Neste trabalho estudamos a região central da galáxia LINER/Seyfert 1 Arp 102B na tentativa de descobrir a natureza dos recentemente descobertos braços espirais nucleares. Apresentamos uma análise bi-dimensional da excitação e cinemática do gás nos 2.5 kpc X 1.7 kpc internos, a partir de espectros ópticos obtidos com o espectrógrafo de campo integral do instrumento GMOS no telescópio Gemini Norte, com resolução espacial de ≈ 250 pc. Nossos mapas de fluxo nas linhas de emissão mostram os mesmos braços espirais nucleares descobertos em imagens feitas com o Telescópio Espacial Hubble. Um jato rádio, observado em 8.4 GHz com o VLA, está correlacionado com o braço espiral a leste. Outro braço é observado a oeste. Valores de razões de linhas típicos de núcleos ativos excluem ionização do gás por estrelas, restando choques e radiação diluída como possíveis fontes de ionização. Uma região de alta densidade do gás _e observada na borda ao norte do braço leste, numa região onde o jato rádio parece ser deexionado. Mapas de velocidade centroide mostram um padrão de rotação distorcido, com blueshifts a leste e redshifts a oeste. Channel maps mostram blueshifts e redshifts no local do jato rádio (e braço a leste), sendo interpretados como originados na parede de frente e de trás de um outow empurrado pelo jato rádio, que é lançado perto do plano do céu. Um disco em rotação é bem ajustado no mapa de velocidade centroide, exceto numa região de possível outow, a sudeste do núcleo, mesma região onde se observa uma alta dispersão de velocidade. Estimamos uma taxa de outow de 0:8-3:8x10-2Mʘyr-1, um pouco maior que a taxa de acreção ao núcleo ativo. Propomos um cenário em que o gás foi recentemente capturado por Arp 102B numa interação com Arp 102A, num disco inclinado e desencadeando a atividade nuclear. Um jato nuclear é lançado perto do plano do céu e da linha dos nodos, empurrando o gás circumnuclear e dando origem aos braços espirais. / In this work we studied the LINER/Seyfert 1 galaxy Arp 102B in order to unveil the nature of its newly discovered nuclear spiral arms. We present a two-dimensional analysis of the gaseous excitation and kinematics of the inner 2.5 kpc X 1.7 kpc, from optical spectra obtained with the GMOS integral eld spectrograph on the Gemini North telescope at a spatial resolution of ≈ 250 pc. Our GMOS-IFU emission-line maps display the same two-armed nuclear spiral as previously observed with the HST-ACS camera. A 8.4 GHz VLA bent radio jet correlates with the east spiral arm. Another arm is seen to the west. Emission line ratios typical of active nuclei rule out ionization by stars, leaving shocks and diluted radiation as possible ionizing sources for the gas. A knot of high gas density is observed in the northern border of the east arm, at a region where the radio jet seems to be de ected. Centroid velocity maps display a distorted rotation pattern, with blueshifts to the east and redshifts to the west. Lower blueshifts are shown along the radio jet. Channel maps show blueshifts and redshifts at the jet location (and eastern arm), being interpreted as originated in the front and back walls of an out ow pushed by the radio jet, which is launched close to the plane of the sky. The gas kinematics is well reproduced by a rotating disk except in a possible out ow region, south-east from the nucleus, where the gas shows high velocity dispersion. We estimate a mass out ow rate in the range 0:8-3:8x10-2Mʘyr-1, which is just somewhat higher than the mass accretion rate to the active nucleus. We propose a scenario in which gas has been recently captured by Arp 102B in an interaction with Arp 102A, settling in an inclined disk rotating around the nucleus of Arp 102B and triggering its nuclear activity. A nuclear jet is launched close to the plane of the sky and the line of nodes, pushing the circumnuclear gas and giving origin to the nuclear arms. The knot of high velocity residuals can be interpreted as another (more compact) out ow, with a possible counterpart to the north-west.

