulons être identifiés.

Auteur: de Hoyos Fernández de Córdova. Carlos.
Année: 2005.
Université: AUTÓNOMA DE MADRID.
Lieu de l'exposition: Facultad de Ciencias. U.A.M..
Lieu de préparation: DpTO. de Fisica Teórica. U.A.M..

Résumé: Cette thèse est quant à la nature de l'Accord Galaxies et Bright Blue (GLCA) à voyager davantage parecidasa le rouge intermédiaire HII galaxies dans l'univers local.Las GLCA sont de petites galaxies avec une flambée de formation stellaire très actives. Estosobjectos dominer la densité de formation stellaire dans les galaxies de voyager rouge intermedios.A malgré le rôle essentiel que cette classe d'objets est de l'évolution des galaxies, susprincipales propriétés sont largement inconnues, il n'est pas non plus très bien connu de ce qui est surelación avec les populations locales des Des galaxies. Le HII galaxies sont également bleu et compactes qui connaissent une grande flambée de formation estelar.Se a suggéré que le GLCA pourrait donner lieu à des galaxies dans l'univers esferoidales près que NGC205 et NGC147. Il a également été suggéré que le GLCA se traduirait par les ampoules de la première des galaxies espirales.Este travail se compose de trois parties. La première est une enquête statistique sur laspropiedades de galaxies HII correspondre plus étroitement à la GLCAs, la seconde est une étude de la haute résolution spatiale sur la nature de l'GLCA à desplazamientosal rouge intermédiaires, et la troisième partie présente une étude de la métallicité ces objetos. La première partie de cette étude traite également d'étudier les différences entre ces galaxies presentanla ligne aurorale émission [OIII] 4363 et ceux qui ne possèdent pas cette fonctionnalité dans son espectro.Las les galaxies HII correspondre plus étroitement à la GLCA ont plus de points communs avec le sous-échantillon pas Présentation de ladite ligne auroral.También est que sans les objets de cette ligne sont plus luminososy ayant une faible degré d'ionisation. Sous-tendent sa population est également beaucoup plus másimportante et températures efficace ionisants leur pieux sont probablement menores.De la deuxième partie du travail est obtenu que le GLCA avoir plusieurs régions de formation stellaire. Ceci est confirmé par les images obtenues directes, qui montrent aussi une grande variété morphologique. Le GLCAs sont kinematically chaud, dans lequel dominent les mouvements aléatoires sur la rotation de menosen la phase gazeuse. Ces objets ne sont pas plongés dans un grand album faible luminosité de surface comme cela a été sugerido.También preuves de l'existence de générations stellaires. Un identificacon personnes responsables de l'ionisation. L'autre est la population active. Nos modèles indiquent que les premiers épisodes de formation stellaire a eu lieu il ya aproximadamente8 milliards d'années. Le poblacionesestelares thèmes sous-jacents sont très semblables à celles des galaxies HII régionaux, mais posiblementetengan moins étoiles relatif géants rojas.Por autre part, si les propriétés de formation stellaire de GLCAs sont comparées avec celles de la plus brillante des galaxies HII est que lasGLCAs étudiés sont très semblables HII brillants à ceux des galaxies en fonction de leur taux de formation stellaire par unité de surface et de la taille relative des régions de gaz ionisé contre la taille globale de galaxias.En le dernier chapitre présente l'étude d'un échantillon de 17 galaxies avec formation stellaire brillant mais pauvre En métaux, desplazamientosal rouge Z = 0,7. Ces galaxies sont: (1) les plus pauvres métaux queotras de galaxies à forte émission de lignes dans la télécommande et locales univers; (2) comparable à la métallicité beaucoup plus lointain Z = 3,0 galaxies de tribunal, mais moins brillant et Lyman (3) de métallicité comparablea la Population de galaxies compactes bleues extrême, mais plus luminosas.El résultat global suggère que les galaxies compactes pauvres en métaux plus luminosascon flambées de formation stellaire sont de plus en plus faible.

Auteur: Casas del Castillo Ricardo.
Année: 2005.
Université: GRANADA.
Lieu de l'exposition: Facultad de Ciencias.
Lieu de préparation: Facultad de Ciencias.

