O estudo da envoltória de novas clássicas permite diagnosticar com precisão aceitável as condições físicas nos estágios avançados do fenômeno de nova. A Nova Velorum 1999, foi a mais brilhante em 24 anos, sendo um ótimo caso para este estudo. Trata-se de uma nova de neônio, formada em um sistema onde se acredita que a primária seja uma anã branca massiva de O-Ne-Mg. Neste trabalho seguimos a evolução espectral deste objeto nos primeiros três anos após sua erupção verificando um aumento da ionização aproximadamente 200 dias após o máximo visual. A partir de 565 dias após o máximo observamos um aumento do continuo azul que provavelmente reflete o restabelecimento do disco de acréscimo. Derivamos uma velocidade de ejeção do envelope da ordem de aproximadamente 1600 km/s e a escala de tempo de amortecimento no meio interestelar (aproximadamente 10 anos). Os principais resultados desta análise sugerem uma envoltória heterogênea sem simetria esférica. Estimamos também a densidade e temperatura eletrônica da envoltória bem como a evolução da temperatura da fonte central. Com estes dados estimamos limites inferiores para as abundâncias numéricas de He, N, O, Ne, S, Ar e Fe, confirmando ser uma nova de neônio. As abundâncias de oxigênio e neônio foram relativamente baixas se comparadas a outras novas de neônio, embora a abundância numérica deste último tenha sido a maior entre os elementos pesados desta nova. Outro fato relevante foi encontrar uma abundância de ferro bastante alta se comparada com o valor solar. / The study of the classical novae shells allows to diagnosis with accuracy the physical conditions of the advanced phases in nova phenomenum. Nova Velorum 1999 (V382 Vel) was the brightest nova in the last 24 years being a good candidate to this study. This object probably is a neon nova wich is formed in a system where, according to theoretical models, there is an O-Ne-Mg white dwarf primary. In this work we present the spectral evolution of Nova Velorum 1999 shell during the first 3 years after the visual maximum. We verified an increase in ionization about 200 days after the outburst. In addition, 565 days after the outburst an increase in the blue continuum was observed, which is probably due to the reestablishment of the accretion disk. A shell ejection velocity of 1600 km/s and a damping time-scale of about 10 years were observed. The main results suggested that the shell is inomogeneous and non-spherical. We also estimated shell eletronic temperatures and densities as well as the central source temperature. With these data we estimated lower limits to He, N, O, Ne, S, Ar and Fe numerical abundances. The results confirmed that this nova is a neon nova. The oxygen and neon abundance limits were relatively low when compared to other neon nova, but the neon abundances in this nova were high when compared with other heavy element abundances in this object. It was also found that iron is enhanced in the shell, when compared to solar value.

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

Made available in DSpace on 2014-07-29T16:22:05Z (GMT). No. of bitstreams: 1 dissertacao mirian ecologia e evolucao.pdf: 819322 bytes, checksum: c797257c9c87b956f231f859a3ebf44e (MD5) Previous issue date: 2009-04-07 / The generality of Unified Neutral Theory of Biodiversity and Biogeography was evaluated across its support for diversity structure of Odonata adults and predators, shredders and collectors insect guilds in streams. The evaluation of Neutral Theory was done in two levels of theory s hierarchical structure. One evaluation in the level of yours assumptions, the zero sum assumption, and other in the level of yours predictions to abundance models in communities and metacommunities, ZSM and logseries respectively. The variations predicted to ZSM abundance model, in accordance to dispersal limitation that community are subjected, was evaluated in insect guilds through the streams distance. In Odonata adults the dispersal limitation was evaluated indirectly through regional frequency of species body size. In this case, the ecological equivalence was restricted for body size guilds. Communities of Zygoptera adults have low density and richness within streams. Individuals distribution was grouped, not consistent to linear relation under zero sum assumption. Local abundance of Odonata adults and predators, shredders and collectors guilds didn t fit ZSM model. Geometric series models and logseries models were better in explain the abundance for all groups. Moreover, the occurrence of fit to these models isn t in according to dispersal limitation level that is expected in each region, not supporting the Neutral predictions / A generalidade da Teoria Neutra Unificada para Biodiversidade e Biogeografia foi avaliada através de seu suporte para a estrutura da diversidade de adultos de Odonata e das guildas de insetos predadores, fragmentadores e coletores em córregos. A avaliação da Teoria Neutra foi feita em dois níveis da hierarquia estrutural das Teorias. Uma avaliação no nível de seus pressupostos, o pressuposto de somatório zero, e outra no nível de suas predições para os modelos de distribuição de abundâncias nas comunidades e metacomunidades, respectivamente ZSM e a série logarítmica. As variações preditas para o modelo de abundâncias ZSM, de acordo com a limitação a dispersão que as comunidades estariam sujeitas, foi avaliada nas guildas de insetos através das distâncias dos córregos amostrados. Para os adultos de Odonata, a avaliação da limitação de dispersão foi feita indiretamente através da freqüência regional de tamanhos corporais. Neste caso, o pressuposto de equivalência ecológica foi restringido para guilda de tamanhos corporais. As comunidades de adultos de Zygoptera apresentaram uma baixa densidade e riqueza dentro de córregos. A distribuição de indivíduos foi agrupada o que não está de acordo com o relacionamento linear subjacente ao pressuposto de somatório zero. As abundâncias locais das espécies de adultos de Zygoptera e das guildas de predadores, coletores e fragmentadores não se ajustam ao modelo ZSM. Os modelos série geométrica e série logarítmica foram os que mais explicaram as abundâncias de todos estes grupos. Além do mais, a ocorrência de ajuste a estes modelos não está de acordo com o nível de limitação à dispersão esperado em cada região não suportando as predições da Teoria Neutra

