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.

Even though low mass stars (< 8 solar masses) vastly outnumber high mass stars (< 8 solar masses), the more massive stars drive the chemical evolution of galaxies from which the next generation of stars and planets can form. Understanding mass loss of asymptotic giant branch stars contributes to our understanding of the chemical evolution of the galaxy, stellar populations, and star formation history. Stars with mass < 8 solar masses form planetary nebulae, while those with mass < 8 solar masses go supernova. In both cases, these stars enrich their environments with elements heavier than simple hydrogen and helium molecules. While some general info about how stars die and form planetary nebulae are known, specific details are missing due to a lack of high-resolution observations and analysis of the intermediate stages. For example, we know that mass loss in stars creates morphologically diverse planetary nebulae, but we do not know the uniformity of these processes, and therefore lack detailed models to better predict how spherically symmetric stars form asymmetric nebulae. We have selected a specific group of late-stage stars and observed them at different scales to reveal the uniformity of mass loss through different layers close to the star. This includes observing nearby masers that trace the molecular shell structure around these stars. This study revealed detailed structure that was analyzed for uniformity to place constraints on how the mass loss processes behave in models. These results will feed into our ability to create more detailed models to better predict the chemical evolution of the next generation of stars and planets.

Estrelas centrais de nebulosas planetárias (ECNPs) têm um intervalo de massa relativamente grande na fase da sequência principal, por isso espera-se que elas também tenham diferentes idades, tipicamente acima de 1 Gano. Além de necessárias para o conhecimento das propriedades das ECNPs, a determinação das idades é também importante no contexto da evolução química da Galáxia, como no estudo da variação temporal dos gradientes radiais de abundâncias químicas. Entretanto, não há um método único e confiável que possa ser aplicado para estimar a idade de todos os tipos de estrelas. Neste projeto, desenvolvemos dois métodos de idades cinemáticas baseados na relação idade-dispersão de velocidade do disco da Galáxia encontrada pelo recente levantamento Geneva-Copenhagen. O primeiro método compara a velocidade de rotação esperada da ECNP com a velocidade predita pela curva de rotação da Galáxia em sua posição, e interpreta a diferença entre elas como a dispersão de velocidade do objeto, relacionada com a idade. O segundo método consiste em calcular as componentes da velocidade espacial, com algumas hipóteses, e estimar diretamente as dispersões das velocidades, inferindo uma idade pela relação adotada. Duas amostras foram escolhidas, contendo 234 e 866 nebulosas planetárias, para as quais velocidades radiais precisas estão disponíveis na literatura. Os resultados sugerem que a maioria das ECNPs no disco Galáctico tem idade abaixo de 5 Gano, e um pico ente 0 e 3 Gano. Esses resultados são comparados com algumas distribuições recentes de idades baseadas em correlações independentes envolvendo as abundâncias químicas das nebulosas planetárias. / Central stars of planetary nebulae (CSPN) have a relatively large mass interval on the main sequence, so that it is expected that these stars also have different ages, typically above 1 Gyr. Apart from the properties of the CSPN themselves, the problem of age determination is also important in the context of the chemical evolution of the Galaxy, as in the understanding of the time variation of chemical abundance gradients. However, there are no unique and reliable methods that can be applied to estimate the age of all types of stars. In this work, we developed two methods of kinematic ages based on the age-velocity dispersion relation of the Galactic disk derived by the recent Geneva-Copenhagen survey. The first method compares the expected rotation velocity of CSPN with the predicted velocity by the Galactic rotation curve at its position, and interprets the difference between them as the velocity dispersion of the star, which is related to the stellar age. The second method consists in calculating the U, V, W velocity components of CSPN, with some hypotheses, and estimating directly the velocity dispersions, so that the age can be derived. Two samples were chosen, containing 234 and 866 nebulae, for which accurate radial velocities are available in the literature. The results suggest the most CSPN in the Galactic disk have ages under 5 Gyr with a distribution peaked between 0 and 3 Gyr. These results are also compared with some recent age distributions based on independent correlations involving the nebular chemical abundances.

