Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / In this work we present CCD photometry in the V band for 13 star clusters in the Magellanic Clouds (LI0, L54, L59, L85, L96, NGC 1818, NGC 1866, NGC 1868, NGC 1978, NGC 2157, NGC 2213, NGC 2214, Hll). Photometric calibration has been done using standard stars from the E-regions (Graham, 1982) and the least square system GAUSSFIT (Jefferys et aI.,1988). The mean error obtained was less than 0.01 mag at a 66% confidence leveI. Cluster centers have been determinated using an implementation of the Djorgovski autocorrelation algorithm (1988) with a I" mean error. CCD frames have/ been cleaned of stellar contamination using the DAOPHOT package from IRAF, where probable non-clusters stars have been removed. We made the surface photometry in the V band and used the model considered for Elson, Fall and Freeman (1987) to fit the surface brightness curves. The clusters structural parameters, obtained from fitted brightness profiles, have been used to obtain luminosity and mass estimation for all clusters. / Nesse trabalho apresentamos a fotometria CCD na banda V de 13 aglomerados estelares das Nuvens de Magalhães (LI0, L54, L59, L85, L96, NGC 1818, NGC 1866, NGC 1868, NGC 1978, NGC 2157, NGC 2213, NGC 2214, Hll). A calibração fotométrica foi feita utilizando estrelas padrão de regiões-E (Graham, 1982) e o sistema de ajuste por mínimos quadrados GaussFit (Jefferys et al.,1988). O erro médio obtido é menor que 0.01 mag para um nível de confiança de 66%. O centro dos aglomerados foi determinado utilizando-se uma implementação do algoritmo de autocorrelação de Djorgovski (1988) com um erro médio de I". As imagens foram limpas de contaminação estelar utilizando o pacote DAOPHOT do IRAF, onde estrelas provavelmente não pertencentes aos aglomerados foram subtraídas. Fizemos a fotometria superficial na banda V e utilizamos o modelo proposto por Elson, Fall e Freeman (Elson et aI., 1987) para ajustar as curvas de brilho superficial. Os parâmetros estruturais dos aglomerados, obtidos a partir do ajuste dos dados de brilho superficial, foram utilizados para fazer uma estimativa da luminosidade e da massa de cada aglomerado.

Neste projeto de pesquisa planeja-se obter indícios da correlação entre o conteúdo metálico estelar deduzido para a Via Láctea e os indíces metálicos obtidos para as Nuvens de Magalhães. O ponto de apoio para tal comparação é que cada encontro deixará importantes traços na eficiência de formação dos membros do tripleto. À medida que os encontros dependem da história dinâmica, suas ``impressões digitais\'\' deixadas nos conteúdos estelares colocam importantes limitações na história dinâmica e vice-versa. Para tanto, são utilizados os dados espectroscópicos já obtidos com o telescópio Magellan Clay, para uma amostra contendo 28 estrelas ricas em carbono encontradas nas Nuvens de Magalhães. A quantidade de carbono bem como a existência ou não de binaridade nas estrelas da amostra são indícios das possíveis fontes da sobreabundância do carbono. A caracterização da amostra é essencial para o estudo da relação entre duas populações estelares aparentemente distintas: a de estrelas de carbono e a de estrelas pobres em metais enriquecidas em carbono. Para tanto, são utilizados catálogos de espectros assim como critérios fotométricos. A descoberta de alguma relação entre as duas populações pode ajudar a esclarecer o problema dos processos de enriquecimento de carbono, notado nas atmosferas estelares. A futura determinação dos parâmetros físicos das estrelas que compõem a amostra pode revelar detalhes sobre a história de formação estelar dos objetos das Nuvens e, portanto, vincular a evolução dessas duas galáxias-satélites à história da Via Láctea. / This project searches for signs of correlation between metallic stellar content, available for the Milky Way, and the metallicities indices obtained for the Magellanic Clouds. This comparison is supported by the traces on the formation of these three galaxies, that should have been left by each triplet members encounter. Since these crosses depend on the dynamical history, their fingerprints left by stellar content can estabilish constraints to the Galactic dynamical history. Spectroscopic data for a sample of carbon stars, obtained on the Magellanic Telescope, are used in this work. The amount of carbon, as the existence or not of binary stars in this sample, indicates possible sources of this element. The determination of sample properties is essential for studying the constraints between two stellar populations that are apparently distincts: carbon stars and carbon enhanced metal-poor stars. To do this, spectral catalogues and photometric criteria are used. Finding the correlations between both populations will bring some light to the unknown carbon enrichment processes that occured at the stellar atmospheres. Variability, emission lines, and binarity are studied for the sample. Stellar parameters are discussed, although there is no method applicable to this sample. By estimating the physical parameters of the stars presented in this sample and by analysing their carbon abundances, one can provide hints of the star formation history of objects in the Magellanic Clouds and therefore constraint the evolution of these satellite-galaxies to the Milky Way.

Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico / We present UBVRI CCD photometry in the Johnson-Cousins photometric system for a sample of twenty nine Magellanic Cloud star clusters (Lindsay 16, 26, 29, 48, 53, 61, 66, 67, 72, 76, 79, 82, 83, 85 of the Small Cloud and NGC 1783, 1810, 1818, 1831, 1847, 1856, 1870, 1895, 2004, 2100, 2121, 2159, 2164, 2210, and [H60b] 11 of the Large Cloud) with a photometric calibration mean error less than 0.01 mag in the V band at a 66% confidence level. The coordinates of the center of symmetry for every cluster have been obtained, with a mean error less than 0.5′′, using an implementation of autocorrelation mirror algorithm proposed by Djorgovski (1988). The surface brightness profiles for every cluster have been obtained from CCD images in the V band and used to adjust the King (1962) and EFF (Elson et al., 1987) models. The structural parameters of the EFF model have been used to estimate the mass and luminosity for every cluster. The apparent integrated brightness in the V band, the U−B, B−V, V−R, and R−I colours, and an age calibration as function of effective colours (i.e., integrated colour at a radius where surface brightness reaches 20% of center value), (B−V)ef , (V−R)ef and (R−I)ef , are presented. The age versus effective colour calibration has been used to obtain an age estimation of (6.1±1.2)×107 years for the star cluster Lindsay 79. Finally, the data analisys in the present work is inconclusive regarding the existence or not of mass segregation in the clusters of our sample, particulary for NGC 1818, NGC 2004, and NGC 2100 objects indicated in the literature as having primordial mass segregation. / Apresentamos a fotometria CCD nas bandas UBVRI do sistema fotométrico de Johnson-Cousins para uma amostra de vinte e nove aglomerados de estrelas das Nuvens de Magalhães (Lindsay 16, 26, 29, 48, 53, 61, 66, 67, 72, 76, 79, 82, 83, 85 da Pequena Nuvem e NGC 1783, 1810, 1818, 1831, 1847, 1856, 1870, 1895, 2004, 2100, 2121, 2159, 2164, 2210, e [H60b] 11 da Grande Nuvem) com um erro médio menor do que 0.01 mag na calibração fotométrica para a banda V para um nível de confiança de 66%. As coordenadas do centro de simetria de cada aglomerado foram obtidas, com um erro médio menor do que 0.5′′, utilizando uma implementação do algoritmo de autocorrelação espelhada proposto por Djorgovski (1988). Perfis de brilho superficial para cada aglomerado foram obtidos das imagens CCD na banda V e utilizados para o ajuste dos modelos de King (1962) e EFF (Elson et al., 1987). Os parâmetros estruturais do modelo EFF foram utilizados para fazer estimativas de massa e luminosidade para cada aglomerado. O brilho integrado aparente na banda V, as cores U−B, B−V, V−R e R−I, e uma calibração da idade dos aglomerados em função de cores efetivas (i.e., cor integrada para um raio em que o brilho superficial cai à 20% do valor central) (B−V)ef , (V−R)ef e (R−I)ef , são apresentados. Esta calibração foi utilizada para obter uma estimativa da idade do aglomerado Lindsay 79 de (6.1±1.2)×107 anos. Finalmente, a análise dos dados deste trabalho é inconclusiva no que se refere a existência ou não de segregação de massa nos aglomerados da nossa amostra, em particular para os objetos NGC 1818, 2004, e 2100, apontados na literatura como aglomerados com segregação de massa primordial.

Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / In this work, we present the results of an observational study regarding the supernova remnants N49 and N63A. The longslit spectrophotometric data of N49 were obtained with the Cassegrain spectrograph attached to the 1,6 m telescope of the Laborat´orio Nacional de Astrof´ısica. The data covered the range between 6000 to 7000 °A, being possible to detect the lines [S ii] λλ 6716, 6731, which ratio was used to determine the electron density. One dimensional spectra with an aperture size of 2.3 ′′ were extracted from this date and were used to built flux, velocity dispersion and radial velocity maps. The electron density map showed signs of interaction between the southeast region of N49 and a molecular cloud. This map also shows the existence of a gradient that confirmed previous studies, revealing that the electron density varies by a factor of 3 between the east and west borders. The densest areas (Ne > 2000 cm−3) were observed at the east border, near the brightest areas in optics. However the dense areas at the northeast border have low brightness. From the total Hα flux, an ionized mass of ≈ 207±66 M⊙ was inferred. A rms density of ≈ 60 cm−3 was calculated by the Hα surface brightness. We also inferred the filling factor being ≈ 0.002. The radial velocity map associated to the blueshifted component showed a radial symmetry. Points farther from the center had smaller radial velocity than the central ones. The velocity dispersion map also presents a similar radial symmetry, and was interpreted as a projection effect. By constructing an one-dimensional model, we will show that the radial velocity measurements may be caused by the interaction of the blast wave with the interstellar medium with a power-law density profile. The fitting parameters were consistent with previous studies. The longslit data of N63A were colected with the SOAR telescope and covered the range between 3550 to 7500 °A . The [S ii]/Hα and [O i]/Hα ratio maps confirm the conclusion of previous studies and show that the southeastern lobe is photoionized. The [O iii] (λ4959+λ5007)/λ4363 ratio was used to determine a mean electron temperature of 5.0 × 104 K. From the reddening-corrected Hβ flux we estimated a mass of 12 and 35 M⊙ for the photoionized and shock-heated regions, respectively. The Hα/Hβ and the [N ii]/Hα ratio maps show an arc-shaped structure with higher values at the southeast boundary. We also obtained data from N63A with the OPD telescope at 7 distinct positions, from which we constructed a radial velocity map. This map presents a gradient that can be interpreted as a projection by assuming that the observed shock-heated region is a semi-sphere of gas in expansion. The electron density profile observed along the photoionized lobe suggests an interaction between the expanding gas from the supernova remnant with an independent Hii region. / Nesse trabalho ser ao apresentados os resultados do estudo dos remanescentes de supernova N49 e N63A. Para N49 as observa¸c oes foram realizadas com o espectr´ografo Cassegrain acoplado ao telesc´opio de 1,60 m do Laborat´orio Nacional de Astrof´ısica (LNA). Os dados cobriram a faixa de 6000 a 7000 °A, sendo poss´ıvel detectar as linhas de emiss ao [S ii] λλ6716, 6731, cuja intensidade relativa foi utilizada como sensor de densidade eletr onica. Foram extra´ıdos espectros unidimensionais com uma abertura de aproximadamente 2,3′′ que foram usados para constru¸c ao de mapas da densidade eletr onica, da dispers ao de velocidades e do fluxo da linha Hα e da velocidade radial LSR. O mapa da densidade eletr onica sugere que a regi ao sudeste do objeto est´a interagindo com uma nuvem molecular. Este mapa revelou um intenso gradiente que confirmou estudos anteriores, mostrando que a densidade varia por um fator 3 entre as bordas leste e oeste. As regi oes mais densas (Ne > 2000 cm−3) foram observadas na borda leste do objeto, pr´oximos mas n ao coincidindo exatamente com as ´areas mais brilhantes no ´optico. No entanto as regi oes densas na borda nordeste possuem baixo brilho. Uma massa de g´as ionizado de ≈ 207±66 M⊙ foi inferida a partir do fluxo total em Hα. A densidade rms do objeto foi estimada em ≈ 60 cm−3 a partir do brilho superficial nessa mesma linha. Estimamos que o fator de preenchimento do objeto ´e de 0,002. O mapa da velocidade radial associado a componente blueshifted de Hα apresentou certa simetria radial, sendo que os pontos mais distantes do centro possuem velocidade radial menor do que os mais pr´oximos ao centro. O mapa da dispers ao de velocidades tamb´em apresentou simetria radial semelhante, que foi interpretada como um efeito de proje¸c ao. Conforme demonstramos a partir de um modelo unidimensional, as medidas de velocidade radial podem ser compreendidas como consequ encia da intera¸c ao da onda de choque com um meio com densidade vari´avel. Os par ametros de ajuste do modelo mostraram-se consistentes com os valores normalmente encontrados na literatura e com estudos j´a publicados sobre o objeto. Foram coletados espectros de N63A na faixa entre 3550 a 7500 °A utilizando o telesc´opio SOAR. Os mapas da raz ao [S ii]/Hα e [O i]/Hα confirmaram estudos anteriores e mostraram que o l´obulo sudoeste ´e fotoionizado. A raz ao de linhas [O iii] (λ4959+λ5007)/λ4363 foi usada para estimar uma temperatura m´edia de 5,0 ×104 K. A partir do fluxo corrigido em Hβ estimamos que a massa das regi oes fotoionizada e ionizada por choque s ao de 12 e 35 M⊙, respectivamente. Os mapas da raz ao Hα/Hβ e [N ii]/Hα exibiram uma estrutura em forma de arco com valores mais elevados na borda sudoeste. Obtivemos tamb´em dados de N63A com o telesc´opio do LNA em sete posi¸c oes distintas, a partir dos quais foi gerado o mapa da velocidade radial. Este mapa apresentou um gradiente que pode ser interpretado como um efeito de proje¸c ao, desde que se assuma que a regi ao ionizada por choque ´e uma semi-esfera de g´as em expans ao. O mapa da densidade eletr onica da regi ao fotoionizada de N63A sugere que o g´as em expans ao do remanescente est´a interagindo com uma regi ao Hii independente.

