Made available in DSpace on 2014-12-17T15:14:56Z (GMT). No. of bitstreams: 1 LucioMSA_DISSERT.pdf: 2352542 bytes, checksum: 3ddf1aee669aec19aca5499d42ccdccb (MD5) Previous issue date: 1999-12-29 / Conselho Nacional de Desenvolvimento Cient?fico e Tecnol?gico / Usamos um c?digo num?rico euleriano de diferen?as finitas, chamado ZEUS 3D, para fazer simula??es envolvendo a colis?o entre duas nuvens moleculares magnetizadas, visando avaliar a taxa de forma??o estelar desencadeada pela colis?o e analisar como essa taxa varia, dependendo das orienta??es relativas entre os campos magn?ticos das nuvens antes do choque. O c?digo ZEUS 3D n?o ? um c?digo de f?cil tratamento. Tivemos de criar duas sub-rotinas, uma para estudar a colis?o nuvem-nuvem e outra para a sa?da dos dados. O ZEUS ? um c?digo baseado em m?dulos. Seu funcionamento hier?rquico ? explicado, assim como o funcionamento de nossas sub-rotinas. Estudamos a colis?o entre duas nuvens moleculares, empregando dois conjuntos diferentes de valores iniciais para densidade, temperatura e campo magn?tico das nuvens e do meio. Para cada conjunto desses valores, analisamos detalhadamente seis casos com diferentes dire??es e sentidos do campo magn?tico das nuvens em rela??o ? dire??o do seu movimento. A an?lise desses doze casos nos permitiu comprovar previs?es te?rico-anal?ticas propostas na literatura e nos possibilitou a obten??o de v?rios resultados originais. Trabalhos anteriores indicaram que, se os campos magn?ticos das nuvens antes da colis?o forem ortogonais ? dire??o do movimento, ocorre forte inibi??o da forma??o de estrelas durante um choque nuvem-nuvem, enquanto que esses campos magn?ticos forem paralelos ao movimento haver? indu??o da forma??o estelar. Nosso tratamento do problema comprovou numericamente essas previs?es, permitindo inclusive quantificar as relativas efici?ncias de forma??o estelar em cada caso. E mais: propusemos e analisamos um caso intermedi?rio, onde uma nuvem teria campo ortogonal ao movimento e a outra teria campo paralelo a este. Conclu?mos que neste caso ocorre forma??o estelar com uma taxa tamb?m intermedi?ria entre os dois extremos mencionados. Al?m disso, estudamos o caso onde os campos s?o ortogonais ? dire??o do movimento, mas, em vez de serem paralelos um ao outro, eles s?o antiparalelos, o que tampouco havia sido feito na literatura, e obtivemos a correspondente varia??o da taxa de forma??o de estrelas devido a essa altera??o de configura??o. Nosso estudo permite extrair das simula??es a taxa de forma??o estelar em cada caso, assim como a depend?ncia temporal dessa taxa conforme cada uma das colis?es estudadas evolui, o que fazemos em detalhe para um dos casos em particular. Os valores para a taxa de forma??o de estrelas que obtivemos est?o de acordo com aqueles esperados dos dados observacionais existentes at? o presente momento

Submitted by Automa??o e Estat?stica (sst@bczm.ufrn.br) on 2018-02-15T11:38:42Z No. of bitstreams: 1 PedroRicardoVasconcelosDeMoraesJunior_DISSERT.pdf: 2981903 bytes, checksum: d8c6074e1bcaf9fefb3aac688a2d7012 (MD5) / Approved for entry into archive by Arlan Eloi Leite Silva (eloihistoriador@yahoo.com.br) on 2018-02-16T13:03:43Z (GMT) No. of bitstreams: 1 PedroRicardoVasconcelosDeMoraesJunior_DISSERT.pdf: 2981903 bytes, checksum: d8c6074e1bcaf9fefb3aac688a2d7012 (MD5) / Made available in DSpace on 2018-02-16T13:03:43Z (GMT). No. of bitstreams: 1 PedroRicardoVasconcelosDeMoraesJunior_DISSERT.pdf: 2981903 bytes, checksum: d8c6074e1bcaf9fefb3aac688a2d7012 (MD5) Previous issue date: 2017-04-13 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior (CAPES) / Nos ?ltimos anos os estudos sobre sistemas complexos vem ganhando for?a e ferramentas para poder simul?