Résumé: Depuis un certain temps, il ya eu en notant l'importance de Astrosismología comme un outil pour l'étude de la structure interne des étoiles. Cela a conduit à une évolution majeure à la fois des aspects théoriques du linéaire des oscillations (par exemple, grâce à l'élaboration de codes de pulsations) et le point d'observation (y compris les observations de la Terre et à partir de satellites). La théorie des champs a connu un boom ces derniers temps, car jusqu'à récemment, le travail effectué des approximations imposées aux codes très forte impulsion (adiabatique traitement des équations, n'ont pas été prises en compte, soit l'interaction avec l'atmosphère ou de la rotation de l'étoile, et ainsi de suite .). Toutefois, il a été démontré que, bien que ces traitements permettent l'étude des fluctuations dans certains cas (comme le Soleil), pour de nombreuses autres étoiles sont à l'évidence insuffisants. Un très intéressant d'entre eux sont ce que l'on appelle du delta Scuti. Son importance réside dans la présentation multiperiodicidad radiales et non radiales, en l'absence de champs magnétiques et les particularités de leur métallicité. Cela les rend un laboratoire pour l'étude des vibrations stellaires. Toutefois, elle présente également beaucoup de complications, telles que la présence de la convection, ou le fait que ces étoiles avec une rotation modérés, voire des vitesses élevées. L'avènement de la photométrie multicolore comme un outil pour l'identification des modes d'oscillation a suscité un élan important à la fois des observations et des modèles théoriques. Ces zones ont été mises au point et affinées en parallèle, jusqu'à ces derniers temps, a été la nécessité d'améliorer avec le premier satellite d'observation (mission COROT, MOST, - |), et la seconde avec l'inclusion d'ailleurs le traitement des interactions pulsación - convección et pulsación - Rotación, des améliorations qui prennent en compte non adiabaticidad d'oscillations et de l'interaction de ces facteurs avec l'atmosphère stellaire. La complexité de tous ces phénomènes est tel que jusqu'à présent les différents codes numériques qui mettent l'accent sur un aspect ou un autre, mais ne peut pas couvrir tous. Même ainsi, il est désormais possible d'effectuer une étude astrosismológico assez complet en utilisant différents algorithmes et en comparant les résultats qui peuvent être obtenus. En fait, le Département de physique Primetime Institut d'astrophysique d'Andalousie ont des codes couvrant tous les aspects décrits, étant possible de réaliser une étude globale des pulsions stellaire dans un groupe d'étoiles du delta Scuti suffisamment respectées par les membres de l 'Institut. Les objectifs scientifiques de cette thèse tomber dans la situation décrite ci-dessus. Elle a mené une enquête compatible avec les différents codes qui sont disponibles dans les différents aspects de oscillations stellaires. Nous avons étudié le comportement de non observables adiabáticos (plus précisément, la variation relative de la température effective, la variation relative de la gravité locale, et ce que l'on appelle "la phase de décalage, c'est-à-dire la phase de différence de température entre la radio et la pulsation Déplacement) sur le diagramme HR. Cela implique l'utilisation d'un code d'évolution (CESAM) et un code d'impulsions qui comprend pas adiabaticidad dans les équations d'oscillation, ainsi que l'interaction avec l'atmosphère. Il a déjà été mis au point au Département de physique Primetime Institut d'astrophysique d'Andalousie, et a été suffisamment testé pour pouvoir être utilisé fiable. En outre, il a aussi un code de adiabatique pulsation, qui inclut les effets de la rotation, jusqu'à la deuxième ordre dans la vitesse de rotation. Les deux peuvent être utilisés de concert pour comparer 8 resultad 7c8 vous. Ceci est important parce que dans le cas où l'étoile tourne, les vitesses de jeu, un fait de garder à l'esprit, c'est la dégénérescence de la manière la rotation: les modes de fréquences pourraient prochainement être "couplé" leurs fréquences, d'où d'importantes variations dans la De la même valeur. L'étude de ces données constitue une autre nouveauté du projet. En outre, ces résultats ont été comparés avec ceux obtenus par les études photométriques d'un groupe d'étoiles. Plus précisément, il a été utilisé plusieurs de ceux qui figurent dans le catalogue de Rodriguez et coll. La comparaison entre les résultats théoriques et d'observation ont permis d'identifier les modes d'oscillation, et donc les modèles stellaires. En outre, il a été l'approfondissement de la variation de certaines grandeurs relatives à la presse, le long du diagramme HR. C'est le premier travail qui se réunit tous les éléments décrits dans l'analyse théorique des propriétés pulsacionales le delta Scuti dans une partie significative du diagramme HR. Ce projet constitue un support pour tous les travaux en cours pour préparer le lancement du satellite COROT, l'agence spatiale française (CNES), prévue pour l'an 2006.

