A type stars - physical parameters from UVBY and H-beta photometry

uvby H-beta photometry has been obtained for a sample of 93 selected main sequence A stars. The purpose was to determine accurate effective temperatures, surface gravities, and absolute magnitudes for an individual determination of ages and parallaxes, which have to be included in a more extensive work analyzing the kinematic properties of A V stars. Several calibrations and methods to determine the above mentioned parameters have been reviewed, allowing the design of a new algorithm for their determination. The results obtained using this procedure were tested in a previous paper using uvby H-beta data from the Hauck and Mermilliod catalogue, and comparing the rusulting temperatures, surface gravities and absolute magnitudes with empirical determinations of these parameters.

Dynamically tuned interferometers for the observation of gravitational waves from coalescing compact binaries

We propose a new method of operating laser interferometric gravitational-wave detectors when observing chirps of gravitational radiation from coalescing compact binary stars. This technique consists of the use of narrow-band dual recycling to increase the signal but with the tuning frequency of the detector arranged to follow the frequency of a chirp. We consider the response of such an instrument to chirps, including the effect of inevitable errors in tracking. Different possible tuning strategies are discussed. Both the final signal-to-noise ratio and timing accuracy are evaluated and are shown to be significantly improved by the use of dynamic tuning. This should allow an accurate and reliable measurement of Hubble's constant.

Optical spectroscopy of microquasar candidates at low Galactic latitudes

We report optical spectroscopic observations of a sample of 6 low-galactic latitude microquasar candidates selected by cross-identification of X-ray and radio point source catalogs for |b|<5 degrees. Two objects resulted to be of clear extragalactic origin, as an obvious cosmologic redshift has been measured from their emission lines. For the rest, none exhibits a clear stellar-like spectrum as would be expected for genuine Galactic microquasars. Their featureless spectra are consistent with being extragalactic in origin although two of them could be also highly reddened stars. The apparent non-confirmation of our candidates suggests that the population of persistent microquasar systems in the Galaxy is more rare than previously believed. If none of them is galactic, the upper limit to the space density of new Cygnus X-3-like microquasars within 15 kpc would be 1.1\times10^{-12} per cubic pc. A similar upper limit for new LS 5039-like systems within 4 kpc is estimated to be 5.6\times10^{-11} per cubic pc.

X-ray and radio observations of RX J1826.2-1450/LS 5039

RX J1826.2-1450/LS 5039 has been recently proposed to be a radio emitting high mass X-ray binary. In this paper, we present an analysis of its X-ray timing and spectroscopic properties using different instruments on board the RXTE satellite. The timing analysis indicates the absence of pulsed or periodic emission on time scales of 0.02-2000 s and 2-200 d, respectively. The source spectrum is well represented by a power-law model, plus a Gaussian component describing a strong iron line at 6.6 keV. Significant emission is seen up to 30 keV, and no exponential cut-off at high energy is required. We also study the radio properties of the system according to the GBI-NASA Monitoring Program. RX J1826.2-1450/LS 5039 continues to display moderate radio variability with a clearly non-thermal spectral index. No strong radio outbursts have been detected after several months.

Photometric and Halpha observations of LSI+61·303: detection of a 26 day V and JHK band modulation

We present new optical and infrared photometric observations and high resolution H α spectra of the periodic radio star LSI+61◦303. The optical photometric data set covers the time interval 1985-1993 and amounts to about a hundred nights. A period of ∼26 days is found in the V band. The infrared data also present evidence for a similar periodicity, but with higher amplitude of variation ((0.m 2). The spectroscopic observations include 16 intermediate and high dispersion spectra of LSI+61◦303 collected between January 1989 and February 1993. The H α emission line profile and its variations are analyzed. Several emission line parameters -- among them the H α EW and the width of the H α red hump -- change strongly at or close to radio maximum, and may exhibit periodic variability. We also observe a significant change in the peak separation. The H α profile of LSI+61◦303 does not seem peculiar for a Be star. However, several of the observed variations of the H α profile can probably be associated with the presence of the compact, secondary star.

