“VIRTUAL GALAXIES IN COSMOLOGICAL SIMULATIONS: Morphology, Dynamics and Evolution” The work carried out in this Thesis is part of the field of Numerical Cosmology and focuses on the study of the characteristics, evolution and differentiation of galaxies obtained from cosmological simulations. Numerical cosmology is the only laboratory that allows us to form galaxies with different "cosmological ingredients" and study their evolution, distinguishing which are the most relevant physical processes in their formation. The advantage of cosmological simulations is that they offer the possibility of controlling and monitoring the evolution of the simulated system at all times. Galaxies are the basic organizing components in the structure of the Universe. They are the link between the large-scale structure of the Universe and the most basic luminous components, since they are found populating the clusters of galaxies, the walls and the filaments but, in turn, they are formed by the stars and all the ingredients that are found in the Universe (gas, dust and dark matter). Its internal dynamics and the relationship with its morphology, its composition, its ability to form stars and the relationships between them continue to be a current issue in the study of cosmological evolution (Somerville & Davé, 2015; Wechsler & Tinker, 2018). In order for the observables of the virtual galaxies to be as faithfully comparable as possible to the observational plane, a whole series of observational spectral information has been included in the structures generated by the cosmological code through its stellar particles. MILES and MIUSCAT libraries (Vazdekis et al., 2012; Ricciardelli et al. 2012). In order to identify the different galactic structures and extract some of their characteristics without losing the evolutionary information of these structures, work has been done improving some existing tools and developing others. All of this aimed at treating virtual galaxies in a similar way to how real galaxies are treated in an observational analysis. The main lines of research followed in this work are, therefore, (i) obtaining images of the simulated galaxies directly comparable with the observations, (ii) development of analysis software capable of obtaining observable characteristics of said galaxies and (iii) ) to relate the dynamic and morphological characteristics of synthetic galaxies with their formation history throughout their evolution in order to better understand the processes that lead early-type galaxies to have the dynamics and morphology that they present today. The synthetic galaxies analyzed in this Thesis have been obtained from the results of the simulations carried out with the MASCLET cosmological code (‘Mesh Adaptive Scheme for CosmologicaL structurE evoluTion’) (Quilis, 2004). This hydrodynamic code for cosmological applications based on an Adaptive Mesh Refinement (AMR) scheme allows gas to be described as a fluid by discretizing it on a mesh. For the description of dark matter and particles, he uses an 'N-body' scheme. The HALMA finder (‘HALo finder for MAsclet’) is used to obtain virtual galaxies from among the results of the cosmological simulation carried out by MASCLET. As its name indicates, it is a stellar halo search engine specific to the MASCLET cosmological code and is based on the 'Friends-of-friends' (FoF; Davis et al., 1985) algorithm. Part of the work developed in this Thesis is to expand the capacity of HALMA allowing to obtain morphological and dynamic characteristics of the halos found (in the case of the present study the virtual galaxies analyzed) as well as their evolutionary history. Finally, the MIUSCAT stellar population synthesis models (Vazdekis et al., 2012b; Ricciardelli et al., 2012) have been used to “brighten” the virtual galaxies obtained, thus transforming physical quantities into observables. These models are an extended version of the MILES models (Vazdekis et al., 2010) and the CaT models (Vazdekis et al., 2003). Once the sample of virtual galaxies within a simulated volume of 44Mpc has been obtained, the work carried out has focused on the analysis of the most massive ones, those that at zero redshift have a stellar mass M_{*} > 10^{ 11}M_{sun} and are not in a merger process. Finally, a sample of 21 virtual galaxies that meet these conditions is obtained. One of the analyzes carried out consists of studying the characteristics of the sample according to three broad criteria: (i) the dynamic, (ii) the evolutionary and (iii) the morphological. For the dynamic criterion, one-dimensional profiles are used to calculate (V /σ). This quantity makes it possible to separate the sample into two groups, the fast rotors and the slow rotors. The second criterion used to study the galaxies in the sample is evolutionary. Through