-lo e verificar seu comportamento estatisticamente. Grande parte disso se deve a muitos sistemas que passaram a se comportar de forma n?o-linear e dissipativo. Para esses casos, as geometrias convencionais como a euclidiana, n?o ? poss?vel para a proeza de explica-lo, com isso a geometria dos fractais surgiu como alternativa importante para o trato deste meio, sendo leis de escalas (pot?ncia) se aplicando muito bem para esse sistema sendo exemplificado em forma de s?ries temporais e superf?cies (geometrias bidimensionais e tridimensionais). Assim, uma variedade de m?todos foi contabilizada para esse tratamento, entre eles est?o a an?lise via expoente de Hurst e an?lise multifractal. Nosso trabalho tem como objetivo propor um novo m?todo para analisar multifractalmente imagens bidimensionais, sendo essas imagens advindas de simula??es de nuvens do meio interestelar. Primeiro passo foi gerar 12 simula??es MHD em que se diferenciavam a partir de valores de press?o e campo magn?tico, depois gerada a imagem em 2D que ? aplicado sobre elas o m?todo de tratamento multifractal MFDMA. Com a aplica??o deste m?todo ? poss?vel avaliar as imagens atrav?s de um quadro contendo os expoentes de an?lise multifractal, sendo poss?vel avaliar o comportamento de escala nas imagens e verificar o grau de complexidade, e ainda descobrir quais as fontes causadoras da multifractalidade, usando dois m?todos de an?lise multifractal que s?o embaralhamento dos dados da imagem original e substitui??o dos dados originas a partir da transformada de Fourier. Os resultados mostraram que para todas as imagens o m?todo de embaralhamento consegue destruir a fonte de multifractalidade da imagem original e ainda se comportar como um monofractal, enquanto o outro m?todo ? ineficaz, concluindo que os fatores n?o -lineares n?o est?o inclu?dos dentre as fontes e indicando como fonte de multifractalidade as correla??es de longo alcance. Outro resultado importante ? a rela??o do grau de multifractalidade ?h com a press?o. / In recent years studies on complex systems have been gaining strength and tools to be able to simulate and verify their behavior statistically.Much of this is due to many systems that have come to behave in a nonlinear and dissipative way.For these cases conventional geometries such as Euclidean is not possible for the prowess of explaining it, with this the geometry of the fractals emerged as an important alternative for the treatment of this medium,being laws of scales (power) applying very well for this system being exemplified in the form of time series and surfaces (two-dimensional and three-dimensional geometries).Thus a variety of methods were counted for this treatment, among them are the analysis via exponent of Hurst and multifractal analysis.Our work aims to propose a new method to analyze two-dimensional images multifractally, being these images coming from clouds simulations of the interstellar medium.First step was to generate 12 MHD simulations in which they differed from values of pressure and magnetic field, then generated the 2D image that is applied on them the multifractal MFDMA treatment method.With the application of this method it is possible to evaluate the images through a frame containing the exponents of multifractal analysis, being possible to evaluate the scale behavior in the images and verify the degree of complexity, and to find out which sources cause multifractality,using two methods of multifractal analysis that are shuffling the original image data and replacing the original data from the Fourier transform.The results show that for all images the shuffling method can destroy the multifractal source of the original image and still behave like a monofractal,While the other method is ineffective, concluding that nonlinear factors are not included among the sources and indicating as a source of multifractality the long-range correlations. Other important results are the relation of degree of multifractity ?h with pressure, sonic number of Mach and number of Alfv?n.