Neste projeto de pesquisa planeja-se obter indícios da correlação entre o conteúdo metálico estelar deduzido para a Via Láctea e os indíces metálicos obtidos para as Nuvens de Magalhães. O ponto de apoio para tal comparação é que cada encontro deixará importantes traços na eficiência de formação dos membros do tripleto. À medida que os encontros dependem da história dinâmica, suas ``impressões digitais\'\' deixadas nos conteúdos estelares colocam importantes limitações na história dinâmica e vice-versa. Para tanto, são utilizados os dados espectroscópicos já obtidos com o telescópio Magellan Clay, para uma amostra contendo 28 estrelas ricas em carbono encontradas nas Nuvens de Magalhães. A quantidade de carbono bem como a existência ou não de binaridade nas estrelas da amostra são indícios das possíveis fontes da sobreabundância do carbono. A caracterização da amostra é essencial para o estudo da relação entre duas populações estelares aparentemente distintas: a de estrelas de carbono e a de estrelas pobres em metais enriquecidas em carbono. Para tanto, são utilizados catálogos de espectros assim como critérios fotométricos. A descoberta de alguma relação entre as duas populações pode ajudar a esclarecer o problema dos processos de enriquecimento de carbono, notado nas atmosferas estelares. A futura determinação dos parâmetros físicos das estrelas que compõem a amostra pode revelar detalhes sobre a história de formação estelar dos objetos das Nuvens e, portanto, vincular a evolução dessas duas galáxias-satélites à história da Via Láctea. / This project searches for signs of correlation between metallic stellar content, available for the Milky Way, and the metallicities indices obtained for the Magellanic Clouds. This comparison is supported by the traces on the formation of these three galaxies, that should have been left by each triplet members encounter. Since these crosses depend on the dynamical history, their fingerprints left by stellar content can estabilish constraints to the Galactic dynamical history. Spectroscopic data for a sample of carbon stars, obtained on the Magellanic Telescope, are used in this work. The amount of carbon, as the existence or not of binary stars in this sample, indicates possible sources of this element. The determination of sample properties is essential for studying the constraints between two stellar populations that are apparently distincts: carbon stars and carbon enhanced metal-poor stars. To do this, spectral catalogues and photometric criteria are used. Finding the correlations between both populations will bring some light to the unknown carbon enrichment processes that occured at the stellar atmospheres. Variability, emission lines, and binarity are studied for the sample. Stellar parameters are discussed, although there is no method applicable to this sample. By estimating the physical parameters of the stars presented in this sample and by analysing their carbon abundances, one can provide hints of the star formation history of objects in the Magellanic Clouds and therefore constraint the evolution of these satellite-galaxies to the Milky Way.