A presente dissertação teve por objetivo estudar tópicos sobre formação e estrutura da Via Láctea. Para isso, o trabalho foi dividido em duas partes. Na primeira parte, estudamos a formação da Galáxia. Com o resultado do modelo semi-analítico de formação de galáxias desenvolvido por pesquisadores da Universidade de Durham, o GALFORM, realizamos uma análise da formação de aglomerados globulares e comparamos os resultados com a distribuição de metalicidade de aglomerados globulares conhecidos da Galáxia. Apenas 8 das 1143 galáxias sintéticas apresentaram duplo pico de metalicidade, o qual ocorre na nossa Galáxia. Na segunda parte, compilei um catálogo com 4.380 objetos de nuvens moleculares, regiõeses HII ópticas e em rádio e nuvens escuras. Este é o maior catálogo com esses tipos de objetos já construído. Com o catálogo foi possível detectar um disco de alta rotação, além de nuvens com evidência de velocidades não circulares, sugerindo a presença de uma barra. Foi realizada também uma estimativa da curva de rotação central da Galáxia. / The present work was aimed at studying topics about the formation and structure of the Milky Way. The work was divided into two parts. In the first part, we studied the formation of the Galaxy. With the outcome of the semi-analytical model for galaxy formation developed by researchers at the Durham’s University, GALFORM, we analysed the globular cluster formation and compared the results with the metallicity distribution of globular clusters known in our Galaxy. Only 8 of 1143 synthetic galaxies had double peak of metallicity, which occurs in our Galaxy. In the second part, we built a catalog with 4,380 entries including molecular clouds, optical and radio HII regions and dark nebulae. This is the largest catalog with these types of objects built so far and it was possible to detect a high velocity disk and clouds with non-circular motion, suggesting the presence of a bar. We also estimated the central rotation curve of the Galaxy.

As galáxias espirais continuam desafiando as teorias que buscam explicar como o universo se tornou o que observamos hoje. Em especial, no contexto hierárquico de formação de estruturas, é difícil entender como as galáxias podem ser tão parecidas entre si, obedecendo a relações de escala tão estritas, apesar de suas diferentes histórias evolutivas. A fim de esclarecer algumas dessas perguntas, o projeto GHASP observou 203 galáxias na linha H-alfa, através de interferometria Fabry-Perot, construindo uma base de dados homogênea e de alta qualidade para estudos cinemáticos do universo local. Neste trabalho, buscamos complementar os resultados consolidados do GHASP, apresentando um estudo fotométrico para 173 destas galáxias na banda Rc. Os dados, provenientes de observações no telescópio de 1,2m do Observatório de Haute-Provence ou do projeto SDSS, foram cuidadosamente tratados com ferramentas de redução IRAF adaptados para a automação dos processos. Através do ajuste de elipses sobre as galáxias, foram obtidos perfis de brilho calibrados e magnitudes totais para as galáxias da amostra. A decomposição da luz destes perfis foi estudada através de um modelo exponencial para o disco e uma função de Sérsic para o bojo. Os resultados da decomposição bojo-disco foram utilizados para o estudo de relações de escala e correlações entre os diversos parâmetros medidos. Algumas das mais significativas correlações são detalhadas, como a relação entre os parâmetros de escala de bojo e disco, que reforçam o cenário de evolução secular das galáxias disco. Finalmente, com o auxílio dos resultados cinemáticos da literatura, apresentamos, pela primeira vez, a relação Tully-Fisher para a amostra do GHASP, na banda Rc. / The spiral galaxies still challenge the theories that try to explain how the universe has turned into what we see today. In particular, in the context of the hierarchical structure formation, it is difficult to understand how galaxies can be so similar, obeying such strict scaling relations, in spite of their distinct evolutionary histories. In order to clarify some of these questions, the GHASP project has observed 203 galaxies in the H-alpha line, through Fabry-Perot interferometry, and has built a homogeneous and high quality database for kinematical studies in the local universe. In the present work, we seek to supplement the GHASP project results, presenting a photometric study for 173 of those galaxies in the Rc band. The data, taken with the 1.2m telescope at Haute-Provence Observatory or extracted from the SDSS database, was carefully treated with customized IRAF routines for the automation of most of the jobs. By fitting ellipses over the galaxies, calibrated surface brightness profiles and total magnitudes were obtained for galaxies in the sample. Then, galaxy light decomposition techniques were employed using an exponential model for the disk and a Sérsic function for the bulge. The results of the bulge-disk decomposition were used for the study of scaling relations and correlations among the several measured parameters. A few of the most significant correlations were described, such as the relation between bulge and disc scale lengths, reinforcing the galaxy-disk secular evolutionary scenario. Finally, with the aid of kinematic results from the literature, we present, for the first time, the Tully-Fisher relation for the GHASP sample, in the Rc-band.

