Search

The publication of the EURATOM directive BSS 2013/59 [1] has increased considerably the interest on radon studies in all EU countries. Certainly each member state has to establish a national action plan addressing long-term risks from radon exposures in dwellings, buildings with public access and workplaces for any source of radon ingress, whether from soil, building materials or water. The complexity generated by the number of parameters and processes affecting radon generation in the source, transport in source media, entry into dwellings, and its accumulation in the different rooms of the dwelling, makes the development of numerical models a very challenging exercise that might take also into account that the detailed information of the building-soil interface in an existing dwelling is normally not available. A new project funded by the Spanish Nuclear Safety Board (CSN) started in 2020. Its main goal is to establish and validate a numerical tool to predict and mitigate indoor radon levels in new and existing buildings in general, but paying special attention to the case of areas contaminated due to NORM industrial activities. Such a numerical tool might be of interest for Radiation Protection authorities to manage highly contaminated areas. In particular, 2 different numerical modelling strategies will be adapted to real sites and compared. The RAGENA [2] code, which was developed in the late 90s, will be updated with the last findings from experimental studies. This code allows modelling all radon sources and processes affecting radon accumulation indoors from a dynamic point of view in a very simple way, but lacks from spatial resolution. On the other hand, a CFD (computational fluid dynamics) model recently developed in Spain [3] numerically solves radon transport equation by finite elements with a good spatial resolution. The project focuses also on the experimental characterization of real sites. In this talk we will introduce the project, discuss the main features of both modelling approaches and describe in more detail the current status of the RAGENA code updating.

The Cherenkov Telescope Array (CTA) is the next generation ground-based observatory forgamma-ray astronomy at very-high energies. Employing more than 100 Imaging AtmosphericCherenkov Telescopes in the northern and southern hemispheres, it was designed to reach un-precedented sensitivity and energy resolution. Understanding and correcting for systematic bi-ases on the absolute energy scale and instrument response functions will be a crucial issue forthe performance of CTA. The LUPM group and the Spanish/Italian/Slovenian collaboration arecurrently building two Raman LIDAR prototypes for the online atmospheric calibration alongthe line-of-sight of the CTA. Requirements for such a solution include the ability to characterizeaerosol extinction at two wavelengths to distances of 30 km with an accuracy better than 5%,within time scales of about a minute, steering capabilities and close interaction with the CTAarray control and data acquisition system as well as other auxiliary instruments. Our Raman LI-DARs have design features that make them different from those used in atmospheric science andare characterized by large collecting mirrors (∼2.5 m2), liquid light-guides that collect the light atthe focal plane and transport it to the readout system, reduced acquisition time and highly preciseRaman spectrometers. The Raman LIDARs will participate in a cross-calibration and character-ization campaign of the atmosphere at the CTA North site at La Palma, together with other sitecharacterization instruments. After a one-year test period there, an in-depth evaluation of the so-lutions adopted by the two projects will lead to a final Raman LIDAR design proposal for bothCTA sites.

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 451 (1), ISSN:0035-8711, ISSN:1365-2966, ISSN:1365-8711

Un equip internacional d'investigadors, dirigit per l'Institut de Física d'Altes Energies (IFAE), adscrit a la UAB, i de l'Institut Max Planck, ha descobert la localització exacta de la regió d'acceleració de partícules en la veïna radiogalàxia gegant Messier 87. Un equipo internacional de investigadores, dirigido por el Instituto de Física de Altas Energías (IFAE), adscrito a la UAB y del Instituto Max Planck, ha descubierto la localización exacta de la región de aceleración de partículas en la vecina radiogaláxia gigante Messier 87, un núcleo galáctico activo situado a unos 55 millones de años luz de la Tierra.

El Congrés Internacional coupDefouet Barcelona 2013 ha estat una iniciativa de l'Art Nouveau European Route – Ruta Europea del Modernisme, organitzada per l'Institut del Paisatge Urbà de l'Ajuntament de Barcelona i el grup de recerca GRACMON de la Universitat de Barcelona, Coordinació: Lluís Bosch, Mireia Freixa., [eng] In 2013 the magazine coupDefouet reached its first decade of existence. As a way of celebrating this, the Art Nouveau European Route – the association of cities and other local institutions for the promotion and diffusion of Art Nouveau heritage that created the magazine – organised a magnificent international congress as a framework for scientific exchange and raising public awareness. The first coupDefouet International Congress on Art Nouveau was held in Barcelona, the city from which coupDefouet is published and one of the undisputable world capitals of Art Nouveau. This volume of the Singularitats series comprises the proceedings of that event., [cat] L’any 2013 va fer deu anys de l’aparició de coupDefouet, la revista de la Ruta Europea del Modernisme, una associació de municipis i altres entitats locals per a la promoció i la difusió del patrimoni modernista o Art Nouveau. Per commemorar-ho, s’organitzà un congrés internacional amb l’objectiu de contribuir al coneixement científic i la difusió d’aquest moviment artístic. El primer Congrés Internacional coupDefouet se celebrà a Barcelona, la ciutat en què s’edita coupDefouet i una de les capitals indiscutibles de l’Art Nouveau. En aquest volum de Singularitats s’apleguen les actes d’aquell esdeveniment.

