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.

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.