EN CASTELLANO:En este trabajo se ha realizado un estudio de la estructura espacial y cinemática de la componente estelar joven de la Galaxia en el entorno solar en tres escalas diferentes, que han permitido estudiar la estructura espiral galáctica, el Cinturón de Gould y la componente estelar joven en el entorno solar más cercano.Se han construido tres muestras de estrellas con datos procedentes del catálogo Hipparcos. La primera de ellas está formada por estrellas de los tipos espectrales O y B, y contiene información astrométrica, fotométrica, velocidades radiales y diversos parámetros físicos de las estrellas, incluyendo la edad. La segunda muestra contiene todas las estrellas variables cefeidas del catálogo Hipparcos, con información astrométrica, distancias calculadas a partir de dos calibraciones periodo-luminosidad y velocidades radiales. Finalmente, se ha recopilado toda la información existente hasta la fecha en la bibliografía referente a las asociaciones locales jóvenes que han sido descubiertas en el entorno solar más cercano durante los últimos años.A partir de las muestras de estrellas que se han construido se ha estudiado, en primer lugar, la estructura espiral de la Galaxia. Los resultados más destacados en este apartado son que el Sol se encuentra situado en la parte externa del brazo espiral más cercano y fuera del círculo de corrotación. Ambos resultados pueden tener una gran importancia en la historia de la formación estelar reciente en el entorno solar. También se ha obtenido un valor negativo (y significativo) para la divergencia del campo de velocidades (término K). Los resultados obtenidos han sido validados a través de unas simulaciones, que han permitido obtener una estimación externa de los errores y una evaluación de los sesgos que afectan a los diferentes parámetros obtenidos.A una escala a 1 kpc de distancia heliocéntrica, la estructura dominante en el entorno solar es el denominado Cinturón de Gould, que contiene la mayor parte de las estrellas jóvenes y nubes de polvo y gas de esta región. En nuestro trabajo hemos obtenido los parámetros de orientación del Cinturón y se ha estudiado su peculiar cinemática, tras la realización de unas simulaciones con los mismos objetivos que las mencionadas anteriormente. Se ha obtenido que las estrellas del complejo de Scorpio-Centaurus (Sco-Cen) presentan una cinemática que no se ajusta a la prevista por los diversos modelos que intentan explicar la evolución cinemática del Cinturón. También se ha obtenido que el movimiento de expansión de esta estructura no parece ser un efecto global, ya que se restringe a los primeros ~250 pc de distancia heliocéntrica.Finalmente, el estudio de la integración de las órbitas hacia atrás en el tiempo de las asociaciones locales jóvenes y de los miembros del complejo de Sco-Cen nos ha permitido inferir que las primeras no se formaron en el interior de este complejo, sino en pequeñas nubes moleculares situadas en sus alrededores, y que previamente habían sido expulsadas. Por otro lado, se ha visto que alguna supernova de estas asociaciones locales jóvenes fue probablemente la responsable del recalentamiento de la Burbuja Local hace unos pocos millones de años. Finalmente, teniendo en cuenta los resultados obtenidos en diversos apartados de este trabajo, se ha propuesto un escenario para la formación estelar reciente en el entorno solar a partir del impacto de una gran nube molecular con el brazo espiral interno, que dio lugar, en diferentes fases, al complejo de Sco-Cen y a las asociaciones locales jóvenes. / Title: "On the spatial and kinematic structure of the young stellar component in the solar neighbourhood" Text: The spatial and kinematic structure of the young stellar component in the solar neighbourhood has been analysed on three different scales, which have allowed the study of the galactic spiral structure, the Gould Belt, and the young stellar component in the solar neighbourhood.Three stellar samples have been constructed with data coming from the Hipparcos catalogue. The first one is composed of O- and B-type stars, and contains not only the astrometric data from Hipparcos but also other relevant astrophysical data. The second sample contains all the Hipparcos Cepheid stars with astrometry, distances and radial velocities. Finally, the third sample compiles all the information published in the literature on the young local associations that have been discovered in the solar neighbourhood over the last years.From these stellar samples we have studied, firstly, the galactic spiral structure. The most important results in this section are the location of the