La naturalesa de la matèria fosca (DM) de l’univers segueix essent un misteri a dia d’avui malgrat els esforços de la comunitat científica. D’entre les partícules candidates, més enllà del model estàndard de física de partícules, destaca la Weakly Interacting Massive Particle (WIMP) com una de les més prometedores. S’estima la seva massa entre pocs GeV i centenars de TeV, encaixant perfectament en l’interval d’energies testejades per a la cerca indirecta de la DM. Els telescopis MAGIC, situats a l’Observatorio del Roque de los Muchachos, a l’illa canària de La Palma, fan cerques indirectes de les WIMP des que van entrar en funcionament. Els objectes observats més comuns amb aquest objectiu són les galàxies nanes esferoïdals (dSphs) satèl·lits de la Via Làctia i el centre galàctic amb el seu halo. En aquesta tesis presento el resultat de les cerques indirectes d’anihilació de WIMPs en tres diferents objectes d’observació (el cúmul globular M15 i les dSphs Draco i Coma Berenices), així com els resultats obtinguts a partir de la combinació de les dades de les dues dSphs estudiades i dues dSphs analitzades prèviament dins de la col·laboració MAGIC. No s’ha trobat cap senyal en qualsevol dels 4 estudis. L’estudi de M15 ha constituït un repte, debut al modest excés de densitat de DM que se suposa hi ha en aquest tipus d’objectes i a les grans incerteses sistemàtiques associades als perfils de dispersió de la velocitat de les estrelles en els seus centres. Per tal d’obtenir una estimació de les sensibilitats que es poden obtenir amb aquest tipus d’anàlisis, s’han considerat quatre diferents perfils de densitat de DM en M15. S’han obtingut límits superiors estadístics sobre la mitjana de la secció eficaç d’anihilació de WIMPs multiplicada per la velocitat (en endavant velocity-averaged cross-section) considerant perfils de densitat de DM proporcionats en els treballs de H.E.S.S. i VERITAS. Els resultats obtinguts són compatibles amb els presentats en les seves respectives publicacions. Addicionalment, s’han trobat límits superior de prova considerant perfils de densitat de M15 i del seu contingut en matèria no bariònica en un escenari d’un cos dominat per DM. Els límits obtinguts amb aquest mètode són millors que els que s’obtenen amb les més prometedores dSphs, però al mateix temps són poc realistes i proporcionen només un valor mínim de la velocity-averaged cross-section que es pot assolir en M15, a l’espera de noves mesures cinemàtiques en les seves parts centrals. Les dSphs Draco i Coma Berenices han estat observades amb els telescopis MAGIC dins d’una campanya de diversificació de fonts d’observació plurianual. S’han obtingut límits superiors realistes amb un 95% de nivell de confiança en la velocity-averaged cross-section de WIMPs. La combinació de les dades d’aquestes dues dSphs amb les de les altres dues anteriorment observades amb MAGIC (Segue 1 i Ursa Major II) ha permés de millorar la sensibilitat en la cerca indirecta d’anihilació de WIMPs. Els resultats obtinguts constitueixen el llegat de la col·laboració MAGIC en aquest camp, i són els més restrictius trobats a MAGIC i els més estrictes en l’interval de massa de WIMP ~10-100 TeV en les cerques en astrofísica de raigs gamma, arribant a límits superiors de l’ordre de 10⁻²⁴ cm³/s sobre la velocity-averaged cross-section amb un nivel de confiança del 95%. En l’última part de la tesis es presenta la meva contribució al desenvolupament i posada a punt del Barcelona Raman LIDAR, un instrument avançat i no comercial optimitzat per a la monitorització de l’atmosfera sobre el Cherenkov Telescope Array. La naturaleza de la materia oscura (DM) en el universo sigue siendo un enigma a día de hoy a pesar los esfuerzos de la comunidad científica. Entre las partículas candidatas más allá del modelo estándar de física de partículas destaca la Weakly Interacting Massive Particle (WIMP) como una de las más prometedoras. Su masa se estima entre pocos GeV y cientos de TeV, encajando perfectamente en el intervalo de energías testeadas para la búsqueda indirecta de la materia oscura. Los telescopios MAGIC, situados en el Observatorio del Roque de los Muchachos en la isla canaria de La Palma, realizan búsquedas indirectas de WIMP desde que entraron en operación. Los objetos observados más comunes para tal fin son las galaxias esferoidales enanas (dSphs) satélites de la Vía Láctea y el centro galáctico y su halo. En esta tesis presento el resultado de las búsquedas indirectas de aniquilación de WIMPs en tres diferentes objetos de observación (el cúmulo globular M15 y las dSphs Draco y Coma Berenices) así como los resultados obtenidos a partir de la combinación de los datos de las dos dSphs estudiadas y dos dSphs analizadas previamente dentro de la colaboración MAGIC. No se ha encontrado ninguna señal en cualquiera de los 4 estudios. El estudio de M15 ha constituido un reto debido al modesto exceso de densidad de DM supuesto en este tipo de objetos y las grandes incertidumbres asociadas a los perfiles de dispersión de la velocidad de las estrellas en sus centros. Para obtener una estimación de las sensibilidades que se pueden obtener en este tipo de análisis, se han considerado cuatro diferentes perfiles de densidad de DM de M15. Se han obtenido límites superiores estadísticos sobre el promedio de la sección eficaz de aniquilación de WIMPs multiplicada por la velocidad (en adelante velocity-averaged cross-section) considerando los perfiles de densidad de DM proporcionados en los trabajos de H.E.S.S. y VERITAS. Los resultados obtenidos son compatibles con los presentados por sus respectivas publicaciones. Adicionalmente, se han encontrado límites superiores de prueba considerando perfiles de densidad de DM obtenidos a partir de la convolución del perfil de densidad de M15 y de su contenido de materia no bariónica en un escenario de un cuerpo dominado por DM. Los límites obtenidos con este método son mejores que los que se obtienen con las más prometedoras dSphs, pero al mismo tiempo son poco realistas y proporcionan solamente un valor mínimo de la velocity-averaged cross-section alcanzable en M15, a la espera de nuevas medidas cinemáticas en sus partes centrales. Las dSphs Draco y Coma Berenices han sido observadas con los telescopios MAGIC dentro de una campaña de diversificación de fuentes de observación plurianual. Se han obtenido límites superiores realistas con un 95% de nivel de confianza en la velocity-averaged cross-section de WIMPs. La combinación de los datos de estas dos dSphs con los