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.

The hostile circumstellar environment of an emerging protoplanetary nebula (PPN) and its transformation to a planetary nebula (PN) is an area of active observation and yet, many uncertainties still exist, not least in explanations of molecular abundances. Additionally, the combination of extreme radiation fields, X-rays and high velocity shocks may also drive interesting and possible novel chemical reactions and pathways. Thorough molecular surveys on PNe are minimal and in-depth modelling of specific sources to explain observed molecular abundances, are also limited in the literature. Modelling of species such as H2O within a PN, have yet to be explored in detail at all. This thesis describes observations of NGC 6302, a young butterfly PN with possibly the highest identified central mass of any known PN (∼2-3 M⊙), which have recently been undertaken at the SMA. Image maps and spectra for a number of molecular species were obtained in order to provide further insights into chemical behaviour within a PN. Observational results have been compared with detailed modelling to as- certain the role of various environmental factors on the chemistry within NGC 6302. It was found that an outflow could possibly be responsible for enhanced emission for HCO+, HCN and SiO. Species such as 13CS and 29SiC2 are also enhanced in the direction of the bi-polar lobes. N2H+ is confined to the dense torus, with CN also displaying little enhancement beyond the CO emission. Models suggest that whilst SO2 is abundant in low oxygen abundances but nitrogen-enriched dense clouds, H2O can be produced efficiently in all environments. It was also found that in standard models, H2O reactions proceed differently to H2O formation in dense-cloud models and circumstellar envelopes.

A planetary nebula (PN) consists of material, mainly gas, that has been ejected from a star on the asymptotic giant branch of its life cycle. This material emits electromagnetic radiation due to photoionization and recombination, collisional and radiative excitation or free-free radiation. The envelope of material moves outwards from the central star and may take one of a variety of shapes. These shapes are believed to be sculpted by the stellar wind, magnetic fields and interactions with a binary companion. However, within a time scale of as little as 10 000 years the nebula fades from view and merges with the interstellar medium.Similar variations in the shape of planetary nebulae (PNe) can be seen in both the Galactic Bulge and Disc and in the Magellanic Clouds. It is therefore reasonable to assume that the shaping process is universal. By classifying PNe by morphology and relating those shapes to other nebular properties we have attempted to derive information about that shaping process.We have used photometric narrowband observations of a sample of PNe listed in the Strasbourg-ESO Catalogue of Galactic Planetary Nebulae to investigate the relationship between PN morphology and the other PN characteristics. The high resolution images were made using ESO's New Technology Telescope and the Hubble Space Telescope. The information we could obtain directly from the observations was augmented by information in the literature in order to address that question. The observations were used to classify the morphologies of 154 PNe, to estimate the sizes of 138 of those nebulae that we considered to lie within the Galactic Bulge, to determine the orientations of 130 of those Bulge nebulae and to derive photometric fluxes for the 69 PNe which had observations of standard stars made during the same night. Information on central star binarity, nebular abundances and radial and expansion velocity was obtained from the literature.Our photometrically derived PNe line fluxes were used to verify 59 H-beta and 69 [OIII] catalogued values (which were obtained using spectroscopy). We found sufficient discrepancy between the values for 9 PNe to merit a further check taking place.We found no distinguishing relationship between PN morphology and any of PN size, radial velocity, or angular location within the Bulge. The abundances of He and O, and the N/O ratio, are generally lower in bipolar nebulae than in those nebulae with no apparent internal structure. We are unable to come to any conclusion as to a relationship between PN morphology and stellar metallicity.Given the short lifespan of PNe and the age of the Bulge it appears that almost all PNe in the Bulge must be associated with low mass stars. The high ratio of bipolar PNe we found in our Bulge sample suggests that, at least within the Bulge, bipolar nebulae are not necessarily associated with high mass stars. Our results show that unlike the orientations of other types of PNe the orientations of the bipolar nebulae in the Bulge are not randomly distributed. Measured to a line tip to tip along the lobes they peak and have their mean approximately along the Galactic Plane. This suggests that the bipolar PNe originate in a different environment from other morphological types, perhaps related to binary separation. However, we find that bipolarity does not imply common-envelope evolution. If the hypothesis that bipolar nebulae are formed in binary star systems is correct, binary systems in the Galactic Bulge have angular momentum vectors that are preferentially aligned along the Galactic Plane. As the orientation appears to be unrelated to lobe size and hence nebular age, the alignment implies that the non-random nature of the angular momentum vectors originated at the time the Bulge stellar population formed. We suggest that it is due to the direction and strength of the ambient magnetic fields.