A Pequena Nuvem de Magalhães (PNM) é uma galáxia irregular e rica em gás, que juntamente com a Grande Nuvem de Magalhães (GNM) orbita a Via Láctea (VL). Elas formam um sistema triplo em constante interação. A PNM possui metalicidade baixa, e consequentemente seu meio interestelar (MI) apresenta propriedades particularmente diferentes das observadas para o MI da Galáxia. Mais do que isso, a importância do campo magnético em escalas galácticas vem sendo evidenciada cada vez mais. Então, o objetivo desta dissertação foi estudar a estrutura do campo magnético na PNM, e sua relação com componentes do MI desta galáxia. Para este fim, utilizamos dados de polarimetria no óptico, obtidos no Cerro Tololo Inter American Observatory. Construímos um catálogo polarimétrico que contém 7.207 estrelas em 28 campos distribuídos nas secções Nordeste e da Asa da PNM. Os mapas de polarização traçam o campo magnético no plano do céu diretamente, e pode-se obter sua intensidade utilizando o método de Chandrasekhar & Fermi. A partir do catálogo polarimétrico gerado neste trabalho, conseguimos observar que o campo magnético na PNM possui direção bastante irregular, porém é provável a existência de dois padrões em larga escala o primeiro alinhado com a Ponte pan-Magelânica e o segundo alinhado com a Barra da PNM. Obtivemos para o campo magnético regular Bcéu = (1,84 ± 0,11) uG e para o campo turbulento dB = (2,920 ± 0,098) uG. Esse resultado evidencia que na PNM o campo aleatório domina com relação ao de larga escala, justificando a observação de uma configuração tão irregular para os vetores de polarização. Correlacionando os mapas de polarização com estruturas presentes no MI da PNM, pudemos verificar a presença de diversos shells que podem possuir campos magnéticos da ordem de algumas dezenas de uG. Também foi possível observar ambientes onde o campo regular parece ter sido destruído pela turbulência e outros onde ele pode ainda não ter tido tempo de se formar. Derivamos a relação entre polarização e avermelhamento, e obtivemos como resultado que ela é da ordem de P/Av ~ 2, o que indica que na PNM a eficiência para polarização pode ser menor do que na Galáxia, talvez devido a alta turbulência e/ou ao fato de que nela o campo regular é muito baixo. Por fim, a partir da estimativa para as densidades de energia do campo magnético e para o movimento de rotação e de turbulência do gás, pudemos mostrar que o campo magnético possui importância dinâmica para PNM, sendo a componente turbulenta a maior responsável pela pressão magnética. / The Small Magellanic Cloud (SMC) is a gas rich irregular galaxy which, together with the Large Magellanic Cloud (LMC), orbit the Milky Way (MW). They form a triple system in constant interaction. The SMC is a metal poor galaxy and, due to this, its interstellar medium (ISM) presents different properties from the Galaxy\'s ISM. In addition to that, the importance of magnetic fields on galactic scales is being recognized nowadays. Therefore, the aim of this project was to study the magnetic field structure of the SMC and its relationship with other components of SMC\'s ISM. For this purpose we have used starlight optical polarimetric data, obtained at Cerro Tololo Inter-American Observatory. We have constructed a polarization catalog containing a total of 7,207 stars in 28 fields in the Northeast/Wing sections of the SMC. The polarimetric vector maps trace the ISM magnetic field component in the plane of the sky and one can estimate its intensity towards a given region using the Chandrasekhar & Fermi method. Making use of the polarimetric catalog from this work, we have found that the magnetic field in the SMC, although varying from region to region, nevertheless shows two large scale patterns - the first one aligned with the Magellanic Bridge and a second one aligned with the SMC\'s Bar. We derived for the regular sky-projected magnetic field a value of Bsky = (1.84 ± 0.11) uG, and for the turbulent magnetic field dB = (2.920 ± 0.098) uG. These results evidence that in the SMC the random field prevails over the large scale field, which explains the irregular configuration of the polarization vectors often seen. Correlating the polarization maps with structures present on the SMC\'s ISM, we could identify the presence of several shells which may have magnetic fields up to a few tens uG. It was also possible to observe environments where the regular field seems to have been destroyed due to turbulence, and others where it seems that the large scale magnetic field has not enough time to be formed. Studying the relationship with polarization and reddening, we have obtained a value for P/Av ~ 2, which may indicate that the polarization efficiency in the SMC is smaller than in the Galaxy, perhaps due to a higher turbulence and/or because of a smaller regular magnetic field. Lastly, we have estimated the energy density for the magnetic field and for the rotation and turbulent gas motions. We showed that the magnetic field is dynamically important in the SMC\'s ISM, and that the turbulent component is the largest contributor to the magnetic pressure.