Auteur: BLAY SERRANO PERE.
Année: 2005.
Université: VALENCIA.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE FÍSICA.
Lieu de préparation: FACULTAD DE FÍSICA.

Auteur: CABALLERO HERNÁNDEZ JOSE ANTONIO.
Année: 2005.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE LA LAGUNA.
Lieu de préparation: UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.

Résumé: Les naines brunes sont le pont entre les étoiles moins massives et les planètes géantes. Plus de dix ans après sa découverte .. Nous avons essayé de faire une détermination précise du rôle de la masse dans un amas stellaire très jeune et appropriées pour leur éloignement et la faible extinction, Sigma Orionis, pour explorer une gamme de masses planétaires jusqu'au domaine. Nous avons étudié les populations stellaires et subestelar de cúmul9o, y compris la présence des disques d'accrétion. En outre, il a enquêté sur la présence de camarades comme les objets substellaires jeunes étoiles dans le voisinage solaire avec sensibilité pour détecter des planètes, comme un complément de la recherche d'exoplanètes Doppler.

Auteur: GÁLVEZ ORTIZ M. CRUZ.
Année: 2005.
Université: COMPLUTENSE DE MADRID.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS.
Lieu de préparation: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS.

Résumé: Il ya eu une étude spectroscopique et cinématographique (multilongitud onde) de la chromospheric activité des systèmes binaires actifs à travers différents indicateurs cormosféricos d'optique et infrarouge proche, qui a sélectionné un ensemble de systèmes PAR Dra et RS CVn avec différents niveaux d'activité, y compris avec de nombreux Des niveaux élevés, c'est-à-dire montrer les émissions dans la plupart des lignes de cromosféricas optique et le proche infrarouge. Nous avons étudié les caractéristiques des binaires bien connus et les nouveaux binaires récemment identifiés par les émissions de rayons X par des variations de la vitesse radiale. Cela aurait fait un grand nombre d'observations spectroscopiques sur plusieurs années, qui ont permis d'une part de couvrir les différentes phases ou la rotation de l'orbite et d'autres systèmes binaires d'analyser la variabilité à long terme. L'étude multilongitud vague a permis d'étudier l'ensemble des indicateurs d'activité simultanément, jusqu'à présent, l'étude de ces indicateurs est limitée à la plus courante (HyK Ca II ou Halfa), et habituellement dans un non simultanées, ce qui a donné l'occasion d'explorer La relation entre eux et d'obtenir toutes les informations possibles sur l'origine de l'émission observée chromospheric (plages, les protubérances prévue abondante documentation type bosses dans les limbes, des fusées éclairantes, et microfulguraciones). En outre, il a également permis à la détermination des vitesses radiales précises pour lesquels des solutions ont été obtenus des paramètres orbitaux et stellaires sont dérivés ont également déterminé les vitesses de rotation et chaque étoile âge a été estimé par les actions de Li I. Il y aura toujours un Filmique étude d'un groupe de 333 étoiles binaires astrométriques cromosféricamente active en utilisant des données provenant HIPPARCOS et les vitesses radiales de la littérature ou de certain, c'est ce travail. Il a été étudié leur appartenant aux cinq plus populaire des groupes de jeunes cinématique (Association Locale groupe Ursa Major, supercúmulo de Híades, supercúmulo IC 2391, et le groupe de circulation Castor) à l'aide des critères et des cinématiques a obtenu des informations supplémentaires sur l'âge par la présence de Li. Il présente également l'étude simultanée des indicateurs d'activité dans l'optique de 14 systèmes binaires. Ont été identifiés largeurs équivalentes flux et les variations temporelles. Il a été étudié en détail cinq de ces systèmes, en plus de l'activité qui a été obtenu solution paramètres de l'orbite du système stellaire et de certains produits dérivés. Il ya eu d'une part une étude détaillée de certains systèmes découverts récemment par l'étude de sa solution de l'orbite et d'analyser l'activité de la même largeur équivalente par l'identification des indicateurs de flux optique étudie en outre ses variations temporelles et de l'autre une étude plus générale de l'activité de cromoférica Seulement neuf systèmes connus. Les commentaires (avec une bonne couverture Orbital), effectué dans des époques différentes, il permet également d'étudier l'effet de l'activité magnétique dans le mouvement orbital du système binaire (par exemple, le changement de période orbitale). Il a également été accordée au caractère isolé, binaire période de courte durée ou de longue durée binaire, d'un échantillon de 28 étoiles que de bons d'études antérieures ou à d'autres auteurs d'études réalisées ces dernières années par le groupe de recherche a montré l'évolution de la vitesse radiale. En outre, pour les étoiles qui s'est avéré être binaire courte période orbitale solution a été obtenue lorsque possible, et a également effectué une brève étude de ses indicateurs d'activité cromosféricos. Enfin, avec un total de l'échantillon de 46 étoiles (33 systèmes binaires), dont nous avons obtenu les valeurs moyennes des flux dans les différents indicateurs d'activité dans l'optique et l'infrarouge proche, ou mesurés dans le cadre de ce travail ou bien Spectroscopic observations antérieures du groupe de recherche, a entrepris une étude globale de la dépendance de l'activité 8 lité avec 355 différents paramètres stellaires à travers flujo-flujo relations entre les indicateurs et les relations flujos-rotación, flujos período-et-flujos nombre et Rossby A été comparé avec le comportement de isolés étoiles. Il a également analysé la particularité de systèmes binaires à l'égard à l'évolution de leur rotation (en raison du calendrier), et sur le sobreactividad et les paramètres qui peuvent faire qu'il soit plus longue ou plus courte.