de las otras dos dSphs anteriormente observadas con MAGIC (Segue 1 y Ursa Major II) ha permitido mejorar la sensibilidad en la búsqueda indirecta de aniquilación de WIMPs. Los resultados obtenidos constituyen el legado de la colaboración MAGIC en este campo, y son los más restrictivos alcanzados en MAGIC y los más estrictos en el intervalo de masa de WIMP ~10-100 TeV en las búsquedas en astrofísica de rayos gamma, llegando a límites superiores del orden de 10⁻²⁴ cm³/s sobre la velocity-averaged cross-section con un nivel de confianza del 95%. En la última parte de la tesis se presenta mi contribución al desarrollo y puesta a punto del Barcelona Raman LIDAR, un instrumento avanzado y no comercial optimizado para la monitorización de la atmósfera encima del Cherenkov Telescope Array. The nature of Dark Matter (DM) in the Universe is still an enigma at present day, despite the efforts of the scientific community. Among the favorite DM particle candidates beyond the Standard Model of particle physics, the Weakly Interacting Massive Particle (WIMP) is of the most promising. Predicted to have a mass between few GeV and hundreds of TeV, it fits perfectly in the energy range tested by indirect dark matter searches with Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes. The MAGIC telescopes, located at the Observatorio del Roque de los Muchachos, on the Canary Island of La Palma, perform indirect DM searches for WIMPs since their very beginning. Among the targets observed, dwarf spheroidal satellite galaxies (dSphs) and the Galactic Center and halo are the most common, both expected to be embedded in a high DM overdensity. In this thesis I present the outcome of indirect WIMP annihilation searches from three different observation targets (the globular cluster M15 and the dSphs Draco and Coma Berenices) together with the results obtained by a combination of data from the two dSphs studied in this thesis and two dSphs previously analyzed by the MAGIC collaboration. No signal has been observed in any of the four searches. The study of M15 has been a challenge due to its relatively low DM overdensity predicted and the large systematic uncertainties resulting from the current lack of star velocity dispersion profiles at its core. In order to get an estimate of the sensitivities achievable with this type of analyses, four different realizations of the M15 DM density profile were investigated. Statistical upper limits on the velocity-averaged WIMP annihilation cross-section have been obtained with the use of the DM profiles provided by the H.E.S.S. and VERITAS experiments. The results obtained are compatible with those presented in their respective publications. Further toy statistical upper limits have been obtained taking into account DM density profiles from a convolution of the M15 density profile and its expected non-baryonic matter content in a scenario of DM domination. The limits retrieved with this method are better than the most promising ones from dSphs, but at the same time systematically unreliable, and provide only a minimum value of the velocity-averaged cross-section attainable in M15, awaiting for new kinematic measurements at globular clusters cores. The dSphs Draco and Coma Berenices were observed during the past years with the MAGIC telescopes within a multi-year diversification campaign. Reliable 95% CL upper limits on the velocity-averaged WIMP annihilation cross-section have been retrieved and are presented in this thesis. The data of these two dSphs are also combined with the ones of the two other dSphs previously observed with the MAGIC telescopes, namely Segue 1 and Ursa Major II, to achieve the best sensitivity for indirect WIMP DM annihilation searches. The results obtained constitute the MAGIC collaboration legacy in this field, and are the most constraining reached by MAGIC and the most stringent in the ~ 10-100 TeV WIMP DM mass interval in gamma-ray astrophysics searches so far, reaching upper limits of the order of 10⁻²⁴ cm³/s for the velocity-averaged cross-section. In the last part of this thesis, I present my contribution to the development and set up of the Barcelona Raman LIDAR, an advanced and no commercial instrument optimized for the atmospheric monitoring above the future Cherenkov Telescope Array. Universitat Autònoma de Barcelona. Programa de Doctorat en Física

Hem desenvolupat aquesta tesi en el context d'intentar comprendre la interacció entre partícules d'alta energia i camps magnètics en escenaris astrofísics extrems, com púlsars i nebuloses. Per a això, hem emprat simulacions dutes a terme amb les eines en desenvolupament per a futures anàlisis de dades en raigs gamma i observacions de l'instrument LAT a bord del satèl·lit Fermi. En particular, ens concentrem en tres fonts; la nebulosa i el púlsar del Cranc, el romanent de supernova SNR G39.2-0.3, i el cúmul estel·lar Westerlund 2. Hemos desarrollado esta tesis en el contexto de intentar comprender la interacción entre partículas de alta energía y campos magnéticos en escenarios astrofísicos extremos, como púlsares y nebulosas. Para ello, hemos empleado simulaciones llevadas a cabo con las herramientas en desarrollo para futuros análisis de datos en rayos gamma y observaciones del instrumento LAT abordo del satélite Fermi. En particular, nos concentramos en tres fuentes; la nebulosa y el púlsar del Cangrejo, el remanente de supernova SNR G39.2-0.3, y el cúmulo estelar Westerlund 2. We developed this thesis in the context of understanding the interaction of high-energy particles and magnetic fields in extreme astrophysical environments, like pulsars and pulsar wind nebulae. We employed both simulations implemented with the tools currently in development for future gamma-ray data analysis and observations from the LAT instrument onboard the Fermi satellite. In particular, we focused on three sources, the Crab Nebula and pulsar, the supernova remnant SNR G39.2-0.3, and the Westerlund 2 stellar cluster. Universitat Autònoma de Barcelona. Programa de Doctorat en Física