Nós realizamos um estudo estatístico do comportamento de perfis de cor em bandas largas (UBV) para 257 galáxias espirais do tipo Sbc, ordinárias e barradas, utilizando dados obtidos através de fotometria fotoelétrica de abertura, disponíveis na literatura (Longo & de Vaucouleurs 1983,1985). Nós determinamos os gradientes de cor (B-V) e (U-B) para as galáxias da amostra total, bem como os índices de cor (B-V) e (U-B) de bojos e discos separadamente, utilizando métodos estatísticos robustos. Utilizamos uma técnica de decomposição bi-dimensional para modelar os perfis de brilho de bojos e discos em imagens dos arquivos do ``Digitised Sky Survey' (DSS), obtendo parâmetros estruturais característicos para 39 galáxias. A aquisição de imagens de 14 galáxias no Laboratório Nacional de Astrofísica permitiu-nos realizar um estudo fotométrico comparativo, e atestar a validade dos resultados obtidos neste estudo. Entre os principais resultados obtidos, destacam-se: (i) - 65% das galáxias possuem gradientes de cor negativos (mais vermelhos no centro), 25% possuem gradientes nulos, e 10% apresentam gradientes positivos; (ii) - galáxias que apresentam gradientes de cor nulos tendem a ser barradas; (iii) - os índices de cor ao longo das galáxias com gradientes nulos são similares aos índices de cor dos discos das galáxias com gradientes negativos; (iv) - confirmamos a correlação entre os índices de cor de bojos e discos, já obtida por outros autores; (v) - a ausência de correlação entre os gradientes de cor e de metalicidade sugere que o excesso de galáxias barradas com gradientes de cor nulos ou positivos reflete uma diferença no comportamento da idade média da população estelar ao longo de galáxias barradas e ordinárias; (vi) - galáxias com gradientes de cor nulos ou positivos têm uma leve tendência a apresentar bojos maiores e com maior concentração central de luz; e (vii) - confirmamos a correlação entre as escalas de comprimento de bojos e discos, já obtida por outros autores. Estes resultados são compatíveis e favoráveis ao cenário de evolução secular, no qual barras produzem fluxos radiais de massa para as regiões centrais de galáxias, não somente homogeneizando as populações estelares ao longo de galáxias, produzindo discos e bojos com índices de cor semelhantes, mas também contribuindo para a formação e/ou construção de bojos. / We have done a statistical study of the behaviour of the broadband color profiles (UBV) for 257 Sbc galaxies, barred and unbarred, collecting data obtained through photoeletric aperture photometry, available in the literature (Longo & de Vaucouleurs 1983,1985). We have determined (B-V) and (U-B) color gradients for the total sample of galaxies, as well as (B-V) and (U-B) color indices of bulges and disks separately, using robust statistical methods. Applying a bi-dimensional decomposition technique to model the brightness profiles of bulges and disks in images from the Digitised Sky Survey (DSS), we obtained characteristic structural parameters for 39 galaxies. The acquisition of images for 14 galaxies in the Laboratório Nacional de Astrofísica (Astrophysics National Laboratory) allowed us to do a comparative photometric study, and verify the validity of the results obtained in this work. Among the main results obtained, we point out: (i) - 65% of the galaxies have negative color gradients (reddish inward), 25% have zero gradients, and 10% show positive gradients; (ii) - galaxies that show zero color gradients tend to be barred; (iii) - the color indices along the galaxies with zero color gradients are similar to the color indices of the disks of the galaxies with negative color gradients; (iv) - we confirm the correlation between the color indices of bulges and disks, already found by other authors; (v) - the absence of correlation between color and metallicity gradients suggests that the excess of barred galaxies with zero or positive color gradients reflects a difference in the behaviour of the mean age of the stellar population along barred and unbarred galaxies; (vi) - galaxies with zero or positive color gradients show a slight tendency of having larger bulges, with a greater central concentration of light; and (vii) - we confirm the correlation between the scale lenghts of bulges and disks, already found by other authors. These results are compatible and favourable to the secular evolutionary scenario, in which stellar bars induce radial mass fluxes to the central regions of galaxies, not only turning homogeneous the stellar populations along the galaxies, producing disks and bulges with similar color indices, but also contributing to the formation and/or building of galactic bulges.

