GALAXIES

Auteur: FERNÁNDEZ BARBA DAVID.
Année: 2004.
Université: BARCELONA.
Lieu de l'exposition: UNIVERSIDAD DE BARCELONA.
Lieu de préparation: UNIVERSIDAD DE BARCELONA.

Résumé: Ce document a fait une étude de la structure et la cinématique spirale de la jeune stellaire de la galaxie dans l'environnement solaire sur trois échelles différentes, qui ont rendu possible la structure spirale galactique, la ceinture de Gould et le jeune composante stellaire dans le plus proche solaire Environnement. Nous avons construit trois étoiles avec des échantillons de données du catalogue Hipparcos. Le premier est constitué par les étoiles de type spectrale est OyB, et contient des informations astrométrica, photométriques, les vitesses radiales et de divers paramètres physiques des étoiles, y compris leur âge. Le deuxième échantillon contient toutes les étoiles variables cefeidas le catalogue Hipparcos, avec des informations astrométrica, des distances calculées à partir de deux étalonnages periodo luminosidad - et les vitesses radiales. Enfin, nous avons rassemblé toutes les informations disponibles à ce jour dans la littérature concernant les locaux des associations de jeunes qui ont été découvertes dans l'environnement solaire le plus proche ces dernières années. À partir d'échantillons d'étoiles qui ont été construits ont été étudiées, en premier lieu, la spirale structure de la galaxie. La plupart des résultats exceptionnels dans cette section sont que le Soleil est situé dans la partie extérieure de la spirale du bras le plus proche et à l'extérieur du cercle de corrotación. Ces deux résultats peuvent être d'une grande importance dans l'histoire récente de la formation à l'environnement solaire. Il a aussi obtenu une valeur négative (et importantes) pour la divergence du champ de vitesse (terme K). Les résultats ont été validés par des simulations, qui ont donné une estimation de ces erreurs et une évaluation des préjugés qui affectent les différents paramètres obtenus. À une échelle de 1 kpc de la distance héliocentrique, la principale structure de l'environnement solaire est ce que l'on appelle la ceinture de Gould, qui contient la plupart des jeunes étoiles et les nuages de poussière et de gaz en provenance de cette région. Dans notre travail, nous avons obtenu les paramètres de ciblage de ceinture a été étudié et sa propre cinématique, après avoir procédé à des simulations avec les mêmes objectifs que ceux mentionnés ci-dessus. Il a été obtenu que les étoiles du complexe Scorpio - Centaurus (Sco - Cen) présente une cinématique ne rentre pas dans le envisagées par les différents modèles qui tentent d'expliquer l'évolution de la cinématique ceinture. Il a également été obtenue que le mouvement d'expansion de cette structure ne semble pas être un effet global car elle est limitée à la première -250 ordinateur à distance héliocentrique. Enfin, l'étude de l'intégration des orbites en arrière dans le temps de la jeunesse des associations locales et des membres de la Cen - complexe Sco n'a pas déduire qu'elle n'est pas formée au sein de ce complexe, mais dans les petits nuages moléculaires dans la région environnante, et Qui avait déjà été expulsé. En outre, il apparaît que certaines de ces associations de jeunes locales de supernova était probablement responsable de la surchauffe de la bulle locale est à quelques millions d'années. Enfin, en tenant compte des résultats obtenus dans les différents paragraphes de cet article, nous proposons une arène pour la formation stellaire récente solaire environnement de l'impact d'un grand nuage moléculaire à l'intérieur du bras en spirale, ce qui s'est traduit par différentes étapes complexe Sco - Cen et locales Les associations de jeunes.

Auteur: Perucho i Pla Manuel.
Année: 2004.
Université: VALENCIA.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE FÍSICA.
Lieu de préparation: UNIVERSITAT DE VALÈNCIA ESTUDI GENERAL.

Résumé: Cette thèse est fondée sur l'étude des fluides, les instabilités de Kelvin Helmholtz dans relativistes et leurs applications dans les jets astrophysiques extragalactiques. La méthodologie utilisée est l'étude analytique de l'évolution des instabilités de petite amplitude, et la mise en oeuvre d'un code numérique qui résout les équations de l'hydrodynamique relativiste à l'étude de la transition vers le régime non linéaire et de son évolution sur le long terme. Il a étudié l'influence des paramètres physiques (telles que la température et la vitesse) relativiste fluide dans sa stabilité. Il a également inclus une étude de l'effet de la stratification de la vitesse du fluide dans la croissance et le développement de ce type non linéaire des instabilités. Enfin, nous avons formulé diverses simulations numériques basées sur des observations de jets extraglácticos réel dans le but d'établir une méthode linéaire, en combinant l'analyse et les calculs numériques, ce qui conduit à l'paramètres physiques régissant ces objets. Cela nous permettra éventuellement d'approfondir notre compréhension de la physique des jets de extragalactiques.