Auteur: CENTENO ELLIOTT REBECA MARIA.
Année: 2006.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: AULA TOMAS Y VALIENTE, FACULTAD DE DERECHO.
Lieu de préparation: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Résumé: L'étude de la génération et la propagation des ondes dans l'atmosphère solaire est un élément CANDENTE astrophysique à l'enquête actuelle, et qui ont fourni des informations sur la structure et la dynamique de la ATMOSFERAS des étoiles dans le soleil, dans le même temps qu'elles aident à comprendre Les mécanismes de chauffage et de la couronne CROMOSFERICO. De fait, parmi les candidats prometteurs pour que les machines pour le chauffage est MAGNETOACUSTICAS avec les vagues DISIPACION de bosses et RECONEXION magnétique. La première partie de notre recherche est de l'étude se concentre sur OSCILACIONES et à la propagation des ondes dans les différentes structures MAGNETICAS du soleil air (teinture, et POROS FACULAS). L'objectif est l'unité d'étude des propriétés de l'atmosphère, l'écoulement de la structure magnétique. Qui a été fait pour les commentaires ESPECTROPOLARIMETRICAS dans la région de 10830 à ESPECTRAL, contenant une ligne FOTOSFERICA de savoir si les IA 10827 AY Un triplete CROMOSFERICO de 10830 IA-il le développement et la mise A. Un point de SOFISTICADAS techniques permettent d'investissement, nous apprenons à partir des données temporaires , Le temps de l'évolution des conditions physiques dans le FOTOSFERA et CROMOSFERA des structures. ESPECTROS d'analyser les pouvoirs et les différences de phase avec un MODELACION TEORICA unique de données OBSERVACIONALES ont CONDUCIDO Un résultat très intéressant sur la propagation des ondes entre les FOTOSFERA et CROMOSFERA. La fréquence de la cour atmosphérique, le développement de bosses et de la propagation des propriétés de la structure magnétique. Mais certaines caractéristiques sont communes à l'ensemble d'entre eux: le temps employé de l'un PERTURBACION dans la réalisation des CROMOSFERA de FOTOSFERA présente une unité forte avec la fréquence, qui viennent d'être de l'ordre de plusieurs minutes de la fréquence TRANSPORTAN que la plus grande partie de l'énergie. A l'heure actuelle OSCILACIONES observé CROMOSFERICAS surgir BASICAMENTE propagation du plateau des perturbations observées au FOTOSFERICO, GENERARSE plutôt que de l'interaction non linéaire entre la fréquence d'autres moyens, comme CREIA jusqu'ici. Dans la deuxième partie REALIZAMOS Une étude théorique de la génération de l'intensité et POLARIZACION dans les lignes de ESPECTRALES il MULTIPLETE de 10830 IA A QUOI FORMULAMOS et de résoudre le problème du transport RADIATIVO sans SUPONER ETL modèles réalistes dans l'atmosphère et de l'énergie solaire en utilisant des modèles ATOMICOS COMPLEXE. On sait que la formation de ce RASGO ESPECTRAL est contrôlé par l'impact sur la CROMOSFERA hautement ENERGETICA rayonnement de la couronne solaire. La mise en oeuvre d'un code d'usage général dans l'FORMALISMO MALI (multi-niveau accélérée lambda-itération), nous a permis SINTETIZAR la MULTIPLETE du péché SUPONER ETL je lui, et l'étude pour la première fois, la réponse de profilage STOKES à ce nouveau rayonnement ionizante , À la fois sur le disque comme sur les limbes de l'énergie solaire.

