O objetivo deste trabalho foi determinar a massa do aglomerado de galáxias RXC J1504-0248, localizado em z = 0.215, através da análise de lentes fracas, e comparar os resultados com aqueles obtidos em trabalhos anteriores através da análise de raios-X. Imagens do aglomerado foram obtidos nas bandas r\', g\' e i\' com o detector GMOS do telescópio Gemini Sul. A partir dessas imagens, contruímos um catálogo de objetos no campo usando o software Sextractor (SE) (Bertin e Arnouts, 1996). Este software também foi utilizado para classificá-los como galáxias ou estrelas. Foram identificadas 172 galáxias neste campo, que também foram detectadas no Data Release 7 do Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Estas galáxias foram então usadas para obter uma calibração fotométrica das imagens, comparando as magnitudes instrumentais e do SDSS nas mesmas bandas. Após a calibração fotométrica, e através da comparação com imagens do CFHTLS obtidas em cores semelhantes, as galáxias foram classificadas como membros de cluster, foreground ou background, a partir de sua posição nos diagramas cor-cor e cor-magnitude. A reconstrução da massa do aglomerado através da análise de lentes gravitacionais foi realizada em duas etapas. Na primeira, foi utilizado o software IM2SHAPE, desenvolvido por Bridle et al. (1998), que modela os objetos, adicionando até três gaussianas, cada uma definida por seis parâmetros: as coordenadas do centro do objeto, x0 e y0, a elipticidade e, o ângulo de posição , o produto dos semi-eixos maior e menor ab, e a amplitude A. Inicialmente, o programa foi executado apenas para as estrelas do campo, com o objetivo de se obter uma estimativa da distribuição da PSF. A estimativa foi então utilizado como entrada para a análise das galáxias. Na segunda etapa, para estimar a massa do aglomerado foi utilizado o programa LENSENT, desenvolvido por Marshall et al. (2002), cujos parâmetros de entrada são a elipticidade das galáxias de fundo e seus erros. Na técnica de lentes gravitacionais fracas, a dependência radial da deformação das galáxias de fundo permite determinar o perfil de massa do aglomerado. Para estimar a massa, ajustamos um perfil de uma Esfera Isotérmica Singular (SIS, na sigla em inglês), e determinamos o valor da massa dentro de um raio de 3Mpc, 1.3 ± 0.6 x 10¹ Msol. O resultado é consistente com o obtido por Bohringer et al., 2005, 1.7 x 10¹ Msol, através da análise em raios-X. Comparando o mapa de distribuição de luminosidade e da emissão de raios-X concluímos que eles são muito semelhantes à distribuição superficial de massa, resultado que indica equilíbrio. / In this work we studied the galaxy cluster RXC J1504-0248, at z=0.215, from images in the bands r\', g\' and i\' obtained with Gemini South telescope. The photometric calibration was performed by comparison with field objects identified in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS). From the analysis of color-color and color-magnitude diagrams, galaxies in the field were then divided into cluster members, background and foreground objects. We determined the PSF using the IM2SHAPE program \\cite{Bridle98}. These results enabled us to obtain the cluster projected mass distribution through a weak lensing analysis performed with the LENSENT program \\cite{Marshall02}. We also shown that the cluster luminosity distribution and the X-ray emission are consistent with the mass map. Using a SIS model, we estimated the mass of the cluster, obtaining 1.3 x 10¹ Msun, consistent with the mass obtained in a previous X-ray analysis, 1.7 x 10¹ Msun, by \\cite{Bohringer05}.