Étude observationnelle de la collision des vents dans les systèmes Wolf-Rayet+O

Nous présentons les résultats de trois campagnes d'observation d'un mois chacune dans le cadre de l'étude de la collision des vents dans les systèmes binaires Wolf-Rayet + OB. Ce travail se concentre sur l'étude des objets de l'hémisphère sud n'ayant jamais encore fait l'objet d'études poussées dans ce contexte. À cela, nous avons ajouté l'objet archétype pour ce type de systèmes : WR 140 (WC7pd + O5.5fc) qui a effectué son dernier passage périastre en janvier 2009. Les deux premières campagnes (spectroscopiques), ont permis une mise à jour des éléments orbitaux ainsi qu'une estimation de la géométrie de la zone de collision des vents et d'autres paramètres fondamentaux des étoiles pour 6 systèmes binaires : WR 12 (WN8h), 21 (WN5o+O7V), 30 (WC6+O7.5V), 31 (WN4o+O8), 47 (WN6o+O5) et 140. Une période non-orbitale courte (probablement reliée à la rotation) a également été mesurée pour un des objets : WR 69 (WC9d+OB), avec une période orbitale bien plus grande. La troisième campagne (photométrique) a révélé une variabilité étonnamment faible dans un échantillon de 20 étoiles WC8/9. Cela supporte l'idée que les pulsations ne sont pas courantes dans ce type d'étoiles et qu'il est peu probable que celles-ci soient le mécanisme dominant de formation de poussière, suggérant, par défaut, le rôle prédominant de la collision des vents.

Astérosismologie de l'étoile naine blanche variable GD 1212

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal

Recherche de champs magnétiques chez les étoiles Wolf-Rayet par l'analyse d'observations spectropolarimétriques.

Cette thèse de doctorat présente les résultats d'un relevé spectropolarimétrique visant la détection directe de champs magnétiques dans le vent d'étoiles Wolf-Rayet (WR). Les observations furent entièrement obtenues à partir du spectropolarimètre ESPaDOnS, installé sur le télescope de l'observatoire Canada-France-Hawaii. Ce projet débuta par l'observation d'un étoile très variable de type WN4 appelée EZ CMa = WR6 = HD 50896 et se poursuivit par l'observation de 11 autres étoiles WR de notre galaxie. La méthode analytique utilisée dans cette étude vise à examiner les spectres de polarisation circulaire (Stokes V) et à identifier, au travers des raies d'émission, les signatures spectrales engendrées par la présence de champs magnétiques de type split monopole dans les vents des étoiles observées. Afin de pallier à la présence de polarisation linéaire dans les données de polarisation circulaire, le cross-talk entre les spectres Stokes Q et U et le spectre Stokes V fut modélisé et éliminé avant de procéder à l'analyse magnétique. En somme, aucun champ magnétique n'est détecté de manière significative dans les 12 étoiles observées. Toutefois, une détection marginale est signalée pour les étoiles WR134, WR137 et WR138 puisque quelques-unes de leur raies spectrales semblent indiquer la présence d'une signature magnétique. Pour chacune de ces trois étoiles, la valeur la plus probable du champ magnétique présent dans le vent stellaire est respectivement de B ~ 200, 130 et 80 G. En ce qui concerne les autres étoiles pour lesquelles aucune détection magnétique ne fut obtenue, la limite supérieure moyenne de l'intensité du champ qui pourrait être présent dans les données, sans toutefois être détecté, est évaluée à 500 G. Finalement, les résultats de cette étude ne peuvent confirmer l'origine magnétique des régions d'interaction en co-rotation (CIR) observées chez plusieurs étoiles WR. En effet, aucun champ magnétique n'est détecté de façon convaincante chez les quatre étoiles pour lesquelles la présence de CIR est soupçonnée.

