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Las galaxias más masivas del Universo local son las galaxias de tipo temprano (del inglés, ETGs) que comprenden las galaxias elípticas y lenticulares. El grueso de sus poblaciones de estrellas son viejas y prácticamente no están formando nuevas estrellas. Su actividad de formación estelar no es lo que llegó a ser en las etapas tempranas del Universo, donde grandes cantidades de gas se transformaron en estrellas. La formación de estrellas se detuvo rápidamente y las ETGs evolucionaron como sistemas rojos y viejos. Cuáles fueron los mecanismos físicos responsables de detener la creación de nuevas estrellas sigue siendo un misterio, aunque se cree que las contribuciones de los núcleos activos de galaxias (del inglés, AGNs) pudieron transformar estos sistemas estelares en objetos evolucionando pasivamente con escasa formación estelar. Las estrellas viejas de las ETGs emiten la mayor parte de su luz en el rango espectral óptico. El óptico, sin embargo, es relativamente insensible a pequeñas fracciones de poblaciones estelares jóvenes, cuya luz domina en el rango ultravioleta (UV). Afortunadamente, el UV es un trazador óptimo de las poblaciones estelares más calientes como las estrellas jóvenes. Estudios fotométricos en el UV han puesto de manifiesto que las ETGs pueden tener formación de estrellas a un ritmo muy bajo. Sin embargo, el rango UV en los espectros de las ETGs no ha sido explorado para determinar sus poblaciones jóvenes. El objetivo de esta tesis es cuantificar estas poblaciones estelares jóvenes de las ETGs masivas usando las líneas de absorción de sus espectros. Hemos usado nuevos modelos de poblaciones estelares para analizar, por primera vez, índices espectrales ópticos y del UV cercano simultáneamente. Comparamos las observaciones con las predicciones de los modelos de dos parametrizaciones de las historias de formación estelar (del inglés, SFH) de las galaxias masivas. Primero hemos investigado si la formación de estrellas residual es una característica común entre la población de ETGs, mediante la suma de miles de espectros de galaxias masivas a un desplazamiento al rojo medio de z~0.4. De estos espectros sumados hemos podido obtener las fracciones de población joven en función de la masa de la galaxia. Hemos encontrado que las ETGs masivas tienen en promedio una fracción de estrellas jóvenes formadas en los últimos 2 mil millones de años por debajo del 1%, y que ésta fracción es mayor para las galaxias menos masivas. Esta tendencia con la masa es consistente con el hecho que las galaxias menos masivas tienen SFH más extendidas en el tiempo que las más masivas. También hemos visto que las galaxias masivas sintéticas de las simulaciones cosmológicas producen demasiadas estrellas de edades intermedias. Esto implica que los procesos para suprimir la formación de estrellas en galaxias masivas y mantenerla suprimida en el tiempo, aun necesitan ser comprendidos. Nuestros resultados ponen rigurosos límites que necesitan ser satisfechos por las simulaciones. Para intentar entender el origen de estas poblaciones jóvenes, hemos analizado espectros resueltos espacialmente para obtener información de dónde están situadas en las galaxias. Para ello, hemos analizado un tipo especial de ETGs: las galaxias más brillantes de los cúmulos de galaxias (del inglés, BCGs). Estas galaxias se encuentran en el centro de los potenciales gravitatorios de los cúmulos de galaxias. Nuestro estudio de 6 BCGs cercanas ha demostrado que sus estrellas jóvenes están en el interior de 2), where large amounts of gas were transformed into stars. Star formation was virtually extinguished in rather short time and ETGs evolved as red and dead objects. The exact physical mechanisms responsible for quenching the star formation in these massive systems at high-redshift is not completely resolved. Although, it is widely considered that AGN feedback could turn these stellar systems into passively evolving objects without significant formation of new stars. There is growing observational and theoretical evidences for a two-phase formation scenario for ETGs. According to this picture, during the first phase the cores of present-day ETGs are formed at z > 2 dissipatively, while in the second phase the outer regions are a result of mergers and accretion. This