O objetivo deste trabalho foi determinar a massa do aglomerado de galáxias RXC J1504-0248, localizado em z = 0.215, através da análise de lentes fracas, e comparar os resultados com aqueles obtidos em trabalhos anteriores através da análise de raios-X. Imagens do aglomerado foram obtidos nas bandas r\', g\' e i\' com o detector GMOS do telescópio Gemini Sul. A partir dessas imagens, contruímos um catálogo de objetos no campo usando o software Sextractor (SE) (Bertin e Arnouts, 1996). Este software também foi utilizado para classificá-los como galáxias ou estrelas. Foram identificadas 172 galáxias neste campo, que também foram detectadas no Data Release 7 do Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Estas galáxias foram então usadas para obter uma calibração fotométrica das imagens, comparando as magnitudes instrumentais e do SDSS nas mesmas bandas. Após a calibração fotométrica, e através da comparação com imagens do CFHTLS obtidas em cores semelhantes, as galáxias foram classificadas como membros de cluster, foreground ou background, a partir de sua posição nos diagramas cor-cor e cor-magnitude. A reconstrução da massa do aglomerado através da análise de lentes gravitacionais foi realizada em duas etapas. Na primeira, foi utilizado o software IM2SHAPE, desenvolvido por Bridle et al. (1998), que modela os objetos, adicionando até três gaussianas, cada uma definida por seis parâmetros: as coordenadas do centro do objeto, x0 e y0, a elipticidade e, o ângulo de posição , o produto dos semi-eixos maior e menor ab, e a amplitude A. Inicialmente, o programa foi executado apenas para as estrelas do campo, com o objetivo de se obter uma estimativa da distribuição da PSF. A estimativa foi então utilizado como entrada para a análise das galáxias. Na segunda etapa, para estimar a massa do aglomerado foi utilizado o programa LENSENT, desenvolvido por Marshall et al. (2002), cujos parâmetros de entrada são a elipticidade das galáxias de fundo e seus erros. Na técnica de lentes gravitacionais fracas, a dependência radial da deformação das galáxias de fundo permite determinar o perfil de massa do aglomerado. Para estimar a massa, ajustamos um perfil de uma Esfera Isotérmica Singular (SIS, na sigla em inglês), e determinamos o valor da massa dentro de um raio de 3Mpc, 1.3 ± 0.6 x 10¹ Msol. O resultado é consistente com o obtido por Bohringer et al., 2005, 1.7 x 10¹ Msol, através da análise em raios-X. Comparando o mapa de distribuição de luminosidade e da emissão de raios-X concluímos que eles são muito semelhantes à distribuição superficial de massa, resultado que indica equilíbrio. / In this work we studied the galaxy cluster RXC J1504-0248, at z=0.215, from images in the bands r\', g\' and i\' obtained with Gemini South telescope. The photometric calibration was performed by comparison with field objects identified in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS). From the analysis of color-color and color-magnitude diagrams, galaxies in the field were then divided into cluster members, background and foreground objects. We determined the PSF using the IM2SHAPE program \\cite{Bridle98}. These results enabled us to obtain the cluster projected mass distribution through a weak lensing analysis performed with the LENSENT program \\cite{Marshall02}. We also shown that the cluster luminosity distribution and the X-ray emission are consistent with the mass map. Using a SIS model, we estimated the mass of the cluster, obtaining 1.3 x 10¹ Msun, consistent with the mass obtained in a previous X-ray analysis, 1.7 x 10¹ Msun, by \\cite{Bohringer05}.

Campos magnéticos de intensidade $\\sim \\mu$G são observados tanto em nossa galáxia, quanto em galáxias com alto desvio para o vermelho (\\emph{z}), onde o dínamo $\\alpha-\\Omega$ não deveria ter tempo para produzi-lo. Por conseguinte, uma origem primordial é indicada. Foi proposto que os campos primordiais surgiram em várias eras: durante a inflação, na transição de fase eletrofraca, na transição de fase quark hádron (TFQH), durante a formação dos primeiros objetos e durante a reionização. Nós sugerimos aqui, que estes campos magnéticos observados em galáxias através de medidas de rotação Faraday, têm sua origem em flutuações eletromagnéticas que naturalmente ocorreram no plasma quente e denso, existente logo após a TFQH. Nós evoluímos os campos previstos por nosso modelo até a época atual. O tamanho da região de coerência do campo magnético aumenta devido à fusão de regiões menores. Campos magnéticos de $\\sim 10 \\mu$G sobre regiões comóveis de $\\sim 1$ pc foram encontrados para \\emph{z} $\\sim 10$. Investigamos a amplificação destes campos sementes pelo dínamo turbulento em protogaláxias. A taxa de amplificação devido à um vórtice turbulento de raio $L$ com velocidade circular $V$ é da ordem de $V/L$. Enquanto o modelo padrão de dínamo tem um tempo de amplificação para um disco galáctico típico de $\\sim 10^{9}$ anos, o dínamo turbulento de pequena escala tem uma taxa de amplificação de $\\sim 10^{7}$ anos. Usamos as equações não-lineares para evolução da correlação magnética de forma a avaliar a evolução da amplificação destes campos na protogaláxia. Vários autores sugeriram uma origem gravitacional para os campos magnéticos em objetos celestes em rotação. Isto foi motivado em parte pela conjectura Schuster-Blackett (S-B), onde se propõe que os campos magnéticos em planetas e estrelas surgem devido à sua rotação. Neste cenário, correntes de massa neutra geram campos magnéticos, implicando na existência de um acoplamento entre os campos gravitacional e magnético. Nós também investigamos a possibilidade da conjectura