Relevé spectroscopique et étude des propriétés physiques des étoiles naines blanches à moins de 40 parsecs du Soleil

Les étoiles naines blanches représentent la fin de l’évolution de 97% des étoiles de notre galaxie, dont notre Soleil. L’étude des propriétés globales de ces étoiles (distribution en température, distribution de masse, fonction de luminosité, etc.) requiert l’élaboration d’ensembles statistiquement complets et bien définis. Bien que plusieurs relevés d’étoiles naines blanches existent dans la littérature, la plupart de ceux-ci souffrent de biais statistiques importants pour ce genre d’analyse. L’échantillon le plus représentatif de la population d’étoiles naines blanches demeure à ce jour celui défini dans un volume complet, restreint à l’environnement immédiat du Soleil, soit à une distance de 20 pc (∼ 65 années-lumière) de celui-ci. Malheureusement, comme les naines blanches sont des étoiles intrinsèquement peu lumineuses, cet échantillon ne contient que ∼ 130 objets, compromettant ainsi toute étude statistique significative. Le but de notre étude est de recenser la population d’étoiles naines blanches dans le voisinage solaire a une distance de 40 pc, soit un volume huit fois plus grand. Nous avons ainsi entrepris de répertorier toutes les étoiles naines blanches à moins de 40 pc du Soleil à partir de SUPERBLINK, un vaste catalogue contenant le mouvement propre et les données photométriques de plus de 2 millions d’étoiles. Notre approche est basée sur la méthode des mouvements propres réduits qui permet d’isoler les étoiles naines blanches des autres populations stellaires. Les distances de toutes les candidates naines blanches sont estimées à l’aide de relations couleur-magnitude théoriques afin d’identifier les objets se situant à moins de 40 pc du Soleil, dans l’hémisphère nord. La confirmation spectroscopique du statut de naine blanche de nos ∼ 1100 candidates a ensuite requis 15 missions d’observations astronomiques sur trois grands télescopes à Kitt Peak en Arizona, ainsi qu’une soixantaine d’heures allouées sur les télescopes de 8 m des observatoires Gemini Nord et Sud. Nous avons ainsi découvert 322 nouvelles étoiles naines blanches de plusieurs types spectraux différents, dont 173 sont à moins de 40 pc, soit une augmentation de 40% du nombre de naines blanches connues à l’intérieur de ce volume. Parmi ces nouvelles naines blanches, 4 se trouvent probablement à moins de 20 pc du Soleil. De plus, nous démontrons que notre technique est très efficace pour identifier les étoiles naines blanches dans la région peuplée du plan de la Galaxie. Nous présentons ensuite une analyse spectroscopique et photométrique détaillée de notre échantillon à l’aide de modèles d’atmosphère afin de déterminer les propriétés physiques de ces étoiles, notamment la température, la gravité de surface et la composition chimique. Notre analyse statistique de ces propriétés, basée sur un échantillon presque trois fois plus grand que celui à 20 pc, révèle que nous avons identifié avec succès les étoiles les plus massives, et donc les moins lumineuses, de cette population qui sont souvent absentes de la plupart des relevés publiés. Nous avons également identifié plusieurs naines blanches très froides, et donc potentiellement très vieilles, qui nous permettent de mieux définir le côté froid de la fonction de luminosité, et éventuellement l’âge du disque de la Galaxie. Finalement, nous avons aussi découvert plusieurs objets d’intérêt astrophysique, dont deux nouvelles étoiles naines blanches variables de type ZZ Ceti, plusieurs naines blanches magnétiques, ainsi que de nombreux systèmes binaires non résolus.

The impact of topical prostaglandin analogs on the biomechanical properties of the cornea in patients with open angle glaucoma