Auteur: CRISTOBAL HORNILLOS DAVID.
Année: 2004.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE FISICA UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.
Lieu de préparation: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS, UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.

Résumé: Ce travail est destiné à calculer la masse stellaire d'un échantillon de galaxies bleues compactes (LBCGs) de photométrie et de filtres optiques dans le proche infrarouge. Nous avons aussi mesuré les masses stellaires de montrer galaxies spirales et elliptiques de comparaison. Pour la détermination des masses stellaires, nous avons développé un code qui correspond à la modélisation de la photométrie synthétique synthèse des populations photométrie multibande observé des galaxies. Ces ajustements de détourner, en plus de la masse stellaire, d'autres propriétés intéressantes de ces galaxies: le temps qu'il fait un événement important s'est produit dans la formation stellaire et de la force de l'âge et de même l'existence d'une population et de sa masse stellaire sous-jacente. Grâce à des simulations, nous établissons que, en dépit des valeurs différentes de métallicité, de la poussière d'extinction par la fonction de masse initiale et aboutir à des solutions voilés, la masse stellaire récupère les incertitudes inférieure à un facteur deux. Nous avons trouvé que les masses stellaires des galaxies bleues compactes autour de dix milliards de masses solaires, qui ont subi une récente flambée de formation stellaire qui comporte entre 5 et 10% de la masse stellaire. Comparant avec les masses obtenues pour les galaxies elliptiques, les masses stellaires de LBCGs sont, en moyenne, environ 7 fois plus faible. La spirale des galaxies couvrant une large gamme de masses, les taux ont tôt masses stellaires analogues à celles de l'ellipse, tandis que les spirales sont plus bleu masses stellaires semblables à ceux de LBCGs.

Auteur: MELO MARTIN VERONICA PABLA.
Année: 2004.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE CIENCIAS FISICAS.
Lieu de préparation: FACULTAD FISICA.

Résumé: Le starbursts sont des événements sous cette forme au cours des 10e4 Msol étoiles à un taux élevé dans un très petit espace. Le résultat final de certains starbursts est l'expulsion de tous les documents traités hors de la galaxie par le biais de ce que l'on appelle supervientos galactique (SVG). Cette thèse étudie trois cas de candidats à développer SVG galaxies M82, NGC 253 et NGC 4631. Il ya eu le superamas stellaires (CSD) de starbursts des trois galaxies dans Halfa. Nous concluons que seulement M82 à l'élaboration d'une SVG alors que dans d'autres cas, les explosions stellaires sont confinés dans la galaxie. Nous avons également identifié la coopération Sud-Sud comme les éléments constitutifs de starbursts dans les galaxies et conclu que leurs propriétés sont des facteurs deerminantes pour déclencher supervientos galactique.

Auteur: GONZALEZ NUEVO GONZALEZ JOAQUIN.
Année: 2004.
Université: OVIEDO.
Lieu de l'exposition: E.U. INGENIERIAS TECNICAS MIERES.
Lieu de préparation: FACULTAD DE CIENCIAS.

Auteur: CASTILLO MORALES ÁFRICA.
Année: 2004.
Université: GRANADA.
Lieu de l'exposition: UNIVERSIDAD DE GRANADA.
Lieu de préparation: UNIVERSIDAD DE GRANADA.