As galáxias espirais continuam desafiando as teorias que buscam explicar como o universo se tornou o que observamos hoje. Em especial, no contexto hierárquico de formação de estruturas, é difícil entender como as galáxias podem ser tão parecidas entre si, obedecendo a relações de escala tão estritas, apesar de suas diferentes histórias evolutivas. A fim de esclarecer algumas dessas perguntas, o projeto GHASP observou 203 galáxias na linha H-alfa, através de interferometria Fabry-Perot, construindo uma base de dados homogênea e de alta qualidade para estudos cinemáticos do universo local. Neste trabalho, buscamos complementar os resultados consolidados do GHASP, apresentando um estudo fotométrico para 173 destas galáxias na banda Rc. Os dados, provenientes de observações no telescópio de 1,2m do Observatório de Haute-Provence ou do projeto SDSS, foram cuidadosamente tratados com ferramentas de redução IRAF adaptados para a automação dos processos. Através do ajuste de elipses sobre as galáxias, foram obtidos perfis de brilho calibrados e magnitudes totais para as galáxias da amostra. A decomposição da luz destes perfis foi estudada através de um modelo exponencial para o disco e uma função de Sérsic para o bojo. Os resultados da decomposição bojo-disco foram utilizados para o estudo de relações de escala e correlações entre os diversos parâmetros medidos. Algumas das mais significativas correlações são detalhadas, como a relação entre os parâmetros de escala de bojo e disco, que reforçam o cenário de evolução secular das galáxias disco. Finalmente, com o auxílio dos resultados cinemáticos da literatura, apresentamos, pela primeira vez, a relação Tully-Fisher para a amostra do GHASP, na banda Rc. / The spiral galaxies still challenge the theories that try to explain how the universe has turned into what we see today. In particular, in the context of the hierarchical structure formation, it is difficult to understand how galaxies can be so similar, obeying such strict scaling relations, in spite of their distinct evolutionary histories. In order to clarify some of these questions, the GHASP project has observed 203 galaxies in the H-alpha line, through Fabry-Perot interferometry, and has built a homogeneous and high quality database for kinematical studies in the local universe. In the present work, we seek to supplement the GHASP project results, presenting a photometric study for 173 of those galaxies in the Rc band. The data, taken with the 1.2m telescope at Haute-Provence Observatory or extracted from the SDSS database, was carefully treated with customized IRAF routines for the automation of most of the jobs. By fitting ellipses over the galaxies, calibrated surface brightness profiles and total magnitudes were obtained for galaxies in the sample. Then, galaxy light decomposition techniques were employed using an exponential model for the disk and a Sérsic function for the bulge. The results of the bulge-disk decomposition were used for the study of scaling relations and correlations among the several measured parameters. A few of the most significant correlations were described, such as the relation between bulge and disc scale lengths, reinforcing the galaxy-disk secular evolutionary scenario. Finally, with the aid of kinematic results from the literature, we present, for the first time, the Tully-Fisher relation for the GHASP sample, in the Rc-band.

Nós realizamos um estudo estatístico do comportamento de perfis de cor em bandas largas (UBV) para 257 galáxias espirais do tipo Sbc, ordinárias e barradas, utilizando dados obtidos através de fotometria fotoelétrica de abertura, disponíveis na literatura (Longo & de Vaucouleurs 1983,1985). Nós determinamos os gradientes de cor (B-V) e (U-B) para as galáxias da amostra total, bem como os índices de cor (B-V) e (U-B) de bojos e discos separadamente, utilizando métodos estatísticos robustos. Utilizamos uma técnica de decomposição bi-dimensional para modelar os perfis de brilho de bojos e discos em imagens dos arquivos do ``Digitised Sky Survey' (DSS), obtendo parâmetros estruturais característicos para 39 galáxias. A aquisição de imagens de 14 galáxias no Laboratório Nacional de Astrofísica permitiu-nos realizar um estudo fotométrico comparativo, e atestar a validade dos resultados obtidos neste estudo. Entre os principais resultados obtidos, destacam-se: (i) - 65% das galáxias possuem gradientes de cor negativos (mais vermelhos no centro), 25% possuem gradientes nulos, e 10% apresentam gradientes positivos; (ii) - galáxias que apresentam gradientes de cor nulos tendem a ser barradas; (iii) - os índices de cor ao longo das galáxias com gradientes nulos são similares aos índices de cor dos discos das galáxias com gradientes negativos; (iv) - confirmamos a correlação entre os índices de cor de bojos e discos, já obtida por outros autores; (v) - a ausência de correlação entre os gradientes de cor e de metalicidade sugere que o excesso de galáxias barradas com gradientes de cor nulos ou positivos reflete uma diferença no comportamento da idade média da população estelar ao longo de galáxias barradas e ordinárias; (vi) - galáxias com gradientes de cor nulos ou positivos têm uma leve tendência a apresentar bojos maiores e com maior concentração central de luz; e (vii) - confirmamos