Justification: Le glaucome entraîne une perte progressive de la vision causée par la détérioration du nerf optique. Le glaucome est répandu dans le monde et cause la cécité dans environ sept millions de personnes. Le glaucome touche plus de 400 000 Canadiens et sa prévalence augmente avec le vieillissement de la population.1,2 Il s'agit d'une maladie chronique surnoise dont les symptômes se manifestent uniquement lors des stades avancés et qui peuvent mener à la cécité. Présentement, le seul moyen possible d’arrêter la progression du glaucome au stade initial est de diminuer la pression intra-oculaire (PIO). Les analogues de prostaglandines (APG) topiques sont fréquemment utilisées comme traitement de première ligne. Cependant, la recherche démontre que cette classe de médicaments peut changer certaines propriétés de la cornée, et possiblement influencer la mesure de la PIO.3 Objectif: À déterminer si l'utilisation d'APG affecte les propriétés biomécaniques de la cornée. La conclusion sera basée sur l'analyse intégrée des résultats obtenus de l'analyseur Reichert oculaire Réponse (ORA), la tonométrie par applanation de Goldmann (TAG) et la pachymétrie ultrasonographique. Le deuxième objectif potentiel de cette étude est de déterminer la corrélation, le cas échéant, entre les propriétés biomécaniques de la cornée, l'épaisseur de la cornée centrale (ECC) et la PIO chez les patients subissant un traitement d’APG topique. L'hypothèse principale de cette étude est que l’APG influence les propriétés de la cornée telles que l'épaisseur centrale, l'élasticité et la résistance. Patients et méthodes : Soixante-dix yeux de 35 patients, âgés de 50-85 ans, atteints de glaucome à angle ouvert (GAO) et traités avec APG topique ont été examinés. Seulement les sujets avec une réfraction manifeste entre -6,00 D et +4,25 D ont été inclus. Les critères d'exclusion sont: patients avec n'importe quelle autre maladie de la cornée de l’œil, telles que la dystrophie endothéliale de Fuch’s et kératocône, ou tout antécédent de traumatisme ou d'une chirurgie de la cornée, ainsi que le port de lentilles de contact. Nous avons demandé aux patients atteints du glaucome qui ont des paramètres stables et qui utilisent l’APG dans les deux yeux de cesser l’APG dans l'œil moins affecté par la PIO, et de continuer l’utilisation d’APG dans l'œil contralatéral. Le meilleur œil est défini comme celui avec moins de dommage sur le champ visuel (CV) (déviation moyenne (DM), le moins négatif) ou une PIO maximale historique plus basse si la DM est égale ou encore celui avec plus de dommage sur la tomographie par cohérence optique (TCO, Cirrus, CA) ou la tomographie confocale par balayage laser (HRT, Heidelberg, Allemagne). Toutes les mesures ont été prises avant la cessation d’APG et répétées 6 semaines après l’arrêt. Les patients ont ensuite recommencé l’utilisation d’APG et toutes les mesures ont été répétées encore une fois après une période supplémentaire de 6 semaines. Après commencer ou de changer le traitement du glaucome, le patient doit être vu environ 4-6 