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La misión Planck de la Agencia Espacial Europea termina su vida con un gran éxito científico y tecnológico. En este artículo revisamos los principales resultados de la misión, haciendo hincapié en la contribución española al experimento y el análisis de los datos obtenidos. Grupo de Cosmología Observacional e Instrumentación del Instituto de Física de Cantabria, en nombre de la colaboración Planck

The Herschel Astrophysical Terahertz Large Area Survey (Herschel-ATLAS) is a survey of 550 deg2 with the Herschel Space Observatory in five far-infrared and submillimetre bands. The first data for the survey, observations of a field 4 × 4 deg2 in size, were taken during the Science Demonstration Phase (SDP), and reach a 5? noise level of 33.5 mJy beam?1 at 250 µm. This paper describes the source extraction methods used to create the corresponding SDP catalogue, which contains 6876 sources, selected at 250 µm, within ?14 deg2. Spectral and Photometric Imaging REciever (SPIRE) sources are extracted using a new method specifically developed for Herschel data and Photodetector Array Camera and Spectrometer (PACS) counterparts of these sources are identified using circular apertures placed at the SPIRE positions. Aperture flux densities are measured for sources identified as extended after matching to optical wavelengths. The reliability of this catalogue is also discussed, using full simulated maps at the three SPIRE bands. These show that a significant number of sources at 350 and 500 µm have undergone flux density enhancements of up to a factor of ?2, due mainly to source confusion. Correction factors are determined for these effects. The SDP data set and corresponding catalogue will be available from www.h-atlas.org. The Herschel-ATLAS is a project with Herschel, which is an ESA space observatory with science instruments provided by Europeanled Principal Investigator consortia and with important participation from NASA. The H-ATLAS website is http://www.h-atlas.org/1. The US participants in Herschel-ATLAS acknowledge support provided by NASA through a contract issued from JPL. The Italian group acknowledges partial financial support from ASI/INAF agreement n. I/009/10/0.

We propose a Bayesian approach to joint source separation and restoration for astrophysical diffuse sources. We constitute a prior statistical model for the source images by using their gradient maps. We assume a t-distribution for the gradient maps in different directions, because it is able to fit both smooth and sparse data. A Monte Carlo technique, called Langevin sampler, is used to estimate the source images and all the model parameters are estimated by using deterministic techniques., KK undertook this work with the support of the ICTP Programme for Training and Research in Italian Laboratories, Trieste, Italy, through a specific operational agreement with CNR-ISTI, Italy. Partial support has also been given by the Italian Space Agency (ASI), under the project COFIS (Cosmology and Fundamental Physics). The project is partially supported by CNR-CSIC bilateral project no. 2008IT0059.

We propose a Bayesian method for separation and reconstruction of multiple source images from multi-channel observations with different resolutions and sizes. We reconstruct the sources by exploiting each observation channel at its exact resolution and size. The source maps are estimated by sampling the posteriors through a Monte Carlo scheme driven by an adaptive Langevin sampler. We use the t-distribution as prior image model. All the parameters of the posterior distribution are estimated iteratively along the algorithm. We experimented the proposed technique with the simulated astrophysical observations. These data are normally characterized by their channel-variant spatial resolution. Unlike most of the spatial-domain separation methods proposed so far, our strategy allows us to exploit each channel map at its exact resolution and size. The authors would like to thank Anna Bonaldi,(INAF, Padova, Italy) and Bulent Sankur, (Bogazici University, Turkey) for their valuable discussions. The simulated maps are courtesy of the Planck working group on diffuse component separation (WG2.1).

El estudio de las anisotropías de la Radiación Cósmica del Fondo de Microondas es una de las piedras de toque de la Cosmología actual. Una fase importante de dicho estudio consiste en el análisis previo de los datos mediante técnicas deprocesado estadístico que permiten identificar, separar y estudiar de forma independiente las diferentes componentes físicas que contribuyen a la emisión del cielo. En esta Tesis se propone una nueva técnica de filtrado, los Filtros Adaptados a la Escala, que permite detectar la emisión de fuentes compactas(galaxias y cúmulos de galaxias) de forma robusta atendiendo alas particularidades de su estructura espacial a pequeña escala.Los Filtros Adaptados a la Escala se introducen de forma teórica y posteriormente son aplicados a simulaciones realistas que reproducen las condiciones de la futura misión de la AgenciaEspacial Europea "Planck", tanto en el régimen unidimensional como en imágenes bidimensionales en una o varias frecuencias (según se trate de detección de galaxias o de cúmulos de galaxias). Se concluye que los Filtros Adaptados a la Escalaconstituyen una herramienta potente y robusta para la detección de fuentes compactas en imágenes astronómicas., The study of the anisotropies of the Cosmic Microwave Background (CMB) is one of the milestones of modern Cosmology. Before the analysis of the CMB itself, it is importantto apply statistical tools to the data in order to identify and separate the different physical components that contribute to the sky emission at microwave wavelengths. In this Thesis a newlinear filter is proposed, the so-called Scale Adaptive Filter (SAF), that takes into account the characteristic spatial signature of compact sources (namely galaxies and galaxy clusters) inorder to optimise the detection of such sources in CMB data.The SAF is firstly theoretically introduced and then it is applied to realistic simulated CMB data as they will be observed by the upcoming ESA's Planck Mission. The considered cases includeboth unidimensional and bidimensional data sets at one single frequency (for the case of the detection of radio and infrared galaxies) or considering several frequency channels (for thecase of the detection of galaxy clusters via the Sunyaev-Zel'dovich effect). The SAF is found to be a robust and powerful tool for the detection of compact sources in astronomical images.

RESUMEN: En el campo de la cosmología, el Fondo Cósmico de Microondas juega un papel funda mental. Dadas sus peculiares características, un profundo conocimiento del mismo permite entender aspectos clave de la historia del Universo, como pueden ser la formación de estructuras como galaxias y cúmulos o la estimación de parámetros cosmológicos, cruciales para comprender cómo ha evolucionado el Universo. La misión Planck ha obtenido, hasta la fecha, la mejor imagen del Fondo Cósmico de Microondas. Para ello, se han desarrolla do sofisticados métodos de separación de componentes difusas, cruciales en cosmología ya que, siendo una ciencia observacional, todos los datos están contaminados por foregrounds, fuentes que se encuentran en la línea de visión del observador, que son inevitables. Con este trabajo se quiere comprobar hasta qué punto un método simple como es ILC sirve aplicado a los complejos datos de Planck, resultando en un mapa con un error del 10 %, que no está mal, pero para poder hacer cosmología no es suficiente. ABSTRACT: In cosmology, the Cosmic Microwave Background plays a major role. Give its unique characteristics, it is key to comprehend crucial aspects abaout the history of the Universe, such as the formation of galaxies and cluster or estimating the cosmological parameters, needed to understand the evolution of the Universe. Planck mission has obtained, up to now, the best image of the Cosmic Microwave Background. To do so, complex diffuse source separation programs have been develop. They are a key piece of cosmology because it is an observational science. This means that every data collected is contaminated with not desired sources (foregrounds) that are present in the line of sight. This project intends to check the limits of a simple method, as ILC is, when applied to complex sets of data, like the Planck ones. The resultant map has a 10% error, which is not bad, but not enough to perform cosmology. Grado en Física