Sun at the external side of the nearest spiral arm and outside the corotation circle. We have also obtained a negative (and significant) value for the divergence of the velocity field (K term). Our results have been checked through a set of simulations that have made possible an external estimation of the errors and an evaluation of the biases affecting the obtained parameters. The most important structure present in the solar neighbourhood at a 1-kpc scale is the so-called Gould Belt. We have derived the orientation parameters of the Gould Belt and studied its peculiar kinematics, after carrying out a set of simulations. We have found that the stars belonging to the Scorpio-Centaurus (Sco-Cen) complex present a kinematic behaviour that is not well explained in the frame of the several models proposed for the kinematic evolution of the Belt. We have also found that the expansion motion of this structure does not seem to be a large-scale effect, since it is only observed in the first ~250 pc from the Sun.The integration of the orbits back in time for the young local associations and the members of the Sco-Cen complex has led to the conclusion that the former were not born inside this complex, but in previously-ejected small molecular clouds. Also, we presume that some supernovae from these associations could be responsible for the heating of the Local Bubble a few million years ago. Finally, the scenario for the recent star formation in the solar neighbourhood proposed is the impact of a large molecular cloud with the internal spiral arm, which produced, on different phases, the birth of the Sco-Cen complex and the young local associations.

One of the most intriguing features of the stellar velocity distribution in the solar neighbourhood is the existence of moving groups. At present, the origin of these kinematic structures is far from completely understood although it is more than 140 years since they were discovered. Nowadays, several explanations for their origin are considered: cluster disruption, dynamical effects induced by the non-axisymmetric components (spiral arms and bar) of the Milky Way (MW), remnants of past accretion events and external dynamical effects on the disc resulting from interaction events. It has already been shown that the effects of the bar and the spiral arms of the MW can induce kinematic groups in the local stellar velocity distribution. The aims of this thesis are: i) to characterise the observed moving groups, establishing observational insights into their origin, and ii) to explore to what extent we can use the kinematic imprints to constrain the large-scale structure of the MW and its recent evolution. To undertake the observational study we have compiled an extensive compendium with the best available astrometric and photometric data for more than 24000 stars in the solar neighbourhood. We have applied the Wavelet Denoising multiscale technique to this sample to characterise and analyse the moving groups in the U-V-age-[Fe/H] space. We find that the dominant kinematic structures in the U-V plane are the branches of Sirius, Coma Berenices, Hyades-Pleiades and Hercules. From the large spread of ages and metallicities inside them, we refuse the models that relate their origin to cluster disruption. The Hercules branch is more conspicuous in the region of inner galactocentric radius, and for a region near the Sun in comparison to a region that is located further in the direction of rotation. For Hyades-Pleiades, Coma Berenices and Sirius the more negative the V component, the higher the mean metallicity. The Hercules branch does not follow this correlation and has a higher metallicity dispersion. On the other hand, we have performed test particle simulations with the ame model to explore the phase space available to the local stellar distribution. This is a specific potential model for the MW which is very flexible and has been tuned to reproduce some recent observational constraints. We have also considered a great variety of initial conditions and integration procedures. This methodology has allowed to study the imprints of the spiral arms and the bar on the velocity distribution at different disc positions. We have also used a method to ascertain the regularity of the orbits in the U-V plane. Our results show that the bar and the spiral arms create strong kinematic imprints on the velocity distributions. When the spiral arms and the bar act together, individual imprints of each component can be still identified in the final velocity distributions. The spiral arms crowd the kinematic region of Hercules and not only the bar, as