semaines plus tard pour évaluer l'efficacité de la goutte.4 Pour cette raison, on été décidé d'utiliser 6 semaines d'intervalle. Toutes les mesures ont été effectuées à l’institut du glaucome de Montréal par le même technicien, avec le même équipement et à la même heure de la journée. L'œil contralatéral a servi comme œil contrôle pour les analyses statistiques. La tonométrie par applanation de Goldmann a été utilisée pour mesurer la PIO, la pachymétrie ultrasonographique pour mesurer l'ECC, et l’ORA pour mesurer les propriétés biomécaniques de la cornée, incluant l'hystérèse cornéenne (HC). L’hypothèse de l'absence d'effet de l'arrêt de l’APG sur les propriétés biomécaniques a été examiné par un modèle linéaire à effets mixtes en utilisant le logiciel statistique R. Les effets aléatoires ont été définies à deux niveaux: le patient (niveau 1) et l'œil de chaque patient (niveau 2). Les effets aléatoires ont été ajoutés au modèle pour tenir compte de la variance intra-individuelle. L’âge a également été inclus dans le modèle comme variable. Les contrastes entre les yeux et les temps ont été estimés en utilisant les valeurs p ajustées pour contrôler les taux d'erreur internes de la famille en utilisant multcomp paquet dans R. Résultats: Une augmentation statistiquement significative due l 'HC a été trouvée entre les visites 1 (sur APG) et 2 (aucun APG) dans les yeux de l'étude, avec une moyenne (±erreur standard) des valeurs de 8,98 ± 0,29 mmHg et 10,35 ± 0,29 mmHg, respectivement, correspondant à une augmentation moyenne de 1,37 ± 0,18 mmHg (p <0,001). Une réduction significative de 1,25 ± 0,18 mmHg (p <0,001) a été observée entre les visites 2 et 3, avec une valeur moyenne HC finale de 9,09 ± 0,29 mmHg. En outre, une différence statistiquement significative entre l’oeil d’étude et le contrôle n'a été observée que lors de la visite 2 (1,01 ± 0,23 mmHg, p <0,001) et non lors des visites 1 et 3. Une augmentation statistiquement significative du facteur de résistance conréen (FRC) a été trouvée entre les visites 1 et 2 dans les yeux de l'étude, avec des valeurs moyennes de 10,23 ± 0,34 mmHg et 11,71 ± 0,34 mmHg, respectivement. Le FRC a ensuite été réduit de 1,90 ± 0,21 mmHg (p <0,001) entre les visites 2 et 3, avec une valeur moyenne FRC finale de 9,81 ± 0,34 mmHg. Une différence statistiquement significative entre l’oeil d’étude et le contrôle n'a été observée que lors de la visite 2 (1,46 ± 0,23 mmHg, p <0,001). Une augmentation statistiquement significative de l'ECC a été trouvée entre les visites 1 et 2 dans les yeux de l'étude, avec des valeurs moyennes de 541,83 ± 7,27 µm et 551,91 ± 7,27 µm, respectivement, ce qui correspond à une augmentation moyenne de 10,09 ± 0,94 µm (p <0,001). L'ECC a ensuite diminué de 9,40 ± 0,94 µm (p <0,001) entre les visites 2 et 3, avec une valeur moyenne finale de 542,51 ± 7,27 µm. Une différence entre l’étude et le contrôle des yeux n'a été enregistré que lors de la visite 2 (11,26 ± 1,79 µm, p <0,001). De même, on a observé une augmentation significative de la PIO entre les visites 1 et 