a correlação entre as escalas de comprimento de bojos e discos, já obtida por outros autores. Estes resultados são compatíveis e favoráveis ao cenário de evolução secular, no qual barras produzem fluxos radiais de massa para as regiões centrais de galáxias, não somente homogeneizando as populações estelares ao longo de galáxias, produzindo discos e bojos com índices de cor semelhantes, mas também contribuindo para a formação e/ou construção de bojos. / We have done a statistical study of the behaviour of the broadband color profiles (UBV) for 257 Sbc galaxies, barred and unbarred, collecting data obtained through photoeletric aperture photometry, available in the literature (Longo & de Vaucouleurs 1983,1985). We have determined (B-V) and (U-B) color gradients for the total sample of galaxies, as well as (B-V) and (U-B) color indices of bulges and disks separately, using robust statistical methods. Applying a bi-dimensional decomposition technique to model the brightness profiles of bulges and disks in images from the Digitised Sky Survey (DSS), we obtained characteristic structural parameters for 39 galaxies. The acquisition of images for 14 galaxies in the Laboratório Nacional de Astrofísica (Astrophysics National Laboratory) allowed us to do a comparative photometric study, and verify the validity of the results obtained in this work. Among the main results obtained, we point out: (i) - 65% of the galaxies have negative color gradients (reddish inward), 25% have zero gradients, and 10% show positive gradients; (ii) - galaxies that show zero color gradients tend to be barred; (iii) - the color indices along the galaxies with zero color gradients are similar to the color indices of the disks of the galaxies with negative color gradients; (iv) - we confirm the correlation between the color indices of bulges and disks, already found by other authors; (v) - the absence of correlation between color and metallicity gradients suggests that the excess of barred galaxies with zero or positive color gradients reflects a difference in the behaviour of the mean age of the stellar population along barred and unbarred galaxies; (vi) - galaxies with zero or positive color gradients show a slight tendency of having larger bulges, with a greater central concentration of light; and (vii) - we confirm the correlation between the scale lenghts of bulges and disks, already found by other authors. These results are compatible and favourable to the secular evolutionary scenario, in which stellar bars induce radial mass fluxes to the central regions of galaxies, not only turning homogeneous the stellar populations along the galaxies, producing disks and bulges with similar color indices, but also contributing to the formation and/or building of galactic bulges.

Galaxies are the major building blocks of the universe, but we are still learning about fundamental aspects of their formation. In particular, we would like to understand how galaxies acquire their stars, and where and when these stars were born. In this thesis, we investigate these questions by the study of the dynamical and chemical abundances of galaxies in the local universe. Extending previous works in the field, we have developed a Bayesian framework to obtain luminosity-weighted ages, metallicities and alpha-element abundances. In our initial study, we have surveyed six galaxy groups to understand how this particular environment may be related to morphological transformations. We have obtained a sample of 59 group members with a wide range of dynamical masses, which have been used to demonstrate that the mass-metallicity relation extends to low-mass galaxies. We then proceeded to the study of NGC 3311, a cD galaxy at the center of the Hydra I cluster. We have confirmed previous observations of the velocity dispersion profile of the system, which indicates the presence of a large photometric substructure which illustrates the ongoing accretion of the diffuse stellar halo. We performed a study of the stellar populations of the system, which indicated that stars in the diffuse stellar halo have been accreted from past merger events of large elliptical galaxies, whereas the central region of the galaxy is most probably the remnant of a rapid dissipative collapse. Moreover, the metallicity of the stars in the photometric substructure suggest an ongoing disruption of dwarf galaxies possibly related to the presence of an infalling group. These results are consistent with the two-phase model for the mass assembly of galaxies, in which massive ellipticals are formed by dissipative processes at high-redshifts, but continue to build-up their halos by the continuous accretion of satellite systems. / Galáxias são os principais blocos de construção do universo, mas ainda estamos aprendendo sobre aspectos fundamentais da sua formação. Em particular, gostaríamos de entender como as galáxias adquirem suas estrelas, e onde e quando essas estrelas nasceram. Nesta tese, investigamos estas questões pelo estudo da dinâmica e das abundâncias químicas de galáxias no universo local. Estendendo trabalhos anteriores na área, desenvolvemos um método Bayesiano para a obtenção de idades, metalicidades e abundância de elementos alfa ponderados pela luminosidade. Em nosso estudo inicial, pesquisamos seis grupos