traditionally believed. The arms also induce slightly tilted kinematic branches that resemble some of the observed ones. The low angular momentum moving groups such as Arcturus can have an origin related to the bar acting on a relatively hot stellar disc, which introduces a new perspective on the interpretation of its extragalactic origin. Our analysis of the observations and and simulations indicates that it is very feasible that some of the observed moving groups have an origin related to the spiral arms and the bar. We find that the induced stellar kinematics groups depend on the properties of the non-axisymmetric components. We discuss if it is currently possible to use the stellar phase space groups as constraints to the large-scale structure and evolution of the MW.KEY WORDS: Galactic dynamics & kinematics, Milky Way, Solar Neighbourhood, Galactic Structure / S'ha demostrat que els efectes de la barra i els braços espirals de la Via Làctia (MW) poden induir grups cinemàtics en la distribució de velocitats local. Els objectius d'aquesta tesi són: i) caracteritzar els grups mòbils observats, aportant més coneixement al seu origen, i ii) explorar fins a quin punt podem utilitzar les empremtes cinemàtiques per restringir la estructura a gran escala de la Via Làctia. D'una banda hem aplicat la tècnica del Wavelet Denoising a un compendi de dades cinemàtiques, edats i [Fe/H] per a més de 24000 estrelles de l'entorn solar. Hem trobat que les estructures cinemàtiques dominants en el pla cinemàtic són les branques de Sirius, Coma Berenices, Hyades-Pleiades i Hercules. Degut a la gran dispersió d'edats i metal·licitats dins de les branques, refusem els models que expliquen els grups mòbils com a restes de cúmuls estel·lars. La branca d'Hercules és més rellevant a la regió de radis interiors i en la regió propera al Sol en comparació a la zona cap a la rotació Galàctica. Per Hyades-Pleiades, Coma Berenices i Sirius, com més negativa és la component V de la branca, més gran és la seva metal·licitat mitja. Per altra banda, hem realitzat simulacions de partícules test en un potencial flexible de la MW, consistent amb diverses restriccions observacionals. El nostre treball ha mostrat que la barra Galàctica i els braços espirals creen fortes empremtes cinemàtiques. El braços poblen la regió cinemàtica d'Hercules i no únicament la barra. Els braços també indueixen branques cinemàtiques lleugerament inclinades semblants a les observades. Els grups a baix moment angular com Arcturus poden ser creats per la barra actuant sobre un disc calent i no necessàriament tenir origen extragalàctic. En les simulacions on els braços espirals i la barra actuen alhora, identifiquem empremtes individuals de cada component en les distribucions de velocitat finals. Trobem que els grups cinemàtics induïts depenen de l'estructura del model i de les condicions inicials dels experiments. Finalment discutim si es actualment possible utilitzar els grups estel·lars de l'espai fase com a restriccions de l'estructura a gran escala i evolució de la MW.

La muñeca es una articulación compleja con un mecanismo de estabilización muy complicado. Se conocen bien las estructuras anatómicas que aseguran una correcta transmisión de cargas a través de ella de un modo estático, se ignoran, en cambio, muchos de los mecanismos dinámicos neuromusculares que modulan dicha transmisión de forma óptima. La evolución natural de una lesión ligamentosa que ocasiona inestabilidad en el carpo, suele ser una artrosis generalizada e incapacitante para el enfermo. Sin embargo, no son raros los casos en que una lesión ligamentosa no cursa con dolor ni causa una gran incapacidad funcional. En estos casos, se ha postulado la posibilidad de que la acción muscular ha compensado el fallo de función ligamentosa, evitando de esta manera que se produzca una inestabilidad articular. Para valorar la influencia que tienen los músculos periarticulares en la posición y orientación de los huesos del carpo cuando los ligamentos primarios fallan, hemos realizado un estudio con veinte antebrazos de cadáver criopreservados, que previamente no presentaban ninguna lesión ligamentosa ni ósea que pudiera alterar el resultado del estudio. Simulamos la contracción muscular mediante la carga axial de los músculos motores directos de la muñeca (FCR, FCU, APL, ECRL y ECU), de manera proporcional al área de sección fisiológica y actividad electromiográfica de cada músculo, antes y después de crear una inestabilidad escafolunar en diez antebrazos, y una inestabilidad lunopiramidal en otros diez. El movimiento que presentan los huesos del carpo se registra a través