Résumé: Les amas de galaxies sont formées par plusieurs compoennetes observables, des centaines de galaxies, gaz chaud entre les galaxies et les amas pour certains, les particules relativistes et coampo magnétique. Ces composantes esmiten rayonnement à différentes longueurs d'onde, de la radio hasata X-ray La combinaison des observations faites dans cette large gamme de fréquences ainsi que des modèles théoriques, nous permet d'avoir une meilleure connaissance de ces objets. Dans cette thèse, nous présentons une analyse de la distribution du gaz et de la matería tombée de la nuit dans un échantillon de dix groupes de galaxies proches (0,03 supérieur -z augmenté 0,09), où les températures sont entre 4,4 et 9,4 kev. Ces groupes de galaxies ont été étudiés en détail par l'intermédiaire de leurs X-ray observations à partir de laquelle sehan déduit les propriétés physiques globales de gaz à com- masse, la masse totale de la richesse, la fraction de la masse de gaz et de l'extension sur le gaz. Nous avons analysé posiblesw corrélations entre ces propriétés avec les résultats de la comparaison de gaz (exprimée comme le rapport entre la masse de gaz fractions de rayons r500 et 0,5 xr500) et la masse totale de la grappe. L'extension du gaz sur l'extension de la matière noire tend à être plus élevé dans les moins massives arriéré. Cette unité peut être ralacinada avec intevención traitement préalable calentamiento environnement intracumular lors de la formation de ces structures. En outre presentmos nouvelles observations en rayons X obtenidad pour deux morphologiquement différents amas de galaxies, CL0939 +4713 et RBS797. Nous avons analysé l'observation de l'accumulation CL0939 4713 (Z = 0,41) obtenue avec les satellites XMM-Newton, ce qui confirme qu'il est un jeune système dynamiquement. Cette conclusion est étayée pour la répartition de la température figurent dans ce groupe, se distingue d'une région de température plus élevée entre les deux subcúmulos majeur, indiquant qu'ils sont au début d'un processus de fusion. L'observation renforcée avec les satellites Chandra montrent la présence de dépressions dans les émissions de rayons X dans le tas RBS797, qui distingue clairement les émissions minimales à proximité du centre du tas. Problamente, gaz environnement intracumular a été déplacée de la région de moins vers plus élevés d'émissions de rayons X en raison de la pression des particules relativistes contenues dans la radio, les lobes. RBS797 a été le premier amas de galaxies distnte dans laquelle la preuve n'a été trouvée de ce type d'interaction. Les commentaires sur une longueur d'onde de radio muestrana présence deotros composants interesentes dans les amas de galaxies, les particules relativistes et le champ magnétique. Ce sont deux éléments importants dans la dynamique des galaxies fr amas de galaxies. Toutefois, l'interaction entre le champ magnétique intra et extra galáctico a reçu peu d'attention jusqu'à présent, bien que sa interconesxión d'intérêt élevés. En étudiant en détail la dynamique estalar et de gaz en provenance de régions centrales (-r davantage 1kpc) de la spirale des galaxies avec une inclinaison interne et avec une sorte de acitvidad nucléaires, nous pouvons déterminer cuánatoo cmapo magnétique a été eyectado (ou la baisse) de la région Plus interne disque galactique Moyen intracumular. Pour entreprendre cette terea, nous avons utilisé cette théorie dans le insturmento INTEGRAL basé sur un système de fibres optiques, en association avec le spectrographe fibre WYFFOS situé dans le télescope William Herschel. Nous utilizdo spectroscopie bidimensinal pour étudier les régions cirucmnuclesaes émission a été étudié et la cinématique des émetteurs ionisé comparadndo cinématique stellaire et gazeux. L'étude détaillée de la dynamique de la région centrale d'une galaxie est un outil très utile pour l'étude d 8 et le -fl 49e ujos gaz (et donc le champ magnétique) et les étoiles à destination ou en provenance du milieu intergalactique. Ceci est important pour enternder interaction entre les galaxies et les amas de galaxies à laquelle il appartient. Dans les galaxies étudiées dans cette thèse ne semble pas exister un important flux de gaz, qui ont fait d'autres observations à être analysée avec les techniques développées précédemment, et donc l'étude de l'interconnexion de la galaxie avec la moyenne intracumular.

