Este trabalho constituiu-se da análise de abundâncias químicas de nebulosas planetárias localizadas na conexão bojo-disco, onde se dá o encontro das características do bojo, tais como a diversidade de abundâncias, com as do disco, tais como o limite interno do gradiente radial de abundâncias. Em particular, o estudo de nebulosas planetárias nesta região traz informações importantes a respeito das abundâncias de elementos tais como He, O, Ne, Ar, S e de sua evolução associada à evolução das estrelas de massa intermediária. Novas abundâncias foram derivadas a partir de observações espectrofotométricas no telescópio Perkin-Elmer de 1.60 m do Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA) em Minas Gerais, Brasil. Foram observadas nebulosas planetárias selecionadas através da localização na direção do centro da Galáxia, diâmetro angular no óptico e fluxo em rádio. A comparação entre as abundâncias obtidas neste trabalho com outros trabalhos da literatura mostrou que as distribuições das abundâncias são compatíveis. Para o estudo da distribuição das abundâncias na conexão utilizou-se as escalas de distância de Maciel & Pottasch (1980), Cahn et al. (1992) e Zhang (1995). A separação das nebulosas planetárias do bojo e do disco mostrou que em média as do bojo apresentam menores abundâncias se comparadas as disco interno, para as escalas de Cahn et al. (1992) e Zhang (1995). Contudo esta separação não é superior aos erros na obtenção das abundâncias, indicando apenas uma tendência. Através deste estudo encontrou-se uma distância de separação entre as propriedades químicas destas regiões. Para a primeira escala esta distância é de 2.9 kpc e para a segunda de 1.5 kpc. Sendo que o valor de 2.9 kpc concorda com resultados independentes. A escala de Maciel & Pottasch (1980) não apresentou resultados conclusivos a respeito da distribuição das abundâncias entre estas estruturas. / This project consisted in a spectrophotometric investigation of planetary nebulae located at the bulge-disk connection of the Milk Way, where the bulge and disk characteristics such as chemical and kinematic properties should intersect. In particular, the study of planetary nebulae in the bulge-disk connection brings important informations about the chemical abundances of elements such as He,N,O,S,Ar,Ne and the evolution of these abundances, associated with the evolution of intermediate-mass stars, as well as for the chemical evolution of the Galaxy. New abundances were derived from spectrophotometric observations at the Perkin-Elmer 1.6 m telescope of Laboratório Nacional de Astrofísica - Brazil. The objects were selected according to their location toward the Galactic center, angular diameter, and radio flux. The data show a good agreement with some other results in the literature, in the sense that the distribution of the abundances is similar to those works. Statistical distance scales from Maciel & Pottasch (1980), Cahn et al. (1992), and Zhang (1995) were used to study the distribution of chemical abundances in the bulge-disk connection. Making use of Cahn et al. (1992) and Zhang (1995) scales, the separation between PNe belonging to the disk and bulge showed that on the average those from the bulge have a slight underabundance compared to those from the inner disk. Nevertheless this separation is not larger than the errors in the abundance determinations, showing only a tendency. This study allowed to find the distance in which the chemical properties of these regions are distinct. For the former scale the distance is 2.9 kpc and for the latter is 1.5 kpc. The value of 2.9 kpc agree with other results for the disk-bulge separation. The same study with Maciel & Pottasch (1980) distance scale did not show any conclusive result about the distribution of chemical abundances between these structures.