S-B ser a origem dos intensos campos magnéticos em magnetares e \\emph{gamma ray bursts}. Além disso, estudamos a influência da pressões não térmicas, na determinação da massa de aglomerados de galáxias, usando dados públicos do XMM-Newton para 5 aglomerados de Abell. A pressão não térmica considerada aqui, é composta pelas componentes magnética e turbulenta. Nós consideramos estas duas componentes na equação do equilíbrio hidrostático e comparamos as estimativas de massa total, com os valores obtidos sem estas componentes. / Magnetic fields of intensities $\\sim \\mu$G are observed both in our galaxy and in high redshift (\\emph{z}) galaxies, where a mean field dynamo would not had time to produce them. Therefore, a primordial origin is indicated. It has been suggested that magnetic fields were created at various primordial eras: during inflation, the electroweak phase transition, the quark-hadron phase transition (QHPT), during the formation of the first objects, and during reionization. We suggest here that the magnetic fields observed in galaxies by Faraday Rotation Measurements (FRMs), have their origin in the electromagnetic fluctuations that naturally occurred in the dense hot plasma that existed just after the QHPT. We evolve the predicted fields to the present time. The size of the region containing a coherent magnetic field increased due to the fusion of smaller regions. Magnetic fields (MFs) $\\sim 10 \\mu$G over a comoving $\\sim 1$ pc region are predicted at redshift \\emph{z} $\\sim 10$. The amplification of these seed fields by the turbulent dynamo in a protogalaxy is here investigated. The e-fold amplification time by a turbulent eddy of radius $L$ with a circular velocity $V$ is on the order of $L/V$. Whereas the standard dynamo for a typical disk galaxy has an e-fold amplification time $\\sim 10^{9}$ years, the small scale turbulent dynamo has an e-fold time $\\sim 10^{7}$ years. We use the non-linear evolution equations for the magnetic correlations in order to analyze the amplifications of these fields in protogalaxies. Various authors have suggested a gravitational origin of the magnetic fields in rotating celestial bodies. It has been motivated, in part, by the Schuster-Blackett (S-B) conjecture, which suggests that the magnetic fields in planets and stars arise due to their rotation. In this scenario, neutral mass currents generate magnetic fields, implying the existence of a coupling between gravitational and electromagnetic fields. In this work, we investigate the possibility that the S-B conjecture is the origin of the intense magnetic fields near rotating compact objects, in particular connected with magnetars and gamma ray bursts. We also studied the influence of non-thermal pressure on the cluster mass determination using public XMM-Newton archival data for 5 Abell clusters. The non-thermal pressure considered here, is composed of the magnetic and the turbulent components. We also take into account these two non-thermal components in the hydrostatic equilibrium equation, and we compare the total mass estimated with the values obtained without assuming them.

O efeito Sunyaev-Zel\'dovich (ESZ) é uma das mais promissoras técnicas de investigação cosmológica envolvendo os aglomerados de galáxias e a radiação cósmica de fundo (RCF). Tal efeito é uma modificação no espectro planckiano da RCF devido à interação dos fótons com os elétrons energéticos que permeiam o meio intra-aglomerado. Nesta tese de doutorado, vinculamos alguns parâmetros cosmológicos e investigamos a estrutura dos aglomerados de galáxias. Para tal, consideramos amostras de aglomerados para os quais existem medidas conjuntas do ESZ e do brilho em Raios-X. Duas amostras são consideradas, a saber: os 25 dados compilados por de De Filippis et al. (2005), na qual os aglomerados são descritos por modelos isotérmicos (esférico e elíptico), e os 38 dados da amostra de Bonamente et al. (2006) que utilizam um modelo esférico, não isotérmico. Inicialmente, nós investigamos as implicações das diferentes descrições na obtenção do parâmetro de Hubble, $H_0$, no contexto do modelo $\\Lambda$CDM plano e em cosmologias mais gerais, como o $XCDM$ plano e $\\Lambda$CDM com curvatura. Os resultados dependem da amostra e das hipóteses subjacentes. Mostramos que a análise conjunta envolvendo o ESZ/Raios-X de aglomerados, as oscilações acústicas dos bárions e o parâmetro de desvio ({\\it shift parameter}) constituem uma técnica interessante para se determinar $H_0$ e que seu valor depende apenas fracamente da curvatura e do parâmetro da equação de estado da energia escura. Analisando as diversas amostras, nós obtemos também que a descrição elíptica de De Filippis et al. (2005) é a que melhor se ajusta com medidas independentes da física de aglomerados. Posteriormente, utilizando dados de aglomerados (ESZ/Raios-X) e adotando uma des\\-crição puramente cinemática do Universo, obtemos que a probabilidade do parâmetro de desaceleração ser negativo é de 92\\% para a amostra de Bonamente et al. (2006) e de 72\\% para o caso elíptico De Filippis et al. (2005). Ainda nesta linha, simulando os resultados dos vários mapeamentos de Sunyaev-Zeldovich que estão em andamento, discutimos a capacidade dessa técnica (em combinação com dados de Raios-X de aglomerados) para vincular parâmetros cosmológicos. Por outro lado, considerando que a obtenção das distâncias de diâmetro angular de aglomerados pela técnica do ESZ/raios-X depende da relação de dua\\-lidade, investigamos as conseqüências desta dependência de duas formas distintas: (i) testando a consistência entre a validade estrita da relação no modelo de