is supported by a large number of studies that have shown that massive galaxies at z > 2 are more compact than their local counterparts, and have experienced significant growth both in size and, to a lesser degree, in mass. This suggests that these high-z massive compacts are the cores of local ETGs formed at high redshift, while the outer regions are where the accreted material due to dissipationless mergers (i.e. gas-poor) is deposited. This second phase is mostly ”dry”, i.e. does not trigger star formation, at least not in any efficient way. The bulk of the stars in ETGs are ancient and emit much of their light in the optical spectral range. However, the optical is relatively insensitive to small fractions of young stellar populations, whose light dominate the ultraviolet (UV). Studies of the optical range are therefore, biased to the old stellar populations. Fortunately, the UV is an optimal tracer of the hottest stellar populations such as young stars. Photometric studies in the UV have previously suggested that ETGs might have recent low-level star formation. However, the UV window of ETG’s spectra has not been explored for determining the youngest stellar populations. This thesis aims to quantify these young stellar populations by using spectral absorption features of massive ETGs. We exploit state-of-the-art stellar population models based on empirical stellar libraries to analyse, for the first time, observed optical and near-UV line-strength indices simultaneously. We compare observations with model predictions from two assumed simple parameterisations of the star formation history (SFH) of massive galaxies. We first explore if the residual star formation is ubiquitous among the massive ETG population by stacking thousands of galaxy spectra at redshift of z ∼ 0.4. We derive mass fractions of the young stellar component as a function of mass. We find that massive galaxies show, on average, a sub-one percent fraction of young stars formed within the last 2 Gyr, and that this fraction is larger for less massive galaxies. This trend with mass is consistent with the fact that less massive galaxies have more extended SFHs than their more massive counterparts and also may be related to the fact that AGN feedback stops the formation of new stars more efficiently for more massive galaxies. We also find that synthetic massive galaxies from cosmological numerical simulations significantly overproduce both intermediate and young stellar populations. This means that the recipe to quench the star formation in these galaxies, and perhaps to maintain them quenched, still needs to be fully understood. However, the results obtained here put stringent constrains that must be satisfied by these simulations. In order to understand the origin of these young stars, we turned to spatially resolved spectroscopy to tell us precisely where they are located. For this purpose, we analyse a special type of ETGs: the brightest cluster galaxies (BCGs). These galaxies are located in the centres of the gravitational potential wells of galaxy clusters. Our study of 6 nearby BCGs indicate that their young stars are located within < 2 kpc of the galaxy centres, i.e. in their cores. Our findings of small young mass fractions are consistent with being formed in-situ, likely residual star formation from recycled material of dying stars from previous generations. However, due to the particular location of these massive systems, an ex-situ origin through environmental processes can not be ruled out. The study of young stellar components in so-called ”relic galaxies” offers us unique clues to understand the possible origins of the recent star formation that we detect in normal ETGs. These massive compact relic galaxies are thought to have survived untouched since their formation at high-z until the presentday, i.e. without having gone through a second phase that is characterised by a growth in size and mass by accretion. For this purpose, we studied the young stellar contribution in the 1 kpc central region of NGC 1277, a well studied galaxy that is regarded as the prototypical relic galaxy in the nearby Universe. We find a sub-one percent level of young mass fractions, similar to our samples of massive ETGs, which points to intrinsic, in-situ, processes that trigger the formation of these young stars.