de galáxias para compreender como esse ambiente em particular pode estar relacionado às transformações morfológicas. Obtivemos uma amostra de 59 membros de grupos com uma vasta gama de massas dinâmicas, que foram utilizados para demonstrar que a relação massa-metalicidade se estende para galáxias de baixa massa. Então, procedemos ao estudo de NGC 3311, uma galáxia cD no centro do aglomerado Hydra I. Confirmamos as observações anteriores do perfil de dispersão da velocidades do sistema, que indicam a presença de uma grande subestrutura fotométrica que ilustra a acreção atual de estrelas no halo estelar difuso. Foi realizado um estudo das populações estelares do sistema, que indica que as estrelas no halo estelar difuso foram obtidas em eventos passados de fusão de grandes galáxias elípticas, enquanto que a região central da galáxia é provavelmente o remanescente de uma rápido colapso dissipativo. Além disso, a metalicidade das estrelas na subestrutura fotométrica sugere a ruptura atual de galáxias anãs relacionadas com a presença de um grupo se movimentando em direção ao centro do aglomerado. Estes resultados são consistentes com o modelo de duas fases para a acumulação da massa de galáxias, no qual galáxias elípticas gigantes são formadas por processos dissipativos em altos redshifts, mas continuam a acrescentar estrelas em seus halos pelo deposição de sistemas satélite.

Galaxies are the major building blocks of the universe, but we are still learning about fundamental aspects of their formation. In particular, we would like to understand how galaxies acquire their stars, and where and when these stars were born. In this thesis, we investigate these questions by the study of the dynamical and chemical abundances of galaxies in the local universe. Extending previous works in the field, we have developed a Bayesian framework to obtain luminosity-weighted ages, metallicities and alpha-element abundances. In our initial study, we have surveyed six galaxy groups to understand how this particular environment may be related to morphological transformations. We have obtained a sample of 59 group members with a wide range of dynamical masses, which have been used to demonstrate that the mass-metallicity relation extends to low-mass galaxies. We then proceeded to the study of NGC 3311, a cD galaxy at the center of the Hydra I cluster. We have confirmed previous observations of the velocity dispersion profile of the system, which indicates the presence of a large photometric substructure which illustrates the ongoing accretion of the diffuse stellar halo. We performed a study of the stellar populations of the system, which indicated that stars in the diffuse stellar halo have been accreted from past merger events of large elliptical galaxies, whereas the central region of the galaxy is most probably the remnant of a rapid dissipative collapse. Moreover, the metallicity of the stars in the photometric substructure suggest an ongoing disruption of dwarf galaxies possibly related to the presence of an infalling group. These results are consistent with the two-phase model for the mass assembly of galaxies, in which massive ellipticals are formed by dissipative processes at high-redshifts, but continue to build-up their halos by the continuous accretion of satellite systems. / Galáxias são os principais blocos de construção do universo, mas ainda estamos aprendendo sobre aspectos fundamentais da sua formação. Em particular, gostaríamos de entender como as galáxias adquirem suas estrelas, e onde e quando essas estrelas nasceram. Nesta tese, investigamos estas questões pelo estudo da dinâmica e das abundâncias químicas de galáxias no universo local. Estendendo trabalhos anteriores na área, desenvolvemos um método Bayesiano para a obtenção de idades, metalicidades e abundância de elementos alfa ponderados pela luminosidade. Em nosso estudo inicial, pesquisamos seis grupos de galáxias para compreender como esse ambiente em particular pode estar relacionado às transformações morfológicas. Obtivemos uma amostra de 59 membros de grupos com uma vasta gama de massas dinâmicas, que foram utilizados para demonstrar que a relação massa-metalicidade se estende para galáxias de baixa massa. Então, procedemos ao estudo de NGC 3311, uma galáxia cD no centro do aglomerado Hydra I. Confirmamos as observações anteriores do perfil de dispersão da velocidades do sistema, que indicam a presença de uma grande subestrutura fotométrica que ilustra a acreção atual de estrelas no halo estelar difuso. Foi realizado um estudo das populações estelares do sistema, que indica que as estrelas no halo estelar difuso foram obtidas em eventos passados de fusão de grandes galáxias elípticas, enquanto que a região central da galáxia é provavelmente o remanescente de uma rápido colapso dissipativo. Além disso, a metalicidade das estrelas na subestrutura fotométrica sugere a ruptura atual de galáxias anãs relacionadas com a presença de um grupo se movimentando em direção ao centro do aglomerado. Estes resultados são consistentes com o modelo de duas fases para a acumulação da massa de galáxias, no qual galáxias elípticas gigantes são formadas por processos dissipativos em altos redshifts, mas continuam a acrescentar estrelas em seus halos pelo deposição de sistemas satélite.