Després del descobriment dels primers exoplanetes fa unes tres dècades, la detecció i caracterització de companys planetaris s’ha convertit en un tema de recerca prominent, especialment la cerca de planetes semblants a la Terra, cossos rocosos que orbiten a la zona habitable (HZ) de les seves estrelles hostes. Un dels principals mètodes utilitzats per trobar i caracteritzar exoplanetes és la tècnica de l’espectroscòpia Doppler o velocitat radial (RV), basada en l’ús d’espectres estel·lars per mesurar canvis periòdics en la RV d’una estrella causats per l’atracció gravitatòria d’un exoplaneta en òrbita. Actualment, la variabilitat intrínseca de les estrelles hostes és el principal repte en l’estudi d’exoplanetes. Les estrelles no són cossos invariables i homogenis, sinó que presenten variabilitat en diferents escales de temps. La més rellevant és l’activitat magnètica estel·lar, que inclou fenòmens com ara taques o fàcules que apareixen a la superfície de l’estrella i estan modulades per la seva rotació. Aquests fenòmens distorsionen els espectres estel·lars, introduint biaixos en les RVs prou grans com per amagar o fins i tot imitar el senyal causat per un planeta. Per tant, per continuar detectant i estudiant exoplanetes de baixa massa, és clau aconseguir una millor comprensió d’aquests fenòmens estel·lars i els seus efectes en les nostres observacions. Aquesta tesi se centra en l’estudi dels efectes de l’activitat estel·lar en observacions espectroscòpiques d’estrelles fredes obtingudes amb l’instrument CARMENES. CARMENES és un espectrògraf d’alta resolució capaç d’observar el rang de longitud d’ona visible i infraroig proper. Està realitzant un estudi de més de 300 nanes M, les estrelles amb menor massa de la seqüència principal, amb l’objectiu primordial de detectar exoplanetes petits. En primer lloc, hem desenvolupat un codi que implementa el mètode de la funció de correlació creuada (CCF) per mesurar RVs i indicadors d’activitat estel·lar en observacions d’alta resolució, i l’hem aplicat a les dades de CARMENES. Aquest mètode utilitza màscares binàries ponderades, un template estel·lar simplificat construït mitjançant la selecció de línies espectrals. Hem creat diverses màscares en funció del subtipus espectral i de la velocitat de rotació de l’estrella a analitzar. A continuació, hem utilitzat els indicadors d’activitat derivats de la CCF, juntament amb altres indicadors d’activitat espectroscòpics, per analitzar les seves variacions temporals en una mostra de quasi 100 nanes M de diverses masses i nivells d’activitat. Aproximadament la meitat de les estrelles analitzades mostren RVs amb senyals d’activitat clars. Diferents indicadors són sensibles a l’activitat de manera diferent segons les característiques de l’estrella: indicadors cromosfèrics són més útils per a estrelles de baixa activitat, indicadors relacionats amb el canvi de RV amb longitud d’ona funcionen millor per a les estrelles més actives, i altres indicadors relacionats amb el canvi d’amplada de les línies fotosfèriques proporcionen resultats similars en tot tipus d’estrelles, però són especialment útils per a les més actives i de menor massa. Finalment, hem analitzat els efectes de l’activitat sobre línies d’absorció individuals presents en l’espectre d’estrelles actives. Estudiant les correlacions entre les RVs de línies individuals i els indicadors d’activitat, podem classificar les línies observades segons la seva sensibilitat a l’activitat. Això ens permet seleccionar línies afectades de forma diferent per l’activitat i utilitzar-les per tornar a calcular RVs. Així obtenim RVs per a les quals mitiguem o incrementem el senyal d’activitat en diversos graus. També observem que les mateixes línies en diferents estrelles mostren diferent sensibilitat a l’activitat. Después del descubrimiento de los primeros exoplanetas hace unas tres décadas, la detección y caracterización de compañeros planetarios se ha convertido en un tema de investigación prominente, especialmente la búsqueda de planetas parecidos a la Tierra, cuerpos rocosos que orbitan en la zona habitable (HZ) de sus estrellas huéspedes. Uno de los principales métodos utilizados para encontrar y caracterizar exoplanetas es la técnica de la espectroscopía Doppler o velocidad radial (RV), basada en el uso de espectros estelares para medir cambios periódicos en la RV de una estrella causados por la atracción gravitatoria de un exoplaneta en órbita. Actualmente, la variabilidad intrínseca de las estrellas huéspedes es el principal reto en el estudio de exoplanetas. Las estrellas no son cuerpos invariables ni homogéneos, sino que presentan variabilidad en distintas escalas de tiempo. La más relevante es la actividad magnética estelar, que incluye fenómenos como manchas o fáculas que aparecen en la superficie de la estrella y están moduladas por su rotación. Estos fenómenos distorsionan los espectros estelares, introduciendo sesgos en las RVs suficientemente grandes como para esconder o hasta imitar la señal causada por un planeta. Por lo tanto, para continuar detectando y estudiando exoplanetas de baja masa, una mejor comprensión de estos fenómenos estelares y sus efectos en nuestras observaciones es clave. Esta tesis se centra en el estudio de los efectos de la actividad estelar en observaciones espectroscópicas de estrellas frías obtenidas con el instrumento CARMENES. CARMENES es un espectrógrafo de alta resolución capaz de observar en el rango de longitudes de onda visible e infrarojo cercano. Está realizando un estudio de más de 300 enanas M, las estrellas con menor masa de la secuencia principal, con el objetivo primordial de detectar exoplanetas pequeños. En primer lugar, hemos desarrollado un código que implementa el método de la función de correlación cruzada (CCF) para medir RVs e indicadores de actividad estelar en observaciones de alta resolución, y lo hemos aplicado a los datos de CARMENES. Este método usa máscaras binarias ponderadas, un template estelar simplificado construido seleccionando líneas espectrales. Hemos creado varias máscaras en función del subtipo espectral y de la velocidad de rotación de la estrella a analizar. A continuación, hemos utilizado los indicadores de actividad derivados de la CCF, juntamente con otros indicadores de actividad espectroscópicos, para analizar sus variaciones temporales en una muestra de casi 100 enanas M de varias masas y niveles de actividad. Aproximadamente la mitad de las estrellas analizadas muestran RVs con señales de actividad claros. Distintos indicadores son sensibles a la actividad de forma diferente según las características de la estrella: indicadores cromosféricos son más útiles para estrellas de baja actividad, indicadores relacionados con el cambio de RV con la longitud de onda funcionan mejor para estrellas más activas, y otros indicadores relacionados con el cambio de anchura de las líneas fotosféricas proporcionan resultados similares en todo tipo de estrellas, pero son especialmente útiles para las más