Auteur: GARCÍA GARCÍA MIRIAM.
Année: 2005.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE FÍSICA.
Lieu de préparation: DEPARTAMENTO DE ASTROFISICA (FACULTAD DE FISICA) E INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Résumé: La thèse est présentée qui est consacré à l'étude d'un groupe d'étoiles chaudes massives avec le télescope Loin spectres ultraviolets de la spectroscopie Exlorer (FUSE, 905 - 1187A), complétés par des données de fichiers télescope internationale Ultraviolet Explor (SUI) et le télescope spatial Hubble (TVH) au rang 1150 - 1800A. Ces données ont été analysées avec des spectres synthétiques calculés avec le code WM - Basic, qui produit des modèles unifiés symétrie sphérique de l'atmosphère en expansion, avec une précision de traitement des effets de la thermodynamique non local équilibre et le blocus lignes. Comme soutien à l'analyse que nous construisons un réseau de modèles de base - WM que, par comparaison avec les observations, nous pouvons identifier les valeurs des paramètres stellaires. Le réseau nous permet également de la mise au point de critères de diagnostic spectrales. La partie centrale de la thèse est l'analyse spectroscopique quantitatif d'un échantillon d'étoiles dans la Voie lactée, avec les types spectraux O et demi plus tôt. Le double IFO 1032A, contenu dans la fourchette de FUSE, joue un rôle déterminant dans la caractérisation des chocs dans le vent et, en particulier, la quantification des rayonnements que les zones de refroidissement diffusés dans les rangs UV extremo et les rayons-X. Notre principal résultat est la production d'une nouvelle échelle des températures pour spectrale sous-types couvrant échantillon O3 - P7. La température valeurs calculées pour les étoiles analysés sont inférieurs à ceux recensés dans les travaux antérieurs dans tous les cas, et sont également inférieurs à ceux existant Étalonnages spectre attribué à ces types. La révision de l'échelle de température à des valeurs inférieures a des répercussions dans de nombreux domaines comme trofísica. Enfin, nous présentons les premiers points de l'UV lejano des étoiles dans M31 et M33, accessible grâce à l'augmentation de la sensibilité du télescope FUSE. S'il n'a pas été possible d'une analyse quantitative des spectres, ils contiennent des informations importantes sur les vents des étoiles de M31 et M33 et de leur mentalité. L'analyse qualitative de la morphologie dans spectrale UV lejando dans ces galaxies est une première étape essentielle pour les travaux futurs et pour l'analyse quantitative des observations des objets éloignés sans résolution spatiale.

Auteur: ROZAS AMADOR JOSÉ MARÍA.
Année: 2005.
Université: BARCELONA.
Lieu de l'exposition: FACULTAT DE FISICA.
Lieu de préparation: UNVIERSIDAD DE BARCELONA.

Résumé: Cette thèse a consisté essentiellement à la mise en oeuvre de la formation des premières étoiles (Pob.III), dans un modèle de semi- la formation des galaxies. Ce modèle, appelé AMIGA, présente la particularité de permettre une étude de l'univers dans une très large gamme de temps et de masses des halos de matière noire. Ainsi, la formation des premières étoiles et le milieu intergalactique (IGM) a été en mesure de suivre de manière jointe et autoconsistente. L'utilisation de ces caractéristiques, la présente thèse a porté sur l'étude des différents aspects des vedettes de Pob.III restreindre leurs propriétés par celles de l'IGM à haut décalage vers le rouge. De ce fait, obtenu une série de valeurs typiques pour la fonction initiale de masse, la masse stellaire formée métallicité et le seuil pour former des objets Pob.III. En parallèle, des approches justifier entrepris jusqu'à présent dans des modèles semianalíticos pas examiné l'effet de ce type d'objet.

Auteur: HIDALGO RODRIGUEZ SEBASTIAN LUIS.
Année: 2005.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE FISICAS.
Lieu de préparation: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Résumé: Les structures de faible brillance de surface détectée dans le Groupe local de galaxies naines et de ses environs sont étendus structures qui représentent un record fssil l'histoire évolutive des galaxies. Composicisn stellaire Son analyse est l'objet de cette thèse. Il avait examiné de deux galaxies différentes morfologma. Le premier, NGC3109, une galaxie est représentée de profil, il est idsnea pour étudier les populations stellaires dans la structure étendue, en évitant la présence de stars sur votre disque. Définir les deux principaux axes de la galaxie, il a été constaté que les facteurs d'échelle de poblacisn stellaires jeunes dans les deux sens sont compatibles avec un disque deproyectado. Toutefois, le facteur d'échelle de l'âge poblacisn stellaire vieja-intermedia présente un changement de pente dans le petit axe, qui ne figure pas dans le grand axe ou disque de NGC 3109. Le grand champ fotometrma diamètre, distribucisn population stellaire contenu dans le gaz et rotacisn nous en déduire que NGC3109 est une galaxie spirale de type M33. Le seguna galaxie est étudié Phoenix, une galaxie de type dSph / dIrr situé à une distance d'environ 400 kpc de la Vma Láctea. Ceci est assez proche pour observer le turn-offs âge anciennes utilisant la TVH, mais assez loin pour ne pas être affectés de façon significative par le Vma Láctea potentiel. Il a réglé son histoire Formacisn Primetime l'aide d'un algorithme de comparer un genitico DCM sintitico avec DCM observé. De la preuve de la cohérence interne de l'IAC-pop montrent que les solutions qui sont obtenues sont stables et que IAC-pop s'applique à une véritable observacisn résolu, la distribucisn âge et metalicidades des étoiles d'une galaxie. Après évaluation des stocks avec des distribucisn rayon stellaire galactocintrico Phoenix, il est clair qu'il ya une pente douce dans les populations stellaires, l'augmentation de l'âge des étoiles uniformément avec la radio. Par conséquent, nous n'avons pas trouvé un halo stellaire à Phoenix similaire à la Vma Láctea. De l'analyse des facteurs d'échelle dans funcisn temps, il a été déduit que Phoenix était plus vaste au moment de son formacisn maintenant. Le résultat a été obtenu à partir d'un paramètre a baissé à 26,6 ga réalise que l'disminucisn de tamaqo les régions de formacisn stellaire Galaxy dans le temps. Ces résultats favorisent le scénario que nous avons appelé à la diminution formacisn des galaxies naines, segzn qui, comme le gaz est consommé sous forme d'étoiles, formacisn stellaire se concentrera de plus en plus vers le centre de la galaxie.