concordância cósmica e as suposições utilizadas para descrever os aglomerados, e (ii) Considerando distâncias independentes (luminosidade e diâmetro angular) obtidas das supernovas Ia e dos aglomerados de galáxias, nós propomos um novo teste para a relação de dualidade que além de auto-consistente é independente de modelo cosmológico. Finalmente, para este teste, discutimos também influência dos diferentes tipos de ajuste das curvas de luz de supernovas. Nossos vínculos para $H_0$ e as conseqüências estatísticas baseadas na relação de dualidade, fornecem uma nova evidência de que a verdadeira geometria dos aglomerados tem uma forma elíptica. Tais resultados também reforçam o interesse pela pesquisa observacional de SZE e de raios-X de aglomerados em moderados e altos {\\it redshifts}. / The so-called Sunyaev-Zeldovich effect (SZE) is one of the most promising techniques for cosmological investigations involving galaxy clusters and the cosmic background radiation (CMB). Such an effect is a modification of the Planckian spectrum due to the interaction between the CMB photons and the hot electrons filling the intracluster medium. In this PhD thesis, we constrain some cosmological parameters and investigate the structure of galaxy clusters based on some samples for which the cluster are endowed with simultaneous measurements of SZE and X-ray surface brightness. Two different samples of galaxy clusters are considered, namely: the 25 data compiled by De Fillippis et al. (2005), and the 38 data sample of Bonamente et al. (2006), based on the non-isothermal spherically symmetric model. Initially, we constrain the value of the Hubble parameter, $ H_0 $, by taking into account the different assumptions underlying the galaxy cluster samples in the context of a flat $\\Lambda$CDM model, as well as, for more general cosmologies like the flat XCDM model and $\\Lambda $CDM with curvature. The results depend on the model assumptions and samples. It is also found that a joint analysis involving ESZ/Raios-X of clusters, the baryon acoustic oscillations (BAO) and shift parameter, constitutes an interesting technique for constraining the Hubble parameter and that its value is weekly dependent on the curvature, as well as on the equation of state parameter of the dark energy. By analysing the different samples, we conclude that the elliptical description of the De Filippis et al. (2005) provides the best quality description in comparison with measurements that are independent from galaxy clusters physics. Furthermore, by using galaxy cluster data (SZE/X-ray) and adopting a purely kinematical description for the universal expansion, we obtain that the decelerating parameter is negative with 92 \\% and 72 \\% of the probability by using the Bonamente et al. (2006) and De Filippis et al. (2005) samples, respectively. By simulating future data set, the ability of the ongoing SZE observations to obtain tighter constraints on the expansion history through SZE/X-ray technique is also discussed. On the other hand, since the SZE/X-ray technique for measuring angular diameter distance of clusters depends on the cosmic distance duality relation (DD relation) validity, we investigate the consequences of such a dependence in two distinct ways: (i) we test the consistence between the strict validity of DD relation in the framework of the $\\Lambda$CDM model (WMAP7) and the different assumptions underlying the galaxy cluster geometries, and (ii) we propose a self-consistent and model-independent test for the DD relation by using type Ia supernovae and galaxy clusters data. Finally, for such a test, we also analyse the influence of the different supernovae light curve fitter methods. Our constraints for $H_0$ and the statistical consequences of the distance duality relation provide a new evidence that the true geometry of galaxy clusters is provided by the elliptical form. Such results also reinforce the interest for the observational research involving the Sunyaev-Zeldovich and X-rays from galaxy clusters at moderate and high {\\it redshifts}.

Após uma revisão das bases da cosmologia moderna e dos mecanismos de produção de anisotropias na radiação cósmica de fundo, calculamos a relação entre a polarização da radiação cósmica de fundo causada por espalhamento Thomson no gás ionizado presente em aglomerados de galáxias e o potencial gravitacional da época do desacoplamento dos fótons com a matéria, em z \' 1100. Mostramos como é possível realizar, em teoria, uma tomografia desse potencial gravitacional em todo o universo observável e como a correlação desse sinal de polarização com o contraste de densidade de matéria poderia nos ajudar a restringir parâmetros cosmológicos. Entretanto, o fraco sinal esperado para essa polarização nos leva à conclusão de que uma tomografia do potencial gravitacional, através desse método, é impraticável no futuro próximo. / After a review of the foundations of modern cosmology and the cosmic microwave background anisotropies production mechanisms, we calculated the relation between the cosmic microwave background polarization caused by Thomson scattering in the ionized gas found in galaxy clusters and the gravitational potential from the photon decoupling epoch, on z \' 1100. We have shown how it is possible to make, in theory, a tomography of this potential over all the observable universe and how the correlation of this polarization signal with the matter density contrast could help us constrain cosmological parameters. However, the weak signal expected for this polarization shows that a gravitational potential tomography using this method is unfeasible in the near future.