de un dispositivo de rastreo en las tres direcciones del espacio, mediante unos sensores colocados en escafoides, piramidal y hueso grande; comparamos situaciones similares de carga muscular, antes y después de cada inestabilidad con el test de Wilcoxon. En los casos con inestabilidad escafolunar, observamos que la acción de los músculos supinadores de la fila distal (ECRL y APL) no altera significativamente el movimiento de los huesos del carpo después de producir la disociación. El FCU, aunque es un supinador tiene un efecto negativo sobre esta articulación, ya que produce rotaciones opuestas en el escafoides y el piramidal aumentando la disociación. La contracción aislada del ECU, produce una pronación de la fila proximal y distal, que desestabiliza al escafoides en los tres planos del espacio, produciendo la típica subluxación rotatoria del escafoides. El FCR, aunque es un pronador de la fila distal y del piramidal, produce una supinación en el escafoides, con lo que provoca un acercamiento dorsal de la pareja piramidal-semilunar al escafoides, relajando la articulación, por lo que su efecto es beneficioso para este tipo de inestabilidad. En cuanto a la inestabilidad lunopiramidal, el efecto de los músculos supinadores de forma aislada (APL, ECRL y FCU) aumenta la flexión del piramidal y produce una supinación de la pareja escafoides-semilunar provocando una incongruencia articular y el típico resalte de esta inestabilidad. En cambio, el efecto aislado del ECU, produce cambios en la movilidad de los huesos del carpo que benefician a la articulación lunopiramidal, manteniéndola reducida. Por lo tanto, podemos concluir que ante una inestabilidad escafolunar dinámica, la fisioterapia de la mano debería basarse en la inhibición del ECU y del FCU y en el entrenamiento propioceptivo del ECRL, APL y FCR; en cambio, cuando existe una inestabilidad lunopiramidal hay que potenciar la contracción isométrica del ECU, e inhibir la acción de los músculos supinadores (APL, ECRL y FCU). Por otra parte, la manera de ferulizar la muñeca sería forzando una supinación intracarpiana y una desviación cubital de la muñeca en los casos con lesión aguda parcial del ligamento escafolunar, y mediante una pronación intracarpiana en los casos con lesión aguda parcial del ligamento lunopiramidal. / Twenty cadaveric forearms were tested using a wrist testing apparatus designed to investigate the mechanisms of muscle stabilization of the wrist. In ten specimens we created a scapholunate ligament disruption, while another ten we did a lunotriquetral dissociation. The specimens were set in a jig allowing the distal row to migrate proximally and rotate around the axis of pronosupination. Five wrist motor tendons (FCR, FCU, ECU, ECRL and APL) were loaded with specific weights. Reactive rotations of the scaphoid, triquetrum and capitate were measured by an electromagnetic motion tracking device before and after sectioning specific carpal ligaments. We compared similar situations of load before and after creating the dissociation with the Wilcoxon test. With scapholunate dissociation the action of supinator muscles (ECRL and APL) do not alter the movement of the carpal bones; the FCU has a negative effect on the scapholunate joint, as it produces opposite rotations between the scaphoid and lunate that increase the instability. Individual loading of ECU induces a pronation of the distal and proximal row, that destabilizes the scaphoid in the three space planes, producing the typical rotary subluxation of the scaphoid. The FCR has a supination effect on the scaphoid while it pronates the triquetrum and the distal row, this keeps the scapholunate joint closed. With the disruption of the lunotriquetral ligaments, individual loading of the supinator muscles (APL, ECRL and FCU), increases significantly the amount of flexion and supination exhibited by the triquetrum, this produces a joint incongruity that determines the presence of the typical lunotriquetral clunking. However, the ECU protects against carpal collapse, keeping the joint reduced. In conclusion, we can suppose that hand therapy in dynamic scapholunar dissociations should aim at proprioceptionally training the ECRL, APL and FCR muscles and an inhibition of ECU and FCU; while in dynamic lunotriquetral dissociations we must emphasize isometric contraction of the ECU and inhibit the action of the supinator muscles. Anyway, splinting of the wrist should be with intracarpal supination and wrist ulnar deviation in case of partial injury of scapholunate ligament, and with intracarpal pronation in case of partial injury of lunotriquetral ligament.