Auteur: PEDRAZ MARCOS SANTOS.
Année: 2005.
Université: COMPLUTENSE DE MADRID.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICAS.
Lieu de préparation: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICA.

Résumé: Nous avons étudié les populations stellaires de 42 galaxies naines elliptiques (des) de l'amas de la Vierge par des observations spectroscopiques 2.5my télescopes de 4.2m de diamètre. L'analyse des spectres ont donné cinématique des paramètres tels que la vitesse et la dispersion des vitesses radiales au centre de toutes les galaxies naines de ces échantillons, ainsi que d'autres 7 et 8 elliptique compact géants qui ont servi de référence. Pour la première fois, ont été mesurés gradients de ces paramètres sur un échantillon significatif de la naine elliptique en constatant que, contrairement à celles observées à ce jour, ne sont pas tous des sommes soutenus par l'anisotropie dans la distribution des vitesses. Une grande partie d'entre eux montrent une vitesse de rotation élevée. En mesurant l'intensité des raies d'absorption dans les spectres ont été obtenus des taux Lick, comparativement à prediciones vous de la synthèse des modèles de populations, ont permis l'estimation de l'âge et de métallicité de la population stellaire de ces galaxies. Les valeurs des indices mesurés dans la partie centrale des régions du tout en montrant une plus grande dispersion, ont coïncidé avec l'extension de la relation trouvée à la dispersion de vitesses central vers des valeurs plus faibles de ce géant de l'elliptique. Seules les différences sont significatives (les valeurs les plus élevées) pour les indices de magnésium. La superficie occupée par ces indices en prediciones capitales de la synthèse des modèles, à la différence de ce qui se passe à l'elliptique géante, ne dépend pas de la trésorerie indice utilisé. Où il apparaît que sur les abondances des éléments dans les populations stellaires de la naine elliptique est similaire à celle des étoiles dans le voisinage solaire, dont les spectres modèles ont été développés. En conséquence, les âges et metalicidades obtenus pour montrer des moins de dépendance à l'index élu à la elliptiques géantes. En moyenne, les galaxies elliptiques naines sont beaucoup plus jeunes et moins métallique géant. Bien que la dispersion des valeurs de l'âge et de métallicité respect de la mesure sont clairement plus importants que ceux attendus de l'erreur dans les mesures. Bien que le nain elliptiques ne sont pas conformes à la relation edad-metalicidad trouvées pour les Giants, si elles montrent une tendance similaire, dans le sens d'être le plus jeune de métal, mais avec une plus grande pente. Toutefois, si coïncider avec le plan sur lequel les géants sont situés dans l'espace défini par l'âge, métallicité centrale et de dispersion de vitesse. Les gradients Mg1 et Mg2 taux sont beaucoup plus que des plans dans les géants. En revanche, il existe des différences par rapport aux autres indices mesurés. Les chances de corrélation entre ces indices dégradés et de leurs valeurs fondamentales augmentation d'inclure dans les galaxies elliptiques des de ces travaux, mais uniquement pour le Mg2 la corrélation est très significative. En interprétant les changements dans les indices à la radio comme des gradients Janvier papa et métallicité, c'est que, d'une manière générale le nain elliptique populations stellaires sont un peu plus jeunes et plus clairement métal dans les régions centrales. Dans une plus grande proportion des gradients sont compatibles avec fonctions exclusivement dans la métallicité des variations, mais il ya également des exemples clairs des gradients de l'âge.