RESUMEN: El Fondo Cósmico de Microondas (FCM) codifica información clave que conecta de forma directa las observaciones que realizamos aquí y en el presente con el estado del universo temprano. De acuerdo con nuestros modelos teóricos, el conocimiento de las propiedades estadísticas del FCM conduce al conocimiento sobre las características de nuestro Universo en el límite de los instantes iniciales, y a predecir su futuro. La información relevante que nos transmite el FCM está codificada en su espectro angular de potencias. Este trabajo está dedicado al estudio del Estimador Cuadrático de Máxima Verosimilitud (QML), un método óptimo de estimación del espectro de potencia. Analizamos sus propiedades, las condiciones de tipo matemático que se han de cumplir para utilizarlo, soluciones en el caso en el que alguna no se cumpla y estudiamos el rendimiento del método en múltiples situaciones de interés práctico en el presente y el futuro inmediato. El método QML conlleva una alta carga computacional. Tras un análisis detallado de los entresijos matemáticos propios del método, hemos desarrollado una implementación óptima que formalmente permite aplicarlo con los medios técnicos actuales en situaciones que hasta ahora eran inviables. Para ponerlo en práctica, hemos escrito un código que implementa nuestra formulación del método, capaz de aprovechar la potencia de cálculo de los supercomputadores. El código es de acceso público y libre. ABSTRACT: The Cosmic Microwave Background (CMB) encodes key information that directly connects the observations we make here and now with the state of the early universe. According to our theoretical models, knowledge of the statistical properties of the CMB leads to knowledge about the characteristics of our Universe in the limit of the initial instants, and to predict its future. The relevant information provided by the CMB is encoded in its angular power spectrum. This study is devoted to the exploration of the Quadratic Maximum Likelihood Estimator (QML), an optimal method of estimating the power spectrum. We analyze its properties, the mathematical conditions that must be fulfilled to use it, solutions in the case that some of them are not fulfilled and we study the performance of the method in multiple situations of practical interest in the present and the immediate future. The QML method is computationally intensive. After a detailed analysis of the mathematical intricacies of the method, we have developed an optimal implementation that formally allows it to be applied with current technical means in situations that were unfeasible until now. To put it into practice, we have written a code that implements our formulation of the method, capable of taking advantage of the power of supercomputers. The code is publicly and freely available.

RESUMEN: Las innumerables ventajas de la observación en ondas de radio han estado siempre limitadas por su gran desventaja, la resolución. Sin embargo, el proyecto SKA pretende deshacerse de este lastre, a través de la construcción del mayor radiotelescopio del mundo, haciendo uso del fenómeno de interferencia aplicado a ondas de radio. Las imágenes producidas por este aparato tendrán una resolución mucho mayor que la de otros telescopios de su tipo, permitiendo la exploración de lugares nunca antes vistos. Sin embargo, el manejo por parte de la comunidad del enorme volumen de datos que tiene previsto generar, requiere de un entrenamiento previo. Dentro de ese entrenamiento, se ha desarrollado un algoritmo capaz de detectar galaxias, utilizando una imagen con su emisión en el continuo de frecuencias. Para este fin, se ha construido una modelo de red neuronal basado en la arquitectura U-Net, que finalmente se ha comparado con otros modelos ya programados. A pesar del esfuerzo, ninguna de las arquitecturas ha conseguido una precisión superior al 10 %. ABSTRACT: Radioastronomy has always been limited by the small resolution of its instruments, mainly due to unavoidable physical reasons. Nevertheless, one of the SKA project’s aims is to overcome this difficulty by the construction of the biggest radiotelescope ever created, making use of the technique of interferometry to obtain its images. These images produced by the telescope will have a resolution never seen in any instrument, including the ones located in the outer space. In order to train the community in the use of the large datasets, the project’s developers have created a data challenge, consisting in the detection of radio sources in a continuum emission datacube. To solve the challenge, a convolutional neural network has been implemented, based in the U-Net architecture. Finally, the architecture was tested against other preprogrammed architectures, from the keras-unet-collection python package, resulting in none of them achieving a precision bigger than a 10%. Grado en Física

RESUMEN: El objetivo del trabajo es analizar y comprender los resultados obtenidos a través del modelo de Concordancia de la misión de Planck del año 2018 para aprender el procedimiento que se utilizó para lograr los parámetros cosmológicos. Además, se pretende entender la formación del fondo cósmico de microondas, los tipos de distorsión del mismo y la forma de tratar los datos recopilados por la misión Planck mediante el método Markov Chain Monte Carlo (MCMC). Para llevar a cabo este objetivo, se estudiaron determinados parámetros cosmológicos mostrados por la misión Planck. Estos parámetros son los siguientes: la densidad bariónica Ωbh², la densidad de materia oscura fría Ωch², la profundidad óptica de reionización Treio, la densidad de materia Ωm, el neperiano de la amplitud del espectro escalar ln (10¹⁰As), el índice escalar ns, el tamaño angular del horizonte de sonido en la recombinación θMC y el parámetro de Hubble H₀. Los programas utilizados fueron el código CAMB y el muestreador MCMC de Cobaya. Se han obtenido los espectros angulares teóricos del CMB para comprobar la similitud con los espectros presentados por la misión Planck. Los resultados obtenidos tienen una similitud muy alta debido a que se utilizó el mismo procedimiento pero entendiendo las técnicas utilizadas. ABSTRACT: The objective of the paper is to analyse and understand the results obtained through the Planck Mission Concordance model of 2018 in order to learn the procedure that was used to achieve the cosmological parameters. Furthermore, the aim is to understand the formation of the cosmic microwave background, the types of distortion of the cosmic microwave background, and how to treat the data collected by the Planck mission using the Markov Chain Monte Carlo (MCMC) method. To carry out this objective, certain cosmological parameters were studied shown by the Planck mission, these parameters are the baryonic density Ωbh², the cold dark matter density Ωch², the optical depth of reionisation Treio, the matter density Ωm, the neperian of the amplitude of the scalar spectrum ln (10¹⁰As), the scalar index ns, the angular size of the sound horizon at recombination θMC and the Hubble parameter H0. The programs used were the CAMB code and the Cobaya’s MCMC sampler. The teorical angular spectra of the CMB were obtained to check the similarity with the spectra presented by the Planck mission. The results shown in the project expose the comparisons between the Planck mission and the results obtained by using the above mentioned programs, achieving a very high similarity due to the fact that the same procedure was used but understanding the techniques used. Grado en Física