O estudo da envoltória de novas clássicas permite diagnosticar com precisão aceitável as condições físicas nos estágios avançados do fenômeno de nova. A Nova Velorum 1999, foi a mais brilhante em 24 anos, sendo um ótimo caso para este estudo. Trata-se de uma nova de neônio, formada em um sistema onde se acredita que a primária seja uma anã branca massiva de O-Ne-Mg. Neste trabalho seguimos a evolução espectral deste objeto nos primeiros três anos após sua erupção verificando um aumento da ionização aproximadamente 200 dias após o máximo visual. A partir de 565 dias após o máximo observamos um aumento do continuo azul que provavelmente reflete o restabelecimento do disco de acréscimo. Derivamos uma velocidade de ejeção do envelope da ordem de aproximadamente 1600 km/s e a escala de tempo de amortecimento no meio interestelar (aproximadamente 10 anos). Os principais resultados desta análise sugerem uma envoltória heterogênea sem simetria esférica. Estimamos também a densidade e temperatura eletrônica da envoltória bem como a evolução da temperatura da fonte central. Com estes dados estimamos limites inferiores para as abundâncias numéricas de He, N, O, Ne, S, Ar e Fe, confirmando ser uma nova de neônio. As abundâncias de oxigênio e neônio foram relativamente baixas se comparadas a outras novas de neônio, embora a abundância numérica deste último tenha sido a maior entre os elementos pesados desta nova. Outro fato relevante foi encontrar uma abundância de ferro bastante alta se comparada com o valor solar. / The study of the classical novae shells allows to diagnosis with accuracy the physical conditions of the advanced phases in nova phenomenum. Nova Velorum 1999 (V382 Vel) was the brightest nova in the last 24 years being a good candidate to this study. This object probably is a neon nova wich is formed in a system where, according to theoretical models, there is an O-Ne-Mg white dwarf primary. In this work we present the spectral evolution of Nova Velorum 1999 shell during the first 3 years after the visual maximum. We verified an increase in ionization about 200 days after the outburst. In addition, 565 days after the outburst an increase in the blue continuum was observed, which is probably due to the reestablishment of the accretion disk. A shell ejection velocity of 1600 km/s and a damping time-scale of about 10 years were observed. The main results suggested that the shell is inomogeneous and non-spherical. We also estimated shell eletronic temperatures and densities as well as the central source temperature. With these data we estimated lower limits to He, N, O, Ne, S, Ar and Fe numerical abundances. The results confirmed that this nova is a neon nova. The oxygen and neon abundance limits were relatively low when compared to other neon nova, but the neon abundances in this nova were high when compared with other heavy element abundances in this object. It was also found that iron is enhanced in the shell, when compared to solar value.

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

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.

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.

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.