the study of the evolutionary history of galaxies, they are separated into two large categories: galaxies that have suffered at least one collision and those with a smooth evolution that have not suffered any collisions recognized by the halo finder. Finally, the third criterion used to order the sample is morphology. To do this, the light profile of each object is adjusted to a Sérsic profile, separating the sample into ellipticals or spirals. The conclusion of this analysis is that the evolutionary history (mergers with other galaxies) of a galaxy is mainly responsible for its current appearance, more than its morphology or dynamics. In this way, the galaxies that present a greater number of interactions with other galaxies are also the most massive in the sample and those that present the highest metallicity gradients. Another of the analyzes refers to the star formation history ('Star Formation History') of the galaxies in the sample. From this study it is concluded that mergers with other galaxies contribute only a minority fraction (10%-50%) of the total mass of the galaxy, with most of the stellar component formed 'in situ'. It is also verified that stellar particles Embedded, originating from other galaxies or from the medium, are significantly older (∼ 3 Gyr) and, on average, less metallic (0.1 dex) than those that form within the main branch of the galaxy. In the sample used, it is observed that most of the galaxies that present mergers (10 of the 11) can be classified as dissipative mergers with a lot of star formation. It is also observed that galaxies that have not undergone major collisions contain notable percentages of accreted stellar material. This material comes from the medium or from small stellar halos not identified by the search engine. In the virtual galaxies analyzed in this study, the accreted stellar component occupies mostly the outermost regions, specifically, the mass-half radius of the accreted material is ∼1.5 times the mass-half radius of the stellar material formed 'in situ'. '. Finally, the studied galaxies show a factor of ×2 − ×3 of stellar overproduction, this overproduction can be partly explained by the resolution limit of the cosmological simulation.“GALAXIAS VIRTUALES EN SIMULACIONES COSMOLÓGICAS: Morfología, Dinámica y Evolución” El trabajo llevado a cabo en la presente Tesis se enmarca dentro del campo de la Cosmología Numérica y se centra en el estudio de las características, evolución y diferenciación de galaxias obtenidas a partir de simulaciones cosmológicas. La cosmología numérica es el único laboratorio que nos permite formar galaxias con distintos “ingredientes cosmológicos” y estudiar su evolución distinguiendo cuáles son los procesos físicos más relevantes en su formación. La ventaja de las simulaciones cosmológicas es que ofrecen la posibilidad de controlar y monitorizar en todo momento la evolución del sistema simulado. Las galaxias son los componentes organizativos básicos en la estructura del Universo. Son el eslabón entre la estructura a gran escala del Universo y los componentes luminosos más básicos, ya que se encuentran poblando los cúmulos de galaxias, las paredes y los filamentos pero, a su vez, están formadas por las estrellas y todos los ingredientes que se encuentran en el Universo (el gas, el polvo y la materia oscura). Su dinámica interna y la relación con su morfología, su composición, su capacidad para formar estrellas y las relaciones entre ellas siguen siendo un tema de actualidad en el estudio de la evolución cosmológica (Somerville & Davé, 2015; Wechsler & Tinker, 2018) Con el fin de que los observables de las galaxias virtuales sean lo más fielmente comparables con el plano observacional se ha incluido,en las estructuras generadas por el código cosmológico a través de sus partículas estelares, toda una serie de información espectral observacional por medio de las bibliotecas MILES y MIUSCAT(Vazdekis et al., 2012; Ricciardelli et al. 2012). Para identificar las distintas estructuras galácticas y extraer algunas de sus características sin perder la información evolutiva de estas estructuras, se ha trabajado mejorando algunas herramientas ya existentes y desarrollando otras. Todo ello orientado a tratar las galaxias virtuales de forma semejantea como se tratan las galaxias reales en un análisis observacional. Las principales líneas de investigación seguidas en este trabajo son, por tanto, (i) obtención de imágenes de las galaxias simuladas directamente comparables con las observaciones, (ii) desarrollo de un sofware de análisis capaz de obtener características observables de dichas galaxias y (iii) relacionar las características dinámicas y morfológicas de las galaxias sintéticas con su historia de formación a lo largo de su evolución para entender mejor los procesos