Auteur: LOPEZ SANCHEZ ANGEL RAFAEL.
Année: 2006.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: AULA MAGNA FACULTAD DE FISICA Y MATEMATICAS.
Lieu de préparation: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Résumé: Dans cette thèse, nous présentons une étude morphologique, photométrique et spectroscopique détails d'un échantillon de 20 galaxies Wolf-Rayet (WR). Le WR galaxies sont un sous-type de galaxies H II intégré dont le spectre d'émission montre lignes WR propre notation, ce qui indique la présence d'une importante population d'étoiles massives et de l'extrême jeunesse de la flambée de formation stellaire. L'objectif principal est d'étudier la formation stellaire et des populations Oy étoiles WR dans ces objets, ainsi que pour comprendre le rôle qu'ils ont des interactions entre les objets semblables à faible brillance de surface dans les tirs de flambées de formation stellaire. Nous employons profonde images avec une résolution spatiale de filtres optiques et dans le proche infrarouge (NIR) à large bande interferenciales (H alpha et continu adjacent), pour étudier la morphologie et stellaire gaz ionisé dans chaque galaxie, en analysant le contenu des étoiles ionisantes, de l'âge, pour les épidémies et le sous-jacent Population d'étoiles âgées. Il a également été utilisé la spectroscopie rendija echelle de temps ou d'étudier les conditions physiques (température et la densité électronique de la rougeur, de la nature de l'ionisation), les abondances chimiques et de la cinématique du gaz ionisé, ainsi que de déterminer le contenu d'étoiles massives et de leur localisation L'espace dans chaque objet. Cette analyse a permis de faire la distinction entre le pré-existantes ou marémotrice nature des objets trouvés autour des galaxies naines étudiées. Il est particulièrement intéressant de l'étude des amas de galaxies HCG 31 et Mkn 1087, qui a nécessité plusieurs corps interactions pour expliquer les files d'attente, des ponts, des fusions et des galaxies naines de marée trouvé. Nous incluons également l'analyse détaillée de l'histoire de la formation stellaire et des populations stellaires dans la galaxie IRAS 08339 +6517, où l'on voit pour la première fois le trait WR, et c'est aussi en interaction avec un objet à proximité nain indépendant. Toutefois, l'une des réalisations majeures de cette thèse est la détection des faibles lignes de recombinaison II O et C dans notre profonde VLT spectres de la galaxie naine NGC 5253, observée pour la première fois dans un starburst. En outre, nous avons trouvé un enrichissement localisé de l'azote et l'hélium qui est compatible avec les attendus par la contamination des étoiles WR détecté. Nous avons complété nos observations dans le proche infrarouge et l'optique des données sur les rayons X, l'infrarouge lointain (FIR) et la radio (HIy continu) extraites de la littérature afin d'obtenir une image plus complète de la formation stellaire et l'évolution de chaque objet. Enfin, nous présentons quelques résultats de l'ensemble de l'échantillon de galaxies, la recherche de relations entre les grandeurs photométriques, spectroscopiques et ceux trouvés dans d'autres longueurs d'onde. Nous concluons que la grande majorité des galaxies étudiées (16, du 20, ~ 80% des systèmes étudiés) montrent des traces de l'interaction, (et du cinéma troublé morphologies, les différences dans l'abondance des populations, la perte de gaz neutre, etc), ce qui confirme l'hypothèse Que les interactions entre des objets ou des nains est le principal mécanisme qui déclenche la formation stellaire dans les galaxies de type Wolf-Rayet.

Auteur: ROMERO GOMEZ MERCE.
Année: 2006.
Université: POLITÉCNICA DE CATALUÑA.
Lieu de l'exposition: UNIVERSITAT POLITÈCNICA DE CATALUNYA.
Lieu de préparation: EPSC, EDIFICI C1 Campus BAIX LLOBREGAT.