A Pequena Nuvem de Magalhães (PNM) é uma galáxia irregular e rica em gás, que juntamente com a Grande Nuvem de Magalhães (GNM) orbita a Via Láctea (VL). Elas formam um sistema triplo em constante interação. A PNM possui metalicidade baixa, e consequentemente seu meio interestelar (MI) apresenta propriedades particularmente diferentes das observadas para o MI da Galáxia. Mais do que isso, a importância do campo magnético em escalas galácticas vem sendo evidenciada cada vez mais. Então, o objetivo desta dissertação foi estudar a estrutura do campo magnético na PNM, e sua relação com componentes do MI desta galáxia. Para este fim, utilizamos dados de polarimetria no óptico, obtidos no Cerro Tololo Inter American Observatory. Construímos um catálogo polarimétrico que contém 7.207 estrelas em 28 campos distribuídos nas secções Nordeste e da Asa da PNM. Os mapas de polarização traçam o campo magnético no plano do céu diretamente, e pode-se obter sua intensidade utilizando o método de Chandrasekhar & Fermi. A partir do catálogo polarimétrico gerado neste trabalho, conseguimos observar que o campo magnético na PNM possui direção bastante irregular, porém é provável a existência de dois padrões em larga escala o primeiro alinhado com a Ponte pan-Magelânica e o segundo alinhado com a Barra da PNM. Obtivemos para o campo magnético regular Bcéu = (1,84 ± 0,11) uG e para o campo turbulento dB = (2,920 ± 0,098) uG. Esse resultado evidencia que na PNM o campo aleatório domina com relação ao de larga escala, justificando a observação de uma configuração tão irregular para os vetores de polarização. Correlacionando os mapas de polarização com estruturas presentes no MI da PNM, pudemos verificar a presença de diversos shells que podem possuir campos magnéticos da ordem de algumas dezenas de uG. Também foi possível observar ambientes onde o campo regular parece ter sido destruído pela turbulência e outros onde ele pode ainda não ter tido tempo de se formar. Derivamos a relação entre polarização e avermelhamento, e obtivemos como resultado que ela é da ordem de P/Av ~ 2, o que indica que na PNM a eficiência para polarização pode ser menor do que na Galáxia, talvez devido a alta turbulência e/ou ao fato de que nela o campo regular é muito baixo. Por fim, a partir da estimativa para as densidades de energia do campo magnético e para o movimento de rotação e de turbulência do gás, pudemos mostrar que o campo magnético possui importância dinâmica para PNM, sendo a componente turbulenta a maior responsável pela pressão magnética. / The Small Magellanic Cloud (SMC) is a gas rich irregular galaxy which, together with the Large Magellanic Cloud (LMC), orbit the Milky Way (MW). They form a triple system in constant interaction. The SMC is a metal poor galaxy and, due to this, its interstellar medium (ISM) presents different properties from the Galaxy\'s ISM. In addition to that, the importance of magnetic fields on galactic scales is being recognized nowadays. Therefore, the aim of this project was to study the magnetic field structure of the SMC and its relationship with other components of SMC\'s ISM. For this purpose we have used starlight optical polarimetric data, obtained at Cerro Tololo Inter-American Observatory. We have constructed a polarization catalog containing a total of 7,207 stars in 28 fields in the Northeast/Wing sections of the SMC. The polarimetric vector maps trace the ISM magnetic field component in the plane of the sky and one can estimate its intensity towards a given region using the Chandrasekhar & Fermi method. Making use of the polarimetric catalog from this work, we have found that the magnetic field in the SMC, although varying from region to region, nevertheless shows two large scale patterns - the first one aligned with the Magellanic Bridge and a second one aligned with the SMC\'s Bar. We derived for the regular sky-projected magnetic field a value of Bsky = (1.84 ± 0.11) uG, and for the turbulent magnetic field dB = (2.920 ± 0.098) uG. These results evidence that in the SMC the random field prevails over the large scale field, which explains the irregular configuration of the polarization vectors often seen. Correlating the polarization maps with structures present on the SMC\'s ISM, we could identify the presence of several shells which may have magnetic fields up to a few tens uG. It was also possible to observe environments where the regular field seems to have been destroyed due to turbulence, and others where it seems that the large scale magnetic field has not enough time to be formed. Studying the relationship with polarization and reddening, we have obtained a value for P/Av ~ 2, which may indicate that the polarization efficiency in the SMC is smaller than in the Galaxy, perhaps due to a higher turbulence and/or because of a smaller regular magnetic field. Lastly, we have estimated the energy density for the magnetic field and for the rotation and turbulent gas motions. We showed that the magnetic field is dynamically important in the SMC\'s ISM, and that the turbulent component is the largest contributor to the magnetic pressure.

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

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