El desarrollo de un modelo politrópico y autoconsistente de cúmulo rico de galaxias ha permitido caracterizar las propiedades estructurales y cinemáticas típicas de estos sistemas, así como estudiar detalladamente los efectos que la presión cinética del medio intergaláctico tiene en la segregación morfológica de las galaxias de disco.En la elaboración de dicho modelo se ha intentado utilizar el menor número de hipótesis a la vez que incluir todas las propiedades típicas conocidas de estos sistemas, lo que ha obligado a sacar el máximo partido de la totalidad de la información observacional disponible (en forma de perfiles radiales, correlaciones entre propiedades integrales y valores característicos de algunos parámetros). De esta manera, adoptando como única hipótesis una ecuación politrópica para el gas intracumular, se ha obtenido un modelo de cúmulo que puede ser utilizado como estándar de comparación y que es totalmente consistente con las observaciones. Otra de las características del modelo desarrollado es su gran sencillez matemática (para algunas aplicaciones concretas admite incluso una aproximación totalmente analítica), la cual influye positivamente tanto en su manejabilidad como en la interpretación física de los resultados. Con este modelo es posible determinar, entre otras, las propiedades cinemáticas características (en forma de perfiles radiales) de un gas de galaxias anisótropo, así como la distribución y cuantía de la materia oscura contenida en estos sistemas.Los resultados obtenidos indican que las propiedades observadas de los cúmulos ricos de galaxias cercanos son compatibles con el hecho de que éstos constituyen una familia uniparamétrica de estructuras cuasi-estacionarias, con la densidad central de galaxias (o la riqueza) como único parámetro libre.En cuanto a las características cinemáticas del modelo desarrollado cabe destacar que éste ha permitido probar, siempre que se admita la validez de la hipótesis politrópica, que la anisotropía del tensor local de velocidades de las galaxias es radial. De hecho, este tipo de comportamiento ofrece una solución natural a lo que se ha dado en llamar el "problema energético", el cual está relacionado con los distintos valores, teóricos observacionales, que pueden determinarse para la razón de energías específicas entre las dos componentes de la materia luminosa de los cúmulos: galaxias y gas.A pesar de que la inclusión de la hipótesis politrópica conduce a una anisotropía quizás excesiva pequeños radios, el desconocimiento que actualmente se tiene de la forma exacta del perfil de temperatura del gas intracumular hace que los modelos politrópicos como el desarrollado sean los que menos arbitrariedad introducen en los resultados (éstos tan sólo dependen del valor que toma el índice politrópico). En este sentido cabe resaltar que en el presente trabajo se ha obtenido la mejor acotación conocida (y de hecho relativamente estricta: [1.0,1.2)) de dicho índice. Si bien esta acotación no permite todavía discernir entre una razón masa-luminosidad creciente o decreciente con el radio del cúmulo, apunta, en todo caso, hacia una variación radial bastante moderada de la misma.Por otro lado, con la ayuda del modelo politrópico estándar desarrollado, hemos procedido a analizar, en las condiciones que actualmente se dan en el interior de los cúmulos ricos de galaxias, la eficacia de la presión cinética del medio intergaláctico en el barrido de los discos de las galaxias. De esta manera se ha podido obtener una perspectiva global (es decir, a nivel de todo el cúmulo) de los efectos que tiene dicho mecanismo sobre la segregación morfológica de las galaxias de disco, comprobándose además la consistencia del modelo estándar de cúmulo con la segregación morfológica observada.Uno de los resultados más destacables es la confirmación, a nivel cualitativo, de que una propiedad global de los cúmulos como es la concentración (N(0), juega un papel decisivo en la segregación morfológica de las galaxias de disco. No obstante, en las regiones más centrales de los cúmulos ricos, o globalmente para los cúmulos más pobres (en particular, los cúmulos de baja concentración, N(0) < 15, han resultado ser prácticamente insensibles a la actuación de este mecanismo), parece quedar excluido que el barrido por presión cinética del medio intracumular ("Ram Pressure Stripping", RPS) sea el único mecanismo evolutivo. Por contra, las simulaciones efectuadas han resultado ser relativamente insensibles tanto a los diferentes valores adoptados para el índice politrópico como al grado de anisotropía del tensor de velocidades de las galaxias. De hecho, no ha sido posible descartar ninguno de los casos analizados por elevada que fuera su anisotropía radial.En cuanto a los resultados cuantitativos, los valores obtenidos de la fracción global (máxima) de galaxias espirales supervivientes al RPS han resultado ser siempre superiores (aún sin tener en cuenta la incidencia del ángulo de barrido) a los valores determinados a partir de la anticorrelación observada entre dicha fracción (F(s)) y la riqueza del cúmulo (N(0)). En este sentido, el marcado incremento que se observa de la fracción de galaxias elípticas en las regiones más centrales de los cúmulos, señala a la fusión de galaxias corno uno de los posibles mecanismos complementarios a la acción del RPS en dichas regiones.PALABRAS CLAVE: Cosmología· Galaxias - Gravitación. / We have developed a uniparametric spherically symmetric politropic standard model for rich