activas y de menor masa. Finalmente, hemos analizado los efectos de la actividad sobre líneas de absorción individuales presentes en el espectro de estrellas activas. Estudiando las correlaciones entre las RVs de líneas individuales y los indicadores de actividad, podemos clasificar las líneas observadas según su sensibilidad a la actividad. Esto nos permite seleccionar líneas afectadas de forma distinta por la actividad y usarlas para volver a calcular RVs. De esta forma obtenemos RVs para las cuales mitigamos o incrementamos la señal de actividad en diversos grados. También observamos que las mismas líneas en distintas estrellas muestran diferente sensibilidad a la actividad. After the discovery of the first exoplanets about three decades ago, the detection and characterization of planetary companions has become a prominent research topic, especially the search for Earth-like planets, rocky bodies orbiting in the habitable zone (HZ) of their host stars. One of the main methods used to find and characterise exoplanets is the Doppler spectroscopy or radial velocity (RV) technique, based on using stellar spectra to measure periodic changes in the RV of a star caused by the gravitational pull of an orbiting exoplanet. Currently, the intrinsic variability of the host stars is the major challenge faced in the study of exoplanets. Stars are not quiet, homogeneous bodies, but display variability on different timescales, the most concerning being stellar magnetic activity, phenomena such as spots or faculae appearing on the stellar surface and modulated by the stellar rotation. These features distort the stellar spectra, introducing biases in our RVs that can be large enough to hide or even mimic the signal caused by a planet. Therefore, to continue detecting and studying low-mass exoplanets, a better understanding of these stellar phenomena and their effects on our observations is key. This thesis is focused on the study of stellar activity effects on spectroscopic observations of cool stars obtained with the CARMENES instrument. CARMENES is a high-resolution spectrograph capable of observing on the visible and near-infrared wavelength ranges. It is performing a survey of over 300 M dwarfs, stars at the low-mass end of the main sequence, with the main goal of detecting small exoplanets. Firstly, we developed a pipeline that implements the cross-correlation function (CCF) method to measure RVs and indicators of stellar activity on high-resolution observations, and applied it to the CARMENES survey data. This method uses weighted binary masks, a simplified stellar template built by selecting sharp spectral lines, of which we created different kinds depending on the spectral subtype and the rotational velocity of the target star. We then used the activity indicators derived from the CCF, together with other spectroscopic activity proxies, to analyse their temporal variations in a sample of almost 100 M dwarfs with a range of masses and activity levels. We found that about half of the stars analysed show RVs with clear signals of activity. Different indicators trace activity differently depending on the characteristics of the star: chromospheric indicators are the most useful for low-activity stars, indicators related to the change in RV with wavelength work better for the most active stars, and other indicators related to the change in width of the photospheric lines provide similar results in all types of stars, but are especially useful for the most active and lowest-mass ones. Finally, we analysed the effects of activity on individual absorption features present on the spectra of active stars. By studying the correlations between the individual line RVs and activity indicators, we are able to classify the observed lines according to their sensitivity to activity. This allow us to select differently affected lines and use them to recompute RVs for which we mitigate or enhance the activity signal to varying degrees. We also observe that the same lines on different stars show different sensitivities to activity. Universitat Autònoma de Barcelona. Programa de Doctorat en Física

Aquesta tesi està centrada en l’estudi de les nebuloses produïdes pel vent dels pulsars (acrònim anglès, PWNe), que es formen com a resultat de que la major part de l’energia rotacional del púlsar es perd per l’emissió d’un vent relativista de partícules. Els vents, supersònics respecte al medi interestel·lar, produeixen un xoc terminal on les partícules s’acceleren. Atès que la nebulosa conté fotons i camps magnètics, les partícules poden emetre a totes les freqüències, des de ràdio fins a energies TeV, mitjançant processos no tèrmics com el sincrotró i el Compton invers. Aquesta tesi estudia l’evolució d’aquesta radiació no tèrmica al llarg de la vida del púlsar, analitzant els canvis produïts a la distribució d’energia espectral com a resultat de l’expansió i la contracció del PWN a causa dels equilibris de pressió i la interacció amb l’entorn. La tesi considera en primer lloc el cas del complex format pel púlsar/PWN, PSR J0205 + 6449/3C 58, que és especial per la seva curta edat, la seva significativa potència i la seva similitud amb la nebulosa del Cranc (la millor estudiada). Es presenten els resultats de l’anàlisi de 8 anys de dades de Fermi-LAT. Utilitzant una efemèride contemporània per a la pulsació, s’ha pogut detectar significativament 3C 58 durant l’interval de fase fora del pic de PSR J0205 + 6449. He analitzat les dades amb un model de PWNe en funció del temps basat en el codi TIDE, desenvolupat pel grup en el que he treballat durant els darrers 8 anys. El meu model proporciona un ajust raonable a les dades; un en el que el PWN 3C 58 encara no reverbera. La reverberació és el període de l’evolució de les nebuloses quan el xoc invers creat per l’explosió de la supernova viatja cap al púlsar, comprimint-les. És un període relativament curt, però significatiu i que no ha estat gaire estudiat. La resta de la tesi estudia PWNe més antigues, o més joves com 3C 58, però evolucionant-les cap al futur per a analitzar el seu comportament durant la reverberació. Aquest estudi ha conduït al descobriment i caracterització de la supereficiència. La supereficiència succeeix quan, a causa de la seva compressió deguda al xoc invers que torna de l’explosió de la supernova, la nebulosa està sotmesa a un escalfament adiabàtic significatiu. Degut a la compressió, el camp magnètic de la PWN també augmenta, així com hi ha més partícules a energies més altes que les que