Nebulosas Planetárias (PNe) são consequência do processo de evolução estelar de estrelas de massa intermediária e se formam devido à ejeção de massa da estrela na fase pós-AGB; a interação entre o gás de diferentes episódios de ejeção forma objetos com diferentes morfologias, como descrito pela teoria dos ventos interagentes. A diversidade morfológica das PNe ainda é um assunto de intensa discussão, os cenários de formação ainda estão em aberto e as simulações hidrodinâmicas são ainda de pouca utilidade na discussão de um alvo, em particular neste caso a reconstrução da estrutura tridimensional assim como da cinemática são de grande valia. Utilizando dados espectroscópicos e imagens fotométricas a estrutura de uma amostra de PNe é reconstruída com o software SHAPE. Os dados observacionais são modelados o que permite uma série de inferências a respeito do objeto, inclusive sobre seu cenário de formação. Usando dados obtidos no OPD assim como de dados do levantamento SPM foram construídos modelos para cinco PNe. O papel dos choques nos mecanismos de ionização e excitação também foi estudado, baseado nos modelos de choques disponíveis na literatura. Os modelos são baseados em estruturas simples e na maioria das vezes simétricas, todos os campos de velocidade utilizados são lineares e a distribuição de densidade visa reproduzir o brilho superficial de cada objeto. Os dados espectroscópicos reproduzidos são os diagramas P-V (posição - velocidade). NGC 6818, NGC 6153 e NGC 3211 foram modeladas e os diagramas P-V obtidos no OPD, sendo adequadamente reproduzidos. Constatou-se que os choques em NGC 6818 e NGC 6153 são bastante relevantes, o que não era esperado. NGC 2440 foi reproduzida como uma PN com duas componentes bipolares, sua região central apresenta uma estrutura toroidal fragmentada em, no mínimo, três pedaços. Utilizando a cinemática desta região foi obtida uma distância de 1,8 kpc para a mesma; um halo esférico não concêntrico envolve toda a sua estrutura os choques são o mecanismo dominante nas bordas deste objeto. NGC 6445 foi modelada como uma PN octopolar, possuindo um toróide na região central. Concluímos que o retângulo central visível nas imagens deste objeto é fruto de um efeito de sobreposição, e que os choques são dominantes no mesmo. Dentro deste cenário, acompanhado da análise dos choques em NGC 6302, sugere-se que os choques nas nebulosas planetárias do tipo I precisam ser considerados para um cálculo adequado das abundâncias, já que podem ter impacto sobre os fatores de correção de ionização. / Planetary Nebulae (PNe) are consequence of the stellar evolution process of intermediate mass stars, they form due the mass-ejection at the post-AGB phase. The interaction of the ejected gas in dierent mass-loss episodes shapes their morphology, as described by the interacting winds theory. The morphological diversity of PNe remains a subject of intense debate, their formation scenarios are still opened and hydrodynamical simulations still have little use. For a particular target, structure reconstruction and description of the kinematics are very useful. By using images and spectroscopical data, structures for a sample of PNe are reconstructed, the observational data are modeled, what allows a series of conclusions about the objects, including their formation scenarios. Using data from OPD (Pico dos Dias Observatory), as well as from the SPM survey, we constructed models for five PNe, the role of shocks in the ionization and excitation mechanisms were studied as well, based on the models for shocks available in the literature. Our models are based on simple structures, most of them symmetrical. All velocity fields are linear and density distributions aim to reproduce the surface brightness. The reproduced data are P-V (position - velocity) diagrams. We modeled NGC 6818, NGC 6153 and NGC 3211, reproducing their P-V diagrams appropriately. For NGC 6818 e NGC 6153, we found that shocks are relevant, what was not expected. NGC 2440 was reproduced with two bipolar components, its central region consists in a torus fragmented in at least three pieces. By using the kinematical properties of the central region, a distance of 1.8 kpc was derived to this nebula. A non-concentrical spherical halo involves the whole structure, and the shocks dominate the ionization and excitation process at the rims of this object. NGC 6445 was modeled as a multipolar PN with four bipolar components, a central toroidal structure completes the model. We conclude that the central rectangle visible in the images of this object is a consequence of an overlap of structures. Within this scenario for NGC 6445, combined with the analysis of shocks in NGC 6302, we suggest that the shocks have to be considered in abundance estimates of type I PNe, since they may have an impact on the ionization correction factors.