Submitted by Automa??o e Estat?stica (sst@bczm.ufrn.br) on 2017-08-10T11:53:16Z No. of bitstreams: 1 CaioFabioTeixeiraCorreia_TESE.pdf: 5977390 bytes, checksum: 8042027b75c7ec83e732b22109355e72 (MD5) / Approved for entry into archive by Arlan Eloi Leite Silva (eloihistoriador@yahoo.com.br) on 2017-08-11T13:59:44Z (GMT) No. of bitstreams: 1 CaioFabioTeixeiraCorreia_TESE.pdf: 5977390 bytes, checksum: 8042027b75c7ec83e732b22109355e72 (MD5) / Made available in DSpace on 2017-08-11T13:59:44Z (GMT). No. of bitstreams: 1 CaioFabioTeixeiraCorreia_TESE.pdf: 5977390 bytes, checksum: 8042027b75c7ec83e732b22109355e72 (MD5) Previous issue date: 2015-09-11 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior (CAPES) / Neste trabalho estudamos a qualidade da estimativa do N?mero de Mach (MS) a partir das larguras de linha de 13CO em nuvens moleculares do meio interestelar (MIE), levando em conta efeitos de opacidade e auto absor??o. Para tanto, n?s analisamos simula??es magnetohidrodin?micas (MHD), incluindo um p?s-processamento para incluir os efeitos da transfer?ncia radiativa em observa??es de r?dio de nuvens reais. N?s encontramos uma boa concord?ncia para o valor medido de MS com o valor verdadeiro, dispon?vel atrav?s das simula??es. Entretanto, n?s encontramos que o alargamento das larguras de linha de CO devido ? opacidade, em meios oticamente densos, causa uma super estimativa deMS, por um fator 1; 16 1; 3. N?s tamb?m mostramos que esta super estimativa tem depend?ncia com o campo magn?tico da nuvem molecular. A turbul?ncia super-Alfv?nica (campos magn?ticos fracos) ir? causar um maior alargamento das linhas de emiss?o de CO em compara??o com a turbul?ncia sub- Alfv?nica (fortes campos magn?ticos), para todo o intervalo de profundidades ?ticas aqui estudadas. Estes resultados t?m implica??es na rela??o entre o desvio padr?o da densidade de coluna ( N=hNi) e o N?mero de MachMS da nuvem, obtidos observacionalmente. Em adi??o a isto, investigamos a capacidade da t?cnica de An?lise de Componentes Principais (PCA) em detectar varia??es do espectro de pot?ncias da velocidade, em regimes de alta profundidade ?tica. Para isso, n?s estudamos observa??es sint?ticas de CO em simula??es de meios MHD e de distribui??o Browniana fracional. Nossos resultados indicam que PCA ? capaz de detectar mudan?as no espectro de pot?ncias da velocidade, mesmo em regimes de alta opacidade, e que isto ocorre porque, al?m da informa??o espectral, esta t?cnica ? sens?vel a informa??es de fase, contrastando com outras t?cnicas baseadas unicamente em informa??o espectral, que por sua vez satura para um ?ndice espectral de B ~ - 3 em meios oticamente densos. / In this work we study the goodness of estimating sonic Mach number (MS) from linewidths of 13CO in molecular clouds of the interstellar medium, taking effects of opacity into account. To do so, we analyze magnetohydrodynamic simulations including post processed radiative transfer to simulate radio observations of real clouds. We have found a very good agreement for the measured MS and the real one, available from simulations. However, we find that the opacity broadening of CO linewidths in optically thick media causes an overestimation ofMS by a factor of 1:16 1:3. Also we find that this overestimation depends on the molecular cloud magnetic field. Super-Alfv?nic turbulence (weak magnetic fields) will present larger linewidth broadening in comparison to sub-Alfv?nic simulations (strong magnetic fields) in all range of optical depths investigated. This restuls have implications to the observationally derived relationship between the column density standard deviation ( N=hNi) and the sonic Mach numberMSof the cloud. Adding to that, we investigate the capacity of the Principal Component Analysis (PCA) technique in detecting changes of the velocity power spectrum in high opacity regimes. For this, we include synthetic observations of CO in fractional Brownian Motion (fBm) and MHD simulations. Our results indicate that PCA can detect changes of the velocity power spectrum even in high opacity regimes, and that this is caused its sensibility to phase information as well as spectral information of the observations, in contrast with other techniques based solely on spectral information, which saturates to a spectral index of B ~ - 3, in optically thick environments.

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.