Auteur: CASTRO RODRIGUEZ NIEVES D..
Année: 2006.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.
Lieu de préparation: DEPARTAMENTO DE ASTROFISICA E INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Résumé: Dans ce papier, nous avons étudié la lumière diffusée dans les groupes et les amas de galaxies. La lumière diffusée est composé des étoiles séparées de l'amas de galaxies et de déplacer sous l'action de la richesse mondiale potentielle. Cette composante cúmular correspond à un 5-15% de la masse totale de la grappe. Il a été découvert pour la première fois dans l'accumulation de Coma par Zwicki en 1951 que l'on trouve une contribution à la luminosité totale de ces richesses provenaient de la zone située entre les galaxies. Au cours des dernières décennies, l'étude de cette composante a un certain nombre de problèmes, dont le plus important est sa faible brillance de surface. Dans ce papier, nous avons utilisé la Nébuleuse planétaire (PN) comme un traceur de cette composante de la moyenne intracumular (ou intra). Grâce à la détection, le PN peut en déduire la quantité de lumière diffuse que nous allons faire pour chacune des zones. Dans ce papier, nous avons étudié la proportion de lumière diffuse dans plusieurs amas de galaxies (Leo et HCG44) et l'amas de la Vierge, ainsi que mis au point une méthode robuste pour la détection et la classification de la PN. Nous avons conclu que la lumière diffuse cette correlada avec la quantité de SO E galaxies en groupes compacts de galaxies, et l'origine de la lumière qui seront liées à la formation des galaxies elliptiques dans les amas de galaxies. De même, pour l'amas de la Vierge, nous avons obtenu que la contribution de la lumière diffuse en corrélation avec la position des galaxies géantes à la Vierge, de sorte que concluímos composante cumular avaient formé par les processus qui ont conduit aux gros E galaxies dans la Vierge. En outre, cette composante est très jeune, car ils forment des structures inomogéneas qui avaient déjà été dilué d'être créé en temps de l'accumulation précoce.

Auteur: ELICHE MORAL MARIA DEL CARMEN.
Année: 2006.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE FISICA DE LA UNIVERSIDAD DE LA LAGUNA.
Lieu de préparation: INSTITUTO DE ASTROFISICA DE CANARIAS.

Résumé: Ces deux observations cosmologiques simulations indiquent que le processus de fusions de galaxies sont très courants dans l'univers. Mais encore inconnu pertinence des fusions dans l'évolution galactique et la formation d'ampoules sur la formation possible d'autres procédés. L'objectif fondamental de cette thèse est d'étudier le rôle des fusions dans l'émergence du type de la petite population galactique, comme dans l'évolution des bulbes galactiques, à la fois d'observation et de calcul. Nous avons analysé la signification du rythme de la fusion par l'étude des galaxies dans les comptes écarts UyB obtenue sur un champ de ~ 900 arcmin ^ 2 sonde GOYA couvrant bande Groth-Westphal. L'ampleur ont atteint les limites correspondent U = 24,8 mag et B = 25,5 mag dans le système de Vega (à 50% d'efficacité de détection de sources ponctuelles). Présentant modèle qui tient compte pour la première fois reproduits simultanément dans les comptes d'observation UyB dans une gamme de tailles et de la 15 K dans une gamme de 10 formats, en utilisant uniquement les paramètres mesurés et observacionalmente sans introduire exotiques populations d'origine inconnue, ni fusion de différents rythmes pour Chaque bande. C'est seulement en imposant un décalage vers le rouge de la formation relativement récente des galaxies elliptiques (zf ~ 1.5), on peut reproduire le changement de la pente se trouve dans les comptes infrarouge Ks = 17,5 mag. Une profondeur optique modérée galactique pour tous les types (y compris le début des galaxies) nous assure que les comptes UyB il n'ya aucune augmentation soudaine associée à la formation récente qui a été imposé à l'elliptique. Nos modèles expliquant l'origine et l'évolution des galaxies faibles bleu jusqu'à z ~ 1.5-2, de l'évolution naturelle de la combinaison, ce qui est induite par la constitution hiérarchique inhérente à un univers LambdaCDM. Nous avons également étudié l'influence des fusions dans la croissance de la structure centrale des galaxies, par le biais de simulations colisionales pas de N-corps de l'accroissement des galaxies satellites sur disque. Pour s'assurer que la densité entre les principaux ratios et satellite dans chaque galaxie expérience (critique dans le résultat final de la fusion) sont réalistes, nous avons utilisé une échelle d'observation basée sur la relation de Tully-Fisher (M ~ V_ ^ alpha_TF rot) . Les restes de l'accrétion expériences montrent une structure claire bulbo-disco avec la rotation normale des courbes. La raison bulbo-disco que l'indice n Sérsic croître à la suite de l'augmentation de tous les modèles, en montrant les valeurs modérées à la fin de la simulation (n = 1.0-1.9). L'ampoule se développe indépendamment du fait que le satellite, qui a été complètement détruit dans toutes les expériences, atteint le centre du vestige (cas alphaTF = 3,5 ou 4) ou non (cas alphaTF = 3 et motifs lumineux masses 1:6). L'ensemble des paramètres structurels évoluer de manière systématique des tendances similaires à la suite de ces observations. Le mécanisme dominant dans la croissance de l'ampoule est le flux vers le centre de la matière au cours du premier disque de la désintégration du satellite. Nos modèles sont les premiers à confirmer que la croissance des bulbes à partir du disque matériel, l'un des principaux ingrédients de l'évolution séculaire de modèles, peut être induite de l'extérieur de la galaxie augmente par satellite.