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:31:40Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2003-10-10Bitstream added on 2014-06-13T19:42:06Z : No. of bitstreams: 1 silveira_mcg_dr_ilha.pdf: 929396 bytes, checksum: 9ae312d5e86267be1c5c610543a27962 (MD5) / Esta pesquisa apresenta uma metodologia para a análise de estabilidade transitória (de primeira oscilação) de sistema de energia elétrica usando uma rede neural baseada na arquitetura ART (Adaptive Resonance Theory), designada rede neural nebulosa ARTMAP modular para aplicações em tempo real. A margem de segurança é empregada como critério da análise de estabilidade transitória, considerando-se faltas tipo curto-circuito trifásico com saída de linha de operação. O funcionamento das redes neurais é constituído por duas fases fundamentais: treinamento e análise. A fase de treinamento requer uma grande quantidade de processamento para a sua realização, enquanto que a fase de análise é efetivada, praticamente, sem esforço computacional. Esta é, portanto, a principal justificativa para o uso de redes neurais para a resolução de problemas complexos que exigem soluções rápidas, como é caso de aplicações em tempo real. As redes neurais ART, possuem como características primordiais, a plasticidade e a estabilidade, as quais são qualidades essenciais para a execução do treinamento e para a análise de modo eficiente. A rede neural ARTMAP nebulosa modular está sendo proposta visando proporcionar um desempenho superior, em termos de precisão e rapidez, se comparada à formulação ARTMAP convencional, muito maior ainda quando comparada ao emprego de redes neurais com treinamento realizado via técnica retropropagação (que é um benchmark em termos de precisão no contexto de redes neurais). O treinamento da rede neural será realizado usando como “professor” um método de energia para o cálculo das margens de segurança. A metodologia proposta nesta pesquisa é um procedimento que incorpora inovações em relação à literatura existente, em destaque: (1) desenvolvimento de um novo modelo apropriado para a resolução... . / This work presents a methodology for transient stability analysis (first swing) of electrical energy systems, using a neural network based on ART (adaptive resonance theory), called modular fuzzy ARTMAP neural network for applications in real time. The security margin is used as a criterion for transient stability analysis, considering three-phase short circuit with outage of a transmission line faults. The neural network functioning is composed of two fundamental phases: training and analysis. The training phase needs a great quantity of processing, while the test phase is realized almost without computational effort. Therefore, this is the principal reason for using neural networks to solve complex problems that demand fast solutions, as the real time applications. The ART neural networks have as prime characteristics the plasticity and the stability, which are essential qualities for the training execution and for analysis in an efficient way. The modular fuzzy ARTMAP neural network is proposed to provide a superior performance, in precision and velocity, when compared to the conventional ARTMAP formulation, and much faster when compared to the neural networks using backpropagation training (benchmark in precision in a neural network context). The neural network training is realized using as a “teacher” an energy method to calculate the security margin. The proposed methodology is a proceeding that incorporates innovations in relation to the existent literature emphasizing: (1) development of a new appropriated model for solving the transient stability analysis by neural networks; (2) theoretical-practical development of the neural network output variable, represented in this work by the IMS (security margin interval) variable in a binary way. It is a convenient representation for the transient stability analysis approach; (3) proposition of a... (Complete abstract click electronic address below).

Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico / We present an analysis of the physical and chemical conditions of the planetary nebulae NGC 6302 and NGC 2440 through spatially resolved spectroscopy. Long slit spectrophotometric data were obtained with the Goodman spectrograph attached to the 4.1m SOAR telescope in several different declinations with the slit on the East-West direction. From them, maps and spatial profiles were constructed. Electron densities were calculated from the [S II] and [Ar IV] sensors. For NGC 6302, a peaked distribution was found, with the densest area at the circumstellar region, reaching Ne ≈ 40000cm−3 and decreasing to Ne ≤ 1000cm−3 at the bipolar lobes. Knots with Ne ≈ 2000−3000cm−3 were also observed. In the maps of NGC 2440, densities reach more than 4500cm−3 in the central structures. Structures with 1000 < Ne < 1500cm−3 are associated with the bipolar lobes at P.A.≈ 60◦ and P.A.≈ 85◦. The average values of the electron temperature maps in NGC 6302 were 12304K and 17380K for Te(NII) and Te(OIII), respectively. In NGC 2440, these same values were 11273 K and 13722K, respectively. Small temperature flutuations on the plane of the sky were obtained, with 0,00196 ≤ t2 s (NII) ≤ 0,01198 and 0,00777 ≤ t2 s (OIII) ≤ 0,00181 for NGC 6302, and 0,00107 ≤ t2 s (NII) ≤ 0,00977 and 0,00131 ≤ t2 s (OIII) ≤ 0,01728 for NGC 2440. Abundances of N+, O+, S+, O2+, Ne2+, Ar3+ relative to H+ were determined from collisionally excited lines, and relative abundances of He+ and He2+ from recombination lines. The highest dispersions relative to the mean ionic abundances (50% to 70%) were observed for the N+/H+, O+/H+ and S+/H+ maps. Regions suggesting an inhomogeneous distribution of He and N were observed in the maps of He/H and N+/O+ of the nebulae. In the diagram logHa/[NII] versus logHa/[SII] no indication of shock excitation in any one of the structures of these objects was found in the spatial scale of our analysis. / Apresentamos uma análise das condições físicas e químicas das nebulosas planetárias NGC 6302 e NGC 2440 através de espectroscopia espacialmente resolvida. Dados espectrofotométricos de fenda longa foram obtidos com o espectrógrafo Goodman acoplado ao telescópio SOAR de 4,1m em várias declinações diferentes com a fenda na direção Leste-Oeste. A partir deles, mapas e perfis espaciais foram construídos. Densidades eletrônicas foram calculadas a partir dos sensores [S II] e [Ar IV]. Para NGC 6302, uma distribuição de pico foi encontrada, com a área mais densa na região circum-estelar, atingindo Ne ≈ 40000cm−3 e diminuindo para Ne ≤ 1000cm−3 nos lóbulos bipolares. Condensações com Ne ≈ 2000−3000cm−3 foram também observadas. Nos mapas de NGC 2440, as densidades chegam a mais de 4500cm−3 nas estruturas centrais. Estruturas com 1000 < Ne < 1500cm−3 são associadas com os lóbulos bipolares em P.A.≈ 60◦ e P.A.≈ 85◦. Os valores médios dos mapas de temperatura eletrônica de NGC 6302 foram 12304K e 17380K para Te(NII) e Te(OIII), respectivamente. Em NGC 2440, estes mesmos parâmetros foram 11273K e 13722K, respectivamente. Pequenas flutuações de temperatura no plano do céu foram obtidas, com 0,00196 ≤ t2 s (NII) ≤ 0,01198 e 0,00777 ≤ t2 s (OIII) ≤ 0,00181 para NGC 6302, e 0,00107 ≤ t2 s (NII) ≤ 0,00977 e 0,00131 ≤ t2 s (OIII) ≤ 0,01728 para NGC 2440. Abundâncias de N+, O+, S+, O2+, Ne2+, Ar3+ relativas ao H+ foram determinadas a partir de linhas excitadas colisionalmente, e abundâncias relativas de He+ e He2+ a partir de linhas de recombinação. As maiores dispersões em relação às abundâncias iônicas médias (50% a 70%) foram observadas para os mapas N+/H+, O+/H+ e S+/H+. Regiões que sugerem uma distribuição inomogênea de He e N foram observadas nos mapas de He/H e N+/O+ das nebulosas. No diagrama logHa/[NII] versus logHa/[SII] nenhuma indicação de excitação por choque em qualquer uma das estruturas destes objetos foi encontrada na escala espacial de nossa análise.

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.