S'estudia la superposició de dos sistemes estel·lars a partir de l'aproximació de Chandrasekhar sota la hipòtesi de simetria cilíndrica, en un cas general no estacionari. Les equacions diferencials de Chandrasekhar es resolen simultàniament per a ambdòs subsistemes, amb un potencial comú, menant a un conjunt de lligams cinemàtics on intervenen els moments centrats de la distribució de velocitats. La distribució trivariada de velocitats de cada població s'obté a partir de la distribució conjunta,i l'estimació d'errors es realitza tot fent ús de les equacions de lligadura, mitjançant aritmètica intervàlica. El model de mescla s'aplica a tres mostres de l'entorn solar, on es dóna compte del conjunt total de moments parcials fins a quart ordre. En particular, s'explica la desviació del vèrtex i el moviment relatiu -no només en rotació- dels subsistemes. També s'obtenen els potencials compatibles amb el model de superposició. Les proporcions de mescla, les velocitats mitjanes i els moments de les poblacions obtinguts es fan servir per a descriure, des d'un punt de vista cinemàtic, les principals poblacions locals. / Under Chandrasekhar's approximation and xially symmetric hypotheses, the superposition of two stellar systems is studied in a general non-stationary case. Chandrasekhar's differential equations are simultaneously solved for both subsystems, with a common potential, leading to a set of kinematical constraints involving the central moments of the velocity distribution. The trivariate velocity distribution of population components is derived from the total one, and error estimation is carried out from the constraint equations by using interval arithmetics. The mixture model is applied to three samples of the solar neighborhood, giving account of the whole set of partial central moments up to fourth order. In particular, the vertex deviation and the relative movement of the subsystems --not only in rotation-- are explained. Moreover, some admissible potentials are pointed out. The resulting mixture proportions, mean velocities, and the population moments are used to kinematically describe the main local stellar populations.Keywords: Stellar populations, local velocity distribution, mixture distributions, stellar dynamics and kinematics.

El estudio de las propiedades de la población de enanas blancas de la Galaxia es muy amplio, e implica aportaciones en diferentes campos de la astrofísica, tales como evolución estelar, dinámica galáctica, estudio de la materia oscura o análisis de bases de datos, entre otros. Las enanas blancas, por otra parte, son objetos cuya configuración física es lo suficientemente estable como para permitir el desarrollo de modelos teóricos muy precisos. Este hecho unido a la característica de tales estrellas de ser objetos muy viejos presenta al conjunto de enanas blancas como candidatos ideales para el estudio de la formación y estructura de la Galaxia.Bajo estas condiciones hemos desarrollado un modelo, basado en las técnicas de simulación Monte Carlo, de la población de enanas blancas, tanto del disco como del halo galáctico. Las simulaciones realizadas presentan los avances más recientes en la física de las enanas blancas a la par que incluyen de manera realista el proceso de selección observacional. Con la construcción de un modelo preciso podemos extraer la mayor información posible de los datos observacionales, analizar los posibles sesgos estadísticos derivados del proceso de selección, al igual que comprobar los resultados de los modelos teóricos o estimar futuras predicciones.En primer lugar hemos realizado un estudio detallado y exhaustivo de la población de enanas blancas del disco galáctico. Este estudio se ha centrado en dos grandes bloques: el análisis de las propiedades cinemáticas y el estudio de la función de luminosidad. En este sentido hemos comprobado que los efectos de la ley de altura patrón no son en modo alguno despreciables y que pueden influir en la determinación de la edad del disco. Igualmente hemos analizado de forma especial la función de luminosidad, su completitud, sus sesgos observacionales, y una valoración estadística basada en las técnicas de estimación bayesiana de la edad del disco, obteniendo un valor de 13.5 Gyr con un error típico de 0.8 Gyr.A continuación hemos analizado los posibles efectos de un episodio de mezcla en el disco galáctico. Tras analizar diferentes escenarios hemos podido comprobar que un tal episodio de mezcla tendría efectos nulos en la función de luminosidad, mientras que por el contrario existirían efectos apreciables en la distribución cinemática.Por otra parte, mediante la implementación de una algoritmo de inteligencia artificial y utilizando nuestras simulaciones de la población del disco y del halo hemos realizado una clasificación de la población de enanas blancas a partir de un catálogo observacional. Esta clasificación nos ha permitido construir una función preliminar de las enanas blancas del halo que mejora substancialmente los datos anteriores.Por último hemos analizado con detalle las propiedades de la población de enanas blancas del halo. En particular, hemos estudiado la contribución de estos objetos a la materia oscura de la galaxia. A tal efecto, hemos simulado los experimentos de microlentes en la dirección de la Gran Nube de Magallanes, al igual que estudiado el número de posibles objetos detectables por el Hubble Deep Field.