Los estudios de poblaciones estelares proporcionan pistas únicas para restringir los modelos de formación de galaxias. Los resultados obtenidos hasta la fecha a partir del rango espectral óptico sugieren que las galaxias de primeros tipos (elípticas y lenticulares) más masivas, las cuales constituyen el ∼60% de la masa estelar total en el Universo cercano, están constituidas por estrellas muy viejas, casi tanto como la misma edad del Universo. Esta época temprana para la formación de la mayor parte de las estrellas que albergan estas galaxias masivas no es correspondida por las galaxias de menor masa caracterizadas por historias de formación estelar más extendidas en el tiempo. Este resultado, comúnmente denominado “Downsizing” (Renzini 2006), está en aparente tensión con los modelos jerárquicos de formación de estructuras, los cuales predicen escalas de tiempo de formación más largas para las galaxias más masivas. Con el objetivo de reconciliar la teoría con las observaciones emerge un nuevo escenario que requiere un desacoplamiento entre la formación de las estrellas y el crecimiento en masa de las galaxias. La mayoría de los estudios han demostrado que la masa de galaxias es el principal parámetro que determina su evolución. Sin embargo, el entorno de las galaxias también podría influir en la configuración de sus propiedades. Se ha demostrado que las regiones centrales de los cúmulos de galaxias contienen galaxias de primeros tipos más masivas, que formaron la mayor parte de sus estrellas en una escala temporal muy corta a alto desplazamiento al rojo. Por el contrario, las partes exteriores de los cúmulos de galaxias están pobladas con galaxias menos masivas que muestran una variedad más amplia de historias de formación estelar (Ferré-Mateu et al. 2014). Además, los gradientes de poblaciones estelares en estas galaxias también están influenciados por su entorno (La Barbera et al. 2012; Ferreras et al. 2019). Estos estudios requieren confrontar las observaciones con predicciones de los modelos de síntesis de poblaciones estelares. Un análisis detallado requiere dos ingredientes principales: espectros de galaxias de alta calidad y modelos que predicen espectros de poblaciones estelares a resolución suficientemente alta. Hasta ahora, esto sólo ha sido posible en el rango óptico. Pese a que otros rangos espectrales podrían proporcionar restricciones adicionales sobre el contenido estelar de las galaxias, hasta ahora su uso se ha visto obstaculizado por la falta de facilidades observacionales y modelos adecuados. Este es el caso del inexplorado rango espectral del infrarrojo cercano (desde ∼0.9 a 2.4 µm), mucho más sensible a las estrellas más frías que el visible. En principio, esto nos permite acotar las contribuciones relativas de diferentes componentes estelares y por tanto su historia de formación estelar. De hecho, recientemente, algunos modelos de poblaciones estelares, basados en bibliotecas estelares empíricas, se han extendido a este rango espectral (por ejemplo, E-MILES (Röck et al. 2015; Röck et al. 2016; Vazdekis et al. 2016), Conroy et al. (2018), A-LIST ashok2021 ). Estos modelos muestran que la ventana infrarroja tiene un gran potencial para acotar las parámetros relevantes de las poblaciones estelares, incluyendo su historia de formacin estelar, metalicidad, abundancias relativas de ciertos elementos químicos clave o la Función Inicial de Masas (distribución de estrellas en función de su masa inicial). Esta tesis tiene como objetivo explotar el rango espectral infrarrojo para el estudio de las poblaciones estelares de las galaxias masivas de primeros tipos. La atención se centra específicamente en los efectos de la variación de la Función Inicial de Masas (incluida su forma en el extremo de muy bajas masas), las abundancias relativas de elementos y la detección de componentes estelares de edad intermedia mediante el análisis de las líneas de absorción de los espectros galácticos. Se investiga y optimiza la metodología para explotar la información disponible mediante la definición de un nuevo sistema de índices espectrales en este rango espectral. Se incluye un amplio conjunto de índices completamente caracterizados no sólo en lo que respecta a su sensibilidad a los parámetros de las poblaciones estelares, sino que también se caracterizan los efectos sistemáticos debido a diversos aspectos como