Campos magnéticos de intensidade $\\sim \\mu$G são observados tanto em nossa galáxia, quanto em galáxias com alto desvio para o vermelho (\\emph{z}), onde o dínamo $\\alpha-\\Omega$ não deveria ter tempo para produzi-lo. Por conseguinte, uma origem primordial é indicada. Foi proposto que os campos primordiais surgiram em várias eras: durante a inflação, na transição de fase eletrofraca, na transição de fase quark hádron (TFQH), durante a formação dos primeiros objetos e durante a reionização. Nós sugerimos aqui, que estes campos magnéticos observados em galáxias através de medidas de rotação Faraday, têm sua origem em flutuações eletromagnéticas que naturalmente ocorreram no plasma quente e denso, existente logo após a TFQH. Nós evoluímos os campos previstos por nosso modelo até a época atual. O tamanho da região de coerência do campo magnético aumenta devido à fusão de regiões menores. Campos magnéticos de $\\sim 10 \\mu$G sobre regiões comóveis de $\\sim 1$ pc foram encontrados para \\emph{z} $\\sim 10$. Investigamos a amplificação destes campos sementes pelo dínamo turbulento em protogaláxias. A taxa de amplificação devido à um vórtice turbulento de raio $L$ com velocidade circular $V$ é da ordem de $V/L$. Enquanto o modelo padrão de dínamo tem um tempo de amplificação para um disco galáctico típico de $\\sim 10^{9}$ anos, o dínamo turbulento de pequena escala tem uma taxa de amplificação de $\\sim 10^{7}$ anos. Usamos as equações não-lineares para evolução da correlação magnética de forma a avaliar a evolução da amplificação destes campos na protogaláxia. Vários autores sugeriram uma origem gravitacional para os campos magnéticos em objetos celestes em rotação. Isto foi motivado em parte pela conjectura Schuster-Blackett (S-B), onde se propõe que os campos magnéticos em planetas e estrelas surgem devido à sua rotação. Neste cenário, correntes de massa neutra geram campos magnéticos, implicando na existência de um acoplamento entre os campos gravitacional e magnético. Nós também investigamos a possibilidade da conjectura S-B ser a origem dos intensos campos magnéticos em magnetares e \\emph{gamma ray bursts}. Além disso, estudamos a influência da pressões não térmicas, na determinação da massa de aglomerados de galáxias, usando dados públicos do XMM-Newton para 5 aglomerados de Abell. A pressão não térmica considerada aqui, é composta pelas componentes magnética e turbulenta. Nós consideramos estas duas componentes na equação do equilíbrio hidrostático e comparamos as estimativas de massa total, com os valores obtidos sem estas componentes. / Magnetic fields of intensities $\\sim \\mu$G are observed both in our galaxy and in high redshift (\\emph{z}) galaxies, where a mean field dynamo would not had time to produce them. Therefore, a primordial origin is indicated. It has been suggested that magnetic fields were created at various primordial eras: during inflation, the electroweak phase transition, the quark-hadron phase transition (QHPT), during the formation of the first objects, and during reionization. We suggest here that the magnetic fields observed in galaxies by Faraday Rotation Measurements (FRMs), have their origin in the electromagnetic fluctuations that naturally occurred in the dense hot plasma that existed just after the QHPT. We evolve the predicted fields to the present time. The size of the region containing a coherent magnetic field increased due to the fusion of smaller regions. Magnetic fields (MFs) $\\sim 10 \\mu$G over a comoving $\\sim 1$ pc region are predicted at redshift \\emph{z} $\\sim 10$. The amplification of these seed fields by the turbulent dynamo in a protogalaxy is here investigated. The e-fold amplification time by a turbulent eddy of radius $L$ with a circular velocity $V$ is on the order of $L/V$. Whereas the standard dynamo for a typical disk galaxy has an e-fold amplification time $\\sim 10^{9}$ years, the small scale turbulent dynamo has an e-fold time $\\sim 10^{7}$ years. We use the non-linear evolution equations for the magnetic correlations in order to analyze the amplifications of these fields in protogalaxies. Various authors have suggested a gravitational origin of the magnetic fields in rotating celestial bodies. It has been motivated, in part, by the Schuster-Blackett (S-B) conjecture, which suggests that the magnetic fields in planets and stars arise due to their rotation. In this scenario, neutral mass currents generate magnetic fields, implying the existence of a coupling between gravitational and electromagnetic fields. In this work, we investigate the possibility that the S-B conjecture is the origin of the intense magnetic fields near rotating compact objects, in particular connected with magnetars and gamma ray bursts. We also studied the influence of non-thermal pressure on the cluster mass determination using public XMM-Newton archival data for 5 Abell clusters. The non-thermal pressure considered here, is composed of the magnetic and the turbulent components. We also take into account these two non-thermal components in the hydrostatic equilibrium equation, and we compare the total mass estimated with the values obtained without assuming them.