Auteur: CARRERA JIMENEZ RICARDO J..
Année: 2006.
Université: LA LAGUNA.
Lieu de l'exposition: FACULTAD DE CIENCIAS FÍSICA.
Lieu de préparation: FACULTAD DE FISICA.

Résumé: Â Comment les galaxies?, Â Comment évoluer?. Ce sont des questions fondamentales qui mappés profond décalage vers le rouge des galaxies à haute adresse. Une deuxième approche consiste à reconstituer l'histoire de la formation stellaire par l'intermédiaire de leurs populations stellaires résolues. L'histoire de formation stellaire d'une galaxie peut être caractérisé par quatre éléments: le taux de formation stellaire, la loi de l'enrichissement chimique, la fonction et la masse initiale de la fraction de binaires. Les différences entre les différentes histoires de formation stellaire observé sont déterminés en grande partie par le taux de formation stellaire et l'enrichissement chimique de la loi. La première d'entre elles est obtenue à partir des diagrammes couleur-magnitud, alors que la loi d'enrichissement chimique a été caractérisée par la couleur de la distribution des étoiles dans le Red Giant Branch, malgré la difficulté de la dégénérescence edad-metalicidad présents dans celui-ci. Le principal objectif de ce travail est de sortir de cette dégénérescence, gagnant métallicité par une méthode alternative. La façon la plus précise pour mesurer les abondances chimiques sont la spectroscopie à haute résolution. Cependant, cette technique nécessite un temps démesuré télescope. L'alternative est la spectroscopie basse résolution, ce qui, conjugué avec la espectroscopios multiobjeto moderne, révèle un grand nombre d'étoiles dans un délai raisonnable. Dans les galaxies, nous ne pouvons que constater espectroscópicamente les plus brillantes étoiles, qui dans de nombreux cas, les étoiles sont des Giants de Rojas. L'indice approprié pour mesurer la métallicité de ces étoiles est le hat-trick de Call infrarouge, ce qui est la caractéristique la plus importante dans la partie infrarouge du spectre. La relation entre la largeur des lignes équivalentes triplete Appel métallicité et a été étudié principalement dans les anciens systèmes et pauvres en métaux. Toutefois, les galaxies présenté, en général, une large gammes d'âges et metalicidades. Le premier objectif de ce travail était d'étudier le comportement des lignes triplete Appel étoiles ouvert et amas globulaires couvrant plus large éventail d'âge et de métallicité, 0,25 inférieur (Age / ga) de moins 13 et -2,2 inférieur [Fe / H] + 0,47 moindre, Qui a enquêté sur le comportement de lignes d'appels tour du chapeau à ce jour. L'étape suivante a consisté à utiliser cet indice pour mesurer l'abondance des populations stellaires paire dans les Nuages de Magellan, et donc l'étude de leur évolution chimique. Par leur proximité, ces galaxies sont un excellent laboratoire pour tester la puissance de cette méthode. Ils sont facilement observables depuis le sol et avait populations stellaires avec un large éventail d'âge et de métallicité étoiles nous l'avons vu dans différentes positions des deux galaxies. Le principal résultat est que, alors que le Grand Nuage de métallicité est semblable à un rayon de 6 degrés, la diminution de régions à l'extérieur du Petit Nuage présente une pente de la population, en ce sens que les étoiles sont aussi plus jeunes métallique, et se concentrent surtout dans Les régions centrales. En moyenne, le Grand Nuage de Magellan est plus métallique Small Cloud. Dans le cas du Petit Nuage, nous avons constaté que les populations stellaires âgés de 1 ga aucune apparence irrégulière actuellement connu dans cette galaxie.