2 dans les yeux de l'étude, avec des valeurs moyennes de 15,37 ± 0,54 mmHg et 18,37 ± 0,54 mmHg, respectivement, ce qui correspond à une augmentation moyenne de 3,0 ± 0,49 mmHg (p <0,001). Une réduction significative de 2,83 ± 0,49 mmHg (p <0,001) a été observée entre les visites 2 et 3, avec une valeur moyenne de la PIO finale de 15,54 ± 0,54 mmHg. L’oeil de contrôle et d’étude ne différaient que lors de la visite 2 (1,91 ± 0,49 mmHg, p <0,001), ce qui confirme l'efficacité du traitement de l’APG. Lors de la visite 1, le biais de la PIO (PIOcc - PIO Goldmann) était similaire dans les deux groupes avec des valeurs moyennes de 4,1 ± 0,54 mmHg dans les yeux de contrôles et de 4,8 ± 0,54 mmHg dans les yeux d’études. Lors de la visite 2, après un lavage de 6 semaines d’APG, le biais de la PIO dans l'œil testé a été réduit à 1,6 ± 0,54 mmHg (p <0,001), ce qui signifie que la sous-estimation de la PIO par TAG était significativement moins dans la visite 2 que de la visite 1. La différence en biais PIO moyenne entre l'étude et le contrôle des yeux lors de la visite 2, en revanche, n'a pas atteint la signification statistique (p = 0,124). On a observé une augmentation peu significative de 1,53 ± 0,60 mmHg (p = 0,055) entre les visites 2 et 3 dans les yeux de l'étude, avec une valeur de polarisation finale de la PIO moyenne de 3,10 ± 0,54 mmHg dans les yeux d'études et de 2,8 ± 0,54 mmHg dans les yeux de contrôles. Nous avons ensuite cherché à déterminer si une faible HC a été associée à un stade de glaucome plus avancé chez nos patients atteints du glaucome à angle ouvert traités avec l’APG. Lorsque l'on considère tous les yeux sur l’APG au moment de la première visite, aucune association n'a été trouvée entre les dommages sur le CV et l'HC. Cependant, si l'on considère seulement les yeux avec un glaucome plus avancé, une corrélation positive significative a été observée entre la DM et l'HC (B = 0,65, p = 0,003). Une HC inférieure a été associé à une valeur de DM de champ visuelle plus négative et donc plus de dommages liés au glaucome. Conclusions : Les prostaglandines topiques affectent les propriétés biomécaniques de la cornée. Ils réduisent l'hystérèse cornéenne, le facteur de résistance cornéen et l'épaisseur centrale de la cornée. On doit tenir compte de ces changements lors de l'évaluation des effets d’APG sur la PIO. Plus de recherche devrait être menées pour confirmer nos résultats. De plus, d’autres études pourraient être réalisées en utilisant des médicaments qui diminuent la PIO sans influencer les propriétés biomécaniques de la cornée ou à l'aide de tonomètre dynamique de Pascal ou similaire qui ne dépend pas des propriétés biomécaniques de la cornée. En ce qui concerne l'interaction entre les dommages de glaucome et l'hystérésis de la cornée, nous pouvons conclure qu' une HC inférieure a été associé à une valeur de DM de CV plus négative. Mots Clés glaucome - analogues de prostaglandines - hystérèse cornéenne – l’épaisseur de la cornée centrale - la pression intraoculaire - propriétés biomécaniques de la cornée.