O efeito Sunyaev-Zel\'dovich (ESZ) é uma das mais promissoras técnicas de investigação cosmológica envolvendo os aglomerados de galáxias e a radiação cósmica de fundo (RCF). Tal efeito é uma modificação no espectro planckiano da RCF devido à interação dos fótons com os elétrons energéticos que permeiam o meio intra-aglomerado. Nesta tese de doutorado, vinculamos alguns parâmetros cosmológicos e investigamos a estrutura dos aglomerados de galáxias. Para tal, consideramos amostras de aglomerados para os quais existem medidas conjuntas do ESZ e do brilho em Raios-X. Duas amostras são consideradas, a saber: os 25 dados compilados por de De Filippis et al. (2005), na qual os aglomerados são descritos por modelos isotérmicos (esférico e elíptico), e os 38 dados da amostra de Bonamente et al. (2006) que utilizam um modelo esférico, não isotérmico. Inicialmente, nós investigamos as implicações das diferentes descrições na obtenção do parâmetro de Hubble, $H_0$, no contexto do modelo $\\Lambda$CDM plano e em cosmologias mais gerais, como o $XCDM$ plano e $\\Lambda$CDM com curvatura. Os resultados dependem da amostra e das hipóteses subjacentes. Mostramos que a análise conjunta envolvendo o ESZ/Raios-X de aglomerados, as oscilações acústicas dos bárions e o parâmetro de desvio ({\\it shift parameter}) constituem uma técnica interessante para se determinar $H_0$ e que seu valor depende apenas fracamente da curvatura e do parâmetro da equação de estado da energia escura. Analisando as diversas amostras, nós obtemos também que a descrição elíptica de De Filippis et al. (2005) é a que melhor se ajusta com medidas independentes da física de aglomerados. Posteriormente, utilizando dados de aglomerados (ESZ/Raios-X) e adotando uma des\\-crição puramente cinemática do Universo, obtemos que a probabilidade do parâmetro de desaceleração ser negativo é de 92\\% para a amostra de Bonamente et al. (2006) e de 72\\% para o caso elíptico De Filippis et al. (2005). Ainda nesta linha, simulando os resultados dos vários mapeamentos de Sunyaev-Zeldovich que estão em andamento, discutimos a capacidade dessa técnica (em combinação com dados de Raios-X de aglomerados) para vincular parâmetros cosmológicos. Por outro lado, considerando que a obtenção das distâncias de diâmetro angular de aglomerados pela técnica do ESZ/raios-X depende da relação de dua\\-lidade, investigamos as conseqüências desta dependência de duas formas distintas: (i) testando a consistência entre a validade estrita da relação no modelo de concordância cósmica e as suposições utilizadas para descrever os aglomerados, e (ii) Considerando distâncias independentes (luminosidade e diâmetro angular) obtidas das supernovas Ia e dos aglomerados de galáxias, nós propomos um novo teste para a relação de dualidade que além de auto-consistente é independente de modelo cosmológico. Finalmente, para este teste, discutimos também influência dos diferentes tipos de ajuste das curvas de luz de supernovas. Nossos vínculos para $H_0$ e as conseqüências estatísticas baseadas na relação de dualidade, fornecem uma nova evidência de que a verdadeira geometria dos aglomerados tem uma forma elíptica. Tais resultados também reforçam o interesse pela pesquisa observacional de SZE e de raios-X de aglomerados em moderados e altos {\\it redshifts}. / The so-called Sunyaev-Zeldovich effect (SZE) is one of the most promising techniques for cosmological investigations involving galaxy clusters and the cosmic background radiation (CMB). Such an effect is a modification of the Planckian spectrum due to the interaction between the CMB photons and the hot electrons filling the intracluster medium. In this PhD thesis, we constrain some cosmological parameters and investigate the structure of galaxy clusters based on some samples for which the cluster are endowed with simultaneous measurements of SZE and X-ray surface brightness. Two different samples of galaxy clusters are considered, namely: the 25 data compiled by De Fillippis et al. (2005), and the 38 data sample of Bonamente et al. (2006), based on the non-isothermal spherically symmetric model. Initially, we constrain the value of the Hubble parameter, $ H_0 $, by taking into account the different assumptions underlying the galaxy cluster samples in the context of a flat $\\Lambda$CDM model, as well as, for more general cosmologies like the flat XCDM model and $\\Lambda $CDM with curvature. The results depend on the model assumptions and samples. It is also found that a joint analysis involving ESZ/Raios-X of clusters, the baryon acoustic oscillations (BAO) and shift parameter, constitutes an interesting technique for constraining the Hubble parameter and that its value is weekly dependent on the curvature, as well as on the equation of state parameter of the dark energy. By analysing the different samples, we conclude that the elliptical description of the De Filippis et al. (2005) provides the best quality description in comparison with measurements that are independent from galaxy clusters physics. Furthermore, by using galaxy cluster data (SZE/X-ray) and adopting a purely kinematical description for the universal expansion, we obtain that the decelerating parameter is negative with 92 \\% and 72 \\% of the probability by using the Bonamente et al. (2006) and De Filippis et al. (2005) samples, respectively. By simulating future data set, the ability of the ongoing SZE observations to obtain tighter constraints on the expansion history through SZE/X-ray technique is also discussed. On the other hand, since the SZE/X-ray technique for measuring angular diameter distance of clusters depends on the cosmic distance duality relation (DD relation) validity, we investigate the consequences of such a dependence in two distinct ways: (i) we test the consistence between the strict validity of DD relation in the framework of the $\\Lambda$CDM model (WMAP7) and the different assumptions underlying the galaxy cluster geometries, and (ii) we propose a self-consistent and model-independent test for the DD relation by using type Ia supernovae and galaxy clusters data. Finally, for such a test, we also analyse the influence of the different supernovae light curve fitter methods. Our constraints for $H_0$ and the statistical consequences of the distance duality relation provide a new evidence that the true geometry of galaxy clusters is provided by the elliptical form. Such results also reinforce the interest for the observational research involving the Sunyaev-Zeldovich and X-rays from galaxy clusters at moderate and high {\\it redshifts}.

