Las galaxias del Universo local de dividen en dos poblaciones principales en el diagrama color-magnitud: la secuencia roja, formada principalmente por galaxias de tipo temprano (elípticas, lenticulares y espirales tempranas) con una formación estelar residual, y la nube azul, formada principalmente por galaxias de tipo tardío (espirales tardías e irregulares) con una formación estelar intensa. Los estudios entre z = 1 - 2 encuentran que las galaxias más masivas son las primeras en formar sus estrellas y en poblar la secuencia roja, un resultado que representa un reto para los actuales modelos de materia oscura fría, en los cuales los halos de materia oscura más masivos se forman por la fusión de halos menores en tiempos recientes. Estos modelos teóricos y las simulaciones de N-cuerpos proponen las fusiones entre galaxias como uno de los motores principales en la evolución galáctica. Sin embargo, y a pesar de su importancia teórica, se conoce poco sobre la frecuencia real de fusiones galácticas en las distintas épocas cósmica y sobre el papel de estas fusiones en el establecimiento de la secuencia roja.
En esta tesis se ha estudiado la frecuencia de fusiones y su relación con el crecimiento de la secuencia roja en el rango de desplazamiento al rojo z = 0 - 1. Se ha determinado la fracción de fusiones mediante dos metodologías diferentes: mediante critérios morfológicos y mediante estadística de pares cercanos. En el primer caso se han seleccionado como remanentes de fusiones mayores de disco aquellas fuentes con un alto índice de asimetría. Se ha desarrollado un método de máxima verosimilitud (ML) que corrige el efecto de los los errores observacionales a la hora de determinar la fracción de fusiones: se ha comprobado que no utilizar el método da lugar a una sobrestimación en la fracción de fusiones de hasta un fator 2. Además se ha tratado la pérdida de información morfológica con z degradando las imágenes de las galaxias a un único desplazamiento al rojo respresentativo. Usando esta nueva metodología se ha estudiado la fracción de fusiones y su evolución en los campos de Groth y GOODS-S.
La fracción de fusiones morfológica es menor que 6% hasta z ~ 1 y depende de los criterios de selección de la muestra: la fracción de fusiones es mayor en muestras seleccionadas en la banda B que en muestras seleccionadas en bandas infrarrojas o en masa. La evolución de la fracción de fusiones es mayor en muestras seleccionadas en masa que en aquellas seleccionadas en luminosidad, pero la evolución de la tasa de fusiones es similar en ambos casos. También se encuentra un descenso en la tasa de fusiones con la masa a z = 0.6.
En el estudio de la fracción de fusiones mediante estadística de pares cercanos se ha generalizado la metodología utilizada en muestreos espectroscópicos para aplicarla en muestreos fotométricos. Los resultados obtenidos están en buen acuerdo con los trabajos de la literatura y con los valores obtenidos en el estudio morfológico previo. En este caso se ha investigado la dependencia de la fracción de fusiones con el desplazamiento al rojo, la luminosidad y la masa.
Una vez conocida la fracción de fusiones mayores de disco se ha estudiado su papel en la evolución de la estructura galáctica desde z ~ 1. Utilizando los índices de concentración y asimetría para segregar las galaxias estructuralmente se encuentra que la fracción de galaxias de tipo temprano (E/S0/Sa) aumenta un factor dos desde z ~ 1, mientras que la fracción de galaxias de tipo tardío (Sb-Irr) disminuye con el tiempo cósmico. Las diferentes tendencias observadas en muestras con una luminosidad en la banda B menor o igual a -20 y una masa estelar mayor o igual a 10 elevado a 10 masas solares implican la necesidad de una transformación estructural entre tipos tardíos y tempranos. Utilizando la fracción de fusiones determinada con anterioridad se obtiene que tan solo un ~20% de las nuevas galaxias de tipo temprano con una masa estelar mayor o igual a 10 elevado a 10 masas solares que han aparecido entre z = 1 y z = 0 han sufrido una fusión mayor de disco en ese rango.
El estudio de la formación estelar en las galaxias de tipo temprano y tardío, determinada mediante la tasa de formación estelar específica y el color NUV-R en reposo, proporciona nuevas claves sobre los mecanismos resposables de la evolución estructural observada desde z ~ 1. Las galaxias de tipo tardío y las fusiones mayores de disco son sistemas activos con una formación estelar intensa, mientras que un 80-85% de las galaxias de tipo temprano son pasivas, siendo el 15-20% restante galaxias tempranas activas. Esto sugiere una vía lenta, debida a fusiones menores y procesos seculares, como la dominante en la evolución estructural de las galaxias con una masa estelar superior o igual a 10 elevado a 10 masas solares: galaxia tardía activa (nube azul); galaxia temprana activas; galaxia temprana pasiva (secuencia roja). En este caso la vía rápida, debida a las fusiones mayores de disco (dos galaxias tardías activas; una galaxia temprana pasiva), es un proceso secundario en el rango 0 < z < 1, pero puede ser un proceso importante a z > 1.