Desde el descubrimiento de que existen diferentes tipos de galaxias nos hemos preguntado sobre su formación y evolución. ¿Evolucionan de manera diferente las galaxias de distintos tamaños y masas? Las galaxias gigantes y masivas fueron las primeras en ser estudiadas, su alta luminosidad superficial permitió que los primeros telescopios las observaran. Sin embargo, las galaxias de baja masa apenas eran visibles. Hasta hace unas décadas, todo nuestro conocimiento sobre estos últimos tipos de galaxias se basaba en lo que habíamos aprendido de las observaciones de los satélites de la Vía Láctea. No obstante, con el desarrollo de la ciencia y la tecnología, se ha podido finalmente observar cúmulos de galaxias cercanos, lo que ha supuesto un gran avance en el estudio de galaxias de baja masa. Entre los muchos tipos de galaxias, esta tesis doctoral se centra en aquellas galaxias de baja luminosidad superficial conocidas como enanas elípticas.

Esta tesis tiene como objetivo estudiar las poblaciones estelares de las galaxias. Dichas poblaciones son grupos de estrellas que tienen la misma edad y composición química. Estudiar las propiedades de diferentes poblaciones y las relaciones que estas puedan tener con otras características tales como la masa o el entorno, nos permite comprender los principales factores que pueden afectar en la formación y evolución de las galaxias enanas. A lo largo de tres investigaciones interrelacionadas hemos estudiado dichas propiedades, utilizando como muestra principal las galaxias enanas del estudio SAMI-Fornax. La muestra consiste en 31 galaxias que cubren un rango de masas estelares desde \superscript[7] hasta \superscript[9] \solmas, siendo una de las muestras de galaxias enanas más grandes y de mayor calidad espectroscópica en un cúmulo cercano. Las galaxias de SAMI-Fornax fueron observadas con un espectrógrafo de campo integral, pero para esta tesis hemos estudiado las galaxias de forma global, colapsando todos los datos disponibles en un único espectro por galaxia. Este espectro lo hemos analizado utilizando técnicas de ajuste espectral, que nos permiten derivar varias propiedades de la galaxia basadas en modelos de poblaciones estelares. Para ampliar el análisis y ver como las propiedades de las galaxias cambian según la masa, también hemos analizado los espectros de galaxias masivas en el cúmulo de Virgo, del proyecto \atlas, y las galaxias menos masivas del Grupo Local para así poder comparar con galaxias aún menos masivas que las de la muestra de Fornax.

Primero, hemos analizado las propiedades de las poblaciones estelares de las galaxias enanas del cúmulo de Fornax. Después de reanalizar las galaxias de \atlas, hemos investigado las relaciones entre las propiedades de las poblaciones estelares y la masa estelar. Sabemos por la literatura que existe una relación lineal entre la abundancia relativa de elementos $\alpha$ (\alfe) y la masa estelar. Sin embargo, después de extender la relación a masas más bajas con las enanas de Fornax, encontramos que alrededor de \superscript[9] \solmas la relación comienza a curvarse hacia arriba. Agregando las galaxias menos masivas del Grupo Local vemos que se refuerza este comportamiento, y deja claro que se necesita un polinomio de segundo grado para ajustar todas las galaxias. Esto es lo que llamamos la "U-shape". También estudiamos la relación lineal entre el \alen y la distancia proyectada y encontramos que las enanas más cercanas al centro de su anfitrión tienen un \alfe mayor. Curiosamente, estas galaxias son también las que se encuentran en la parte ascendente de la U-shape. Este escenario sugiere que la evolución de las galaxias menos masivas está dictada por una combinación de efectos internos y externos. Las galaxias masivas en su mayoría no se ven muy afectadas por su entorno, y a medida que descendemos en masa, los efectos del entorno se vuelven más importantes y dominan completamente a las galaxias menos masivas.

Luego, para profundizar en la evolución de las galaxias, estudiamos las historias de formación estelar (SFHs) de las diferentes muestras, las enanas en Fornax, galaxias masivas en Virgo y satélites enanos en el Grupo Local. Mientras que las SFHs de las galaxias fuera del Grupo Local se basan en características espectrales, las de nuestro Grupo Local se derivan de estudios fotométricos. Cuando examinamos las relaciones entre las SFHs y diferentes propiedades, vemos una clara tendencia con la masa. Las gigantescas galaxias masivas se formaron rápidamente, unos pocos giga-años (Gyr) después del Big Bang. A medida que descendemos hacia el régimen de masa de las enanas, las galaxias se van formando más lentamente. Luego, alrededor de \superscript[8]\solmas, descubrimos que hay un cambio en esta tendencia y cuanto menos masivas son las galaxias más rápido se formaron. Esto se mantiene hasta galaxias con masas \superscript[4]\solmas, que se han formado en un corto periodo de tiempo que llega a ser similar al de las galaxias masivas de \superscript[12]\solmas. Para explorar esto más a fondo, producimos mapas de las escalas de tiempo de formación en función de las propiedades internas y externas. Estos mapas nuevamente revelaron un patrón de U-shape. Este análisis arroja luz sobre la compleja interacción entre mecanismos internos y externos que impulsan la evolución de las galaxias.

Finalmente, nos hemos propuesto investigar si el entorno actual de las galaxias es responsable de parar su formación estelar. Para hacer esto, definimos un parámetro de probabilidad basado en la comparación del tiempo que tarda una galaxia en parar su formación estelar, \tq, y el tiempo de caída en el cúmulo. Utilizamos el \tq derivado de las SFHs como una aproximación del cese de formación estelar, y el tiempo de caída se extrapoló a partir de modelos de espacio de fase. El estudio revela una correlación entre la masa de la galaxia y dicha probabilidad, siendo las galaxias menos masivas más susceptibles a los efectos del entorno. Por comparación, hicimos un análisis similar en simulaciones hidrodinámicas que mostró que las simulaciones no predicen este mismo comportamiento. La discrepancia entre observaciones y simulaciones subraya la necesidad de una mejor comprensión de la compleja interacción entre factores internos y externos que dan forma al destino de las galaxias en el Universo.