Este trabalho constituiu-se da análise de abundâncias químicas de nebulosas planetárias localizadas na conexão bojo-disco, onde se dá o encontro das características do bojo, tais como a diversidade de abundâncias, com as do disco, tais como o limite interno do gradiente radial de abundâncias. Em particular, o estudo de nebulosas planetárias nesta região traz informações importantes a respeito das abundâncias de elementos tais como He, O, Ne, Ar, S e de sua evolução associada à evolução das estrelas de massa intermediária. Novas abundâncias foram derivadas a partir de observações espectrofotométricas no telescópio Perkin-Elmer de 1.60 m do Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA) em Minas Gerais, Brasil. Foram observadas nebulosas planetárias selecionadas através da localização na direção do centro da Galáxia, diâmetro angular no óptico e fluxo em rádio. A comparação entre as abundâncias obtidas neste trabalho com outros trabalhos da literatura mostrou que as distribuições das abundâncias são compatíveis. Para o estudo da distribuição das abundâncias na conexão utilizou-se as escalas de distância de Maciel & Pottasch (1980), Cahn et al. (1992) e Zhang (1995). A separação das nebulosas planetárias do bojo e do disco mostrou que em média as do bojo apresentam menores abundâncias se comparadas as disco interno, para as escalas de Cahn et al. (1992) e Zhang (1995). Contudo esta separação não é superior aos erros na obtenção das abundâncias, indicando apenas uma tendência. Através deste estudo encontrou-se uma distância de separação entre as propriedades químicas destas regiões. Para a primeira escala esta distância é de 2.9 kpc e para a segunda de 1.5 kpc. Sendo que o valor de 2.9 kpc concorda com resultados independentes. A escala de Maciel & Pottasch (1980) não apresentou resultados conclusivos a respeito da distribuição das abundâncias entre estas estruturas. / This project consisted in a spectrophotometric investigation of planetary nebulae located at the bulge-disk connection of the Milk Way, where the bulge and disk characteristics such as chemical and kinematic properties should intersect. In particular, the study of planetary nebulae in the bulge-disk connection brings important informations about the chemical abundances of elements such as He,N,O,S,Ar,Ne and the evolution of these abundances, associated with the evolution of intermediate-mass stars, as well as for the chemical evolution of the Galaxy. New abundances were derived from spectrophotometric observations at the Perkin-Elmer 1.6 m telescope of Laboratório Nacional de Astrofísica - Brazil. The objects were selected according to their location toward the Galactic center, angular diameter, and radio flux. The data show a good agreement with some other results in the literature, in the sense that the distribution of the abundances is similar to those works. Statistical distance scales from Maciel & Pottasch (1980), Cahn et al. (1992), and Zhang (1995) were used to study the distribution of chemical abundances in the bulge-disk connection. Making use of Cahn et al. (1992) and Zhang (1995) scales, the separation between PNe belonging to the disk and bulge showed that on the average those from the bulge have a slight underabundance compared to those from the inner disk. Nevertheless this separation is not larger than the errors in the abundance determinations, showing only a tendency. This study allowed to find the distance in which the chemical properties of these regions are distinct. For the former scale the distance is 2.9 kpc and for the latter is 1.5 kpc. The value of 2.9 kpc agree with other results for the disk-bulge separation. The same study with Maciel & Pottasch (1980) distance scale did not show any conclusive result about the distribution of chemical abundances between these structures.

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