O objetivo deste trabalho é o estudo das condições de existência e a determinação da concentração da molécula H2 em diferentes condições típicas de nebulosas planetárias, dentro da região ionizada. Para este cálculo, desenvolvemos sub-rotinas computacionais que se acoplam ao código de fotoionização unidimensional Aangaba que, até agora, somente considerava espécies atômicas (H, He, C, N, O, Mg, Ne, Si, S, Ar, Cl e Fe) e seus íons. Inserimos nesse código os equilíbrios químico e de ionização envolvendo a molécula H2 e os demais compostos de hidrogênio, H-, H2+, H3+, além do H, H+ e dos elétrons que o código de fotoionização Aangaba já considerava em sua forma original. A molécula H3 não é considerada por ser instável. Levamos em conta 41 diferentes mecanismos de formação e destruição desses compostos do hidrogênio. Destacamos particularmente o efeito da reação de formação de H2 na superfície de grãos na produção global dessa molécula em nebulosas planetárias, considerada na literatura como a rota mais importante de formação dessa molécula no meio interestelar. Para isso, estudamos a possibilidade da sobrevivência de grãos dentro da região ionizada da nebulosa planetária. Analisamos também a influência das propriedades da estrela central e da densidade do gás, assim como das propriedades dos grãos astrofísicos, na concentração de H2. Demonstramos que quantidades significativas de H2 podem sobreviver dentro da região ionizada de nebulosas planetárias, principalmente na região de recombinação do hidrogênio. A concentração de H2 relativa à densidade total de H alcança valores de até 1E-4 e a razão entre a massa de H2 e a massa total de H da NP chega a valores de 4E-4. Verificamos que a razão entre a massa de H2 e a massa de H total da nebulosa aumenta significativamente com o aumento da temperatura de estrela central. Essa maior quantidade de H2 em nebulosas planetárias com estrela central mais quente pode explicar porque é mais comum encontrar emissão da molécula H2 em nebulosas planetárias com estrutura bipolar (regra de Gatley), já que nebulosas com esse tipo morfológico têm estrela central tipicamente mais quente. Na literatura, o valor 6,9E-5 é obtido para a razão entre a massa de H2 e a massa de H total da nebulosa planetária NGC 6720, a partir de dados observacionais. Usando os mesmos parâmetros deste artigo, calculamos com o código de fotoionização Aangaba o valor de 3,3E-5, que está razoavelmente próximo do valor da literatura. / The goal of this work is the study of the H2 molecule survival and the determination of its abundance in different typical planetary nebulae conditions inside the ionized region. In order to do these calculations, we developed Fortran subroutines for the Aangaba one-dimensional photoionization code that, until this work, only took into account the atomic species (H, He, C, N, O, Mg, Ne, Si, S, Ar, Cl, and Fe) and their ions. Ionization and chemical equilibria of H, H+, H-, H2, H2+, and H3+ are assumed. The H3 molecule is not included because it is unstable. Fortyone different reactions that could form and destroy these species are taken into account. Reaction on grain surfaces, the most important mechanism for the production of H2 molecules in the interstellar medium, is analyzed in detail in the conditions of planetary nebulae ionized regions. We make a careful analysis of the grain survival in these regions. We also study the influence of the central star properties and gas density, as well as the astrophysical grain properties in the obtained H2 concentration. It is shown that a significant concentration of H2 can exist inside the ionized region of planetary nebulae, mostly in the recombination zone. The H2 concentration relative to the total hydrogen concentration reaches values as high as 1E-4 and the H2 mass to total hydrogen mass ratio inside the ionized region reaches values as high as 4E-4. The ratio increases with increasing temperature. This fact can explain why the H2 emission is more often observed in bipolar planetary nebulae (Gatley?s rule), since this kind of object has typically hotter stars. In the literature a H2 mass to total hydrogen mass ratio equal to 6.9E-5 is estimated from observations for the planetary nebula NGC6720. With the same input parameters for the gas density and the stellar spectrum, we calculated a ratio equal to 3.3E-5, close to the observed value.

Memoria para optar al título de Geólogo / La caída de material extraterrestre es un hecho constante, que se da en lugares y momentos aleatorios alrededor de todo el mundo y cuyas características pueden variar notoriamente entre ellos. El desierto de Atacama debido a su muy bajo nivel de humedad y presencia de agua líquida, entre otras cosas, es un lugar destacado para la búsqueda y recolección de estas rocas, cuyo momento de llegada a nuestra superficie pudo ser hace un par de días como hace miles de años. Los condritos son el tipo de meteorito más común, petrológicamente con varias similitudes con las rocas ultramáficas terrestres, sin embargo, su proceso de formación sería más complejo y a día de hoy mayormente incierto. Los modelos de formación planteados hasta hoy están basados en estudios centrados en un tipo particular de condrito (carbonáceo), cuyas dataciones entregan una edad levemente mayor que la de los condritos ordinarios, lo cual, sumado a sus diferencias de abundancias elementales, puede poner en cuestionamiento hasta qué punto el origen es compartido. El estudio detallado aquí entrega toda la información petrográfica y químico-mineralógica que permite clasificar un conjunto de meteoritos hallados en el desierto de Atacama, que serán añadidos al repositorio chileno de meteoritos. Estos datos permiten corroborar que corresponden a dos grupos distintos de condrito ordinario (H y L), con distintos estados de choque en sus cuerpos parentales y sufrido distintos grados de meteorización. MIAs fueron encontradas en algunos cóndrulos y fragmentos de olivino. Fases hijas como glóbulos de sulfuro cuyo contenido de azufre es mayor que los sulfuros externos son asociados a cambios post atrapamiento y fases entrampadas como cromita, reflejan la composición y condiciones del fundido que dio origen al mineral. La coexistencia de fases y abundancias químicas apoyan un régimen de formación tranquilo, dentro de una nebulosa solar en enfriamiento en la cual cada componente se mantiene dentro del sistema disponible para futuras reacciones. El desequilibrio entre la fase vítrea y el huésped correspondería a un intercambio Ca-Na, posible solo bajos ciertas condiciones de temperatura. Se plantea finalmente un proceso de condensación en equilibrio en un gas enriquecido 100 veces en composición solar y con una tasa de enfriamiento distinta a la del reservorio de condritos carbonáceos.

