[en] This thesis aims at providing answers to unresolved questions in our understanding of the GC, as well as provide new constraints on the structure the MWNSC by using high resolution images and by improving the analysis. I examine images in a broad span of distances from the center of the Galaxy: from very large distances (~860 pc x 280 pc) to the innermost arcseconds where the supermassive black hole inhabits. Firstly, I aim to study the size and spatial structure of the MWNSC. I use data and methods that address potential shortcomings in previous work on the topic. I use 0:200 angular resolution Ks data to create a stellar density map in the central 86.4pc x 21 pc at the GC. I include data from selected AO assisted images obtained for the inner parsecs. In addition, I use IRAC/Spitzer MIR images. I model the Galactic bulge and the nuclear stellar disk in order to subtract them from the MWNSC. Finally, I fit a Sérsic model to the MWNSC and investigate its symmetry. I find that the MWNSC is flattened with an axis ratio of q = 0:71 _ 0:06, an effective radius of Re = (5:1 _ 0:6) pc, and a Sérsic index of n = 2:2 _ 0:4. Its major axis may be tilted out of the Galactic plane by up to -10 degree. The distribution of the giants brighter than the Red Clump (RC) is found to be significantly flatter than the distribution of the faint stars. The MWNSC shares its main properties with other extragalactic NSCs found in spiral galaxies. The differences in the structure between bright giants and RC stars might be related to the existence of not completely mixed populations of diferent ages. This may hint at recent growth of the MWNSC through star formation or cluster accretion. I also revisit the problem of inferring the innermost structure of the MWNSC, to clarify whether it displays a core or a cusp around the central black hole. The existence of dynamically relaxed stellar density cusp in dense clusters around massive black holes is a long-standing prediction of stellar dynamics, but it has so far escaped unambiguous observational confirmation. In order to study the distribution of stars around Sgr A*, I use data obtained with the NACO instrument at the ESO/Very Large Telescope (VLT) and I focus on two different methods to analyze three different stellar brightness ranges. I find that a Nuker law provides an adequate description of the nuclear cluster's intrinsic shape (assuming spherical symmetry). I find that the stellar density decreases with a 3D power-law index inside the range ϒ =1:1 - 1:4 for distances smaller than the influence radius of Sgr A* (~ 3 pc). We can rule out a at core with high confidence. The cusp is shallower than the predicted one by theory, but it can be explained if the star formation history of the NSC is taken into acount (Baumgardt et al., 2018). Finally, I peek at the very center of the Galaxy by improving the reduction and analysis of existing data. I use holographic technique and bootstrapping analysis. This has led to the detection of NIR emission of Sgr A* in epochs prior to 2003, when the first measurements were taken due to the development of AO. That allows Chen et al. (in preparation) to study the long-term NIR activity and explore the accretion flow onto the black hole in epochs where it had not been detected so far.

[es] Esta tesis tiene como objetivo proporcionar respuestas a preguntas sin resolver en nuestra comprensión del GC, así como proporcionar nuevas restricciones en la estructura del MWNSC mediante el uso de imágenes de alta resolución y la mejora del análisis. Examino las imágenes en un amplio rango de distancias desde el centro de la Galaxia: desde distancias muy grandes (~860 pc x 280 pc) hasta los arco-segundos más profundos donde habita el agujero negro supermasivo. En primer lugar, mi objetivo es estudiar el tamaño y la estructura espacial del MWNSC [1]. Utilizo datos y métodos que abordan posibles deficiencias en trabajos anteriores sobre el tema. Utilizo 0.2'' resolución angular Ks datos para crear un mapa de densidad estelar en el GC en los 86.4 pc x 21 pc centrales. Incluyo datos de imágenes asistidas por AO obtenidas para los parsecs internos. Además, utilizo imágenes del medio infrarrojo de IRAC/Spitzer. Modelo el bulbo galáctico y el disco estelar nuclear para subtraerlos del MWNSC. Finalmente, ajusto un modelo Sérsic a el MWNSC e investigo su simetría. Encuentro que el MWNSC está aplanado con una relación de eje de q=0.71± 0.06, un radio efectivo de Re = (5.1± 0.6) pc, y un índice Sérsic de n = 2.2 ± 0.4. Su eje mayor se puede inclinar desde el plano galáctico hasta -10 grados. La distribución de las estrellas gigantes más brillantes que el grupo rojo (o RC, del inglés red clump) es significativamente más plano que la distribución de las estrellas débiles. El MWNSC comparte sus principales propiedades con otros NSCs extragalácticos encontrados en galaxias espirales. Las diferencias en la estructura entre gigantes brillantes y las estrellas RC podrían estar relacionadas con la existencia de poblaciones de diferentes edades no completamente mezcladas. Esto puede indicar un crecimiento reciente del MWNSC a través de la formación de estrellas o la acreción de cúmulos. También reviso el problema de inferir la estructura más interna del MWNSC, para aclarar si muestra un corazón o una cúspide alrededor del agujero negro central. La existencia de una cúspide de densidad estelar dinámicamente relajada en grupos densos alrededor de agujeros negros masivos es una antigua predicción de la dinámica estelar, pero hasta ahora ha escapado de la confirmación observacional sin ambigüedades. Para estudiar la distribución de estrellas alrededor de SgrA*, uso los datos obtenidos con el instrumento NACO en el telescopio ESO/Very Large Telescope (VLT) y me centro en dos métodos diferentes para analizar tres rangos de brillo estelar diferentes [2, 3]. Encuentro que una ley de Nuker proporciona una descripción adecuada de la forma intrínseca del cúmulo nuclear (asumiendo simetría esférica). Encuentro que la densidad estelar disminuye con un índice 3D de ley de potencia dentro del rango gamma=1.1-1.4 para distancias más pequeñas que el radio de influencia de SgrA* (~3 pc). Podemos descartar un corazón plano con alta confianza. La cúspide es menos profunda que la pronosticada por la teoría, pero puede explicarse si se tiene en cuenta la historia de formación estelar del NSC [4]. Finalmente, me asomo al mismo centro de la Galaxia mejorando la reducción y al análisis de los datos existentes. Gracias a la técnica holográfica y el análisis bootstrapping, detectamos la emisión de NIR de SgrA* en épocas anteriores a 2003, cuando se tomaron las primeras mediciones debido al desarrollo de AO. Esto permite a [5] estudiar la actividad en el NIR a largo plazo y explorar el flujo de acreción en el agujero negro en épocas donde no se había detectado hasta el momento.