hi havia abans. Vaig trobar que aquest procés pot produir PWNe que durant poc temps emeten més energia en raigs X i en altres freqüències que el que tenen com a energia de rotació en aquell moment. Aquesta aparent contradicció és conseqüència del fet que potència rotacional del púlsar ja no és el dipòsit d’energia del sistema. Aquest període finalitza quan la pressió del camp magnètic, que augmenta significativament, és capaç d’equilibrar la pressió cinemàtica proporcionada pel xoc invers. He estudiat tant PWNe ben caracteritzades com una àmplia gamma de models de PWN representatius dels púlsars observats per estudiar les seves propietats de reverberació i supereficiència. Finalment, he estimat, mitjançant simulacions de Monte Carlo, quantes PWNe galàctics s’espera que reverberin o estiguin en una etapa de supereficiència en un moment donat i he realitzat prediccions per a possibles deteccions futures amb la propera generació d’instruments. Aquesta tesi es presenta com un compendi de resultats publicats. Tres articles publicats a The Astrophysical Journal, The Astrophysical Journal Letters i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society conformen els capítols 2, 3 i 4 de la tesi. Esta tesis se centra en el estudio de las nebulosas producidas por los vientos de púlsares (de su acrónimo en inglés, PWNe), que se forman como resultado de que la mayor parte de la energía de rotación del púlsar se pierde a través de la emisión de un viento relativista de partículas. Los vientos, al ser supersónicos con respecto al medio interestelar, producen un choque terminal donde las partículas se aceleran. Dado que la nebulosa contiene campos magnéticos y de fotones, las partículas pueden emitir en todas las frecuencias, desde radio hasta las energías TeV, a través de procesos no térmicos como sincrotrón y Compton inverso. Esta tesis estudia la evolución de esta radiación no térmica a lo largo de la vida del púlsar, analizando los cambios producidos en la distribución espectral de energía como resultado de la expansión y contracción del PWN debido a los equilibrios de presión y la interacción con el entorno. La tesis primero considera el caso del complejo formado por el púlsar/PWN, PSR J0205 + 6449/3C 58, que es especial por su corta edad, significativa potencia y parecido con la Nebulosa del Cangrejo (la mejor estudiada). Se presentan los resultados del análisis de 8 años de datos de Fermi-LAT. Utilizando una efeméride contemporánea para la pulsación, se ha podido detectar significativamente 3C 58 durante el intervalo de fase fuera del pico de PSR J0205 + 6449. He analizado estos datos con un modelo de PWNe dependiente del tiempo basado en el código TIDE, desarrollado por el grupo en el que he trabajado durante los últimos 8 años. Mi modelo proporciona un ajuste razonable a los datos; uno en el que el PWN 3C 58 aún no está en reverberación. La reverberación es el período de evolución de las nebulosas que ocurre cuando el choque inverso creado por la explosión de la supernova viaja hacia el púlsar, comprimiéndolas. Es un período relativamente corto pero significativo y apenas estudiado. El resto de tesis estudia PWNe más viejas, o más jóvenes como 3C 58 pero evolucionándolas hacia el futuro para analizar el comportamiento que muestran durante reverberación. Este estudio ha llevado al descubrimiento y caracterización de la supereficiencia. La supereficiencia ocurre cuando, debido a su compresión debido al impacto del choque inverso de la explosión de la supernova, la nebulosa está sujeta a un calentamiento adiabático significativo. Debido a la compresión, el campo magnético del PWN también aumenta, así como también hay más partículas a energías más altas que antes. Descubrí que tal proceso puede producir PWNe que durante un corto tiempo emiten más rayos X y fotones a otras frecuencias de lo que existe como energía de rotación en ese momento. Esto es consecuencia de que la potencia rotacional del púlsar ya no es la reserva de energía del sistema. Este período de reverberación termina cuando la presión del campo magnético, aumentada debido al incremento del propio campo, es capaz de equilibrar la presión cinemática proporcionada por el choque inverso. He estudiado tanto varias PWNe bien caracterizadas como una amplia gama de modelos PWN representativos de los púlsares observados para estudiar sus propiedades de reverberación y supereficiencia. Finalmente, estimé a través de simulaciones de Monte Carlo cuántas PWNe galácticas se espera que estén reverberando o en una etapa de supereficiencia en un momento dado y realicé predicciones para posibles detecciones futuras con la próxima generación de instrumentos. Esta tesis se presenta como un compendio de resultados publicados. Tres artículos publicados en The Astrophysical Journal, The Astrophysical Journal Letters y Monthly Notices of the Royal Astronomical Society conforman correspondientemente los Capítulos 2, 3 y 4 de la tesis. This thesis focuses on the study of Pulsar wind Nebulae (PWNe), which form as a result of the bulk of the pulsar rotational energy begin lost via the emission of a relativistic wind of particles. The winds, being supersonic with respect to the interstellar medium, produce a termination shock where particles are accelerated. Since the nebula is threaded with photon and magnetic fields, particles are able to emit at all frequencies, from radio to TeV energies, via non-thermal processes such as synchrotron and inverse Compton. This thesis zooms into studying the evolution of this non-thermal radiation along the pulsar lifetime, analyzing the changes produced to the spectral energy distribution as a result of the expansion and contraction of the PWN due to pressure balances and interaction with the environment. The thesis first considers the case of the complex formed by the pulsar/PWN, PSR J0205+6449/3C 58, which is especial due to its young age, significant power, and similarity to the Crab Nebula (the best studied PWN). The thesis presents the results of the analysis of 8 years of Fermi-LAT data. The main aspect is that using a contemporaneous ephemeris for the pulsation, we could significantly detect 3C 58 during the off-peak phase interval of PSR J0205+6449. I analyzed the observed data with a time-dependent model of PWNe based on the code TIDE, developed by the group in which I worked over the last 8 years. My model provides a reasonable fit to data; one in which the PWN 3C 58 is not yet reverberating. Reverberation is the period of PWN evolution when the