Propiedades físicas de las galaxias con formación estelar intensa a z-0. 84

Resumen

La comprensión de la evolución del Universo es un tema en constante evolución y desarrollo, El método habitual consiste en estudiar una serie de galaxias a una distancia determinada y obtener información sobre sus propiedades. La comparación de estas propiedades con otras muestras a distancias distintas permite observar la evolución del Universo. Sin embargo, ésta es una tarea complicada y se necesitan observables robustos para poder comparar con los modelos teóricos. Uno de estos observables es la densidad de tasa de formación estelar (SFRd, del inglés Star Formation Rate density), que nos indica la masa de nuevas estrella que se forman por unidad de tiempo (año) y de volumen (Mparsec cúbico). Para conocer adecuadamente el grado de evoluci ón en la formación estelar es necesario medir la SFRd a distintos desplazamientos al rojo. Los estudios llevados a cabo hasta la fecha muestran un fuerte aumento de la SFRd desde el Universo local hasta desplazamientos al rojo z~1. A desplazamientos al rojo mayores parece que permanece constante aunque los datos disponibles son escasos por el momento. Otra fuente de información importante en el conocimiento de la evolución del Universo es el estudio de las propiedades de las galaxias con formac ión estelar. El conocimiento de la evolución de estas propiedades proporciona importantes indicaciones acerca de la formación y evolución de las galaxias, mostrándonos el camino de las primeras estructuras formadas hasta las observadas en el Universo local. En esta tesis doctoral se ha obtenido una muestra de galaxias con formación estelar a z~0.84. Para ello se ha utilizado la técnica del filtro estrecho. En total se ha explorado un área de unos 700 minutos de arco cuadrados, obteniendo una mue stra final de 165 galaxias. Para formar la muestra final se han utilizado, además de la propia selección mediante filtro estrecho, otras técnicas para descartar posibles contaminantes, como desplazamientos al rojo espectroscópicos y fotométricos, cri terios para descartar estrellas, etc. Con los objetos seleccionados se procedió a calcular la función de luminosidad H? a z~0.84. Para ello fue necesario corregir de extinción, proceso que se llevó acabo utilizando la amplia información multi-longitu d de onda, en especial las bandas en el infrarrojo y en el ultravioleta. Además, fue necesario corregir de los efectos de densidad debido a que en el tamaño de área explorada se dan importantes diferencias debido a varianza cósmica. Una vez aplicadas