O presente trabalho propõe uma abordagem abrangente para descrever a evolução da região central da Via Láctea, compreendendo-se aí o bojo, a barra e as interfaces dos mesmos com o limite interno do disco e com a região central do halo. Pretende-se investigar as propriedades químicas e cinemáticas destas estruturas, que são interconectadas, com o objetivo de separá-las e aplicar os resultados daí obtidos a um modelo de formação e evolução do bojo e da região interna do disco que descreva simultaneamente distintos aspectos da evolução da região central da Galáxia. Na primeira parte do trabalho, uma amostra de nebulosas planetárias (NPs) localizadas no disco interno e no bojo da Galáxia é utilizada para encontrar a distância galactocêntrica que melhor separa estas duas populações, do ponto de vista das abundâncias. Foram utilizadas escalas de distâncias estatísticas para o estudo da distribuição das abundâncias na interface bojo-disco. A aplicação do teste Kolmogorov-Smirnov mostrou que, em média, a população interna não segue o gradiente radial de abundâncias do disco na direção do centro galáctico. Baseado neste estudo, propõe-se uma distância galactocêntrica de 1.5 kpc para definir a interface bojo-disco. Na segunda parte do trabalho, foram realizadas observações espectrofotométricas de 21 NPs localizadas na direção do centro da Galáxia com o telescópio SOAR. Estes objetos estão localizados bem próximos ao plano galáctico na direção central da Via Láctea, onde não existem dados de NPs na literatura. Os resultados mostram que as NPs localizadas nesta região apresentam baixas abundâncias de oxigênio comparadas com as NPs do disco interno e de outras regiões do bojo. Os resultados indicam que o bojo apresenta uma complexa composição de populações estelares. Por um lado, a presença de nebulosas com baixas abundâncias mostra que o bojo pode ter se formado a partir de um disco galáctico antigo através de uma evolução secular. Por outro lado, existem alguns objetos do bojo para os quais as abundâncias coincidem com o limite do gradiente radial do disco nesta região. Esta é uma evidência para um bojo composto por duas ou mais populações: uma originada do disco fino, e outra originada do disco espesso. Na última parte do trabalho propõe-se a inclusão de fluxos radiais de gás em um modelo de evolução química para simular os efeitos de uma barra localizada no centro da Galáxia nas distribuições de abundâncias, densidade de gás e taxa de formação estelar (SFR). Os resultados das simulações indicam que os modelos com fluxos de gás apresentam uma SFR mais alta no bojo e que os perfis da SFR e da densidade de gás na região central são melhor reproduzidos após a inclusão dos fluxos radiais no modelo. As simulações indicam ainda que o gradiente de abundâncias do disco é mais plano para o caso da inclusão da barra. Estes resultados indicam que a barra e os fluxos de gás exercem um importante papel na formação de estrelas no centro das galáxias espirais barradas. / This project proposes a comprehensive approach to describe the evolution of the central region of the Galaxy, comprising the bulge, the bar and their interfaces with the inner disk and the central region of the halo. We intend to investigate the chemical and kinematic properties of these structures, which are interconnected, aiming to separate them and apply these results to a model for the formation and evolution of the bulge and inner disk, capable to describe simultaneously distinct aspects of the evolution of the central region of the Galaxy. First, a sample of planetary nebulae (PNe) located in the inner-disk and bulge of the Galaxy is used in order to find the galactocentric distance that better separates these two populations, from the point of view of abundances. Statistical distance scales were used to study the distribution of abundances across the disk-bulge interface. A Kolmogorov-Smirnov test was used to find the distance in which the chemical properties of these regions better separates. The results of the statistical analysis indicate that, on the average, the inner population has lower abundances than the outer. Additionally, for the $\\alpha$-elements abundances, the inner population does not follow the disk radial gradient towards the galactic centre. Based on our results, we suggest a bulge-disk interface at 1.5 kpc, marking the transition between the bulge and inner-disk of the Galaxy, as defined by the intermediate mass population. Second, we present spectrophotometric observations for a sample of 21 PNe located towards the galactic centre of the Galaxy. The abundances are derived based on observations in the optical domain made at the SOAR telescope. Their location is interesting since there are no observations of PNe in this region. The data show lower oxygen abundances compared to those from PNe located in the inner disk and other bulge regions. The results show that the bulge has a complex composition of stellar populations. The presence of PNe with low abundances indicates that the bulge might be formed from an old galactic disk through secular evolution. On the other hand, other objects from our