Comparamos duas nuvens moleculares, Rosette (RMC) e Monoceros R2 (Mon R2), localizadas no Complexo de Monoceros com o objetivo de estudar suas condições físicas relacionadas às primeiras fases da formação estelar. Tratam-se de regiões interessantes por apresentarem características que podem ser confrontadas com a hipótese de formação estelar provocada pela passagem de nuvens de altas velocidades atravessando o plano Galáctico (HVCs). Avaliamos as propriedades dessas nuvens por meio de mapas de vários traçadores da formação estelar com base em diferentes bandas espectrais visando estudar a estrutura de densidade das nuvens, bem como os objetos estelares jovens, em particular as fontes masers de H2O que apresentam características típicas de protoestrelas massivas. Nossa análise permitiu verificar algumas semelhanças entre RMC e Mon R2, mas também nos revelou diferenças interessantes. De uma forma geral há concordância entre AV, CO e emissão de poeira em 100 microns; RMC possui muitos clumps, entretanto poucos aglomerados e nebulosidades exceto uma única região HII principal (NGC2244) enquanto Mon R2 apresenta poucos clumps, vários aglomerados jovens e pequenas nebulosidades; em RMC há mais estrelas massivas, distribuídas uniformemente; Mon R2 tem poucas estrelas B, distribuídas em estruturas filamentárias com maiores índices de AV, do que em RMC; as fontes emissão maser apresentam cores IRAS compatíveis com candidatas a protoestrelas massivas, mas não parecem estar associadas a fontes de raios-X, sugerindo que masers estão relacionados à fase protoestelar, ao passo que fontes-X representam fase Pré-Sequência Principal. Concluímos que a distribuição de objetos e a estrutura das nuvens estão de acordo com as simulações dos modelos de HVCs. Porém, nossos resultados também são compatíveis com modelos alternativos, que simulam a dinâmica da Galáxia, para explicar o cenário de formação estelar no Complexo de Monoceros. / We compare two molecular clouds of the Monoceros Complex in order to study their physical conditions related to the early stages of star formation. The selected clouds, Rosette (RMC) and Monoceros R2 (Mon R2), are interesting regions due to their characteristics that may be confronted with the hypothesis of star formation triggered by high velocity clouds (HVCs) crossing through the Galactic plane. We evaluate the properties of these clouds using maps obtained on the basis of dierent spectral bands to trace the density of the clouds and the young stellar objects, in particular H2O masers that show typical features of massive protostars. This analysis allowed us to verify some similarities between RMC and Mon R2, but also revealed interesting dierences. In a general way there is an agreement between Av, CO and dust emission at 100 microns; RMC has many clumps, a few clusters and a single main nebulosity that is an HII region around NGC2244, while Mon R2 has a few clumps, several young clusters and small nebulosities. In RMC there is a large number of massive stars, uniformly distributed, while Mon R2 has a few B stars, distributed in lamentary structures with levels of Av higher than in RMC; maser sources have IRAS colors compatible with massive protostars candidates, but do not seem to be associated with X-ray sources, suggesting that masers are more related to the protostellar phase, while X-ray sources are related to pre main sequence phase. We conclude that the distribution of objects and the structure of the clouds are in accordance with the simulations of HVC models. However, our results are also compatible with alternative models of the Galaxy dynamics that explain the scenario of star formation in the Monoceros Complex.

Submitted by Verena Pereira (verenagoncalves@uefs.br) on 2018-07-11T22:28:24Z No. of bitstreams: 1 TFC - MARCELO LAGO ARA?JO.pdf: 15427093 bytes, checksum: 0f71c2c794a5b17a6bd6de1c0dedb9df (MD5) / Made available in DSpace on 2018-07-11T22:28:24Z (GMT). No. of bitstreams: 1 TFC - MARCELO LAGO ARA?JO.pdf: 15427093 bytes, checksum: 0f71c2c794a5b17a6bd6de1c0dedb9df (MD5) Previous issue date: 2017-12-21 / With Radio Astronomy we can study the Universe through the radio waves that reach us, taking advantage of the windows of atmospheric observation. It is an Astronomy branch that covers the development of new technologies for the capture, detection, storage and analysis of immense amounts of data. In a scenario of several technological innovations, the scientific developments from Radio Astronomy have an impact on other fields of knowledge. The study of this Science is a pertinent resource for the teaching of components of Physics, in an interdisciplinary way. Before proposing the Educational