本文对星系团的三轴分布进行了研究。星系团三轴分布的探讨包括：(a)动力学方法；(b)X-ray/SZ效应方法；(c)引力透镜的方法。文章基于三轴暗物质晕的模型，集中讨论了利用X-ray/SZ效应和动力学示踪物来研究星系团内部暗物质晕的分布。同时，深入研究了由于星系团的非球对称性给测量哈勃常数带来的系统误差。 利用高精度数值模拟得到的三轴暗物质晕的模型，我们在动力学平衡的假设下得到星系团两维气体的Sunyaev-Zeldovich(SZ)效应和X-ray辐射的表面亮度轮廓。我们发现这些轮廓可以很好地用一系列椭圆来描述。这些椭圆的椭率随着星系团半径的增大而减小。另外，我们利用蒙特卡罗模拟的方法对一个给定质量极限的星系团的两维椭率进行统计上的分析。当星系团的质量极限是Mlim=1014h-1M⊙时，平均的X-ray表面亮度的轴比是〈η〉～0.84，并且这个轴比的分布可以延伸到η～0.6。我们的研究提供了一种很好的探测星系团暗物质晕分布的手段并且可以用来检验结构形成理论。相对于X-ray/SZ效应这种方法，动力学方法更能从本质上解释星系团的三轴性。我们利用轨道叠加法的技术研究了三轴星系团中星系的运动学性质。我们发现星系在不同方向上的速度弥散的比值和星系团内在的椭率有很好的相关性；视线方向上的速度和速度弥散的比值和这个方向上的轴长有很好的相关性。结合这两个关系，我们就可以根据观测到的星系的速度和速度弥散以及等亮度线的轴比来限制星系团暗晕的三轴分布。 结合X-ray和SZ效应可以测量宇宙的哈勃常数。然而这种方法受到多种系统误差的影响。我们主要研究了星系团的非球对称性和非等温性的影响。对于一个质量为M=1014h-1M⊙，红移为z=0.1的球对称星系团，我们发现当1.05≤γ≤1.4时，哈勃常数可以被低估20﹪，而当气体接近于绝热状态时γ～1.7，H0可以被高估10﹪。如果我们既考虑多方的影响，又考虑非球对称性的影响，我们发现对于一个质量极限为Mlim=1013h-1M⊙的星系团样本，如果取γ=1.15，对哈勃常数的高估平均约为35﹪，更有甚者高达3倍。然而，这一结果却没有在真实的星系团中看到。我们注意到实际观测中星系团的β在0.5和0.8之间。如果我们只考虑β在0.5-0.8之间的蒙特卡罗模拟的子星系团样本，那么对于等温气体和多方气体分别有H0αve(estimated)=1.002H0(true)、H0αve(estimated)=0.994H0(true)。我们进一步发现β要比两维气体的轴比η更敏感于星系团内在的三轴椭率。如果我们将星系团的样本限制在β≥0.5，我们将给出H0一个合理的估计。