Após uma revisão das bases da cosmologia moderna e dos mecanismos de produção de anisotropias na radiação cósmica de fundo, calculamos a relação entre a polarização da radiação cósmica de fundo causada por espalhamento Thomson no gás ionizado presente em aglomerados de galáxias e o potencial gravitacional da época do desacoplamento dos fótons com a matéria, em z \' 1100. Mostramos como é possível realizar, em teoria, uma tomografia desse potencial gravitacional em todo o universo observável e como a correlação desse sinal de polarização com o contraste de densidade de matéria poderia nos ajudar a restringir parâmetros cosmológicos. Entretanto, o fraco sinal esperado para essa polarização nos leva à conclusão de que uma tomografia do potencial gravitacional, através desse método, é impraticável no futuro próximo. / After a review of the foundations of modern cosmology and the cosmic microwave background anisotropies production mechanisms, we calculated the relation between the cosmic microwave background polarization caused by Thomson scattering in the ionized gas found in galaxy clusters and the gravitational potential from the photon decoupling epoch, on z \' 1100. We have shown how it is possible to make, in theory, a tomography of this potential over all the observable universe and how the correlation of this polarization signal with the matter density contrast could help us constrain cosmological parameters. However, the weak signal expected for this polarization shows that a gravitational potential tomography using this method is unfeasible in the near future.

Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico / In this work, we investigated differences between stellar populations of galaxies that are part of a cluster with and without substructures. We used optical spectra obtained from Sloan Digital Sky Servey III DR10 for the galaxies of a sample of 1052 clusters selected from Wen et al. (2012) and Tempel et al. (2012) catalogues. For the Wen et al. (2012) catalog, we excluded interlopers by applying the method Shifting gapper to the coordinates and redshifts of all extended sources inside 5 Mpc of radial distance to the center of each system. In order to detect substructure and to estimate the velocity dispersion of individual structures, we used the LocKE algorithm. The individual systems inside clusters with substructure have been classified between primary and secondary, according to their mass dominance. We used the stellar populations synthesis program starlight from Cid Fernandes et al. (2005) to characterize the stellar populations of the galaxies in each structure, and we compared the average results obtained for different types of structure. Substructures have been found in 44% of our sample. The average masses of individual structures, estimated by virial analysis, is 4.5×1014M⊙. The mean stellar age and the mean metallicity obtained for the galaxies is 8.7 ± 2.0×109 years and Z=0.023 ± 0.009, respectively. The mean stellar age distribution for the clusters without substructure, and the primary and secondary structures, show some significant differences. Investigating the stellar populations according to the galaxy luminosity, we found that, in any type of structure, the mean stellar age grows with luminosity, while the fraction of galaxies with mean stellar age less than 6×109 years, decreases. For clusters without substructures, primary and secondary with less mass than 1014.5M⊙, the mean stellar age and luminosity do not show significant differences; however, in massive structures, the mean stellar age increases in the order secondary-primary-without substructure, while the fraction of galaxies with mean stellar age less than 6×109 years decreases. This result suggests that, although the main parameter that affects the stellar age of a galaxy is its mass, the environment also play a significant role, particularly in massive systems. / Neste trabalho, investigamos diferenças entre populações estelares de galáxias que fazem parte de aglomerados com e sem subestruturas. Para isso, utilizamos espectros óticos obtidos pelo Sloan Digital Sky Survey III DR10 para as galáxias de uma amostra de 1052 aglomerados oriundos dos catálogosWen et al. (2012) e Tempel et al. (2012). Para os aglomerados do catálogoWen et al. (2012), realizamos a exclusão de galáxias intrusas aplicando o método shifting gapper às coordenadas e redshifts de todas as fontes extensas a 5 Mpc de distância radial ao centro de cada sistema. Para detectar subestruturas e estimar a dispersão de velocidades das estruturas individuais, utilizamos o algoritmo LocKE. Os sistemas individuais de aglomerados com subestruturas foram separados entre estrutura primária e secundária, de acordo com sua dominância em massa. Utilizamos o programa de síntese de populações estelares Starlight