En este trabajo abordan diversos problemas relacionados con los flujos de fluido en régimen turbulento. El principal problema tratado es el de la dispersión de partículas en tiempos intermedios. Se analizan también las funciones de estructura a pequeña escala.En la primera parte, además de las ecuaciones de fundamentales de la Dinámica de Fluidos y de algunas herramientas estadísticas básicas, se tratan los temas de turbulencia bidimensional, espectro de energía, correlaciones de velocidad, escalas de la turbulencia, intermitencia, métodos numéricos y dipersión de partículas en flujo turbulento.En la segunda parte de la Tesis se analizan dos métodos numéricos de base muy diferente. El primero es una Simulación Numérica Directa (DNS), con la que se resuelve, de forma explícita, todas las escalas de un flujo turbulento a partir de las ecuaciones de la dinámica. Esto limita fuertemente el número de Reynolds de la simulación. El segundo método es conocido como Simulación Cinemática (KS), donde la única ecuación de la dinámica que se considera es la condición de continuidad.En la KS el flujo turbulento es simulado como la superposición de una serie de modos de Fourier. A cada modo le correponde una escala, determinada por un vecor número de onda, y una energía, dada por el coeficiente del modo. Estos coeficientes son calculados a partir del espectro de energía del campo que se pretende simular. Las características más importantes del campo simulado mediante la KS son:"No hay malla de discretización ni extrapolación a pequeñas escalas de espacio y tiempo. El campo es calculado en cualquier instante y cualquier posición. Esto lo hace especialmente atractivo para análisis Lagrangiano."Es posible elegir diferentes parámetros del flujo: espectro de energía, escalas, energía total, número de Reynolds.En la última parte de la Tesis se muestran los resultados de dos análisis diferentes realizados con la KS.En primer lugar se realiza una comparación exhaustiva de un flujo bidimensional generado mediante KS con otro, con idéntico espectro de energía, simulado con una DNS. Sobre ambos se realiza un análisis comparativo tanto Euleriano como Lagrangiano. El análisis Euleriano muestra bastantes diferencias entre ambos flujos. Las funciones de estructura, sin embargo, con muy semejantes a pequeña escala. El análisis Lagrangiano ofrece resultados sorprendentes en cuanto a semejanza entre un flujo y otro. El valor de la escala integral Lagrangiana de tiempo permite ajustar la evolución temporal de la KS. La dispersión absoluta es afectada por las estructuras coherentes debidas a la dinámica presente en el flujo simulado mediante la DNS, y ausentes en la KS. Estas estructuras coherentes dinámicas no parecen afectar a la evolución temporal de la dispersión relativa.En segundo lugar se realizan dos series de experimentos con la KS, analizando diferentes aspectos de la variación de la ley espectral del flujo turbulento. En la primera serie de experimentos se varia la ley espectral manteniendo uniforme la energia total del campo. Se analizan, por un lado, la estructura de la turbulencia para diferente ley espectral de potencia, y se propone una expresión para la función de estructura de orden p en función de la escala y de la ley espectral, para escalas menores que la microescala de Taylor. Por otro lado, se analiza también el efecto sobre la dispersión relativa.En la segunda serie de experimentos se varia la ley espectral manteniendo uniformes las escalas características del campo, de forma que se obtienen fuertes variaciones de energía. Se analiza el efecto sobre la dipersión relativa, observándose que se cumple la ley de Richardson generalizada, independientemente de la energia del campo, para espectros con potencia menor que 2. / In this work we study different problems related to the flow of fluids in turbulent motion. The main problem on which we focus is the particle dispersion for middle times. Structure functions on a small scale are analised as well.In the first part, besides the fundamental dynamic equations and some basic statistical tools, the following points are discussed: bidimensional turbulence, energy spectrum, velocity correlations, scales of turbulence, intermitence, numerical methods and particle dispersion in turbulent flow.In the second part, two numerical methods with very different bases are analised. The first one is a Direct Numerical Simulation (DNS), where all the scales of the flow are explicitly resolved from the dynamic equations. The second model is known as