El propósito de esta tesis es la investigación del fenómeno de núcleos dobles en galaxias espirales, y contribuir en la profundización del conocimiento de la relación existente entre dicho fenómeno y los mecanismos que caracterizan las ´fusiones menores´, es decir fusiones de dos galaxias donde la masa de una de ellas es mucho menor que la de la otra. En este contexto, se presentan resultados del análisis detallado de la morfología y cinemática de galaxias espirales consideradas candidatas a ser sistemas en etapas avanzadas de fusión menor, y previamente clasificadas como galaxias con núcleo doble. El objeto arquetípico consiste en un sistema estelar en el cual dos (o más) núcleos se encuentran dentro de una envoltura común, donde las isofotas más externas son regulares. A veces los núcleos dobles o múltiples están interconectados por estructuras tales como colas, puentes, brazos espirales, etc.
El estudio está integrado por una primera parte observacional y una segunda parte teórica-numérica. En la primera parte se llevó a cabo la investigación de varios objetos representativos observados con las técnicas de espectroscopía con ranura larga secuencial y fotometría superficial multicolor. Como resultado notable, algunas de estos candidatos a núcleos secundarios son regiones HII gigantes. Uno de los principales objetivos del estudio observacional es separar estos casos de los núcleos dobles (o múltiples) genuinos, distinción que es de relevancia en cualquier estudio de evolución de galaxias. En los casos de principal interés, el núcleo secundario es el remanente del núcleo de una galaxia capturada. Mediante el ajuste de modelos analíticos, se derivaron las distribuciones de masa y parámetros estructurales de las galaxias huéspedes y de los núcleos secundarios, poniendo especial cuidado en el tratamiento del ´seeing´ el cual afecta la distribución de luz observada en las imágenes. Se llevó a cabo un análisis cuantitativo de tal efecto, evaluándose la incidencia del mismo en el error de los resultados.
En la segunda parte se construyeron modelos semianalíticos para describir la evolución de la interacción entre una galaxia espiral y una satélite, para una variedad de escenarios en los que se variaron las condiciones iniciales (posición, velocidad y órbita relativas), y los parámetros de las galaxias involucradas tales como las distribuciones de masa de cada una y sus tamaños. Para la modelización de las galaxias se emplearon modelos analíticos basados en los modelos de la primera parte. Los modelos describen la evolución de la galaxia satélite capturada incluyendo los mecanismos de fricción dinámica, la cual provoca el decaimiento de la órbita de aquella; y pérdida de masa de la satélite por truncamiento por fuerzas de marea y calentamiento por shock gravitacional. Para este último efecto se introdujo un tratamiento ´local´, que permite estimar cuantitativamente y en todo momento la importancia relativa de las dos formas de pérdida de masa. Finalmente, las condiciones observadas en algunos casos reales son reproducidas con modelos ´a medida´ a los fines de investigar las condiciones de supervivencia del núcleo secundario.