En las últimas décadas, la comunidad astrofı́sica ha realizado un gran esfuerzo para entender
la formación y evolución de las galaxias. A pesar de la gran cantidad de estudios teóricos
en este campo, se requieren trabajos observacionales más numerosos y detallados para testear
estos modelos. En galaxias cercanas, varios estudios observacionales han intentado confirmar las
predicciones teóricas sobre como se forman sus diferentes estructuras. Sin embargo, se necesitan
investigaciones más profundas sobre las componentes estructurales más débiles, como los discos
gruesos, cuyo origen es aún terreno inexplorado. Mientras que los estudios fotométricos de
discos gruesos son más abundantes en la literatura, sus estudios espectroscópicos pueden ser un
gran desafı́o debido a su bajo brillo superficial. No obstante, la espectroscopı́a es necesaria para
extraer la cinemática, que lleva la huella de la historia dinámica de la galaxia. Aún más desafiante
es el análisis de las poblaciones estelares en los discos gruesos, ya que requiere datos de alta
relación señal a ruido. Solo con este tipo de estudios podemos evaluar los diferentes escenarios
teóricos. Esta tesis quiere contribuir en este campo, aprovechando la visión bidimensional dada
por la espectroscopı́a de campo integral.
Modelos teóricos han mostrado que el grosor de los discos de galaxias puede ser producido
por diversos mecanismos. Una posibilidad es que las estrellas del disco grueso se formaran in-situ
a alto redshift, a partir de gas ya dinámicamente caliente posiblemente debido a la turbulencia
durante una fase de fusiones múltiples de galaxias (mergers). Estas estrellas, nacidas con una
dispersión de velocidades tan alta como la del gas, habrı́an formado un disco ya grueso desde
el principio. En alternativa, las estrellas del disco grueso o una fracción de ellas podrı́an tener
un origen extragaláctico. Habrı́an nacido en galaxias satélites y habrı́an sido acretadas más
tarde. Por otro lado, los discos gruesos podrı́an haber sido más finos anteriormente y haber sido
espesados mediante procesos de calentamiento dinámico. El calentamiento dinámico de discos
ha sido un tema muy debatido desde que la correlación entre dispersión de velocidades y edad
de las estrellas fue descubierta en la Vı́a Láctea. En la literatura, varios candidatos han sido
propuestos como fuentes de calentamiento dinámico. El elipsoide de velocidades estelar (SVE)
del disco, definido por las componentes radial, azimutal y vertical de la dispersión de velocidades
estelar, ha sido utilizado a menudo como indicador de los mecanismos de calentamiento predom-
inantes. Estos pueden ser clasificados como agentes de calentamiento isótropos, que aumentan
la dispersión de velocidades estelar en las tres dimensiones, o anisótropos, que actúan solo en
el plano galáctico. Las fuentes de calentamiento tridimensionales a las que más se ha recurrido
son los encuentros con nubes moleculares gigantes y los mergers, mientras que estructuras no
axisimétricas como los brazos espirales y las barras han sido normalmente elegidas como agentes
de calentamiento en el plano de la galaxia.
En esta tesis, nos enfocamos primero en el calentamiento del disco. Revisamos estudios
anteriores tanto en la Vı́a Láctea como en galaxias externas y recopilamos el conjunto de las
medidas observacionales del SVE en la literatura. Algunos de estos estudios sugerı́an una anti-
correlación fuerte entre la forma del elipsoide del disco y el tipo de Hubble y relacionaron esta
tendencia con la diferente naturaleza de los agentes de calentamiento que actúan en los diferentes
tipos de galaxias. Galaxias de tipo tardı́o, con estructuras espirales más destacadas, mostraban
elipsoides más anisótropos. Galaxias de disco de tipo más temprano mostraban dispersiones
de velocidades más isótropas, habiendo sido probablemente afectadas por anteriores fuentes de
calentamiento tridimensionales.
Reexaminando esta relación después de considerar todos los resultados en trabajos anteri-
ores, no encontramos ninguna fuerte tendencia del SVE respecto a la morfologı́a de la galaxia.
Mientras en estudios observacionales alguien podrı́a argumentar que las medidas de dispersión
de velocidades podrı́an estar afectadas por los métodos utilizados, en simulaciones de N cuer-
pos estas pueden ser medidas directamente en las partı́culas. Analizamos la relación SVE-tipo
de Hubble también en las simulaciones, confirmando que ninguna clara tendencia es evidente.