Study on period search methods of variable stars: Application to ASAS and CRTS databases

Study on variable stars is an important topic of modern astrophysics. After the invention of powerful telescopes and high resolving powered CCD’s, the variable star data is accumulating in the order of peta-bytes. The huge amount of data need lot of automated methods as well as human experts. This thesis is devoted to the data analysis on variable star’s astronomical time series data and hence belong to the inter-disciplinary topic, Astrostatistics. For an observer on earth, stars that have a change in apparent brightness over time are called variable stars. The variation in brightness may be regular (periodic), quasi periodic (semi-periodic) or irregular manner (aperiodic) and are caused by various reasons. In some cases, the variation is due to some internal thermo-nuclear processes, which are generally known as intrinsic vari- ables and in some other cases, it is due to some external processes, like eclipse or rotation, which are known as extrinsic variables. Intrinsic variables can be further grouped into pulsating variables, eruptive variables and flare stars. Extrinsic variables are grouped into eclipsing binary stars and chromospheri- cal stars. Pulsating variables can again classified into Cepheid, RR Lyrae, RV Tauri, Delta Scuti, Mira etc. The eruptive or cataclysmic variables are novae, supernovae, etc., which rarely occurs and are not periodic phenomena. Most of the other variations are periodic in nature. Variable stars can be observed through many ways such as photometry, spectrophotometry and spectroscopy. The sequence of photometric observa- xiv tions on variable stars produces time series data, which contains time, magni- tude and error. The plot between variable star’s apparent magnitude and time are known as light curve. If the time series data is folded on a period, the plot between apparent magnitude and phase is known as phased light curve. The unique shape of phased light curve is a characteristic of each type of variable star. One way to identify the type of variable star and to classify them is by visually looking at the phased light curve by an expert. For last several years, automated algorithms are used to classify a group of variable stars, with the help of computers. Research on variable stars can be divided into different stages like observa- tion, data reduction, data analysis, modeling and classification. The modeling on variable stars helps to determine the short-term and long-term behaviour and to construct theoretical models (for eg:- Wilson-Devinney model for eclips- ing binaries) and to derive stellar properties like mass, radius, luminosity, tem- perature, internal and external structure, chemical composition and evolution. The classification requires the determination of the basic parameters like pe- riod, amplitude and phase and also some other derived parameters. Out of these, period is the most important parameter since the wrong periods can lead to sparse light curves and misleading information. Time series analysis is a method of applying mathematical and statistical tests to data, to quantify the variation, understand the nature of time-varying phenomena, to gain physical understanding of the system and to predict future behavior of the system. Astronomical time series usually suffer from unevenly spaced time instants, varying error conditions and possibility of big gaps. This is due to daily varying daylight and the weather conditions for ground based observations and observations from space may suffer from the impact of cosmic ray particles. Many large scale astronomical surveys such as MACHO, OGLE, EROS, xv ROTSE, PLANET, Hipparcos, MISAO, NSVS, ASAS, Pan-STARRS, Ke- pler,ESA, Gaia, LSST, CRTS provide variable star’s time series data, even though their primary intention is not variable star observation. Center for Astrostatistics, Pennsylvania State University is established to help the astro- nomical community with the aid of statistical tools for harvesting and analysing archival data. Most of these surveys releases the data to the public for further analysis. There exist many period search algorithms through astronomical time se- ries analysis, which can be classified into parametric (assume some underlying distribution for data) and non-parametric (do not assume any statistical model like Gaussian etc.,) methods. Many of the parametric methods are based on variations of discrete Fourier transforms like Generalised Lomb-Scargle peri- odogram (GLSP) by Zechmeister(2009), Significant Spectrum (SigSpec) by Reegen(2007) etc. Non-parametric methods include Phase Dispersion Minimi- sation (PDM) by Stellingwerf(1978) and Cubic spline method by Akerlof(1994) etc. Even though most of the methods can be brought under automation, any of the method stated above could not fully recover the true periods. The wrong detection of period can be due to several reasons such as power leakage to other frequencies which is due to finite total interval, finite sampling interval and finite amount of data. Another problem is aliasing, which is due to the influence of regular sampling. Also spurious periods appear due to long gaps and power flow to harmonic frequencies is an inherent problem of Fourier methods. Hence obtaining the exact period of variable star from it’s time series data is still a difficult problem, in case of huge databases, when subjected to automation. As Matthew Templeton, AAVSO, states “Variable star data analysis is not always straightforward; large-scale, automated analysis design is non-trivial”. Derekas et al. 2007, Deb et.al. 2010 states “The processing of xvi huge amount of data in these databases is quite challenging, even when looking at seemingly small issues such as period determination and classification”. It will be beneficial for the variable star astronomical community, if basic parameters, such as period, amplitude and phase are obtained more accurately, when huge time series databases are subjected to automation. In the present thesis work, the theories of four popular period search methods are studied, the strength and weakness of these methods are evaluated by applying it on two survey databases and finally a modified form of cubic spline method is intro- duced to confirm the exact period of variable star. For the classification of new variable stars discovered and entering them in the “General Catalogue of Vari- able Stars” or other databases like “Variable Star Index“, the characteristics of the variability has to be quantified in term of variable star parameters.