el ensanchamiento de las líneas causado por la velocidad de dispersión, desplazamiento de longitud de onda, relación señal- ruido, calibración en flujo y cualquier contaminación debida al cielo. Se ilustra el potencial de esta batería de índices espectrales mediante varias aplicaciones en las que se muestra que es posible romper la degeneración entre la abundancia relativa de elementos α y la Función Inicial de Masas. Ello permite distinguir no sólo si dicha funció es estándar o dominada por estrellas enanas, sino su forma específica en el extremo de muy baja masa. Se presenta un análisis detallado de galaxias de primeros tipos enfocado a las bandas de absorción molecular de CO. En comparación con las predicciones de los modelos de poblaciones estelares el CO en la banda K a 2,3 µm es significativamente más fuerte. Se afronta este reto, aún no resuelto, mediante observaciones recientes y datos de archivo, encontrándose que las líneas de CO en la banda H también muestran valores más altos que los modelos, dando lugar a una discrepancia similar a la de la banda K. Se explora el posible origen de tal discrepancia y, aunque no se obtiene una solución completamente satisfactoria, se descarta que la discrepancia sea debida a poblaciones estelares de edad intermedia (dominadas por estrellas AGB de masa intermedia). Sin embargo se identifica un subgrupo estelar con fuertes líneas de CO, pertenecientes a la biblioteca empírica que alimenta los modelos de poblaciones estelares, que podrían contribuir a disminuir la discrepancia observada. Este resultado apunta al efecto de la abundancia relativa de carbono en las estrellas gigantes de baja temperatura como posible explicación a la fuerte intensidad de las lóneas de CO. En esta tesis se estudia la presencia de poblaciones estelares de edad inter-media mediante la comparación de losíndices de CO medidos en una muestra de galaxias de primeros tipos muy masivas con los correspondientes de la galaxia reliquia masiva prototipo, NGC 1277. Esta galaxia alberga poblaciones estelares muy viejas y ”prístinas” a lo largo de toda su distancia galactocéntrica por lo que nos ofrece una oportunidad única para investigar el origen de la fuerte absorción de CO característica de las galaxias masivas. Se observa que NGC 1277 no sólo muestra valores de CO más altos que las predicciones de los modelos sino que los valores medidos son similares a los encontrados en la población general de galaxias de primeros tipos masivas. Con esta evidencia empírica se puede descartar que la discrepancia observada se deba a la existencia de poblaciones estelares de edad intermedia. Esta interpretación mayoritaria a partir de los primeros estudios en el rango infrarrojo implicaría que las galaxias masivas presentan historias de formación estelar más extendidas en el tiempo, lo cual contrasta con las restricciones obtenidas a partir del rango visible. El nuevo hallazgo obtenido aquí es capaz de conciliar las restricciones obtenidas a partir de los rangos íoptico e infrarrojo. Otro objetivo de esta tesis es poner a prueba las capacidades del instrumento infrarrojo EMIR, instalado en GTC (el mayor telescopio de la actualidad), para el estudio de la historia de formación de las galaxias masivas mediante el análisis de sus poblaciones estelares. Se adoptaron varios enfoques observacionales y se mostró que es posible aprovechar al máximo el potencial de las múltiples rendijas del espectrógrafo EMIR para observar y derivar las poblaciones estelares y los gradientes de las galaxias masivas tanto en cúmulos de galaxias como aisladas y también en galaxias reliquias. Es preciso notar que el advenimiento de la espectroscopía de campo integral en el ´óptico abrió una nueva era para el estudio de los gradientes de poblaciones estelares. Del mismo modo, la estrategia observacional propuesta aquí para estudiar las variaciones radiales de los parámetros relevantes de las poblaciones estelares supone un avance significativo para estos estudios en el rango infrarrojo. Asimismo en esta tesis se ilustra el proceso de reducción de un conjunto de datos EMIR abordando los problemas que presenta este rango espectral. La identificación de las limitaciones del instrumento y de los datos obtenidos resulta extremadamente ´util para la comunidad de astrónomos que desean realizar estudios espectroscópicos de líneas de absorción con EMIR.