que llevan a las galaxias de tipo temprano a tener la dinámica y morfología que presentan en la actualidad. Las galaxias sintéticas analizadas en la presente Tesis han sido obtenidas de los resultados de las simulaciones realizadas con el código cosmológico MASCLET (‘Mesh Adaptative Scheme for CosmologicaL structurE evoluTion’) (Quilis, 2004). Este código hidrodinámico para aplicaciones cosmológicas basadoen un esquema de malla adaptativa (AMR, ‘Adaptative MeshRefinement’) permite describir el gas como un fluido discretizándolo en una malla. Para la descripción de la materia oscura y las partículas emplea un esquema ‘N-body’. El buscador HALMA (‘HALo finder for MAsclet’) es el empleado para obtener las galaxias virtuales de entre los resultados de la simulación cosmológica realizada por MASCLET. Como su nombre indica es buscador de halos estelares específico para el código cosmológico MASCLET y está basado en el algoritmo ‘Friends-of-friends’ (FoF; Davis et al., 1985). Parte del trabajo desarrollado en la presente Tesis es ampliar la capacidad de HALMA permitiendo obtener características morfológicas y dinámicas de los halos encontrados (en el caso del presente estudio las galaxias virtuales analizadas) así como también su historia evolutiva. Por último los modelos de síntesis de poblaciones estelares MIUSCAT (Vazdekis et al., 2012b; Ricciardelli et al., 2012) han sido los utilizados para dar “brillo” a las galaxias virtuales obtenidas, transformando así cantidades físicas en observables. Estos modelos son una versión extendida de los modelos MILES (Vazdekis et al., 2010) y los modelos CaT (Vazdekis et al., 2003). Una vez obtenida la muestra de de galaxias virtuales dentro de un volumen simulado de 44Mpc, el trabajo realizado se ha centrado en el análisis de las más masivas, aquellas que a ‘redshift’ cero tienen una masa estelar M_{*} > 10^{11}M_{sun} y que no se encuentran en un proceso de fusión. Finalmente, se obtiene una muestra de 21 galaxias virtuales que cumplen estas condiciones. Uno de los análisis realizados consiste en estudiar las características de la muestra de acuerdo con tres amplios criterios: (i) el dinámico, (ii) el evolutivo y (iii) el morfológico. Para el criterio dinámico se utilizan los perfiles unidimensionales para calcular (V /σ). Esta cantidad permite separar la muestra en dos grupos, los rotores rápidosy los rotores lentos.El segundo criterio usado para estudiar las galaxias de la muestra es el evolutivo. Por medio del estudio de la historia evolutiva de las galaxias, éstas se separan en dos grandes categorías: las galaxias que han sufrido almenos una colisión y aquellas con una evolución tranquila que no han sufrido ninguna colisión reconocida por el buscador de halos. Por último, el tercer criterio utilizado para ordenar la muestra es la morfología. Para ello, se ajusta el perfil de luz de cada objeto a un perfil de Sérsic separando la muestra en elípticas o espirales. La conclusión de este análisis es que el historial evolutivo (fusiones con otras galaxias) de una galaxia es el principal responsable del aspecto que presenta en la actualidad, por encima de su morfología o su dinámica. De esta forma, las galaxias que presentan un mayor número de interacciones con otras galaxias son también las más masivas de la muestra y las que presentan los gradientes de metalicidad más elevados. Otro de los análisis se refiere a la historia de formación estelar (‘Star Formation History’) de las galaxias de la muestra. De este estudio se concluye que las fusiones con otras galaxias aportan solo una fracción minoritaria (10 %-50 %) de la masa total de la galaxia siendo la mayor parte de la componenteestelar formada ‘in situ’.También se comprueba que las partículas estelares incorporadas, procedentes de otras galaxias o delmedio, son significativamente más antiguas (∼ 3 Gyr) y, en promedio, menos metálicas (0,1 dex) que las que seforman dentro de la rama principal de la galaxia. En la muestra utilizada se observa que la mayoría de las galaxias que presentan fusiones (10 de las 11) pueden clasificarse como fusionesdisipativas con mucha formación estelar. También se observa que las galaxias que no han sufrido colisiones importantes contienenporcentajes notables de material estelar acretado. Este material proviene del medio o de pequeños halos estelares no identificados por el buscador. En las galaxias virtuales analizadas en este estudio, la componente estelar acretada ocupa mayormente las regiones más externas, en concreto, el radio de media-masa del material acretado es ∼1,5 veces el radio demedia-masa del material estelar formado ‘in situ’. Por último, las galaxias estudiadas muestran un factor ×2 − ×3 de sobreproducción estelar, esta sobreproducción puede explicarse en parte por el límite de resolución de la simulación cosmológica.