Análisis de los programas de la agencia española de cooperación internacional para el desarrollo dirigidos a las mujeres en la lucha contra el vih/sida en mozambique (2005-2010)

En este estudio de caso pretende dar respuesta a que factores vitalizan la cooperación Española en Mozambique a través del análisis de programas como el VITA, dirigidos específicamente al desarrollo y mejoramiento de la salud en el continente Africano. Este estudio de caso se centra en el investigación de los discursos de desarrollo que se fundamentan en las políticas internacionales de cooperación , basadas en la existencia de una enfermedad como el VIH que ha puesto en manifiesto la interacción entre la esfera biológica y social , social e individual entre el fenómeno existencial y cultural, lo que fundamenta su importancia y estudio. Se ha escogido esta herramienta de investigación social, en este estudio de caso, para abordar la forma en que funciona y opera la AECID en Mozambique a través de los programas con enfoque de género encaminados al problema del VIH. Se pretende dar a conocer el desarrollo en materia de la cooperación internacional de una organización tan importante como la AECID, cuyos proyectos gozan de una gran credibilidad en cuanto a la ejecución de sus acciones y que en general dichos proyectos se adecuan a las necesidades de la población, a los objetivos de desarrollo nacionales y a las prioridades de la cooperación española.

Hallazgos radiológicos de la enfermedad pulmonar en pacientes Colombianos con esclerodermia

La esclerosis sistémica (ES) es una enfermedad autoinmune multisistémica que afecta principalmente la piel, los pulmones, el tracto gastrointestinal, el corazón y los riñones. La enfermedad pulmonar, presente en casi el 100% de los casos, es el factor con mayor influencia en la mortalidad. El propósito de este estudio es realizar un análisis detallado de la enfermedad pulmonar por tomografía computarizada de alta resolución(TCAR) en pacientes Colombianos con ES, para lo cual se realizó un estudio de prevalencia analítica en 44 pacientes con ES valorados en el Hospital Universitario Mayor Méderi en los últimos 7 años. Los resultados mostraron características demográficas y clínicas similares a las previamente descritas. La prevalencia de enfermedad pulmonar intersticial fue alta, y los hallazgos de fibrosis pulmonar como vidrio esmerilado y panal de abejas se asociaron con la presencia del autoanticuerpo antiSCL70. La medida del diámetro esofágico por TCAR fue mayor en los pacientes con disfagia, antiSCL 70 y linfopenia, los cuales son marcadores de mal pronóstico.

An item response analysis of the motor and behavioral subscales of the unified Huntington's disease rating scale in huntington disease gene expansion carriers

Although the Unified Huntington's Disease Rating Scale (UHDRS) is widely used in the assessment of Huntington disease (HD), the ability of individual items to discriminate individual differences in motor or behavioral manifestations has not been extensively studied in HD gene expansion carriers without a motor-defined clinical diagnosis (ie, prodromal-HD or prHD). To elucidate the relationship between scores on individual motor and behavioral UHDRS items and total score for each subscale, a nonparametric item response analysis was performed on retrospective data from 2 multicenter longitudinal studies. Motor and behavioral assessments were supplied for 737 prHD individuals with data from 2114 visits (PREDICT-HD) and 686 HD individuals with data from 1482 visits (REGISTRY). Option characteristic curves were generated for UHDRS subscale items in relation to their subscale score. In prHD, overall severity of motor signs was low, and participants had scores of 2 or above on very few items. In HD, motor items that assessed ocular pursuit, saccade initiation, finger tapping, tandem walking, and to a lesser extent, saccade velocity, dysarthria, tongue protrusion, pronation/supination, Luria, bradykinesia, choreas, gait, and balance on the retropulsion test were found to discriminate individual differences across a broad range of motor severity. In prHD, depressed mood, anxiety, and irritable behavior demonstrated good discriminative properties. In HD, depressed mood demonstrated a good relationship with the overall behavioral score. These data suggest that at least some UHDRS items appear to have utility across a broad range of severity, although many items demonstrate problematic features.

Health-related quality of life in Huntington’s Disease patients: a comparison of proxy assessment and patient self-rating using the disease-specific Huntington’s Disease health-related quality of life questionnaire (HDQoL)

Huntington’s disease (HD) is a fatal, neurodegenerative disease for which there is no known cure. Proxy evaluation is relevant for HD as its manifestation might limit the ability of persons to report their health-related quality of life (HrQoL). This study explored patient–proxy ratings of HrQoL of persons at different stages of HD, and examined factors that may affect proxy ratings. A total of 105 patient–proxy pairs completed the Huntington’s disease health-related quality of life questionnaire (HDQoL) and other established HrQoL measures (EQ-5D and SF-12v2). Proxy–patient agreement was assessed in terms of absolute level (mean ratings) and intraclass correlation. Proxies’ ratings were at a similar level to patients’ self-ratings on an overall Summary Score and on most of the six Specific Scales of the HDQoL. On the Specific Hopes and Worries Scale, proxies on average rated HrQoL as better than patients’ self-ratings, while on both the Specific Cognitive Scale and Specific Physical and Functional Scale proxies tended to rate HrQoL more poorly than patients themselves. The patient’s disease stage and mental wellbeing (SF-12 Mental Component scale) were the two factors that primarily affected proxy assessment. Proxy scores were strongly correlated with patients’ self-ratings of HrQoL, on the Summary Scale and all Specific Scales. The patient–proxy correlation was lower for patients at moderate stages of HD compared to patients at early and advanced stages. The proxy report version of the HDQoL is a useful complementary tool to self-assessment, and a promising alternative when individual patients with advanced HD are unable to self-report.