sample have abundances compared to those from inner disk PNe. This is evidence that two or more populations might compose the bulge: one originated from the thin disk, and the other from the thick disk. Last, we propose a chemical evolution model that includes radial gas flows. This is done in order to mimic the effects of the galactic bar on the chemical abundances distributions and the gas density profiles and the star formation rate (SFR). The results of the models with radial flows point to a high SFR in the bulge and, additionally, the SFR and gas density profiles in the inner Galaxy are better reproduced after the inclusion of radial gas flows in the model. After including a specific velocity pattern for the bar, the results show a flattening of the radial abundance gradient. Our results indicate that radial gas flows may play an important role in the star formation near the centre of barred spiral galaxies.

Na literatura, a análise e a interpretação das linhas de emissão de H2 em nebulosas planetárias são feitas, em geral, considerando que a molécula somente seja produzida em ambientes neutros, como as regiões de fotodissociação ou com choques. No entanto, existem fortes evidências observacionais de que ao menos parte da emissão seja proveniente da região ionizada desses objetos. Em trabalhos anteriores mostramos que quantidades significativas de H2 podem sobreviver dentro dessa região hostil. No presente trabalho nosso objetivo é calcular e estudar a emissão de H2 em linhas no infravermelho produzidas na região ionizada de nebulosas planetárias, utilizando o código de fotoionização unidimensional Aangaba. Para isso, desenvolvemos diversas sub-rotinas que determinam o povoamento em níveis de energia da molécula e calculam a intensidade das linhas de emissão de H2. Obtivemos a intensidade de diversas linhas produzidas pela molécula H2 em nebulosas planetárias cujos parâmetros característicos (temperatura e luminosidade da estrela central, densidade do gás, tipo e tamanho dos grãos, etc.) estão na faixa de valores conhecidos para esses objetos. Como resultado de nosso trabalho, mostramos que a contribuição da região ionizada para a emissão de H2 de nebulosas planetárias pode ser significativa em diversas situações, particularmente quando a temperatura da estrela central é alta. Esse resultado pode explicar porque a detecção de linhas de H2 é mais provável em nebulosas planetárias bipolares, que têm estrelas tipicamente mais quentes. Além disso, verificamos que na região ionizada a excitação e a desexcitação colisional são mecanismos importantes de povoamento de todos os níveis rovibracionais do estado fundamental eletrônico de H2. Os mecanismos radiativos são também importantes, particularmente para os níveis de energia excitados. Os mecanismos de formação em estados excitados podem ter alguma influência no espectro de linhas produzidas pela desexcitação de níveis rotacionais bastante elevados, principalmente em ambientes densos. Em nossos modelos incluímos o efeito da molécula H2 no equilíbrio térmico do gás, verificando que a molécula H2 somente tem influência significativa na temperatura do gás em casos de temperatura da estrela central muito alta ou grande quantidade de grãos, principalmente através da desexcitação colisional. / The analysis and the interpretation of the H2 line emission of planetary nebulae have been done in the literature assuming that the molecule survives only in neutral environments, as in photodissociation or shocked regions. However, there is strong evidence that at least part of the H2 emission is produced inside the ionized region of such objects. In previous work we showed that significant amounts of H2 can survive inside the ionized region of planetary nebulae. The aim of the present work is to calculate and study the infrared line emission of H2 produced inside the ionized region of planetary nebulae using the one-dimensional photoionization code Aangaba. For this, we developed several numerical subroutines in order to calculate the statistical population of the H2 energy levels, as well as the intensity of the H2 infrared emission lines in physical conditions typical of planetary nebulae. We show that the contribution of the ionized region for the H2 emission can be significant, particularly in the case of nebulae with high temperature central stars. This result explains why H2 emission is more frequently observed in bipolar planetary nebulae (Gatley\'s rule), since this kind of object typically has hotter stars. We show that collisional excitation plays an important role on the H2 population of the rovibrational levels of the electronic ground state. Radiative mechanisms are also important, particularly for upper levels. Formation pumping may have some effects on the line intensities produced by de-excitation from very high rotational levels, specially in dense environments. We include the effects of H2 in the thermal equilibrium of the gas, concluding that H2 only contributes to the thermal equilibrium in the case of very high temperature of the central star or high grain to gas ratio, mainly through collisional de-excitation.