Las poblaciones estelares en el centro de las galaxias han sido estudiadas en detalle. Por el contrario, más allá del radio efectivo (definido como aquel que contiene la mitad de la luz de la galaxia), sus propiedades son prácticamente desconocidas. Estas regiones externas son, sin embargo, cruciales para entender tanto la época como el mecanismo de formación de las galaxias, ya que distintos procesos (colapso disipativo, fusiones o interacciones), dan lugar a gradientes diferenciados en la propiedades de las poblaciones estelares. Este proyecto busca estudiar los gradientes de las poblaciones estelares para dos tipos morfológicos: las galaxias espirales por ser las más abundantes en número y las galaxias elípticas por aglutinar la mayoría de la masa estelar del Universo. Para ello se combinarán tanto datos espectroscópicos de rendija larga (OSIRIS-GTC) y de campo integral (cartografiado CALIFA), como fotométricos usando filtros anchos (cartografiado SDSS) y estrechos (OSIRIS-GTC, filtros sintonizables). La muestra a estudiar incluye objetos de varios tipos morfológicos y masas con el fin de estudiar el impacto de estos factores en la evolución de las galaxias.

Una de las cuestiones básicas de la Astronomía moderna es cómo las galaxias de las diferentes familias han evolucionado desde su formación. Una de estas familias, las galaxias de tipos tempranos (ETGs, del inglés Early-Type Galaxy), formadas por galaxias elípticas y lenticulares, que contienen la mayor parte de la materia luminosa del Universo, ha sido profundamente estudiada durante décadas. En esta tesis se propone esclarecer este tema, analizando las poblaciones estelares de las ETGs masivas a trav´es del tiempo cósmico desde diferentes puntos de vista. Para tal fin, explotamos las nuevas herramientas y métodos de última generación, como el ajuste completo del espectro (full-spectral-fitting) combinado con el análisis de los índices espectrales mediante los diagramas índice-índice. La novedad de este trabajo est´a en el estudio detallado de las poblaciones estelares, llevado a cabo galaxia por galaxia incluso a alto desplazamiento al rojo. Este conjunto de observaciones y métodos utilizados, permite acotar los diferentes escenarios propuestos para la formación y evolución de las ETGs. One of the long-standing questions in modern Astronomy is how galaxies of different families have evolved since they formed. One of these families, the Early-Type Galaxies (ETGs), which is formed by elliptical and lenticulars galaxies, containing most of the luminous matter in the Universe, have been deeply studied for decades. Several scenarios for the formation and evolution of these galaxies have been proposed but, so far, non of them seem to be conclusive. In the Local Universe, ETGs follow very tight relations on their properties, indicative of a slow evolution since their formation. But the early epochs of the Universe are still to be unraveled as they add new unknowns into the equation. For example, massive ETGs at high redshift. It has been recently discovered that they were much more compact in the early Universe (z∼2) than the massive ones we see today. However, the mechanisms regulating this size evolution are not yet clearly understood and the ones proposed do not completely match the predictions from the competing scenarios to explain this evolution. In this thesis, we aim to shed some light into this puzzling topic by analyzing the stellar populations of massive ETGs over cosmic time from different points of view. For this purpose, we exploit new state-of-the-art analysis tools and methods, such as the full-spectrum-fitting approach combined with a more classical index-index analysis from the spectroscopic absorption features. The novelty of this work is the detailed analysis of the stellar populations, performed on an individual galaxy basis. Altogether, these methods can pose strong constrains on the competing scenarios for the formation and evolution of ETGs. Most of the mechanisms proposed to explain the size evolution of massive ETGs predict the presence (although