Kinematic Simulation (KS), where the only dynamic equation involved is the continuity condition.With the KS the turbulent flow is simulated as a superposition of a Fourier modes series. Every mode is related to a scale which is brougth about by a wavenumber vector, and an energy which is given by the mode coefficient. These coefficients are calculated from the energy spectrum of the simulated field.The most important characteristics of the KS simulated field are:"There is no discretitation grid nor small time and space scales interpolation. The field can be calculated in any time and any position. This makes this model specially attractive for Lagrangian analysis."It is possible to choose between different parameters: energy spectrum, scales, total energy, Reynolds number.In the last part of the thesis, the results of two different analysis carried out with KS are shown.In first place, an exhaustive comparison of a bidimensional flow generated by KS and another with an identical energy spectrum generated by DNS, is performed. With both a comparative analysis Eulerian and Lagrangian is carried out. The Eulerian analysis shows various differences between both flows. However, the structure functions are very similar on small scales. The Lagrangian analysis gives surprising results with regard to the similarity between both flows. The value of the Lagrangian integral time scale allows the KS temporary evolution to be adjusted. The absolute dispersion is affected by the coherent structures due to the dynamic present in the DNS simulated flow, which are absent in the KS. These dynamic coherent structures don't seem to affect the temporary evolution of the relative dispersion.In second place, two experimental series with KS are carried out, analysing different aspects of the variation of the spectral law of turbulent flow. In the first experimental series, the spectral law is modified keeping the total energy of the field uniform. On one hand, the structure of the turbulence for different spectral laws are analysed and an expression for the p-order structure function for scales smaller than the Taylor microscale, is proposed. On the other hand, the effect on the relative dispersion is analysed.In the second experimental series, the spectral law is modified keeping the field characteristic scales uniform, obtaining strong energy variations. The effect on the relative dispersion is analysed, observing that the generalized Richardson law is fulfilled, independently of the field energy, and for spectra with

Aquesta tesi tracta el problema del posicionament de robots mòbils quan, en el decurs del moviment, es realitzen mesures angulars relatives al robot de l'orientació de la recta entre un dels seus punts i punts de l'entorn de posició coneguda. Es considera que les mesures angulars són fetes per un sensor làser giratori que detecta diferents reflectors catadiòptrics fixos.La contribució principal és el desenvolupament d'un algorisme dinàmic, basat en un filtre de Kalman estès (EKF), que estima a cada instant de temps l'estat format pels angles associats als reflectors. La simulació hodomètrica dels angles entre mesures directes del sensor làser garanteix l'ús consistent i continuat dels mètodes de triangulació per a determinar la posició i l'orientació del robot.Inclou simulacions informàtiques i experiments per a validar la precisió del mètode de posicionament proposat. En l'experimentació s'utilitza un robot mòbil omnidireccional amb tres rodes de lliscament direccional de corrons esfèrics. / This thesis focuses on mobile robot positioning methods based on angular measurements, relative to the robot frame and made during its motion, of the orientation of the straight lines between one of its points and known artificial landmarks. The angular measurements are assumed to be done by a rotating laser scanner that detects different catadioptric landmarks on the workspace.Its main contribution is the development of a dynamic algorithm based on an extended Kalman filter (EKF) that estimates at any time the state-vector of the landmark relative angles. The odometric simulation of landmark angles between actual measurements guarantees the consistent and continuous use of the triangulation methods to determine the robot position and orientation.It includes computer simulations and experiments in order to validate the accuracy of the proposed positioning method. In the experiments, an omnidirectional mobile robot with three directionally sliding wheels made of spherical rollers has been used.