o estudo da distribuição de extinção na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães é feito através da análise dos mapas de avermelhamento derivados da emissão 100f-Lmda poeira E(B- V)FIR de Schlegel et ai. (1998). Comparamos valores de avermelhamento E(B- V)FIR com os derivados do conteúdo estelar de 103 aglomerados abertos velhos e 150 aglomerados globulares da Galáxia. As diferenças entre os dois avermelhamentos, quando significativas, ocorrem principalmente em baixas latitudes galáticas, no sentido de que os valores E(B-V)FIR são mais altos devido à contribuição do fluxo 100f-Lmda poeira que se encontra atrás dos aglomerados. As diferenças também podem surgir por um valor de E(B-V)FIR superestimado devido aos grãos de poeira terem temperatura T> 21 K o que parece ocorrer principalmente na direção do Centro da Galáxia. Construímos um catálogo geral de nebulosas escuras unificando 15 catálogos da literatura reunindo~ 6300 itens. Após cruzamentos, o catálogo unificado contém 4956 nebulosas escuras. Medimos valores de E(B-V)PIR no centro destas nebulosas escuras e amostramos seus arredores. Encontramos contraste preferencialmente para nebulosas escuras a médias e altas latitudes galáticas. Nebulosas escuras próximas ao Plano Galático apresentam flutuações maiores nos valores de E(B- V)FIR nos arredores, devido às contribuições de densidade de coluna de poeira das nebulosas e meio difuso acumulados em profundidade ao longo da linha de visada. Utilizamos a fotometria JHKs do 2MASS para obter mapas de extinção em regiões candidatas a regiões de baixa extinção (janelas) na direção do Bojo Galático Confirmamos a existência das janelas e encontramos uma grande semelhança entre os mapas de extinção na banda K derivados a partir do conteúdo estelar e os derivados da emissão da poeira. Tal semelhança na distribuição do avermelhamento nos mapas se deve à maior parte das nuvens de poeira estar localizada entre nós e as estrelas do Bojo. Realizamos a busca de aglomerados infravermelhos jovens compactos (semelhantes aos aglomerados Arches e Quintuplet) próximo ao Centro Galático utilizando o Atlas de imagens JHKs do 2MASS. Encontramos 58 candidatos a aglomerados, importantes alvos para grande telescópios. Nas direções das Nuvens de Magalhães, testamos os valores de E(B- V)FIR nas linhas de visada de galáxias de fundo comparando esses valores com os avermelhamentos derivados através dos espectros observados das galáxias. A obtenção do avermelhamento foi feita comparando a distribuição de contínuo dos espectros das galáxias observadas na direção das Nuvens com o contínuo de espectros médios de semelhante população estelar (formados por galáxias em altas latitudes galáticas) corrigidos por extinção . O avermelhamento foi derivado para 36 galáxias projetadas sobre as Nuvens de Magalhães e obtivemos um avermelhamento médio total (galático + interno) de E(B-V) = 0.12 para a Grande Nuvem e E(B-V) = 0.05 para Pequena Nuvem, sendo o avermelhamento interno estimado em E(B- V)i = 0.06 e E(B- V)i = 0.04 para Grande e Pequena Nuvem respectivamente. Para 86 % da amostra obtivemos uma boa concordância entre os valores de avermelhamento espectroscópicos e os derivados da emissão da poeira Os casos de diferenças significativas foram interpretados como devidos à distribuição de poeira ter uma escala menor que a resolução dos mapas de avermelhamento E(B-V)FIR ou ao superaquecimento da poeira, como ocorre principalmente na direção do Centro Galático. As presentes análises da extinção através da Galáxia e das Nuvens de Magalhães fornecem evidências da importância, utilidade e algumas limitações dos mapas de poeira de Schlegel et aI. (1998) para estudos galáticos e extragaláticos.