clusters of galaxies fully consistent with all the observational information presently available. This model allows to infer both the kinematical and dynamical properties of cluster components (including the dark matter distribution and the anisotropy profile of galaxies). Moreover, simplicity is one of its major virtues providing, in many cases, analytical solutions. Some of the initially free parameters used in the model are fixed to their typical observational values, while the remaining ones are related with each other and with the former throughout the best known observational correlations involving global cluster such as L(X)-N(0), N(0)-sigma(los) and T(X)-sigma(los). The requirement that the cluster model was physically consistent at least inside one Abell radius have allowed us to strongly constrain the values of the politropic index (gamma belongs [1.0,1.2]). With this model we have also carried out a detailed study of the role that ram pressure ablation of the interstellar medium plays in the morphological segregation of disk galaxies in nearby rich clusters. The reproduction of the observed anti-correlation L(x)-F(s) has provided an additional proof of the internal consistency of the model. The analysis of the efficiency of above mentioned mechanism also demonstrates that both, local and global fractions of unstriped spiral galaxies are strongly dependent on global cluster property such as cluster concentration (N(0)). On the contrary, these fractions are roughly independent of the values of other cluster parameters and the degree of anisotropy of the model.KEY WORDS: Cosmology - Galaxies - Gravitation.

This thesis is focused on the implication of de dynamics of clusters on the HI content of galaxies. Target of this study has been the Virgo cluster region.We have first inferred the three-dimensional galaxy distribution of the Virgo cluster using Tully-Fisher distance estimates from eight published datasets. The spiral distribution is found to be very elongated along the line of sight. This filamentary structure is also reflected by the HI-deficient objects. We found a central enhancement in the HI distribution, arising from galaxies that belong to the Virgo cluster proper. However, significant gas deficiencies were also detected outside the main body of the cluster in a probable group of galaxies at distances circa 25 to 30 Mpc, as well as in various foreground galaxies. The presence on the Virgo cluster outskirts of spiral galaxies with gas deficiencies as strong as those of the inner galaxies likely stripped by the intracluster medium (ICM) has led us to explore the possibility that some of these peripheral objects were not newcomers. A dynamical model for the collapse and rebound of spherical shells was developed. According to our analysis, it is not unfeasible that galaxies far from the cluster went through its core a few Gyr ago. In order to further investigate this possibility, we have estimated the maximum radius out to which galaxies can bounce out of a virialized system, using both cosmological N-body simulations and analytical arguments. We have shown that material that falls into a cosmological structure cannot bounce out beyond circa2.5 virial radii. This would explain the presence of stripped galaxies up to circa2 virial radii, which is more than twice the extension of the ICM revealed by the X-ray maps. After estimating the virial radius and mass of the Virgo cluster from X-ray observations, the peripheral HI-deficient galaxies appear to lie significantly farther away from the cluster centre. Therefore, it does not seen plausible that these galaxies have crossed the cluster core if their distance estimates are accurate. The velocity field drawn by the Virgo cluster has been further studied by comparing the positions of both spiral and elliptical galaxies in velocity-distance plots with simulated diagrams obtained from cosmological N-body simulations. We have found that circa20% relative Tully-Fisher distance error is consistent with the great majority of the galaxies. We have shown, moreover, that distance errors may lead to an incorrect fitting of infall models that can generate significant errors in the distance and, specially, in the mass estimates of clusters. In addition, we have investigated in detail the feasibility of four possibilities for the origin of the dearth of neutral gas in the outlying HI-deficient Virgo spirals: 1) large relative distance errors so these galaxies have passed through its core and seen their gas removed by ram pressure stripping; 2) tidal interactions with other galaxies; 3) recent mergers with smaller galaxies; and 4) an erroneous determination of their gas content (e.g. S0/a's misclassified as Sa's).Finally, the cosmological N-body simulations of dark matter halos have also been used to study the effects of non-sphericity, substructure and streaming motions on the structure and internal kinematics of clusters recovered from the Jeans analysis. We found that the virial mass, concentration parameter and velocity anisotropy of the halos can be reproduced satisfactory independently of the halo shape, although the viral mass tends to be underestimated, the concentration parameter overestimated, while the recovered anisotropy is typically more tangential that the true one. The mass, concentration and velocity anisotropy of halos are recovered with better precision when their mean velocity profiles are near zero.

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.