Auteur: Gutierrez Soto Juan.
Année: 2006.
Université: VALENCIA.
Lieu de l'exposition: Facultad de Farmacia.
Lieu de préparation: Facultad de Matemáticas.

Résumé: L'objectif général de ce travail est de contribuer à la connaissance de la physique des étoiles Be. En particulier, nous nous intéressons à l'étude et la caractérisation de leurs pulsational propriétés. Un outil très approprié pour atteindre cet objectif est l'étude et l'analyse de séries chronologiques photométriques avec le temps maximal de base, la densité et la précision photométrique. La mission spatiale COROT devrait être lancé en décembre 2006, offrira ultra haute précision, par rapport à la photométrie stellaire de très longues pistes d'observation en continu. Jusqu'à dix étoiles seront observées dans les domaines sismologie photométriques d'une précision de quelques 10-4 et information sur la couleur. Les observations des étoiles Be avec COROT fournira photométriques séries chronologiques avec une qualité inégalée. Leur analyse va nous permettre d'améliorer qualitativement notre connaissance et notre compréhension de la pulsational caractéristiques des étoiles Be. En conséquence, nous avons lancé un projet de recherche visant à observer Soyez étoiles tant dans la sismologie et exoplanète domaines de COROT. Dans cette thèse, nous présentons la première étape de ce projet, qui est la préparation et l'étude de l'échantillon d'étoiles Be qui sera observé par COROT. Nous avons effectué une analyse de tous photométriques Soyez étoiles situé dans le champs de sismologie (Chapt. 2). Une importance particulière a été accordée à deux étoiles (NW Etre et V1446 Aql), dans laquelle nous avons détecté multiperiodic variabilité et que nous avons modélisé en termes de pulsions stellaire (Chap. 3). Nous avons également effectué une étude approfondie par spectroscopie NW Etre et de la modélisation de la non radiale des pulsations en tenant compte des effets de rotation (Chap. 4) Une technique à la recherche de faibles étoiles Be fondée sur la photométrie CCD a été élaborée et est présentée dans Chap. 5. Dans le même chapitre, nous présentons une liste d'étoiles faibles Être situé dans le champs de COROT exoplanète détectée avec cette technique et que nous proposons comme objectifs pour COROT. En outre, nous avons prouvé que notre époque, les techniques d'analyse sont aptes à détecter miltiperiodicity en grande temporaire des données de référence (Chapt. 6). En particulier, nous avons détecté non. - des pulsations radiales dans certains Soyez étoiles dans la galaxie de faible métallicité SCM.

Auteur: DOMÍNGUEZ HERRERA MARÍA DEL CARMEN.
Année: 2006.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE EDUCACIÓN. MÓDULO A..
Lieu de préparation: FACULTAD DE EDUCACIÓN.

Résumé: La thèse se développe dans le domaine de la didactique des sciences expérimentales. Globalement, le thème de recherche porte sur trois grandes questions: La langue de la science, l'enseignement de concepts scientifiques et le développement de ressources pédagogiques pour l'enseignement-apprentissage. Ce travail se situe principalement dans la première, concretándose analyse des concepts inhérents dans le système solaire qui figurent dans les manuels de l'enseignement de base.