RESUMEN: El objetivo principal de este trabajo es crear una herramienta para detectar AGNs oscurecidos partiendo de una serie de datos en el infrarrojo medio (MIR) y en rayos X (RX), ya que una importante fracción de los mismos escapa a los métodos de detección actuales. El conocimiento de estos cuerpos es clave para entender el funcionamiento de otras regiones del universo o cuerpos estelares, como son los agujeros negros masivos (SMBH) o las propiedades y diferentes tipos de galaxias. Esta absorción se produce fundamentalmente por polvo o gas situado en las regiones internas del AGN. En este estudio se parte de una muestra de 42123 objetos detectados por WISE con observaciones profundas (texp ≥ 45 ks) con XMM-Newton en una región de 44.43 deg2 . La herramienta diseñada en Python sirve para cotejar las listas de objetos de WISE y las observaciones de XMM-Newton con la finalidad de encontrar aquellas fuentes que emiten en el MIR y han sido detectadas en RX (candidatos a AGN). Primeramente, se eliminan las máscaras con baja calidad o con solapamientos en RX. De estas máscaras, mediante una serie de rutinas de programación, se buscan los objetos de WISE que han sido observados en RX, generando así un catálogo de 5616 objetos detectados en MIR y observados en RX. Posteriormente se ha procedido a ver cuántos de estos objetos han sido detectados en RX, un total de 984. Viendo qué colores tienen estos objetos en el MIR y si han sido detectados o no en RX, se llega a la conclusión de que hay 605 candidatos a AGN, de los cuales 249 son AGNs altamente oscurecidos. De estos AGNs oscurecidos, se ha podido comprobar que la detección de los mismos en RX aumenta conforme aumenta el tiempo de exposición del telescopio de RX, pero ésta satura a ≈ 50ks y su capacidad de detección no aumenta. Por otra parte, se ha comprobado que los AGNs oscurecidos, son brillantes en el MIR independientemente de su absorción y que ésta puede deberse a la contribución de la galaxia huésped, que oscurece la emisión del AGN en RX. Por último, se ha visto que escapan a nuestra detección alrededor del 60 % de los AGNs oscurecidos. ABSTRACT: The main objective of this study is to create a tool for the detection of obscured AGN using data from mid-infrared (MIR) and X-rays (RX), since a large fraction of them escape to the current detection methods. The knowledge of these bodies is key to understand how other regions of the universe and stellar bodies work, such as super massive black holes (SMBH) or the variety and properties of galaxies. This absorption is produced mainly by dust or gas located in the internal regions of the AGN. This study starts from 42123 objects detected by WISE through deep observations texp ≥45 ks of XMM-Newton in a region of 44.43 deg2 . The Python designed tool is used to collate the object lists of WISE and the observations of XMM-Newton in order to find those objects who beam in MIR and have been detected in RX (AGN candidates). First, we delete the low-quality masks or those who show overlaps in RX. From this selected masks, through coding routines, we search WISE objects that have been observed in RX, therefore creating a catalog with 5616 objects that have been detected in MIR and observed in RX. Then, we look for those who have been detected in RX, a total of 984 objects. Considering the MIR colours of these objects and if they have been detected or not in RX, we shall conclude that there are 605 objects who are candidates to been obscured AGN. Through these obscured AGN, it has been observed that the number of detections is bigger when increasing the exposure time of the observations in RX, although it stops at ≈ 50 ks and its detection ability does not increase. Furthermore, it has been proved that obscured AGN are bright in MIR regardless of the absorption, which can be a result of the contribution of the host galaxy, that absorbs the emission of the AGN in RX. Finally, it seems that about 60 % of the obscured AGN are beyond the current detection methods. Grado en Física

RESUMEN : En el presente trabajo se busca estudiar el efecto de lente gravitatoria y se explora una nueva técnica de reconstrucción de masas basada en este efecto. Partiendo de un modelo paramétrico elíptico de la distribución de masa de un cúmulo de galaxias actuando como lente, y debido a que el alineamiento que produce el lensing gravitatorio sobre galaxias de fondo disminuye su aleatoriedad, el método propuesto consiste en invertir la ecuación de lente y medir la aleatoriedad de las imágenes de-lensadas mediante el cálculo de la entropía de Shannon, después de lo cual se obtendrán los parámetros del cúmulo que maximicen dicha aleatoriedad y se estimará la masa total del cúmulo. En concreto, tras un repaso del marco teórico del efecto de lente gravitatoria, se implementará un código que utilice el método descrito para la reconstrucción del perfil de masa de un cúmulo de galaxias, pudiendo finalmente comparar los valores de los parámetros estimados con los valores reales y estudiar la viabilidad de esta técnica de reconstrucción de masas. Grado en Física

RESUMEN Esta tesis se ha centrado en el estudio del efecto de lente gravitatoria, y el desarrollo de técnicas automátizadas de identificación de este efecto en imágenes astronómicas producidas por futuros surveys, como J-PAS y Eucid. En primer lugar, se ha adaptado e implementado una técnica de detección multifrecuencia (matched multifilter) sobre imágenes astronómicas y fuentes identificadas del survey Herschel-ATLAS. Entre estos objetos se han encontrado tanto fuentes muy débiles, para las cuáles el método ha mejorado la significancia de su señal, como posibles candidatos a sistemas lensados. En segundo lugar, se ha estimado, mediante un análisis del efecto lente gravitatoria, la distribución de materia oscura en un cúmulo de galaxias actuando como lente, así como la posición de las fuentes sobre las que actúa produciendo imágenes múltiples de las mismas. Finalmente, se han entrenado varios modelos de redes neuronales convolucionales para la detección del efecto de lente gravitatoria en imágenes simuladas de KiDS, Euclid y J-PAS. ABSTRACT This thesis has focused on the study of the gravitational lensing effect, and the development of automated techniques for identifying this effect in astronomical images produced by future surveys, such as J-PAS and Euclid. First, a multi-frequency detection technique (matched filter) has been adapted and implemented on astronomical images and already-identified sources from the Herschel-ATLAS survey. Among these objects, we have found both very weak sources, for which the method has improved their signal significance, and possible lensed systems candidates. Secondly, we have estimated, through an analysis of the gravitational lensing effect, the distribution of dark matter in a cluster of galaxies as well as the position of the multiply-lensed sources. Finally, several models of convolutional neural networks have been trained for the detection of the gravitational lensing effect in simulated images of KiDS, Euclid, and J-PAS.