reverse shock created by the supernova explosion travels back towards the pulsar, compressing the wind bubble. It is a relatively short but significant period, barely studied. The rest of the thesis studies older PWNe, or younger ones like 3C 58 but evolved into the future so as to grasp the behavior of reverberation when they pass through it. This study has led to the discovery and characterization of superefficiency. Superefficiency happens when, due to its compression because of the returning reverse shock of the supernova explosion, the nebula is subject to significant adiabatic heating. To what extent this heating affected the luminosities of the PWN at different energy ranges was not clear. The thesis describes in detail how due to the compression, the magnetic field of the PWN also increases, as well as there are more particles at higher energies than there were previously. I found that such process can produce PWNe that for a short time emit more in X-rays and other frequencies than what they have as rotational energy at the time. The former is not a paradox, but the consequence of the fact that the rotational spinning down of the pulsar is no longer the energy reservoir of the system. This period ends when the magnetic field pressure, increased because of the magnetic field, significantly risen up, is able to detain the kinematic pressure provided by the reverse shock. I took on both, several well-characterized PWNe and a broad range of PWN models representative of the observed pulsars to study their reverberation and superefficiency properties. Having attained such modelling, I estimated via Monte Carlo simulations how many Galactic PWNe are expected to be reverberating or in a superefficiency stage at any given time and realized predictions for possible future detections with the next generation of instruments. This thesis is presented as a compendium of published results. Three papers published in The Astrophysical Journal, The Astrophysical Journal Letters, and Monthly Notices of the Royal Astronomical Society correspondingly conform Chapters 2, 3 and 4 of the thesis. Universitat Autònoma de Barcelona. Programa de Doctorat en Física

L’Organització Europea per a la Investigació Nuclear (CERN) està implementant actualment una important actualització del Gran Col·lisionador d’Hadrons (LHC) de 27 quilòmetres, amb l’objectiu d’expandir l’abast de la física, augmentant la lluminositat i desencadenant la consegüent multiplicació d’interaccions per feix de partícules. Les noves condicions operatives de l’LHC d’alta lluminositat (HL-LHC) tindran un impacte directe en els sensors de traçat de silici dels detectors principals, els experiments ATLAS i CMS, causant un gran augment de l’ocupació dels sensors i danys per radiació. Aquesta tesi doctoral investiga el disseny i l’optimització d’una nova generació de detectors de micropistes de silici capaços de suportar les severes condicions operatives esperades per a l’actualització HL-LHC. En primer lloc, l’estudi aborda el desenvolupament dels detectors de micropistes de silici des del punt de vista del disseny. Es presenten elements bàsics del dispositiu i es discuteix el seu disseny en base a consideracions de rendiment. Es presenta una nova eina de generació de disseny automàtic (ALGT) basada en Python, amb l’objectiu d’abordar la necessitat de prototips de detectors de micropistes de grans dimensions en les etapes d’I+D de l’actualització del traçador intern (ITk) d’ATLAS. El ALGT s’utilitza per dissenyar un prototip de sensor de micropistes de grans dimensions, diversos sensors en miniatura i díodes. Aquests dispositius es generen i s’organitzen en un disseny d’oblea complet de 6 polzades, per a la participació d’Infineon Technologies AG en l’enquesta de mercat per a la fabricació de sensors de micropistes per al ITk d’ATLAS. A més, es presenten dissenys d’una àmplia gamma d’estructures de test microelectròniques amb diferents aplicacions. Es proposa un conjunt d’estructures de test per al desenvolupament de tecnologies de micropistes, juntament amb un xip de test capaç de cobrir tots els tests planificats per al control de qualitat (QA) durant la producció dels sensors de micropistes d’ATLAS. D’altra banda, per millorar la connexió de lectura, també es proposen diversos dissenys d’adaptadors de “”pitch”” integrats (EPA) per minimitzar els possibles inconvenients associats amb la introducció d’una segona capa de metall en l’estructura del sensor. Es realitza una caracterització extensa en el marc de l’enquesta de mercat dels sensors de micropistes per l’ATLAS ITk. Els dispositius fabricats per les empreses candidates, Infineon Technologies AG i Hamamatsu Photonics K.K., s’avaluen abans i després d’irradiacions amb protons, neutrons i gammes, fins a les influències esperades a la fi de la vida útil de l’HL-LHC. Les estructures de test i els xips de test per QA dissenyats també es caracteritzen, amb l’objectiu de validar el seu disseny, ampliar l’avaluació de la tecnologia de micropistes i proporcionar valors de referència per als tests de producció d’ATLAS. Es presenten estudis i desenvolupaments addicionals amb aplicació en experiments de física d’altes energies (HEP) en general. Temes candents, com la sensibilitat a la humitat dels sensors de grans dimensions o l’efectivitat del “”punch-through protection”” en un escenari de pèrdua de feix, s’investiguen àmpliament. També es mostra un estudi complet de les noves estructures d’EPA proposades i els resultats dels primers sensors de micropistes fabricats en oblees de 6 polzades al Centro Nacional de Microelectrónica (IMB-CNM). Els dissenys i les caracteritzacions presentades contribueixen a definir el disseny final dels sensors de micropistes d’ATLAS per a l’actualització HL-LHC, i les investigacions addicionals revelen conclusions d’interès general que poden establir les bases per a futurs desenvolupaments. La Organización Europea para la Investigación Nuclear (CERN) está implementando actualmente una importante actualización del Gran Colisionador de Hadrones (LHC) de 27 kilómetros, con el objetivo de expandir el alcance de la física, aumentando la luminosidad y desencadenando la consiguiente multiplicación de interacciones por haz de partículas. Las nuevas condiciones operativas del LHC de alta luminosidad (HL-LHC) tendrán un impacto directo en los sensores de trazado de silicio de los detectores principales, los experimentos ATLAS y CMS, causando un gran aumento de la ocupación del detector y daños por radiación. Esta tesis