En particular en galaxias de tipo tardı́o, todo tipo de forma (isótropa y anisótropa) parece ser
posible para el SVE. Esto apunta a una situación bastante complicada en la que agentes de calen-
tamiento de disco diferentes pueden ser predominantes para el mismo tipo morfológico, mientras
que los mismos agentes pueden actuar in tipos diferentes de galaxias. La evolución en el tiempo
del SVE en las simulaciones muestra que historias de calentamiento diferentes pueden resultar
en el mismo elipsoide, pero también los mismos mecanismos de calentamiento pueden afectar de
forma diferente dependiendo de la situación especı́fica. Además, varios procesos pueden calentar
el disco simultáneamente, de forma que el SVE observado es el resultado de la combinación de
ellos. Se discute la utilidad de la forma del SVE para trazar la historia de calentamiento del
disco, sugiriendo que deberı́an de proponerse mejores indicadores de las fuentes principales de
calentamiento.
Con el objetivo de evaluar los diferentes escenarios de formación propuestos para los discos
gruesos, presentamos y discutimos la cinemática y poblaciones estelares de una muestra de tres
galaxias S0: FCC 170, FCC 177 y FCC 153. La muestra seleccionada incluye las tres galaxias
vistas de canto en el cartografiado Fornax 3D, que ofrece datos profundos tomados con el instru-
mento MUSE en el VLT, sobre galaxias brillantes contenidas en el radio virial del cúmulo de
Fornax. Utilizamos estos datos de gran calidad para extraer los mapas de los primeros cuatro
momentos de la distribución de velocidades en la linea de visión y la edad, metalicidad y abun-
dancia de [Mg/Fe] estelares medias y pesadas en masas. Realizamos además una descomposición
estructural para analizar la historia de formación estelar de las componentes individuales de las
galaxias en nuestra muestra. Nuestros mapas cinemáticos, de una resolución espacial sin prece-
dentes, revelan la estructura de las tres galaxias, ya descrita en publicaciones anteriores. Las
tres galaxias muestran un disco fino en rotación rápida y dinámicamente frı́o y un disco grueso
en rotación más lenta y dinámicamente caliente. A esto, en FCC 170, se añade un disco nuclear
y una barra vista de canto con un bulbo ”boxy” que destaca en su forma de X con alta dispersión
de velocidades. Este tipo de bulbo no deja en cambio una clara marca en el mapa de velocidad
media de FCC 177 y no es visible en FCC 153. Las poblaciones estelares desvelan un cúmulo
nuclear de estrellas en el centro de FCC 153 y FCC 177.
Además de las diferencias en la estructura de las tres galaxias, estas se diferencian muy
claramente en sus mapas de edad. Mientras que FCC 170 aparece vieja en toda la zona obser-
vada, sin clara distinción entre los discos fino y grueso, FCC 153 y FCC 177 muestran estrellas
relativamente jóvenes en sus discos finos y cúmulos estelares nucleares. Sin embargo, una clara
distinción separa en las tres galaxias las poblaciones ricas en metales y bajas en [Mg/Fe] del
disco fino de las del disco grueso que son mucho menos metálicas y contienen más [Mg/Fe].
Dado que las tres galaxias se encuentran a distancias diferentes del centro del cúmulo de Fornax
y en regiones de densidad intergaláctica distinta, discutimos los posibles caminos de evolución
de estas galaxias en relación a su entorno. Aunque en FCC 170 las diferencias en las épocas de
formación de los discos fino y grueso son difı́ciles de afirmar, proponemos una escala temporal de
formación ligeramente más larga para el disco fino, necesaria para permitir la evolución quı́mica.
FCC 170 se encuentra en la región más densa del cúmulo de Fornax. Discutimos la posibilidad
de un ”preprocesado” de esta galaxia en un subgrupo, antes de caer en lo que es actualmente el
cúmulo, que podrı́a haber acelerado y luego frenado la formación estelar. FCC 177 y FCC 153
habitan un entorno menos denso y su formación estelar fue suprimida solo recientemente. Es-
tas dos galaxias también muestran algunas peculiaridades en sus discos finos (su forma y las
propiedades de sus ”flares”), que podrı́an estar relacionadas con la diferencia en las densidades
de su entorno especı́fico.
A pesar de las diferencias globales entre las tres galaxias de la muestra, sus discos gruesos
comparten una historia de formación estelar compuesta. Además de la componente de más alta
metalicidad dada por el flare del disco fino y localizada en sus zonas más exteriores, estos discos
gruesos muestran una fracción significativa de estrellas jóvenes que coexisten con la población
principal más vieja. La subpoblación más joven se caracteriza por la metalicidad más baja y
la abundancia de [Mg/Fe] más alta de la galaxia donde se encuentra. Esto sugiere que sus
estrellas se formaron más tarde pero más rápidamente en una galaxia satélite menos enrique-
cida quı́micamente. Proponemos un escenario de formación complejo para los discos gruesos en
nuestra muestra. Este escenario incluye una formación in-situ a alto redshift para la compo-
nente más vieja, acreción para la población más joven y más pobre en metales y calentamiento
dinámico para explicar el flare del disco fino que afecta la zona exterior del disco grueso, definido
geométricamente.