RESUMEN: El objetivo del trabajo es analizar y comprender los resultados obtenidos a través del modelo de Concordancia de la misión de Planck del año 2018 para aprender el procedimiento que se utilizó para lograr los parámetros cosmológicos. Además, se pretende entender la formación del fondo cósmico de microondas, los tipos de distorsión del mismo y la forma de tratar los datos recopilados por la misión Planck mediante el método Markov Chain Monte Carlo (MCMC). Para llevar a cabo este objetivo, se estudiaron determinados parámetros cosmológicos mostrados por la misión Planck. Estos parámetros son los siguientes: la densidad bariónica Ωbh², la densidad de materia oscura fría Ωch², la profundidad óptica de reionización Treio, la densidad de materia Ωm, el neperiano de la amplitud del espectro escalar ln (10¹⁰As), el índice escalar ns, el tamaño angular del horizonte de sonido en la recombinación θMC y el parámetro de Hubble H₀. Los programas utilizados fueron el código CAMB y el muestreador MCMC de Cobaya. Se han obtenido los espectros angulares teóricos del CMB para comprobar la similitud con los espectros presentados por la misión Planck. Los resultados obtenidos tienen una similitud muy alta debido a que se utilizó el mismo procedimiento pero entendiendo las técnicas utilizadas. ABSTRACT: The objective of the paper is to analyse and understand the results obtained through the Planck Mission Concordance model of 2018 in order to learn the procedure that was used to achieve the cosmological parameters. Furthermore, the aim is to understand the formation of the cosmic microwave background, the types of distortion of the cosmic microwave background, and how to treat the data collected by the Planck mission using the Markov Chain Monte Carlo (MCMC) method. To carry out this objective, certain cosmological parameters were studied shown by the Planck mission, these parameters are the baryonic density Ωbh², the cold dark matter density Ωch², the optical depth of reionisation Treio, the matter density Ωm, the neperian of the amplitude of the scalar spectrum ln (10¹⁰As), the scalar index ns, the angular size of the sound horizon at recombination θMC and the Hubble parameter H0. The programs used were the CAMB code and the Cobaya’s MCMC sampler. The teorical angular spectra of the CMB were obtained to check the similarity with the spectra presented by the Planck mission. The results shown in the project expose the comparisons between the Planck mission and the results obtained by using the above mentioned programs, achieving a very high similarity due to the fact that the same procedure was used but understanding the techniques used. Grado en Física

RESUMEN: El objetivo principal de este trabajo es crear una herramienta para detectar AGNs oscurecidos partiendo de una serie de datos en el infrarrojo medio (MIR) y en rayos X (RX), ya que una importante fracción de los mismos escapa a los métodos de detección actuales. El conocimiento de estos cuerpos es clave para entender el funcionamiento de otras regiones del universo o cuerpos estelares, como son los agujeros negros masivos (SMBH) o las propiedades y diferentes tipos de galaxias. Esta absorción se produce fundamentalmente por polvo o gas situado en las regiones internas del AGN. En este estudio se parte de una muestra de 42123 objetos detectados por WISE con observaciones profundas (texp ≥ 45 ks) con XMM-Newton en una región de 44.43 deg2 . La herramienta diseñada en Python sirve para cotejar las listas de objetos de WISE y las observaciones de XMM-Newton con la finalidad de encontrar aquellas fuentes que emiten en el MIR y han sido detectadas en RX (candidatos a AGN). Primeramente, se eliminan las máscaras con baja calidad o con solapamientos en RX. De estas máscaras, mediante una serie de rutinas de programación, se buscan los objetos de WISE que han sido observados en RX, generando así un catálogo de 5616 objetos detectados en MIR y observados en RX. Posteriormente se ha procedido a ver cuántos de estos objetos han sido detectados en RX, un total de 984. Viendo qué colores tienen estos objetos en el MIR y si han sido detectados o no en RX, se llega a la conclusión de que hay 605 candidatos a AGN, de los cuales 249 son AGNs altamente oscurecidos. De estos AGNs oscurecidos, se ha podido comprobar que la detección de los mismos en RX aumenta conforme aumenta el tiempo de exposición del telescopio de RX, pero ésta satura a ≈ 50ks y su capacidad de detección no aumenta. Por otra parte, se ha comprobado que los AGNs oscurecidos, son brillantes en el MIR independientemente de su absorción y que ésta puede deberse a la contribución de la galaxia huésped, que oscurece la emisión del AGN en RX. Por último, se ha visto que escapan a nuestra detección alrededor del 60 % de los AGNs oscurecidos. ABSTRACT: The main objective of this study is to create a tool for the detection of obscured AGN using data from mid-infrared (MIR) and X-rays (RX), since a large fraction of them escape to the current detection methods. The knowledge of these bodies is key to understand how other regions of the universe and stellar bodies work, such as super massive black holes (SMBH) or the variety and properties of galaxies. This absorption is produced mainly by dust or gas located in the internal regions of the AGN. This study starts from 42123 objects detected by WISE through deep observations texp ≥45 ks of XMM-Newton in a region of 44.43 deg2 . The Python designed tool is used to collate the object lists of WISE and the observations of XMM-Newton in order to find those objects who beam in MIR and have been detected in RX (AGN candidates). First, we delete the low-quality masks or those who show overlaps in RX. From this selected masks, through coding routines, we search WISE objects that have been observed in RX, therefore creating a catalog with 5616 objects that have been detected in MIR and observed in RX. Then, we look for those who have been detected in RX, a total of 984 objects. Considering the MIR colours of these objects and if they have been detected or not in RX, we shall conclude that there are 605 objects who are candidates to been obscured AGN. Through these obscured AGN, it has been observed that the number of detections is bigger when increasing the exposure time of the observations in RX, although it stops at ≈ 50 ks and its detection ability does not increase. Furthermore, it has been proved that obscured AGN are bright in MIR regardless of the absorption, which can be a result of the contribution of the host galaxy, that absorbs the emission of the AGN in RX. Finally, it seems that about 60 % of the obscured AGN are beyond the current detection methods. Grado en Física