scarce) of relic compact massive galaxies in the local Universe. The first part of the thesis presents a full characterization of a unique sample of local compact massive galaxies. We address the question whether they are the descendants of those that we observe in the early Universe. However, our results from a detailed analysis of their kinematics, morphologies and stellar population properties suggest that local compact massive galaxies are nearly the exact copies of those at high redshift instead of their descendants. The vicinity of these objects place them as the perfect laboratory for the exploration of the mechanisms responsible for the formation of their counterparts at high redshift. Further constrains on the evolution of massive galaxies are possible from a detailed study of the stellar populations of ETGs in clusters at varying redshift. Such detailed analysis is possible out to z∼ 0.8, i.e. approximately half the age of the Universe, where obtaining spectra with high enough quality is still possible pushing current observing facilities to their limit. We have derived mean ages, metallicities, abundance ratios and SFHs on an individual galaxy basis at such high redshift. The obtained results have been compared to those for their local counterparts in clusters with similar properties to discriminate between different evolutionary paths. Our results point out that a relation between the position within the cluster, the velocity dispersion and the SFH may allow us to understand better the galaxy cluster evolution. We find that the most massive galaxies evolve passively while the lower-mass ones, generally located in the surroundings, experience a more extended star formation history. However, all these studies are performed under the assumption of a universal Initial Mass Function (IMF). The debate on the possible variations of the IMF for explaining several aspects of ETGs evolution, such as e.g. their chemical enrichment and abundance pattern, uses to peak almost every decade. The most recent contributions point towards a bottom-heavier IMF for more massive galaxies. We present an analysis about the biased results that can be obtained when adopting a standard, universal IMF. We have quantified the impact of varying the IMF slope and shape into various galaxy properties. For this purpose we use two samples: a sample of ETGs with varying masses and a sample of local compact massive galaxies. We find that galaxies are rejuvenated and get more massive as we steepen the slope of a Salpeter-like power-law IMF. However, this trend is milder if we consider a Kroupa-like multi-segmented IMF, where the weight of the very low-mass stars is decreased. In addition, we find that by tuning each IMF slope according to the central velocity dispersion of the galaxy, as recently claimed, their derived SFHs tend to be more similar, although still different. This pattern involves a varying amount of recent residual star formation, for the most massive ones.

Una de las cuestiones básicas de la Astronomía moderna es cómo las galaxias de las diferentes familias han evolucionado desde su formación. Una de estas familias, las galaxias de tipos tempranos (ETGs, del inglés Early-Type Galaxy), formadas por galaxias elípticas y lenticulares, que contienen la mayor parte de la materia luminosa del Universo, ha sido profundamente estudiada durante décadas. En esta tesis se propone esclarecer este tema, analizando las poblaciones estelares de las ETGs masivas a trav´es del tiempo cósmico desde diferentes puntos de vista. Para tal fin, explotamos las nuevas herramientas y métodos de última generación, como el ajuste completo del espectro (full-spectral-fitting) combinado con el análisis de los índices espectrales mediante los diagramas índice-índice. La novedad de este trabajo est´a en el estudio detallado de las poblaciones estelares, llevado a cabo galaxia por galaxia incluso a alto desplazamiento al rojo. Este conjunto de observaciones y métodos utilizados, permite acotar los diferentes escenarios propuestos para la formación y evolución de las ETGs.

