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Las observaciones de galaxias en el Universo temprano han revelado que la historia cósmica de formación de estrellas tuvo su pico en $z\sim 1-3$. En esta época las galaxias ensamblaron la mayor parte de su masa estelar, y comenzó a establecerse la clasificación de estructuras y morfologías que vemos hoy. Se han propuesto dos mecanismos de aprovisionamiento de gas para explicar cómo fue posible la elevada tasa de formación estelar. Estos son la acreción suave y continua de gas frío desde filamentos cósmicos, y la acción de sucesivas fusiones de galaxias ricas en gas.
Entender la importancia relativa de estos mecanismos es determinante para avanzar en la comprensión de los modelos de formación y evolución de galaxias en un contexto cosmológico. Para resolver esta dicotomía se han propuesto indicadores cinemáticos que permitan identificar las galaxias en proceso de fusión, pero la limitación intrínseca de las observaciones ha impedido establecer un diagnóstico definitivo.
En este trabajo realizamos un estudio sistemático con experimentos controlados para estimar la eficiencia de algunos de tales indicadores usados en la literatura. Para ello utilizamos simulaciones hidrodinámicas de galaxias en curso de fusión, diseñadas para emular las condiciones físicas del Universo en $z\sim 1-3$, y el código AURORA para generar observaciones sintéticas a partir de las simulaciones. Los resultados preliminares de este trabajo son el desarrollo de un criterio teórico para la clasificación de las simulaciones según su morfología (disco o fusión) y el planteamiento de una metodología para generar y clasificar las observaciones sintéticas. Durante la exploración de las observaciones sintéticas se identificaron características criticas en algunas regiones de las simulaciones que producen mapas cinemáticos inconsistentes con los obtenidos en las observaciones reales. Esto requiere estudios posteriores para identificar a detalle los procesos físicos que introducen las anomalías en las simulaciones.
