Entender como as galáxias se formam e evoluem ao longo do tempo é um dos maiores desafio da cosmologia moderna. Vários processos estão presentes na formação de galáxias, tais como o feedback de supernovas e núcleos galácticos ativos, evolução química e dinâmica, e também efeitos ambientais. Esta tese abrange estes processos, a partir de um ponto de vista observacional. A Via Láctea tem um papel fundamental na compreensão dos vários processos envolvidos na formação de uma galáxia, e começamos nosso projeto estudando nossa própria galáxia. Diferentes processos deixam assinaturas típicas na distribuição de velocidades e metalicidades das estrelas. Por esta razão, combinando cinemática e abundâncias químicas, foi possível determinar a origem de uma amostra de estrelas velhas e ricas em metais. Compreender como e onde essas estrelas se formaram está intimamente relacionado com mecanismos presentes na evolução do disco Galáctico. Apesar de não podermos observar estrelas individuais em galáxias distantes, somos capazes de inferir a história de formação destas galáxias combinando modelos de população estelar simples, de forma a reproduzir o espectro observado. Usando esta metodologia, foi possível traçar a história de formação estelar de galáxias elípticas, e dessa forma restringir os mecanismos de feedback que regulam a formação de estrelas em halos. No cenário Lambda-CDM, as estruturas menores são formadas primeiro, e então elas se agrupam, formando assim estruturas cada vez maiores. As galáxias, ao serem incorporadas à sistemas maiores, sofrem os efeitos de diversos processos que atuam em ambientes de alta densidade, mudando assim suas propriedades. Desta forma, a evolução das galáxias e a formação de estruturas em grande escala andam lado a lado, como mostramos em nosso estudo de propriedades de galáxias em grupos. Exploramos a distribuição espacial das galáxias na vizinhança de grupos, e também usamos a distribuição de velocidades das galáxias para determinar o estágio evolutivo do grupo. Foram encontradas correlações importantes entre o estágio evolutivo do grupo e as populações de galáxias que nestes residem. / Understanding the way galaxies form and evolve throughout the cosmic time remains one of the greatest challenges of modern cosmology. Several processes are known to play a role in the formation of galaxies, such as feedback from supernovae and active galactic nuclei, chemical and dynamical evolution and environmental effects. This thesis encompasses these processes, from an observational point of view. The Milky Way plays a pivotal role in understanding the various processes involved in the formation of a galaxy, and we start our understanding program by studying our own Galaxy. Different formation processes leave typical signatures in the velocity and metallicity distribution of stars. For this reason, we were able to trace the origin of old and metal-rich stars by combining their kinematics and chemical abundances. Understanding how and where these stars were formed is closely related to mechanisms driving the evolution of the Galactic disk. Although we cannot observe individual stars in distant galaxies, only the integrated spectra, we are able to infer the mass assembly history of galaxies by combining single stellar population (SSP) models that reproduce the observed spectrum. Using this methodology, we traced the star formation history of elliptical galaxies and, by studying the signatures left in the star formation history, we were able to constrain the feedback mechanisms regulating the star formation within halos. In the LCDM scenario, small scale structures are formed first, and then they merge forming larger and larger structures. Therefore, galaxies grow into more and more massive systems, and processes operating in these high-density environments change their properties. For this reason, galaxy evolution and formation of large-scale structures go hand in hand, as we show in our study of properties of galaxies in groups. We explored the spatial distribution of galaxies within and in the surrounding of groups, and we also used the velocity distribution of galaxies as a probe of the evolutionary stage of the group. We found important correlations between the evolutionary stage of the group and the population of galaxies residing within it.

Entender como as galáxias se formam e evoluem ao longo do tempo é um dos maiores desafio da cosmologia moderna. Vários processos estão presentes na formação de galáxias, tais como o feedback de supernovas e núcleos galácticos ativos, evolução química e dinâmica, e também efeitos ambientais. Esta tese abrange estes processos, a partir de um ponto de vista observacional. A Via Láctea tem um papel fundamental na compreensão dos vários processos envolvidos na formação de uma galáxia, e começamos nosso projeto estudando nossa própria galáxia. Diferentes processos deixam assinaturas típicas na distribuição de velocidades e metalicidades das estrelas. Por esta razão, combinando cinemática e abundâncias químicas, foi possível determinar a origem de uma amostra de estrelas velhas e ricas em metais. Compreender como e onde essas estrelas se formaram está intimamente relacionado com mecanismos presentes na evolução do disco Galáctico. Apesar de não podermos observar estrelas individuais em galáxias distantes, somos capazes de inferir a história de formação destas galáxias combinando modelos de população estelar simples, de forma a reproduzir o espectro observado. Usando esta metodologia, foi possível traçar a história de formação estelar de galáxias elípticas, e dessa forma restringir os mecanismos de feedback que regulam a formação de estrelas em halos. No cenário Lambda-CDM, as estruturas menores são formadas primeiro, e então elas se agrupam, formando assim estruturas cada vez maiores. As galáxias, ao serem incorporadas à sistemas maiores, sofrem os efeitos de diversos processos que atuam em ambientes de alta densidade, mudando assim suas propriedades. Desta forma, a evolução das galáxias e a formação de estruturas em grande escala andam lado a lado, como mostramos em nosso estudo de propriedades de galáxias em grupos. Exploramos a distribuição espacial das galáxias na vizinhança de grupos, e também usamos a distribuição de velocidades das galáxias para determinar o estágio evolutivo do grupo. Foram encontradas correlações importantes entre o estágio evolutivo do grupo e as populações de galáxias que nestes residem. / Understanding the way galaxies form and evolve throughout the cosmic time remains one of the greatest challenges of modern cosmology. Several processes are known to play a role in the formation of galaxies, such as feedback from supernovae and active galactic nuclei, chemical and dynamical evolution and environmental effects. This thesis encompasses these processes, from an observational point of view. The Milky Way plays a pivotal role in understanding the various processes involved in the formation of a galaxy, and we start our understanding program by studying our own Galaxy. Different formation processes leave typical signatures in the velocity and metallicity distribution of stars. For this reason, we were able to trace the origin of old and metal-rich stars by combining their kinematics and chemical abundances. Understanding how and where these stars were formed is closely related to mechanisms driving the evolution of the Galactic disk. Although we cannot observe individual stars in distant galaxies, only the integrated spectra, we are able to infer the mass assembly history of galaxies by combining single stellar population (SSP) models that reproduce the observed spectrum. Using this methodology, we traced the star formation history of elliptical galaxies and, by studying the signatures left in the star formation history, we were able to constrain the feedback mechanisms regulating the star formation within halos. In the LCDM scenario, small scale structures are formed first, and then they merge forming larger and larger structures. Therefore, galaxies grow into more and more massive systems, and processes operating in these high-density environments change their properties. For this reason, galaxy evolution and formation of large-scale structures go hand in hand, as we show in our study of properties of galaxies in groups. We explored the spatial distribution of galaxies within and in the surrounding of groups, and we also used the velocity distribution of galaxies as a probe of the evolutionary stage of the group. We found important correlations between the evolutionary stage of the group and the population of galaxies residing within it.

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.