Much of current astrophysical research is aimed at addressing one key issue: how galaxies form and evolve. We still do not fully understand the evolutionary processes driving the lifetimes of the zoo of galaxies which populate the Universe. Galaxies may be isolated, or in groups or clusters; they may appear as pure ellipsoids or discs or include a variety of structures; they may be forming stars violently or passing quietly through their lives; and the many other properties that we are progressively discovering. Each piece we add to the puzzle pile complicates the picture a bit more. This thesis is aimed at fixing one of these pieces, a specific one related to the very interesting, but so far not well characterised, double-barred galaxies. Barred galaxies are rather common structures in the Universe and, more importantly, they are key elements for secular evolution theories. In fact, bars can transport gas to the central regions of galaxies and trigger the formation of bulges and other new structures. Double bars go a step farther: they allow the material to reach the very central regions where the gas driven inwards by a single bar cannot get to. Therefore, nested bar systems are considered a very efficient way to bring about the internal secular evolution of galaxies and even to feed active galactic nuclei. This hypothesis has, however, some detractors, as it is very promising from a theoretical point of view but there is not much observational evidence that it is valid. In this thesis we have carefully observed and studied a sample of five doublebarred galaxies using the state-of-the-art techniques for the analysis of their kinematics and stellar populations. This has led to original work not previously performed, so each result is relevant and provides clues to the nature of these objects. We are pleased to present the discovery of the σ-hollows, the only known kinematical signature of the presence of stellar inner bars. Moreover, we disentangle the complex structural composition of the galaxies of our sample, dealing with different formation scenarios and rejecting those which do not account for the observational properties derived here. We find out that one out of the five galaxies is probably hosting a disc-like bulge, whereas the other four present a classical bulge in their centres. Finally, we ascertain that inner bars tend to be younger and more metal-rich than the outer structures. Nevertheless, the characteristic stellar populations for the bulge and the inner bar are indistinguishable and there is no evidence of star-forming structures in the central regions of these galaxies, so we have to conclude that these five inner bars are not playing a major role in the secular evolution of their host galaxies Gran parte de la investigación astrofísica actual gira en torno a una única e importante cuestión: cómo se forman y evolucionan las galaxias. Todavía hoy no comprendemos los procesos evolutivos que dirigen la vida de ese zoo de objetos que puebla el Universo. Las galaxias pueden estar aisladas o viviendo en grupos o cúmulos; pueden aparentar ser simple elipsoides o discos o estar constituidas por variedad de estructuras; pueden formar estrellas violentamente o dejar pasar tranquilamente sus vidas; y un largo etcétera de propiedades que vamos descubriendo poco a poco. Cada pieza que añadimos al puzle complica la imagen final un poco más. Esta tesis pretende colocar por fin una de esas piezas, aquella relacionada con el fascinante, aunque todavía poco estudiado, caso de las galaxias con dos barras. Las galaxias con barra son estructuras comunes en el Universo y elementos clave en las teorías de evolución secular, puesto que las barras son capaces de transportar gas a las regiones centrales y, por lo tanto, promover la formación de bulbos y otras estructuras. Las dobles barras van un paso más allá al permitir que el material alcance las partes más internas de las galaxias, donde el gas transportado por una barra simple no puede llegar. Es por tanto lógico que estos sistemas dobles sean considerados fundamentales y muy eficientes para la evolución secular interna de las galaxias, e incluso se les relaciona a menudo con los núcleos activos galácticos. Esta hipótesis encuentra, sin embargo, varios detractores, pues aunque es muy prometedora desde un punto de vista puramente teórico, no hay evidencias observacionales que la sustenten. En la presente tesis hemos observado y estudiado en detalle una muestra de cinco galaxias con dos barras y hemos hecho uso de las técnicas de análisis más novedosas con el objetivo de caracterizar su cinemática y poblaciones estelares. Se trata de un trabajo completamente original jamás antes realizado, por lo que cada resultado es relevante y proporciona nuevas pistas sobre la naturaleza de estos objetos. Así pues, presentamos el descubrimiento de los llamados σ-hollows, las únicas señales cinemáticas conocidas de la presencia de barras internas. Desentrañamos también la compleja composición estructural de las galaxias de nuestra muestra, considerando los diferentes escenarios de formación posibles y rechazando aquellos que no explican las propiedades observacionales encontradas. Obtenemos así que una de las cinco galaxias en estudio probablemente contiene un bulbo tipo disco, mientras que el resto de la muestra está compuesta por bulbos clásicos. Finalmente, averiguamos que las barras internas tienden a ser más jóvenes y metálicas que las estructuras externas; sin embargo, las poblaciones estelares características para el bulbo y la barra interna son indistinguibles y no hay evidencias de formación estelar relevante en las regiones centrales, por lo que concluimos que al menos estas cinco barras internas no están desempeñando un papel importante en la evolución secular de sus galaxias anfitrionas.