Auteur: Andrade Baliño Manuel.
Année: 2006.
Université: SANTIAGO DE COMPOSTELA.
Lieu de l'exposition: Facultad de Matemáticas.
Lieu de préparation: Facultad de Matemáticas.

Résumé: Nous avons étudié le problème de Gyldén-Mescerskij, à savoir, le problème des deux organes en masse lorsque variable, le chevauchement avec la perte temporaire de la masse, sont considérées comme différentes perturbations. En particulier, il se penche sur le phénomène de l'augmentation de perte de masse par effet gravitationnel, la soi-disant «effet periastro", révélant que pourrait être la cause des valeurs relativement élevées de l'excentricité dans certains systèmes binaires. En outre, vise le cas où l'un des composants de ce système présente la forme ellipsoïde envisage effets relativistes dans certains rapprochement post-newtoniana. Pour attaquer les mathématiques perturbé ces scénarios techniques analytiques sont utilisés à la fois comme un numérique. Parmi les premières perturbations canoniques met en évidence une méthode basée sur les changements Lie, présentée ici pour la première fois, ce qui représente une généralisation aN paramètres de la méthode classique de Lie-Deprit. La stabilité d'une véritable hiérarchie des systèmes triples est examiné dans le temps en utilisant différents critères. Pour l'affichage des régions de stabilité est définie cartes ad hoc, en fonction de la demi-grand axe et l'excentricité de l'orbite extérieur. Enfin, elle offre un modèle de vents chargés de masse basée sur une fonction de distribution de masse définie sur la base de trois facteurs de la forme de vent stellaire. Ce modèle est utilisé pour l'intégration d'une hypothétique configuration orbitale dans un système binaire de Wolf-Rayet.

Auteur: Carretero Herráez Conrado.
Année: 2006.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: Facultad de Física y Matemáticas.
Lieu de préparation: Instituto de Astrofísica de Canarias.

Résumé: Dans cette thèse, nous avons fait une étude détaillée des populations stellaires dans les galaxies elliptiques dans les différents groupes de masse. Nos résultats suggèrent que les échelles de temps de formation d'étoiles dans ces galaxies sont dépendants de l'environnement dans lequel ils sont: les étoiles massives des amas de galaxies se forment plus rapidement que ceux des environnements moins dense. Dans tous les cas, il ya une limite à cette époque de 1000 millions d'années.

Auteur: Oreiro Rey Raquel.
Année: 2006.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: Facultad de Física Universidad La Laguna.
Lieu de préparation: Instituto de Astrofísica de Canarias.

Résumé: Cette thèse porte sur l'étude des étoiles chaudes subenanas type B (sdBs). Ces objets montrent des propriétés spectrales similaires à celles des étoiles de type B dans le Main Stream, et se caractérisent par une faible luminosité, ce qui est inférieure à celle d'un diagramme de séquence de Hertzsprung-Russell. SdBs sont actuellement à l'examen de différents domaines de recherche. En particulier, la découverte récente d'oscillations stellaires permet en partie de son étude à partir d'un point de vue sismique. Ce travail vise à approfondir la mise en œuvre de l'événement sismique de la sdBs. D'une part, il a été utilisé avec profit pour l'observation de la méthode de détection de nouveaux sdBs pulsatoire, particulièrement ceux avec des périodes plus courtes. En conséquence, ont trouvé quatre nouveaux sdBs pulsatoire, dont l'une a abouti à l'émission bat gammes théoriquement attribués aux modes d'oscillation acoustiques et de gravité, de devenir l'un des objets les plus intéressants de sa catégorie. Aussi, des campagnes ont été exhaustif sur certains sdBs oscillant, afin de caractériser entièrement son spectrale des fluctuations. En outre, d'un point de vue théorique, elle a généré un réseau de modèles couvrant l'ensemble des paramètres structurels typiques sdBs, soit les modèles de structure complète, contrairement à l'enveloppe des modèles utilisés pour l'analyse par d'autres groupes semblables. Il est venu pour le calcul des propriétés de la oscillatoire précédents modèles, la réalisation d'une étude sur les résultats obtenus. Enfin, il instaure une procédure de fréquence par rapport à ceux de réseau d'observation des modèles fondés sur l'optimisation de l'observation des informations, qui peuvent être comparées aux propriétés dérivées de l'étude théorique. Cette technique est appliquée aux trois sdBs pulsatoire observés plus en détail au cours de l'argument, qui découlent des informations importantes sur les moyens d'observation et les propriétés physiques des objets.

