El Grupo Local (LG) es el hogar de m ́as de 100 galaxias conocidas. La gran mayor ́ıa de ellas son galaxias sat ́elites de la V ́ıa L ́actea (VL) o de la galaxia de Andr ́omeda (M31). Entre las galaxias sat ́elites de la VL, la mayor es la Gran Nube de Magallanes (LMC), que es visible a simple vista debido a su proximidad y brillo. Tambi ́en es el prototipo de una clase de galaxias, llamadas Espirales Barradas Magall ́anicas (SBm).
El objetivo de la presente tesis es estudiar la estructura y evoluci ́on de la LMC a trav ́es del an ́alisis de sus poblaciones estelares. Este estudio se basa en un nuevo conjunto de datos fotom ́etricos obtenidos con el VIsible Multi-Object Spectrograph (VIMOS) en el Very Large Telescope (VLT). La combinaci ́on de la gran  ́area colectora de luz del VLT con las excelentes condiciones de observaci ́on proporcion ́o Diagramas Color-Magnitud (CMDs) que alcanzaron los puntos de giro m ́as viejos de la secuencia principal, incluso en los campos m ́as poblados. Con once campos que cubren un amplio rango de distancias galactoc ́entricas – desde el centro de la barra hasta ∼ 3.2 grados (que corresponden a ∼ 2.8 kpc) – esta tesis tiene la mayor cobertura espacial estudiada hasta la fecha en la profundidad fotom ́etrica explorada (R ∼ 24). El  ́area total estudiada es de 0,68 grados cuadrados. Dos de los campos exploran la barra, mientras que los otros se ubican en el disco interno a varias distancias y azimuts.
Despu ́es de introducir los diversos conceptos discutidos en la presente tesis, presentamos el conjunto de datos utilizado y describimos los pasos preliminares que se llevaron a cabo antes de realizar el an ́alisis que condujo a la determinaci ́on de la Historia de Formaci ́on Estelar (SFH) de la LMC.
El m ́etodo para obtener la SFH a partir de un CMD observado consiste en comparar este con un CMD sint ́etico, que se compone de muchas Poblaciones Estelares Simples (SSPs) individuales, con el fin de derivar la combinaci ́on de las SSPs que mejor reproducen el CMD observado. Para obtener la SFH utilizamos tres programas diferentes: (i) IAC-star, para crear un CMD sint ́etico, (ii) DisPar, para simular los errores observacionales y (iii) TheStorm, para obtener la SFH del sistema extrayendo la combinaci ́on lineal de SSPs que proporcionan el mejor ajuste al CMD observado. En esta tesis damos una explicaci ́on detallada del m ́etodo y del algoritmo utilizado para obtener la SFH (es decir, TheStorm), as ́ı como las numerosas pruebas que realizamos con diferentes diagramas sint ́eticos antes de obtener la SFH de nuestros once campos.
En general, encontramos una sorprendente homogeneidad en la SFH entre los campos de la barra, entre los campos del disco, pero tambi ́en entre los campos de la barra y el disco, lo que significa que no se puede identificar ningu ́n evento de formaci ́on estelar relacionado con la formaci ́on de la barra de la LMC. En todos los campos estudiados, identificamos tres  ́epocas principales de formaci ́on estelar, separadas por per ́ıodos de menor actividad alrededor de 10 y 4 Gan ̃os atr ́as. Tambi ́en descubrimos que la formaci ́on de estrellas continu ́a hasta la actualidad, aunque a una tasa mucho m ́as baja que la Tasa de Formaci ́on Estelar (SFR) m ́axima de hace 1.1 Gan ̃os.
Tras un examen m ́as detallado de la SFR de los once campos, encontramos tres grupos diferentes de campos en funci ́on de su posici ́on en la regi ́on interior de la LMC. Los campos m ́as j ́ovenes est ́an en la barra, mientras que los que est ́an ubicados en el disco interno son m ́as antiguos. Tambi ́en descubrimos que los campos ubicados en el brazos norte y el brazo sur son ligeramente m ́as j ́ovenes que los campos del disco interno, pero algo m ́as antiguos que los campos de la barra.
Tambi ́en buscamos gradientes radiales en la SFH en un rango de distancia galac- toc ́entrica mayor, desde el centro de la LMC, hasta el radio explorado por Meschin et al. (2014). Hemos encontrado que los indicadores de edad promedio indican una edad aprox- imadamente constante entre 1 y 5 grados del centro, pero una edad mayor a distancias galactocentricas mayores. Esto es consistente con una parada de la formacion estelar joven que ocurre de forma mas temprana desde fuera hacia adentro.
Finalmente, tambi ́en calculamos la SFH de tres mosaicos del Telescopio Espacial Hubble (HST), cada uno ubicado cerca de uno de nuestros campos de VIMOS. Nuestros CMDs, son menos profundos que los de HST y est ́an m ́as afectados por el “crowding” debido a la obser- vaci ́on desde tierra, pero est ́an mucho m ́as poblados debido al campo de visi ́on m ́as amplio. Sin embargo hemos demostrado que proporcionan la mismo precisi ́on en la SFH determi- nada. Encontramos que las SFH de cada campo de VIMOS y su correspondiente campo de HST son b ́asicamente id ́enticas dentro de los errores, mientras que existen diferencias apreciables entre los campos, como se espera de las pequen ̃as variaciones espaciales.