doctoral investiga el diseño y la optimización de una nueva generación de detectores de micropistas de silicio capaces de soportar las severas condiciones operativas esperadas para la actualización HL-LHC. En primer lugar, el estudio aborda el desarrollo de los detectores de micropistas de silicio desde el punto de vista del diseño. Se presentan elementos básicos del dispositivo y se discute su diseño en base a consideraciones de rendimiento. Se presenta una nueva herramienta de generación de diseño automático (ALGT) basada en Python, con el objetivo de abordar la necesidad de prototipos de detectores de micropistas de gran tamaño en las etapas de I + D de la actualización del trazador interno (ITk) de ATLAS. El ALGT se utiliza para diseñar un prototipo de sensor de micropistas de gran tamaño, varios sensores en miniatura y diodos. Estos dispositivos se generan y se organizan en un diseño de oblea completo de 6 pulgadas, para la participación de Infineon Technologies AG en la encuesta de mercado para la fabricación de sensores de micropistas para el ITk de ATLAS. Además, se presentan diseños de una amplia gama de estructuras de test microelectrónicas con diferentes aplicaciones. Se propone un conjunto de estructuras de test para el desarrollo de tecnologías de micropistas, junto con un chip de test capaz de cubrir todos los tests planificados para el Quality Assurance (QA) durante la producción de los sensores de micropistas de ATLAS. Por otro lado, para mejorar la conexión de lectura, también se proponen varios diseños de adaptadores de “pitch” integrados (EPA) para minimizar los posibles inconvenientes asociados con la introducción de una segunda capa de metal en la estructura del sensor. Se realiza una caracterización extensa en el marco de la encuesta de mercado de los sensores de micropistas para ATLAS ITk. Los dispositivos fabricados por las empresas candidatas, Infineon Technologies AG y Hamamatsu Photonics K.K., se evalúan antes y después de irradiaciones con protones, neutrones y gammas, hasta las fluencias esperadas al final de la vida útil del HL-LHC. Las estructuras de test y los chips de test para QA diseñados también se caracterizan, con el objetivo de validar su diseño, ampliar la evaluación de la tecnología de micropistas y proporcionar valores de referencia para los tests de producción de ATLAS. Se presentan estudios y desarrollos adicionales con aplicación en experimentos de física de altas energías (HEP) en general. Temas candentes, como la sensibilidad a la humedad de los sensores de gran tamaño o la efectividad del “punch-through protection” en un escenario de pérdida de haz, se investigan ampliamente. También se muestra un estudio completo de las nuevas estructuras de EPA propuestas y los resultados de los primeros sensores de micropistas fabricados en obleas de 6 pulgadas en el Centro Nacional de Microelectrónica (IMB-CNM). Los diseños y las caracterizaciones presentadas contribuyen a definir el diseño final de los sensores de micropistas de ATLAS para la actualización HL-LHC, y las investigaciones adicionales revelan conclusiones de interés general que pueden sentar las bases para futuros desarrollos. The European Organization for Nuclear Research (CERN) is currently implementing a major upgrade of the 27-kilometre Large Hadron Collider (LHC), with the aim to expand the physics reach, increasing the luminosity and triggering the consequent multiplication of interactions per bunch crossing. The new High-Luminosity LHC (HL-LHC) operational conditions will have a direct impact in the silicon tracking sensors of the main detectors, the ATLAS and CMS experiments, causing a large increase of detector occupancy and radiation damage. This PhD thesis investigates the design and optimization of a new generation of silicon strip detectors able to withstand the severe operational conditions expected for the HL-LHC upgrade. Firstly, the study tackles the development of the silicon strip detectors from a layout design point of view. Basic device elements are presented and its design is discussed based on performance considerations. A new python-based Automatic Layout Generation Tool (ALGT) is presented, with the aim to address the need for large area prototypes of strip detectors at the R&D stages of the ATLAS Inner-Tracker (ITk) upgrade. The ALGT is used to design a large area strip sensor prototype, several miniature sensors and diodes. These devices are generated, and arranged in a full 6-inch wafer layout design, for the participation of Infineon Technologies AG in the ATLAS ITk strip sensor Market Survey. In addition, layout designs of a wide range of microelectronic test structures with different applications are presented. A set of test structures for the development of strip technologies is proposed, along with a test chip able to cover all the routine tests planned for the Quality Assurance (QA) works during the ATLAS strip sensor production. On the other hand, in order to improve the readout connection, several designs of Embedded Pitch Adaptors (EPA) are also proposed to minimize the possible drawbacks associated to the introduction of a second metal layer on the sensor structure. An extensive characterization is performed in the frame of the ATLAS ITk strip sensor Market Survey. Devices fabricated by the candidate foundries, Infineon Technologies AG and Hamamatsu Photonics K.K., are evaluated before and after proton, neutron and gamma irradiations, up to fluences expected at the end of the HL-LHC lifetime. Test structures and QA test chips designed are also characterized, with the objective to validate its design, expand the technology evaluation and provide reference values for the ATLAS production tests. Additional studies and developments are presented with application in High Energy Physics (HEP) experiments in general. Hot topics, such as the humidity sensitivity of large area sensors or the effectiveness of the punch-through protection in a beam-loss scenario, are extensively investigated. A complete study of the new EPA structures proposed, and results of the first strip sensors fabricated in 6-inch wafers at Centro Nacional de Microelectrónica (IMB-CNM), are also shown. The layout designs and characterizations presented, contribute to define the final design of the ATLAS strip sensors for the HL-LHC upgrade, and the additional investigations reveal conclusions of general interest that can lay the foundation for future developments. Universitat Autònoma de Barcelona. Programa de Doctorat en Física