Auteur: Olivares Pulido Germán.
Année: 2006.
Université: AUTÓNOMA DE BARCELONA.
Lieu de l'exposition: Facultad de Ciencias.
Lieu de préparation: Facultad de Física.

Résumé: En 1998, la luminosité des mesures de la distance d'une poignée de supernovae de Type Ia allusion à l'accélération de l'expansion de l'univers actuel. Depuis lors, plusieurs ensembles de données d'observation, y compris CMB et LSS apporté un appui supplémentaire à l'idée d'un espace plat univers dominé par une constante cosmologique Lambda, avec 70% de l'énergie totale et la densité Cold Dark Matter densité d'énergie 3% de celle-ci. Bien que le MDP Lambda modèle correspond assez bien toutes les données d'observation, il est confronté à deux graves problèmes théoriques. En premier lieu, un fine-tuning problème. La constante cosmologique observée est d'environ 121 fois plus petit que la valeur prédite par la théorie quantique des champs. C'est pourquoi champs scalaires ont été proposés comme une alternative à la constante cosmologique, il se pose naturellement dans la physique des particules, y compris la théorie des cordes. Jusqu'à présent, une grande variété de champs scalaires énergie sombre modèles ont été suggérés. Il s'agit notamment de la quintessence, fantômes, k substance, Tachyon, fantôme de condensats et dilatonic énergie sombre, parmi beaucoup d'autres. Quintessence champs scalaires énergétiques actuelles échelles compatibles avec l'énergie échelle de la physique des particules. Cela peut aider à atténuer les graves fine-tuning problème de la constante cosmologique. En second lieu, il apparaît que les densités plutôt contre nature de deux composantes, la matière noire froide et sombre énergie, qui évoluent de façon différente à l'expansion se trouvent être précisément de l'ordre aujourd'hui. Cette coïncidence est le problème. Afin de résoudre, ou d'y remédier, les modèles utilisant une interaction entre énergie sombre et la matière ont été avancés proposed.In chapitre 2 nous avons étudié l'interaction Quintessence Modèle de Chimento et coll. L'interaction est proposé à partir d'un point de vue phénoménologique. L'énergie sombre désintègre en la matière noire froide, de telle manière que leur rapport ne reste constante au cours de la fin de l'époque de l'accélération de l'expansion, ainsi considérablement alléger la coïncidence problème. Ce genre de solutions, connu sous le nom de l'échelle des solutions révéler utile pour obtenir une accélération de l'expansion acceptables tant d'énergie sombre et la matière sombre froide sont fortement couplés. En raison de l'interaction il ya moins de matière sombre froide dans le passé. Par conséquent, la luminosité augmente la distance. Plus le décalage vers le rouge, plus la différence entre la quantité de matière noire froide non interaction des modèles et des modèles d'interaction. À redshifts faibles, mais elles sont très semblables. Observational SN Ia ensembles de données ne contribuent pas discriminatoires à l'interaction de modèles d'interaction non parce que la quantité de matière noire froide et sombre énergie à la fois dans les modèles à bas redshifts sont guère différentes. Nous avons montré que le projet d'interaction conduit naturellement à des rayonnements de l'Univers a été dominée, par le biais d'une époque dominée question à l'actuelle phase d'expansion accélérée par la pression négative de l'énergie sombre. Contrairement à d'autres modèles, nous n'avons pas besoin d'ajuster les paramètres d'interaction pour éviter une époque dominée baryons. En outre, le potentiel correspondant de l'énergie sombre est telle que pour un large éventail de conditions initiales les solutions entre dans le régime de l'échelle, suivie d'une accélération de l'expansion de l'Univers, une fois le potentiel devient profonde. En fait, le potentiel a le même comportement asymptotique que celle qui est suggérée par Sahni et Wang. Nous notons que la masse du champ scalaire dépend de la densité d'énergie de base. Ainsi, même si cela peut demeurer relativement légères à l'échelle du système solaire, il peut devenir beaucoup plus lourdes, à des échelles cosmologiques. Ce comportement est typique de Chameleon domaines. Si l'IQM étaient en fait le type de Chameleon, il pourrait échapper à la violation du principe d'équivalence à l'échelle du système solaire. D'autre part, comme l'a étudié dans le chapitre 