A triaxialidade dos halos das galáxias espirais foi estudada através das funções de distribuição de razões axiais aparentes dos seus discos. Utilizou-se uma amostra de galáxias limitada por magnitude (g<16). Foram selecionadas ~1600 galáxias espirais do SDSS (Sloan Digital Sky Survey), que foram classificadas morfologicamente por inspeção visual. Para evitar contaminações espúrias, removeram-se da amostra galáxias em interação, com companheiras próximas ou aproximadamente alinhadas com estrelas da Galáxia. As razões axiais das galáxias foram medidas individualmente e com critérios uniformes, ajustando-se isofotas elípticas a cada imagem no filtro r. Um algoritmo de Monte Carlo foi empregado para inferir a distribuição de razões axiais intrínsecas. O modelo de disco oblato é incapaz de reproduzir a observada falta de galáxias aparentemente circulares. A fração reduzida de galáxias aparentemente circulares, que se observa sistematicamente nas espirais de todos os sub-tipos morfológicos, é uma forte indicação de que os discos destas galáxias sejam intrinsecamente elípticos. O modelo triaxial mostrou-se mais estatisticamente significativo, além de ser capaz de prever a fração correta de galáxias quase circulares. Concluímos, portanto, que o modelo de disco não-circular descreve melhor as observações e que a razão dos eixos no plano do disco deve ser de p = 0,849 +/- 0,063. Empregando uma abordagem analítica simplificada, nós propusemos uma descrição da formação de halos escuros triaxiais no contexto de colisões de protogaláxias. Aproximando as protogaláxias por elipsóides homogêneos de Jacobi, notamos que a triaxialidade do objeto resultante de uma fusão depende da velocidade de colisão e calculamos a época em que estes encontros devem ter ocorrido, para gerar elipsóides com a triaxialidade em questão. Estimamos que neste cenário os discos das galáxias espirais tenham sido construídos a partir de aproximadamente z = 0,69 +/- 0,32. / The triaxiality of the halos of spiral galaxies was studied through the distribution function of the apparent axial ratios of their disks. We used a magnitude-limited sample of galaxies (g<16). We selected ~1600 spiral galaxies from the SDSS (Sloan Digital Sky Survey), which were morphologically classified by visual inspection. In order to avoid spurious contaminations, interacting galaxies were removed from the sample, as well as those with nearby companions or with foreground stars. The axial ratios of the galaxies were measured individually and with uniform criteria, by fitting elliptical isophotes to each r-filter image. A Monte Carlo algorithm was used to infer the distribution of intrinsic axial ratios. The oblate disk model is unable to account for the observed lack of apparently circular galaxies. The small fraction of apparently circular galaxies, which is systematically observed in spirals of all morphological subtypes, is as strong indication that the disks are indeed intrinsically elliptical. The triaxial model is more statistically significant and also, it is able to predict the correct fraction of nearly circular galaxies. We find, therefore, that the non-circular disk model provides a better description of the observations and that the axes on the plane of the disk should be in the ratio p = 0.849 +/- 0.063. By adopting a simplified analytical approach, we propose a description of the formation of triaxial dark halos in the context of collisions of protogalaxies. Assuming that the protogalaxies might be represented by homogeneous Jacobi ellipsoids, we noted that the triaxiality of the resulting object depends on the collision velocity. We also find the epoch at which such encounters would yield the required triaxiality. We estimate that in this scenario the disks of spiral galaxies would have been assembled at z = 0.69 +/- 0.32.