Grado en Física., [EN] The cosmological concordance model considers that approximately about twenty per cent of the energy/material composition of the Universe is constituted by some non-baryonic, non-interacting matter (except through gravitation and, perhaps, weak interaction) that is known as dark matter. Although there is much indirect observational evidence for the existence of dark matter, we have so far been unable to obtain any direct observation of it, and there is not even a consensus on which particles (outside the standard model) might constitute it. Among the many candidates that have been proposed to explain dark matter, one of the most interesting for modern cosmology is primordial black holes. Such primordial black holes could have been formed spontaneously from extreme local overdensities as a result of density fluctuations that emerged during the first moments after the Big Bang. In this work, we will review the theoretical background behind this idea, starting from simple models and then relaxing some of the assumptions of these models to consider more realistic scenarios. Subsequently, we will use the most recent gravitational wave observations from the public data of the LIGO and Virgo experiments to update, if possible, the current estimations of the contribution of primordial black holes to the total dark matter budget fPBH, as a function of its mass in the range [10⁻¹, 10³] M that form short-period binary systems. We have estimated that the maximum fraction of dark matter that primordial black holes constitute for a simple model is of the order of fPBH ≈ 10⁻⁴ in the mass range [10⁰, 10² ] M , becoming less restrictive for the rest of the mass range. When we have considered more realistic cases these constraints become weaker, obtaining a value of the order of fPBH ≈ 10⁻³ in the mass range [10⁰, 10²] M., [ES] El modelo de concordancia cosmológico considera que aproximadamente un veinte por ciento del contenido energético/material del Universo está constituido por algún tipo de materia no bariónica y no interactuante (salvo a través de la gravitación y, tal vez, de la interacción débil) que recibe el nombre de materia oscura. Aunque existen numerosas evidencias observacionales indirectas de la existencia de la materia oscura, por el momento no hemos podido obtener ninguna observación directa de la misma y ni siquiera existe consenso acerca de qué tipo de partículas (fuera del modelo estándar) pueden constituirla. De entre los muy variados candidatos que se han propuesto para explicar la materia oscura, uno de los más interesantes para la cosmología moderna son los agujeros negros primordiales. Dichos agujeros negros primordiales podrían haberse formado espontáneamente a partir de sobredensidades locales extremas fruto de las fluctuaciones de densidad que emergieron durante los primeros instantes tras el Big Bang. En este trabajo revisaremos los fundamentos teóricos que subyacen tras esta idea, partiendo de modelos sencillos y posteriormente relajando algunas de las suposiciones de dichos modelos para considerar situaciones más realistas. Posteriormente, haremos uso de las más recientes observaciones de ondas gravitacionales a través de los datos públicos de los experimentos LIGO y Virgo para actualizar, si es posible, las cotas actualmente existentes a la posible contribución de agujeros negros primordiales al balance total de materia oscura fPBH, en un rango de masas de agujeros negros primordiales [10⁻¹, 10³] M que forman sistemas binarios de periodo corto. Se ha estimado que la fracción máxima de materia oscura que constituyen los agujeros negros primordiales asumiendo un modelo sencillo, es del orden de fPBH ≈ 10⁻⁴ en un rango de masas [10⁰, 10²] M , volviéndose menos restrictivas para el resto del rango de masas. Cuando se consideran casos más realistas esta cota se vuelve menos restrictiva, obteniéndose un valor de dicha fracción del orden de fPBH ≈ 10⁻³ en un rango de masas [10⁰, 10²] M .

RESUMEN: Se ha realizado una generalización de la Relatividad General, en la cual se levanta la restricción de nulidad sobre la torsión. Esto resulta en la introducción de una segunda ecuación de campo que, en analogía con la ecuación de campo obtenida en Relatividad General, liga un objeto geométrico con otro físico. Si en Relatividad General se tenía curvatura y energía-momento, ahora se le añade una segunda ecuación que liga torsión con espín. Esto se hace desde las coordenadas de la variedad y desde el espacio tangente, donde recibe el nombre de teleparalelismo. Una vez obtenidas las ecuaciones de campo, se calcula un nuevo tensor de Einstein que tenga en cuenta que la conexión ya no es simétrica, y utilizando la nueva ecuación de campo se expresa el mismo en función del espín. A partir de aquí, resolver dentro del marco cosmológico teniendo en cuenta el nuevo tensor de Einstein. La contribución de la torsión servirá para explicar dos problemas cosmológicos tradicionales, la planitud y el horizonte, sin necesidad de teorías inacionarias. ABSTRACT: A generalization of General Relativity has been made, in which the nullity restriction on torsion is lifted. This results in the introduction of a second field equation that, in analogy with the field equation obtained in General Relativity, links a geometric object with a physical one. If in General Relativity curvature and energy-momentum were linked by a field equation, now a second equation is added that links torsion with spin. This is done from the coordinates of the manifold and from the tangent space, where the theory is known as teleparallelism. Once the field equations are obtained, a new Einstein tensor is calculated that takes into account that the connection is no longer symmetric, and using the new field equation it is expressed as a function of spin. From here, solve within the cosmological framework taking into account the new Einstein tensor. The contribution of torsion will serve to explain two traditional cosmological problems, atness and horizon, without the need for inationary theories. Grado en Física

RESUMEN: Un método de detección de fuentes compactas sobre imágenes de la Radiación del Fondo Cósmico de Microondas (RFCM), basado en el uso de filtros aplicados sobre la división de dichas imágenes en parches de emisión estadísticamente homogénea e isótropa, ha sido implementado en Python. Dicho método es una optimización de una versión más antigua, escrita en Fortran95. Este método ha sido utilizado sobre las imágenes a 30, 44 y 70 GHz de la RFCM publicadas en 2015 por la misión de la ESA Planck. Se ha realizado una comparación de los catálogos de fuentes compactas obtenidos con los publicados por Planck, obteniendo catálogos más extensos y con un alto grado de compatibilidad. Se ha realizado una comparación de las cuentas diferenciales en nuestro catálogo con los modelos teóricos actuales, comprobando la compatibilidad de nuestros datos con dichos modelos. ABSTRACT: A method for the detection of compact sources from images of the Cosmic Microwave Background radiation (CMB), based on the use of matched filters applied on patches of those images with isotropic and homogeneous radiation, has been implemented in Python. This method is an optimization of an older version, written in Fortran95. The method has been used on the 30, 44 and 70 GHz images of CMB published in 2015 by the ESA mission, Planck. A comparison between both the catalogues of compact sources obtained by us and those provided by Planck at each frequency has been carried out, obtaining larger catalogues in great concordance with those of Planck. A comparison between the differential counts of our catalogues and the actual theoretical models has been carried out with great concordance. Grado en Física