de Cid Fernandes et al. (2005) para caracterizar as populações estelares das galáxias de cada estrutura, e comparamos os resultados médios obtidos entre os diferentes tipos de estrutura. Foram detectadas subestruturas em 44% de nossa amostra. O valor médio das massas das estruturas individuais, estimadas via análise virial, é de 4.5×1014M⊙. A idade estelar média e a metalicidade média obtidas para as galáxias da amostra são de 8.7 ± 2.0×109 anos e Z=0.023 ± 0.009 respectivamente. As distribuições de idade estelar média entre aglomerados desprovidos de subestrutura, e as estruturas primária e secundária, apresentam diferenças pouco significativas. Investigando as populações estelares em função da luminosidade das galáxias, encontramos que, em qualquer tipo de estrutura, a idade estelar média cresce com a luminosidade, enquanto que a fração de objetos com idade estelar média menor do que 6×109 anos diminui. Para aglomerados sem subestrutura, primários e secundários e com massa inferior a 1014.5 M⊙, a idade estelar média e a luminosidade não apresentam diferenças significativas; porém, em estruturas mais massivas, a idade estelar média aumenta no sentido secundária-primária-sem subestrutura, enquanto que a fração de galáxias com idade estelar média menor do que 6×109 anos diminui. Esse resultado sugere que, embora o principal parâmetro que afeta a idade estelar de uma galáxia seja sua massa, o ambiente também desempenha um papel significativo, em particular em sistemas mais massivos.

In this thesis, we aim to further elucidate the phenomenon of galaxy evolution in the environment of galaxy clusters using the methodology of numerical simulations. For that, we have developed hydrodynamic models in which idealized gas-rich galaxies move within the ICM of idealized galaxy clusters, allowing us to probe in a detailed and controlled manner their evolution in this extreme environment. The main code used in our simulations is RAMSES, and our results concern the changes in gas composition, star formation rate, luminosity and color of infalling galaxies. Additionally to processes taking place inside the galaxies themselves, we have also described the dynamics of the gas that is stripped from those galaxies with unprecedented resolution for simulations of this nature (122 pc in a box including an entire 1e14 Msun cluster), finding that clumps of molecular gas are formed within the tails of ram pressure stripped galaxies, which proceed to live in isolation within the ICM of a galaxy cluster for up to 300 Myr. Those molecular clumps possibly represent a new class of objects; similar objects have been observed in both galaxy clusters and groups, but no comprehensive description of them has been given until now. We additionally create a hydrodynamic model for the A901/2 multi-cluster system, and correlate the gas conditions in this model to the locations of a sample of candidate jellyfish galaxies in the system; this has allowed us to infer a possible mechanism for the generation of jellyfish morphologies in galaxy cluster collisions in general. / Nesta tese, nós visamos a contribuir para o entendimento do fenômeno da evolução de galáxias no ambiente de aglomerados de galáxias usando a metodologia de simulações numéricas. Para isso, desenvolvemos modelos hidrodinâmicos nos quais galáxias idealizadas ricas em gás movem-se em meio ao gás difuso de aglomerados de galáxias idealizados, permitindo um estudo detalhado e controlado da evolução destas galáxias neste ambiente extremo. O principal código usado em nossas simulações é o RAMSES, e nossos resultados tratam das mudanças em composição do gás, taxa de formação estelar, luminosidade e cor de galáxias caindo em aglomerados. Adicionalmente a processos acontecendo dentro das próprias galáxias, nós também descrevemos a dinâmica do gás que é varrido dessas galáxias com resolução sem precedentes para simulações dessa natureza (122 pc em uma caixa incluindo um aglomerado de 1e14 Msun inteiro), encontrando que aglomerados de gás molecular são formados nas caudas de galáxias que passaram por varrimento de gás por pressão de arraste, aglomerados estes que procedem a viver em isolamento em meio ao gás difuso de um aglomerado de galáxias por até 300 Myr. Esses aglomerados moleculares possivelmente representam uma nova classe de objetos; objetos similares foram previamente observados tanto em aglomerados quanto em grupos de galáxias, mas um tratamento compreensivo deles não foi apresentado até agora. Nós adicionalmente criamos um modelo hidrodinâmico para o sistema multi-aglomerado A901/2, e correlacionamos as condições do gás nesse modelo com a localização de uma amostra de galáxias jellyfish nesse sistema; isso nos permitiu inferir um possível mecanismo para a geração de morfologias jellyfish em colisões de aglomerados de galáxias em geral.