Este trabalho constituiu-se da análise de abundâncias químicas de nebulosas planetárias localizadas na conexão bojo-disco, onde se dá o encontro das características do bojo, tais como a diversidade de abundâncias, com as do disco, tais como o limite interno do gradiente radial de abundâncias. Em particular, o estudo de nebulosas planetárias nesta região traz informações importantes a respeito das abundâncias de elementos tais como He, O, Ne, Ar, S e de sua evolução associada à evolução das estrelas de massa intermediária. Novas abundâncias foram derivadas a partir de observações espectrofotométricas no telescópio Perkin-Elmer de 1.60 m do Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA) em Minas Gerais, Brasil. Foram observadas nebulosas planetárias selecionadas através da localização na direção do centro da Galáxia, diâmetro angular no óptico e fluxo em rádio. A comparação entre as abundâncias obtidas neste trabalho com outros trabalhos da literatura mostrou que as distribuições das abundâncias são compatíveis. Para o estudo da distribuição das abundâncias na conexão utilizou-se as escalas de distância de Maciel & Pottasch (1980), Cahn et al. (1992) e Zhang (1995). A separação das nebulosas planetárias do bojo e do disco mostrou que em média as do bojo apresentam menores abundâncias se comparadas as disco interno, para as escalas de Cahn et al. (1992) e Zhang (1995). Contudo esta separação não é superior aos erros na obtenção das abundâncias, indicando apenas uma tendência. Através deste estudo encontrou-se uma distância de separação entre as propriedades químicas destas regiões. Para a primeira escala esta distância é de 2.9 kpc e para a segunda de 1.5 kpc. Sendo que o valor de 2.9 kpc concorda com resultados independentes. A escala de Maciel & Pottasch (1980) não apresentou resultados conclusivos a respeito da distribuição das abundâncias entre estas estruturas. / This project consisted in a spectrophotometric investigation of planetary nebulae located at the bulge-disk connection of the Milk Way, where the bulge and disk characteristics such as chemical and kinematic properties should intersect. In particular, the study of planetary nebulae in the bulge-disk connection brings important informations about the chemical abundances of elements such as He,N,O,S,Ar,Ne and the evolution of these abundances, associated with the evolution of intermediate-mass stars, as well as for the chemical evolution of the Galaxy. New abundances were derived from spectrophotometric observations at the Perkin-Elmer 1.6 m telescope of Laboratório Nacional de Astrofísica - Brazil. The objects were selected according to their location toward the Galactic center, angular diameter, and radio flux. The data show a good agreement with some other results in the literature, in the sense that the distribution of the abundances is similar to those works. Statistical distance scales from Maciel & Pottasch (1980), Cahn et al. (1992), and Zhang (1995) were used to study the distribution of chemical abundances in the bulge-disk connection. Making use of Cahn et al. (1992) and Zhang (1995) scales, the separation between PNe belonging to the disk and bulge showed that on the average those from the bulge have a slight underabundance compared to those from the inner disk. Nevertheless this separation is not larger than the errors in the abundance determinations, showing only a tendency. This study allowed to find the distance in which the chemical properties of these regions are distinct. For the former scale the distance is 2.9 kpc and for the latter is 1.5 kpc. The value of 2.9 kpc agree with other results for the disk-bulge separation. The same study with Maciel & Pottasch (1980) distance scale did not show any conclusive result about the distribution of chemical abundances between these structures.

Globular clusters are tracers of the formation and evolution of their host galaxies. Kinematics, chemical abundances, age and position of the clusters allows tracing interactions between Milky Way and surrounding galaxies and outlines their chemical enrichment history. In this thesis we analyse mid-resolution spectra of about 800 red giant stars in 51 Galactic globular clusters. It is the first time that [Fe/H] and [Mg/Fe] derived in a consistent way are published for such a huge sample of globular clusters, almost 1/3 of the total number of catalogued clusters. Our metallicities are showed to be more precise than previous works based on mid-resolution spectroscopy. A turnover at [Fe/H] ~ -1.0 is found in the plot [Fe/H] vs. [Mg/Fe] for bulge and halo, although bulge seems to have a more metal-rich turnover, i.e, bulge has more efficient formation than the halo. Comparing the abundances with age the timescale for SNIa to start to become important is 1Gyr. [Fe/H] vs. age corroborates the different star formation efficiency of bulge and halo while [Mg/Fe] does not follow that. Halo was formed in mini halos or dwarf galaxies, and two multiple population clusters had their origin analysed to check it. M 22 seems to have been formed in the Milky Way while NGC 5824 possibly was originated in a dwarf galaxy, although our results are inconclusive for NGC 5824. The Galactic bulge seems to have been formed fast i.e., probably the oldest globular cluster is there. In fact HP 1 has a bluer horizontal branch than expected for its metallicity and we interpret that as an age effect. We determine its distance using light curves of variable stars in order to constrain future age determinations via colour-magnitude diagram. Finally, we investigate interaction between Milky Way and its neighbour galaxy SMC. We find that some star clusters are being stripped out of the SMC main body, which is consistent with tidal stripping scenario for the interaction between the galaxies, instead of ram pressure that would only affect gas. / Aglomerados globulares são traçadores da formação e evolução de suas galáxias. Cinemática, abundâncias químicas, idades e posições dos aglomerados permitem traçar interações entre Via Láctea e galáxias vizinhas e suas histórias de enriquecimento químico. Nesta tese analisamos espectros de média resolução de mais de 800 estrelas gigantes vermelhas em 51 aglomerados globulares Galácticos. É a primeira vez que [Fe/H] and [Mg/Fe] determinados de modo consistente são publicados para uma amostra desse porte, ~1/3 dos objetos catalogados. Nossas metalicidades são mais precisas que trabalhos anteriores similares. Uma quebra em [Fe/H] ~ -1.0 é encontrada no gráfico [Fe/H] vs. [Mg/Fe] para o bojo e halo, embora bojo parece ter uma quebra em [Fe/H] maior, i.e, bojo tem formaçãao mais eficiente que o halo. Comparando abundâncias com idade, a escala de tempo para SNIa ficar importante é 1Gano. [Fe/H] vs. idade corrobora diferentes eficiências de formação do bojo e halo, mas [Mg/Fe] vs. idade não mostra isso. O halo foi formado em mini halos ou galáxias anãs, e dois aglomerados com dispersão em [Fe/H] tiveram suas origens analisadas. M 22 parece ter sido formado na Via Láctea e NGC 5824 possivelmente foi originado em uma galáxia anã, embora os resultados são inconclusivos para NGC 5824. O bojo parece ter sido formado rapidamente e deve possuir o aglomerado mais velho. De fato, HP 1 tem um ramo horizontal mais azul que o esperado para sua metalicidade e vemos isso como um efeito da idade. Determinamos sua distância usando curvas de luz de RR Lyrae de maneira a restringir futuras determinações de idade via diagrama cor-magnitude. Finalmente, investigamos a interação entre Via Láctea e sua galáxia vizinha SMC. Encontramos aglomerados sendo removidos do corpo central da SMC, consistente com cenário de remoção por força de maré para a interação entre as galáxias, em vez de ``ram pressure\'\' que afeta só gás.