Under the widely accepted consensus within Modern Cosmology, those structures visible today in the Universe, such as stars, galaxies, galaxy clusters and Large Scale Structure, form through the evolution, first lineal and then non-linear, of tiny primordial density fluctuation originated through quantum mechanisms during Cosmic Inflation. The evolution of those perturbations is governed by opposing processes of gravitational attraction, fluid pressure and cosmic expansion. Though these processes can be studied from a classical point of view, all of them are correctly described under the theoretical frame of General Relativity, If fluctuations are small enough, the equations describing their evolution can be linearized, giving way to the Linear Scalar Perturbation Theory currently used in Cosmology. In this work we have studied the theoretical concepts of Linear Perturbation Theory, making extensive use of ideas from General Relativity such as gauge invariance or perturbed Einstein Equations. We show the derivation of the evolution equation for general linear scalar perturbations, carrying out all the intermediate steps needed. Under certain simplifications, we have obtained complete solutions in terms of the initial conditions, which motivates the introduction of the power perturbations, describing the instantaneous change in the density perturbations. Our solutions reproduce the behavior from the solutions obtained by the traditional treatment of the perturbations, with the novelty that they describe the evolution of perturbations of any scale, taking into account all the evolution modes (not only the dominant ones), and allow for the complete determination of the evolution given a set of initial conditions. Furthermore, a physical interpretation of the solution is conducted, as well as the evolution of their power spectrum coefficients, which could be related to observational data from the Cosmic Microwave Background and the distribution of Large Scale Structure. RESUMEN: Dentro del consenso ampliamente aceptado en la Cosmología Moderna, las estructuras hoy visibles en el Universo (estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias, Estructura a Gran Escala) surgen por evolución, primero lineal y posteriormente no-lineal, de pequeñísimas fluctuaciones primordiales de densidad originadas mediante mecanismos cuánticos durante la Inflación Cósmica. La evolución de dichas perturbaciones viene regida por los efectos mutuamente contrapuestos de la atracción gravitatoria, la presión del fluido cósmico y la expansión del Universo que, si bien se pueden tratar de estudiar desde un punto de vista clásico, todos ellos están descritos adecuadamente dentro del marco teórico de la Teoría General de la Relatividad. Si las fluctuaciones son lo suficientemente pequeñas, las ecuaciones que describen su evolución pueden linealizarse, dando origen a la Teoría Lineal de Perturbaciones Escalares que se utiliza actualmente en Cosmología. En este trabajo se han estudiado los conceptos teóricos de dicha Teoría Lineal de Perturbaciones Escalares, haciéndose amplio uso de conceptos de Relatividad General como invariancia gauge o las Ecuaciones de Einstein Perturbadas. Se muestra la derivación, llevándose a cabo todos los cálculos intermedios, de la ecuación que rige la evolución de perturbaciones escalares lineales de tipo general. Bajo ciertas simplificaciones, se han obtenido soluciones completas en función de las condiciones iniciales, para lo cual se hace necesario introducir perturbaciones de potencia, que describen las variaciones instantáneas de las perturbaciones de densidad. Estas soluciones reproducen los resultados obtenidos mediante el tratamiento tradicionalmente aceptado, con la novedad de que describen la evolución de perturbaciones de cualquier escala, teniendo en cuenta todos los modos de evolución, no únicamente los dominantes, y permiten determinar completamente la evolución de las perturbaciones en función de sus condiciones iniciales. Se lleva a cabo además una interpretación física crítica de las soluciones, así como la obtención de la evolución de los coeficientes del espectro de potencias de estas, a partir de los cuales se podría relacionar con los datos observacionales del Fondo Cósmico de Microondas y Estructura a Gran Escala. Grado en Física

RESUMEN: Se ha realizado una generalización de la Relatividad General, en la cual se levanta la restricción de nulidad sobre la torsión. Esto resulta en la introducción de una segunda ecuación de campo que, en analogía con la ecuación de campo obtenida en Relatividad General, liga un objeto geométrico con otro físico. Si en Relatividad General se tenía curvatura y energía-momento, ahora se le añade una segunda ecuación que liga torsión con espín. Esto se hace desde las coordenadas de la variedad y desde el espacio tangente, donde recibe el nombre de teleparalelismo. Una vez obtenidas las ecuaciones de campo, se calcula un nuevo tensor de Einstein que tenga en cuenta que la conexión ya no es simétrica, y utilizando la nueva ecuación de campo se expresa el mismo en función del espín. A partir de aquí, resolver dentro del marco cosmológico teniendo en cuenta el nuevo tensor de Einstein. La contribución de la torsión servirá para explicar dos problemas cosmológicos tradicionales, la planitud y el horizonte, sin necesidad de teorías inacionarias. ABSTRACT: A generalization of General Relativity has been made, in which the nullity restriction on torsion is lifted. This results in the introduction of a second field equation that, in analogy with the field equation obtained in General Relativity, links a geometric object with a physical one. If in General Relativity curvature and energy-momentum were linked by a field equation, now a second equation is added that links torsion with spin. This is done from the coordinates of the manifold and from the tangent space, where the theory is known as teleparallelism. Once the field equations are obtained, a new Einstein tensor is calculated that takes into account that the connection is no longer symmetric, and using the new field equation it is expressed as a function of spin. From here, solve within the cosmological framework taking into account the new Einstein tensor. The contribution of torsion will serve to explain two traditional cosmological problems, atness and horizon, without the need for inationary theories. Grado en Física

RESUMEN: Se ha propuesto un método para la búsqueda de galaxias en fases tempranas de su formación suponiendo que la imagen observada ha sido magnificada por el efecto de una lente gravitatoria. El método consiste en seleccionar un subconjunto de emparejados que surgen al aplicar un criterio estadístico de cross-identificación basado en el factor de Bayes a los catálogos H-ATLAS DR1 y GAMA DR1. El factor de Bayes utilizado consta de un término basado en la separación angular entre dos observaciones y otro basado en el corrimiento al rojo. En los casos en los que se cuenta con una medida fiable del corrimiento al rojo de la fuente perteneciente a H-ATLAS, se utilizarán esos valores. En caso de que no se disponga, se obtendrá su redshift fotométrico a partir de un ajuste por mínimos cuadrados de la distribución espectral de energía de una galaxia modelo a tres medias del flujo espectral de la fuente a tres longitudes de onda concretas. Si el factor de Bayes da una alta probabilidad de que el par de observaciones no pertenecen a un mismo objeto, pero el término que depende de la distancia angular sugiere que si lo son, entonces tenemos un buen candidato para ser una lente gravitatoria. El método desarrollado para estimar el corrimiento al rojo ha dado buenos resultados al compáralo con trabajos anteriores. Por su parte los resultados obtenidos mediante el método bayesiano para la identificación de lentes muestra una pureza relativamente baja pero resulta prometedor como fase previa a un estudio más detallado porque permite identificar de una forma rápida, sencilla y directa, basada en un criterio estadístico riguroso, entorno al tres por ciento de los candidatos con mayor probabilidad de ser sistemas lente de entre las galaxias del catálogo H-ATLAS DR1. ABSTRACT: A method has been proposed for the search of galaxies in early phases of their formation supposing that the observed image has been magnified by the effect of a gravitational lens. The method consists of selecting a subset of paired that arise by applying a statistical criterion of cross-identification based on the Bayes factor to the catalogs H-ATLAS DR1 and GAMA DR1. The Bayes factor used consists of a term based on the angular separation between two observations and another based on the redshift. In those cases in which a reliable measure of the redshift of the source belonging to H-ATLAS is available, these values will be used. If it is not available, its photometric redshift will be obtained from a least squares fit of the spectral energy distribution of a model galaxy to three measures of the spectral flux of the source at three specific wavelengths. If the Bayes factor gives a high probability that the pair of observations do not belong to the same object, but the term that depends on the angular distance suggests that if they are, then we have a good candidate to be a gravitational lens. The method developed to estimate the redshift has given good results when compared to previous works. On the other hand, the results obtained by the Bayesian method for the identification of lenses show a relatively low purity but it is promising as a previous phase to a more detailed study because it allows to identify in a fast, simple and direct way, based on a rigorous statistical criterion, around the three percent of the candidates most likely to be lens systems among the galaxies in the H-ATLAS DR1 catalog. Grado en Física