3 de la matière sombre froide des perturbations évoluer plus lentement que dans les autres modèles d'interaction, c'est-à-dire à des échelles plus grandes, ils ne varient pas en tant que (tonnes). Ainsi, l'efficacité de la force gravitationnelle est réduite et la moyenne libre -- tandis que les augmentations de temps de la densité des perturbations croissance lente (ou même avoir effacé), comparativement 8 sans 1047 n -- interagissant modèles. Champs scalaires couplés à la matière modifier gravité induisant une force attractive. Une répulsion effet pourrait être obtenue par l'échange de bosons vecteurs. Il a d'abord été proposée par Amendola que fantôme champs scalaires avec non standard couplé à terme cinétique question donnerait lieu à une longue allait répugnantes vigueur. Dans le modèle de Chimento et coll, la diminution de la gravité de couplage est due à son interaction spécifique pour la matière noire -- énergie sombre l'interaction. Nous notons qu'il pourrait violer le principe d'équivalence comme suggéré par Amendola. L'interaction rend le potentiel gravitationnel faible dans la question dominé époque. Par conséquent, il modifie les pics acoustiques du CMB. Plus précisément, comme il n'ya pas d'interaction avec les baryons, la part relative de la hauteur des pics acoustiques diminuer. Ainsi, dans les modèles d'interaction CMB est très sensible à l'énergie sombre, de l'interaction avec d'échelle modifie le décalage vers le rouge de la matière noire froide. En conséquence, la DCC ensembles de données sont très utiles pour limiter l'interaction paramètre. Au chapitre 5, nous avons vu que les données CMB guère freiner l'interaction. L'effet de l'interaction de l'évolution de la gravité potentielle et, par conséquent, sur les crêtes CMB acoustique ne peut être équilibré par un autre mécanisme physique. Par conséquent, les prédictions de l'IQM modèle peut s'écarter des prédictions du modèle Lambda MDP jusqu'à une certaine valeur. Au-delà, les données rejetons fermement la model.The question spectre de puissance estime en outre l'interaction. Comme l'interaction augmente, le potentiel de devenir faible et la pente de la question spectre de puissance, à des échelles plus grandes que la question de l'équivalence de rayonnement, sera en baisse. En outre, moins de matière sombre froide, dans le passé, plus le décalage vers le rouge à l'échelle de la matière - rayonnement égalité. En conséquence, le pic de la question du pouvoir spectre quarts. Bien que la matière noire chaude peut également conduire à une plus petite amplitude de la question du pouvoir spectre de rayonnement à des échelles, le déplacement de la pointe est un trait distinctif de l'interaction. Seuls les modèles d'interaction montrer cet établissement indépendamment de l'interaction entre la matière sombre froide et sombre énergie. L'analyse statistique avec LSS ensemble de données sont en bon accord avec les résultats obtenus avec la DCC ensemble de données, bien que les anciens ne fournissent pas beaucoup plus d'informations que les last.In non interagissant modèles, un SIE effet apparaît chaque fois que la densité d'énergie de base évoluent différemment De la matière noire froide. Dès que les montants de l'énergie sombre et la matière sombre froide sont du même ordre de la gravité des potentiels de l'évolution ayant donné lieu à des perturbations sur la nouvelle répartition des rayonnements. En interagissant modèles, un SIE effet peut aussi se poser en la matière dominé époque, comme les perturbations matière sombre froide n'est plus évoluer que dans d'autres modèles d'interaction. Par conséquent, l'interaction augmente le début et la fin des SIE effets. Corrélations croisées spectre du rayonnement de fond avec les galaxies catalogues sont fait remarquer à être très utile pour contraindre l'équation d'état de l'énergie sombre paramètre. Par conséquent, le SIE effet peut se révéler un instrument utile pour limiter l'interaction paramètre, mais à l'heure actuelle, elle ne dispose pas de suffisamment de puissance statistique pour le faire. Pour résumer, en interaction modèles coïncidence beaucoup pour atténuer le problème et cadrent bien les données d'observation. L'éventuelle violation du principe d'équivalence à grande échelle pourrait donner une indication de la nouvelle physique, ce qui constitue une limite de la relativité générale.