Globular clusters are tracers of the formation and evolution of their host galaxies. Kinematics, chemical abundances, age and position of the clusters allows tracing interactions between Milky Way and surrounding galaxies and outlines their chemical enrichment history. In this thesis we analyse mid-resolution spectra of about 800 red giant stars in 51 Galactic globular clusters. It is the first time that [Fe/H] and [Mg/Fe] derived in a consistent way are published for such a huge sample of globular clusters, almost 1/3 of the total number of catalogued clusters. Our metallicities are showed to be more precise than previous works based on mid-resolution spectroscopy. A turnover at [Fe/H] ~ -1.0 is found in the plot [Fe/H] vs. [Mg/Fe] for bulge and halo, although bulge seems to have a more metal-rich turnover, i.e, bulge has more efficient formation than the halo. Comparing the abundances with age the timescale for SNIa to start to become important is 1Gyr. [Fe/H] vs. age corroborates the different star formation efficiency of bulge and halo while [Mg/Fe] does not follow that. Halo was formed in mini halos or dwarf galaxies, and two multiple population clusters had their origin analysed to check it. M 22 seems to have been formed in the Milky Way while NGC 5824 possibly was originated in a dwarf galaxy, although our results are inconclusive for NGC 5824. The Galactic bulge seems to have been formed fast i.e., probably the oldest globular cluster is there. In fact HP 1 has a bluer horizontal branch than expected for its metallicity and we interpret that as an age effect. We determine its distance using light curves of variable stars in order to constrain future age determinations via colour-magnitude diagram. Finally, we investigate interaction between Milky Way and its neighbour galaxy SMC. We find that some star clusters are being stripped out of the SMC main body, which is consistent with tidal stripping scenario for the interaction between the galaxies, instead of ram pressure that would only affect gas. / Aglomerados globulares são traçadores da formação e evolução de suas galáxias. Cinemática, abundâncias químicas, idades e posições dos aglomerados permitem traçar interações entre Via Láctea e galáxias vizinhas e suas histórias de enriquecimento químico. Nesta tese analisamos espectros de média resolução de mais de 800 estrelas gigantes vermelhas em 51 aglomerados globulares Galácticos. É a primeira vez que [Fe/H] and [Mg/Fe] determinados de modo consistente são publicados para uma amostra desse porte, ~1/3 dos objetos catalogados. Nossas metalicidades são mais precisas que trabalhos anteriores similares. Uma quebra em [Fe/H] ~ -1.0 é encontrada no gráfico [Fe/H] vs. [Mg/Fe] para o bojo e halo, embora bojo parece ter uma quebra em [Fe/H] maior, i.e, bojo tem formaçãao mais eficiente que o halo. Comparando abundâncias com idade, a escala de tempo para SNIa ficar importante é 1Gano. [Fe/H] vs. idade corrobora diferentes eficiências de formação do bojo e halo, mas [Mg/Fe] vs. idade não mostra isso. O halo foi formado em mini halos ou galáxias anãs, e dois aglomerados com dispersão em [Fe/H] tiveram suas origens analisadas. M 22 parece ter sido formado na Via Láctea e NGC 5824 possivelmente foi originado em uma galáxia anã, embora os resultados são inconclusivos para NGC 5824. O bojo parece ter sido formado rapidamente e deve possuir o aglomerado mais velho. De fato, HP 1 tem um ramo horizontal mais azul que o esperado para sua metalicidade e vemos isso como um efeito da idade. Determinamos sua distância usando curvas de luz de RR Lyrae de maneira a restringir futuras determinações de idade via diagrama cor-magnitude. Finalmente, investigamos a interação entre Via Láctea e sua galáxia vizinha SMC. Encontramos aglomerados sendo removidos do corpo central da SMC, consistente com cenário de remoção por força de maré para a interação entre as galáxias, em vez de ``ram pressure\'\' que afeta só gás.