RESUMEN: En este Trabajo de Fin de Grado se revisa la parte teórica de la Teoría de la Relatividad, principalmente aquellos aspectos relacionados con el origen, la emisión y la detección de las ondas gravitacionales. Se profundiza en el desarrollo de las ecuaciones de Einstein hasta conseguir la ecuación de ondas que vertebra toda la teoría de ondas gravitatorias. Se describen cualitativamente los detectores y los métodos de detección utilizados a lo largo de la historia y en la época actual, resaltando el principio de funcionamiento de la interferometría láser utilizada en el observatorio LIGO, puesto que ha sido el único método capaz de detectar ondas gravitacionales de manera directa. Finalmente, se utiliza un modelo teórico basado en ecuaciones aproximadas para, con los datos del observatorio LIGO, reproducir los resultados calculados para los valores de los parámetros del sistema binario de agujeros negros que produjo las ondas gravitacionales, antes de colapsar. ABSTRACT: The theoretical part of the Theory of Relativity is revised in this Final Degree Paper, mainly origin, emission and detection of gravitational waves aspects. Einstein field equations are developed to get the wave equation that structures gravitational wave theory. Detectors and detection methods used in the past and in the present are described in a qualitatively way, making emphasis in laser interferometry used in LIGO observatories, since it is the only direct method to detect gravitational waves. Finally, a theoretical model based in approximated formulas, together with LIGO data, is used to reproduce the calculated parameters of the black hole binary system that produced the gravitational waves, before merging. Grado en Física

The observation and analysis of the Cosmic Microwave Background Radiation is a crucial task to understand the early Universe. When observing this radiation, we can also see other components of both Galactic and extragalactic origin, and instrumental noise. Our knowledge of the extragalactic sources is quite poor in the frequency range between 20 and 1000 GHz. The goal of this thesis is to adapt the matched multifilter (Herranz et al., 2002, MNRAS, 336, 1057) to detect extragalactic sources, because by using several frequencies in a simultaneous way, it uses more information from the data than the single-frequency methods, increasing its performance. The multifilter is applied to realistic simulations of Planck (Lanz et al., 2010, MNRAS, 403, 2120), comparing the results with the obtained by applying the single-frequency matched filter. The multifilter detects more objects and less spurious artifacts. The application of the multifilter to real data of WMAP at 61 and 94 GHz (Lanz et al., 2013, MNRAS, 428, 3048) results in an improvement of the number of detections of ~5 times with respect to other previous works with single-frequency methods, observing a steepening in the spectral behaviour of the sources above ~70 GHz. RESUMEN: La observación y análisis de la Radiación de Fondo Cósmico de Microondas es esencial para tratar de entender el universo temprano. Al observar dicha radiación se puede apreciar que junto a ella, aparecen otras de origen galáctico, extragaláctico y ruido, siendo nuestro conocimiento de las fuentes extragalácticas bastante pobre en el rango de frecuencias entre 20 y 1000 GHz. El objetivo de esta tesis es adaptar el multifiltro adaptado (Herranz et al., 2002, MNRAS, 336, 1057) para la detección de las fuentes extragalácticas, pues al filtrar varias frecuencias simultáneamente, usa mayor cantidad de información de los datos para detectar dichas fuentes que los métodos monofrecuenciales y aumentarán sus prestaciones. El multifiltro se aplicará a simulaciones realistas de la misión Planck (ver Lanz et al., 2010, MNRAS, 403, 2120), comparando los resultados con los obtenidos con el filtro adaptado, su equivalente en una sola frecuencia. El multifiltro detecta más objetos e introduce menos espurias, siendo su fiabilidad más alta. Su aplicación en datos reales de WMAP a 61 y 94 GHz (ver Lanz et al., 2013, MNRAS, 428, 3048) nos muestra que el número de detecciones es unas 5 veces superior a otros trabajos similares con métodos monofrecuenciales, apreciándose un comportamiento espectral de tipo steepening por encima de ~70 GHz.