o estudo da distribuição de extinção na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães é feito através da análise dos mapas de avermelhamento derivados da emissão 100f-Lmda poeira E(B- V)FIR de Schlegel et ai. (1998). Comparamos valores de avermelhamento E(B- V)FIR com os derivados do conteúdo estelar de 103 aglomerados abertos velhos e 150 aglomerados globulares da Galáxia. As diferenças entre os dois avermelhamentos, quando significativas, ocorrem principalmente em baixas latitudes galáticas, no sentido de que os valores E(B-V)FIR são mais altos devido à contribuição do fluxo 100f-Lmda poeira que se encontra atrás dos aglomerados. As diferenças também podem surgir por um valor de E(B-V)FIR superestimado devido aos grãos de poeira terem temperatura T> 21 K o que parece ocorrer principalmente na direção do Centro da Galáxia. Construímos um catálogo geral de nebulosas escuras unificando 15 catálogos da literatura reunindo~ 6300 itens. Após cruzamentos, o catálogo unificado contém 4956 nebulosas escuras. Medimos valores de E(B-V)PIR no centro destas nebulosas escuras e amostramos seus arredores. Encontramos contraste preferencialmente para nebulosas escuras a médias e altas latitudes galáticas. Nebulosas escuras próximas ao Plano Galático apresentam flutuações maiores nos valores de E(B- V)FIR nos arredores, devido às contribuições de densidade de coluna de poeira das nebulosas e meio difuso acumulados em profundidade ao longo da linha de visada. Utilizamos a fotometria JHKs do 2MASS para obter mapas de extinção em regiões candidatas a regiões de baixa extinção (janelas) na direção do Bojo Galático Confirmamos a existência das janelas e encontramos uma grande semelhança entre os mapas de extinção na banda K derivados a partir do conteúdo estelar e os derivados da emissão da poeira. Tal semelhança na distribuição do avermelhamento nos mapas se deve à maior parte das nuvens de poeira estar localizada entre nós e as estrelas do Bojo. Realizamos a busca de aglomerados infravermelhos jovens compactos (semelhantes aos aglomerados Arches e Quintuplet) próximo ao Centro Galático utilizando o Atlas de imagens JHKs do 2MASS. Encontramos 58 candidatos a aglomerados, importantes alvos para grande telescópios. Nas direções das Nuvens de Magalhães, testamos os valores de E(B- V)FIR nas linhas de visada de galáxias de fundo comparando esses valores com os avermelhamentos derivados através dos espectros observados das galáxias. A obtenção do avermelhamento foi feita comparando a distribuição de contínuo dos espectros das galáxias observadas na direção das Nuvens com o contínuo de espectros médios de semelhante população estelar (formados por galáxias em altas latitudes galáticas) corrigidos por extinção . O avermelhamento foi derivado para 36 galáxias projetadas sobre as Nuvens de Magalhães e obtivemos um avermelhamento médio total (galático + interno) de E(B-V) = 0.12 para a Grande Nuvem e E(B-V) = 0.05 para Pequena Nuvem, sendo o avermelhamento interno estimado em E(B- V)i = 0.06 e E(B- V)i = 0.04 para Grande e Pequena Nuvem respectivamente. Para 86 % da amostra obtivemos uma boa concordância entre os valores de avermelhamento espectroscópicos e os derivados da emissão da poeira Os casos de diferenças significativas foram interpretados como devidos à distribuição de poeira ter uma escala menor que a resolução dos mapas de avermelhamento E(B-V)FIR ou ao superaquecimento da poeira, como ocorre principalmente na direção do Centro Galático. As presentes análises da extinção através da Galáxia e das Nuvens de Magalhães fornecem evidências da importância, utilidade e algumas limitações dos mapas de poeira de Schlegel et aI. (1998) para estudos galáticos e extragaláticos.