Estudamos neste trabalho as propriedades globais dos superaglomerados de galáxias com uma amostra de galáxias observadas espectroscopicamente pelo Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Nossa amostra limitada em volume possui 121.002 galáxias com $M_r<-21$ dentro do intervalo de redshift $0,02<z<0,155$. Identificamos os superaglomerados utilizando os métodos de campo de densidades e \\textit{friends-of-friends}. Escolhemos um parãmetro de suavização $\\sigma=8h^{-1}Mpc$ e amostramos o campo de densidades numa grade de largura $l_{cel}=4h^{-1}Mpc$. Com o intuito de avaliar o efeito do limiar de densidade na identificação dos superaglomerados, escolhemos dois valores: um correspondente ao número máximo de estruturas em grande escala e um com o maior superaglomerado com dimensão de aproximadamente $120h^{-1}Mpc$. Para cada valor obtivemos a riqueza e a luminosidade total dos objetos. Para uma análise morfológica, os Funcionais de Minkowski foram calculados e os superaglomerados foram classificados como filamentos, fitas e panquecas. Analisando possíveis correlações entre as características dos superaglomerados, encontramos que filamentos tendem a ser mais ricos e consequentemente mais luminosos e com uma maior dispersão de velocidades. Usando a distribuição cumulativa de luminosidade de superaglomerados, encontramos que as distribuições de filamentos e fitas são distintas entre si. Num apêndice apresentamos um estudo das populações estelares de galáxias em superaglomerados. Calculamos a densidade local para cada galáxia e estudamos um análogo da relação morfologia-densidade através da relação entre densidade local e os parâmetros espectrais. Nenhuma diferença significativa foi notada entre filamentos, fitas e panquecas. Em outras palavras, comportamentos similares foram identificados para todos os parâmetros espectrais e morfologias dos superaglomerados, em todos os limiares. Resultado semelhante foi obtido para a distribuição cumulativa dos parâmetros espectrais. Finalmente, estudamos a influência dos aglomerados no ambiente interno dos superaglomerados. Valores médios dos parâmetros espectrais foram calculados dentro de esferas centradas nas BCGs (\\textit{Brightest Cluster Galaxies}) e verificamos todos os perfis dos parâmetros espectrais apresentam tendências a populações mais jovens à medida que a distância da BCG aumenta. O perfil mediano apresentou valores assintóticos para distâncias maiores que aproximadamente $8h^{-1}Mpc$. Esse valor é da mesma ordem que o parâmetro de suavização o que usamos, o que pode explicar porque não encontramos relações entre a morfologia dos superaglomerados e os valores médios dos parâmetros espectrais das populações estelares das galáxias que os constituem. / We have studied the global properties of galaxy superclusters with a sample of galaxies observed spectroscopically by the Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Our volume limited sample has 121,002 galaxies with $M_r<-21$ and the in redshift range $0.02<z<0.155$. We have identified superclusters using the density field and friends-of-friends methods. We have adopted a smoothing parameter $\\sigma=8h^{-1}Mpc$ and sampled the density field in a grid of size $l_{cel}=4h^{-1}Mpc$. In order to evaluate the effect of the threshold density value on supercluster identification, we have choosen two values: the threshold which corresponds to the highest number of superclusters and the threshold where the largest supercluster is about $120h^{-1}Mpc$ long. For each value, we have obtained the richness and the total luminosity of the objects. For the morphological analisys the Minkowski Functionals were calculated and the superclusters were classified as filaments, ribbons and pancakes. Analyzing possible correlations among superclusters features, we have found that filaments tend to be richer and consequently more luminous and have a higher velocity dispersion. Using the cumulative distribution of supercluster luminosities, we have found that the distributions of filaments-like and pancakes-like objects are probably distinct. In an appendix we present a study of stellar populations of galaxies. We have calculated the local density for each galaxy, obtaining an analogous of the morphology-density relation through the relation between local density and spectral parameters. No significative difference in this relation has been noticed among filaments, ribbons and pancakes. In other words, similar behaviors have been identified for all spectral parameters and superclusters morphologies, in all threshold densities. A similar result was obtained for the cumulative distributions of spectral parameters. Finally, we have studied the influence of clusters on the inner environment of superclusters. Average values of spectral parameters were calculated inside spheres centered at each BCG(\\textit{Brightest Cluster Galaxy}) and all spectral parameter profiles have shown trends towards younger populations as the distance from BCG increases. The median profile presented asymptotic values for distances greater than roughly $8h^{-1}Mpc$. Since this is of the same order of magnitude of the smoothing parameter, this might explain why we did not find any relation between the supercluster morphology and the mean value of spectral parameters of the galaxies.