RESUMEN: En este trabajo se ha implementado y estudiado la eficacia de un método probabilístico bayesiano de cross-identificación de objetos extragalácticos, basado en el formalismo teórico propuesto por Tamás Budavári y Alexander S. Szalay [1]. Esta herramienta es capaz de cotejar dos catálogos astronómicos obtenidos con instrumentos de distintas resoluciones angulares, como son el Observatorio Espacial Herschel y el proyecto GAMA, e incorpora no sólo información tanto de las distintas resoluciones angulares y las distancias relativas entre los candidatos, sino también otra información adicional de carácter astrofísico conocida a priori como es el corrimiento al rojo. Este enfoque bayesiano utiliza el factor de Bayes como medida fiable de la calidad de las asociaciones entre fuentes astronómicas de los catálogos estudiados, permitiendo excluir contrapartidas inverosímiles o poco probables. La presente memoria se divide en cinco partes. En la primera se introducen extensamente los conceptos de inferencia estadística, inferencia bayesiana, teorema de Bayes y factor de Bayes. En la segunda parte se aplican estos conceptos para el caso concreto de disponer de medidas de las posiciones y corrimientos al rojo de diversos objetos extragalácticos, mostrándose las consideraciones y aproximaciones tenidas en cuenta para deducir las ecuaciones utilizadas por nuestro método probabilístico de cross-identificación. En la tercera parte se presentan los proyectos de investigación con los que se han obtenido los catálogos astronómicos cotejados por nuestra herramienta, así como una descripción de los mismos. En la cuarta parte se explican los programas y el script utilizados para implementar la herramienta y analizar los resultados. Finalmente, se muestra el análisis de los resultados y las conclusiones obtenidas. ABSTRACT: In this work we have implemented and studied the efficiency of a Bayesian probabilistic method of cross-identification of extragalactic objects, based on the theoretical formalism proposed by Tamás Budavári and Alexander S. Szalay [1]. This tool is able to collate two astronomical catalogs obtained with instruments of different angular resolutions, such as Herschel Space Observatory and GAMA project, and incorporates not only information of both the different angular resolutions and the relative distances between the candidates, but also other additional astrophysical information known a priori as is the redshift. This Bayesian approach uses Bayes factor as a reliable measure of the quality of the partnerships between astronomical sources of the catalogs studied, allowing excluding implausible or unlikely counterparts. This memory is divided into five parts. In the first one the concepts of statistical inference, Bayesian inference, Bayes theorem and Bayes factor are widely introduced. In the second part these concepts are applied to the specific case of having measures of positions and redshifts of many extragalactic objects, showing the considerations and approaches taken into account to derive the equations used by our probabilistic cross-identification method. In the third part the research projects used to obtain the astronomical catalogs checked by our tool and a brief description of them are presented. In the fourth part programs and the script used to implement the tool and analyze the results are explained. Finally, the analysis of the results and conclusions obtained are shown. Grado en Física

La espectroscopía mediante resonancia magnética permite realizar espectros de tejidos y órganos del cuerpo humano que ayudan a esclarecer los componentes moleculares que los integran. La parte crucial del análisis de estos espectros consiste en aplicar un método que permita descifrar de forma precisa cada una de las componentes que forman parte del mismo, bien estudiando la señal en el dominio temporal o en el frecuencial. Con este trabajo se pretende realizar una revisión de los métodos de análisis más importantes en ambos dominios, aplicarlos al estudio de un caso real y, si se obtienen los resultados esperados, presentar una nueva técnica mediante wavelets, usada ampliamente por grupos de otras áreas de la física, que se espera sea altamente competitiva respecto a las ya existentes en la identificación de señales débiles. Ésto Supondrá un avance en la detección de sustancias presentes en órganos y tejidos en bajas concentraciones, prácticamente indetectables con los métodos actuales, y abrirá la posibilidad a que algunas de ellas puedan servir como biomarcadores de algún tipo de patología o lesión. Específicamente, se va a intentar determinar un posible biomarcador para la Neurogénesis, que es un proceso que consiste en la generación de nuevas neuronas, aplicando los métodos sobre espectros de resonancia magnética del hipocampo cerebral para buscar algún pico de baja intensidad que pueda asociarse a alguna de las sustancias involucradas en dicho proceso. Máster en Física y Tecnologías Físicas

Cuando observamos el cielo con los instrumentos más avanzados en la frecuencia de las microondas, los fotones que vemos fueron originados en regiones muy diferentes del universo. La mayoría proceden de nuestra propia galaxia (emisión difusa de sincrotrón, free-free y polvo), otros se originan en galaxias y cúmulos de galaxias muy lejanos, y, finalmente, una fracción tendrá su origen en la radiación del Big Bang, conocida como la Radiación del Fondo Cósmico de Microondas. Esta radiación está contaminada por las otras y su separación de ellas de una forma satisfactoria sigue siendo un problema abierto. En esta tesis exploraremos diferentes técnicas basadas en filtros lineales para detectar y separar uno de estos contaminantes, la contribución a la señal que se observa de radio galaxias y galaxias infrarrojas lejanas. Éstas son conocidas como fuentes puntuales porque aparecen como objetos puntuales no resueltos -- debido a las típicas resoluciones angulares de los instrumentos usados en los experimentos. En primer lugar, vamos a estudiar las propiedades de una familia de filtros adaptados para la detección de fuentes puntuales, donde modificamos la escala del filtro y usamos un test de Neyman-Pearson para definir la región de aceptación. En segundo lugar, consideramos un nuevo filtro (BSAF) que tiene dos parámetros que se pueden optimizar para maximizar el número de detecciones reales fijado un número de detecciones espurias. En tercer lugar, extendemos el BSAF al caso dos-dimensional y lo comparamos con la ondícula de sombrero mejicano (MHW). En cuarto lugar, estudiamos una nueva técnica de fusión de lineal y cuadrática de imágenes. En quinto lugar, comparamos tres filtros usando simulaciones realistas de Planck. En sexto lugar, para terminar, usamos el segundo miembro de la familia de ondículas de sombrero mejicano para hacer una detección no-ciega en las cinco frecuencias del satélite WMAP, analizando 2491 objetos observados a 5 GHz y produciendo un catálogo de 932 objetos observados a 3σ y 380 a 5σ., When we observe the sky with the most advanced instruments operating at microwave frequencies, the photons that we see were originated in very different regions in the universe. Most of them come from our own Galaxy (diffuse synchrotron, free-free and dust emission), others come from very distant galaxies and clusters of galaxies, and, finally, a fraction will have their origin in the relic radiation of the Big Bang, known as the Cosmic Microwave Background Radiation. This radiation is contaminated by the other components and the separation of the different emissions in a satisfactory way is still an open problem. In this thesis we will explore different techniques based on linear filters to detect and separate one of the contaminants, the contribution to the observed signal of distant radio and infrared galaxies. These galaxies are known as extragalactic point sources because, for the angular resolution of the typical experiments in microwave frequencies, they appear as point-like unresolved objects. First, we will study the performance of a family of matched filters when detecting point sources, where we allow the scale of the filter to be modified and where we introduce a Neyman-Pearson test to define the region of acceptance. Second, we will consider a new one-dimensional linear filter, the Biparametric Scale-Adaptive Filter (BSAF), that has two parameters that can be optimised to maximise the number of real detections for a fixed number of spurious detections, used in conjuction with a Neyman-Pearson test. Third, we will extend the BSAF to two dimensions, and compare it with the Mexican Hat Wavelet. Fourth, we will explore a new technique that combines lineal and quadratic fusion of images with linear filters, testing it with realistic simulations of one of the Planck satellite channels. Fifth, we will study in detail the performance of three filters, the Matched filter and two members of the Mexican Hat wavelet in realistic simulations of the nine channels of Planck. To conclude, we will use the second member of the Mexican Hat Family to do a non-blind study in the five frequencies of WMAP of a complete sample of 2491 sources observed at 5 GHz, producing a catalogue of 932 objects detected above 3σ and a catalogue of 380 objects observed above 5σ.