Nebulosas planetárias são o resultado do processo de evolução estelar de estrelas com massas que vão de 0.8 a 8 massas solares; seu estudo possibilita uma melhor compreensão dos mecanismos de enriquecimento do meio interestelar por parte destas estrelas e a sua influência direta na evolução química da Galáxia. O uso da espectroscopia de campo integral possibilita o estudo da distribuição angular de propriedades como a densidade, as abundâncias iônicas, o perfil de ionização entre outras; já a espectroscopia de alta dispersão permite um estudo detalhado do campo de velocidades destes objetos, com velocidades típicas de expansão de 25km/s. Este trabalho é baseado nestas duas técnicas, com o objetivo de se obter a distribuição de diversos parâmetros físicos, apresentados aqui na forma de mapas e de diagramas, para uma amostra de nebulosas planetárias austrais. Os dados foram adquiridos utilizando a instrumentação do Observatório do Pico dos Dias (MCT/LNA), em duas missões realizadas em 2011 e 2012, usando respectivamente os espectrógrafos Eucalyptus e Coudé. Os resultados mostram a distribuição angular da densidade eletrônica, do fluxo das linhas do [SIII](6311A) e H, e também a distribuição da razão [SIII](6311A)/[SII](6717+6731A). Estes resultados salientam as regiões com maior grau de ionização, gradientes de ionização e inomogeneidades. Diagramas de diagnóstico são também mostrados a fim de complementar a análise e classificar os objetos. Os perfis cinemáticos também obtidos permitiram o estudo morfológico da amostra, detalhando suas estruturas. Os campos de velocidades foram usados para o cálculo da idade cinemática assim como a distância de uma das nebulosas da amostra. Os resultados obtidos são bons dados de entrada para futuras simulações morfo-cinemáticas que podem ser feitas utilizando softwares como o SHAPE, além de também serem possíveis simulações com códigos de fotoionização para a obtenção de modelos complementares. Os resultados em si são importantes tendo em vista a falta de informações a respeito da estrutura de planetárias austrais, já que não há nenhum grande levantamento morfológico como os existentes para as nebulosas boreais. / Planetary nebulae are the result of the stellar evolution process for stars from 0.8 to 8 solar masses; their study allows a better understanding of the enrichment mechanisms of interstellar medium by these stars, and their influence to the chemical evolution of the Galaxy. The use of integral field spectroscopy allows the study of the angular distribution of properties like density, chemical abundances and ionization profiles among others; on the other hand, high dispersion spectroscopy allows a detailed study of the velocity fields of these objects, with typical expansion velocity of 25km/s. This work is based on these two techniques; and aims to obtain the distribution of several physical parameters, presented here in the format of maps and diagrams. Data were acquired using the instrumentation from Pico dos Dias Observatory (MCT/LNA), in two missions performed in 2011 and 2012, using respectively the Eucalyptus and Coudé spectrographs. The results show the angular distribution of the electronic density, the flux of [SIII](6311A) and H alpha lines, and the distribution of the [SIII](6311A)/[SII](6717+ 6731A) ratio. These results highlight the regions with higher degree of ionization, ionization gradients and inhomogeneities. Diagnostics diagrams are shown too, aiming to complement the analysis and classify the objects. Kinematic profiles were also obtained and allowed the morphological study of the sample, detailing the structure of the objects. The velocity fields were used to calculate the kinematical age as well as the distance of one nebula of the sample. These results are a good start for future morpho-kinematic simulations. They can be used in softwares like SHAPE, and also in simulations with photoionization codes to obtain additional models. The results are also important in view of the rarity of information about structure of southern planetary nebulae, since there is no large survey such as those existing to the northern planetary nebulae.

Nebulosas planetárias são o resultado do processo de evolução estelar de estrelas com massas que vão de 0.8 a 8 massas solares; seu estudo possibilita uma melhor compreensão dos mecanismos de enriquecimento do meio interestelar por parte destas estrelas e a sua influência direta na evolução química da Galáxia. O uso da espectroscopia de campo integral possibilita o estudo da distribuição angular de propriedades como a densidade, as abundâncias iônicas, o perfil de ionização entre outras; já a espectroscopia de alta dispersão permite um estudo detalhado do campo de velocidades destes objetos, com velocidades típicas de expansão de 25km/s. Este trabalho é baseado nestas duas técnicas, com o objetivo de se obter a distribuição de diversos parâmetros físicos, apresentados aqui na forma de mapas e de diagramas, para uma amostra de nebulosas planetárias austrais. Os dados foram adquiridos utilizando a instrumentação do Observatório do Pico dos Dias (MCT/LNA), em duas missões realizadas em 2011 e 2012, usando respectivamente os espectrógrafos Eucalyptus e Coudé. Os resultados mostram a distribuição angular da densidade eletrônica, do fluxo das linhas do [SIII](6311A) e H, e também a distribuição da razão [SIII](6311A)/[SII](6717+6731A). Estes resultados salientam as regiões com maior grau de ionização, gradientes de ionização e inomogeneidades. Diagramas de diagnóstico são também mostrados a fim de complementar a análise e classificar os objetos. Os perfis cinemáticos também obtidos permitiram o estudo morfológico da amostra, detalhando suas estruturas. Os campos de velocidades foram usados para o cálculo da idade cinemática assim como a distância de uma das nebulosas da amostra. Os resultados obtidos são bons dados de entrada para futuras simulações morfo-cinemáticas que podem ser feitas utilizando softwares como o SHAPE, além de também serem possíveis simulações com códigos de fotoionização para a obtenção de modelos complementares. Os resultados em si são importantes tendo em vista a falta de informações a respeito da estrutura de planetárias austrais, já que não há nenhum grande levantamento morfológico como os existentes para as nebulosas boreais. / Planetary nebulae are the result of the stellar evolution process for stars from 0.8 to 8 solar masses; their study allows a better understanding of the enrichment mechanisms of interstellar medium by these stars, and their influence to the chemical evolution of the Galaxy. The use of integral field spectroscopy allows the study of the angular distribution of properties like density, chemical abundances and ionization profiles among others; on the other hand, high dispersion spectroscopy allows a detailed study of the velocity fields of these objects, with typical expansion velocity of 25km/s. This work is based on these two techniques; and aims to obtain the distribution of several physical parameters, presented here in the format of maps and diagrams. Data were acquired using the instrumentation from Pico dos Dias Observatory (MCT/LNA), in two missions performed in 2011 and 2012, using respectively the Eucalyptus and Coudé spectrographs. The results show the angular distribution of the electronic density, the flux of [SIII](6311A) and H alpha lines, and the distribution of the [SIII](6311A)/[SII](6717+ 6731A) ratio. These results highlight the regions with higher degree of ionization, ionization gradients and inhomogeneities. Diagnostics diagrams are shown too, aiming to complement the analysis and classify the objects. Kinematic profiles were also obtained and allowed the morphological study of the sample, detailing the structure of the objects. The velocity fields were used to calculate the kinematical age as well as the distance of one nebula of the sample. These results are a good start for future morpho-kinematic simulations. They can be used in softwares like SHAPE, and also in simulations with photoionization codes to obtain additional models. The results are also important in view of the rarity of information about structure of southern planetary nebulae, since there is no large survey such as those existing to the northern planetary nebulae.

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.

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.

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.

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 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.

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.