Products, with Radio Astronomy as its theme, it was necessary to experience its practical aspects, from the construction of prototypes to radioastronomical observations with experimental radio telescopes, such as Radio Jove. Field experiences have become a practice that can be adopted by other teachers. They provided knowledge for the development of the proposed Educational Products: Hertz Experiment, Adapted Galena Radio, Io-Jupiter Simulator, Pulsar Simulator, Ku Band Radio Telescope, RCFM Simulator, Teacher Workshop and Website, repository of Educational Product guides. They also collaborated on the developed methodology that includes the proposal of classroom application with the use of Conceptual Maps and V Diagrams, for diagnosis, evaluation and conduction of the experiments. The products were tested and evaluated qualitatively, from their application in events of scientific dissemination in formal and non-formal teaching environments. In these evaluations, they obtained a positive qualification that indicates their relevance to the promotion of meaningful learning, based on the items analyzed / Com a Radioastronomia podemos estudar o Universo por meio das ondas de r?dio que chegam at? n?s, aproveitando as janelas de observa??o atmosf?rica. ? um ramo da Astronomia que abrange o desenvolvimento de novas tecnologias para a capta??o, detec??o, armazenamento e an?lise de imensas quantidades de dados. Num cen?rio de diversas inova??es tecnol?gicas, os desenvolvimentos cient?ficos oriundos da Radioastronomia t?m impacto em outros campos do saber e o estudo desta Ci?ncia ? um recurso pertinente para o Ensino de componentes da F?sica, em car?ter interdisciplinar. Antes de propor os Produtos Educacionais, tendo a Radioastronomia como tema, foi necess?rio vivenciar seus aspectos pr?ticos, desde a constru??o de prot?tipos ?s observa??es radioastron?micas com radiotelesc?pios experimentais, como o Radio Jove. As viv?ncias em campo se constitu?ram numa pr?tica que pode ser adotada por outros professores. Forneceram conhecimentos para o desenvolvimento dos Produtos Educacionais propostos: Experimento de Hertz, R?dio de Galena Adaptado, Simulador de Io-J?piter, Simulador de Pulsar, Radiotelesc?pio Banda Ku, Simulador RCFM, Oficina para Professores e o s?tio na Internet, reposit?rio dos roteiros dos Produtos Educacionais. Tamb?m colaboraram para a metodologia desenvolvida que inclui a proposta de aplica??o em sala de aula com a utiliza??o de Mapas Conceituais e Diagramas em V?, para diagn?stico, avalia??o e condu??o dos experimentos. Os produtos foram testados e avaliados qualitativamente, a partir de sua aplica??o em eventos de divulga??o cient?fica em ambientes formais e n?o formais de ensino. Nestas avalia??es, obtiveram qualifica??o positiva que indica a sua relev?ncia para a promo??o da aprendizagem significativa, a partir dos itens analisados

Os cianopoliinos (HCnN, n = 1, 3, 5, ...) e seus isômeros, os isocianopoliinos (HCn-1NC), constituem duas famílias de moléculas já identificadas no meio interestelar. No intuito de auxiliar a detecção e investigar a formação destas moléculas neste ambiente, foram obtidas as geometrias, as constantes rotacionais, os momentos de dipolo, as frequências vibracionais e as intensidades fundamentais de infravermelho em níveis MP2/cc-pVTZ (n = 1 a 17), CCSD/cc-pVDZ (n = 1 a 13) e CCSD/cc-pVTZ (n = 1 a 7). Além disso, foi empregado o modelo de partição em carga - fluxo de carga - fluxo de dipolo, CFCFD, em termos dos multipolos atômicos advindos da Teoria Quântica de Átomos em Moléculas, QTAIM, para compreender os efeitos do tamanho da cadeia sobre as propriedades elétricas destas moléculas, como suas intensidades de infravermelho. Os resultados indicam que o nível CCSD/cc-pVTZ é o que melhor descreve as propriedades mencionadas para os menores cianopoliinos e isocianopoliinos. Contudo, devido à demanda computacional, é preciso optar entre os níveis MP2/cc-pVTZ e CCSD/cc-pVDZ para abordar espécies maiores. Assim, os momentos de dipolo destes maiores cianopoliinos são mais bem descritos pelo nível MP2/cc-pVTZ, enquanto CCSD/cc-pVDZ é mais indicado para tal propriedade em respectivos isocianopoliinos. Por sua vez, as intensidades de infravermelho destas famílias apresentam melhor concordância com dados experimentais quando determinadas em nível CCSD/cc-pVDZ. Além disso, tanto para cianopoliinos quanto para isocianopoliinos, o aumento do tamanho das cadeias resulta num incremento das intensidades do estiramento CH, o que é explicado por variações no fluxo de carga eletrônica. O estiramento das ligações triplas CC centrais é o modo mais intenso em grandes cianopoliinos, o que também se deve ao fluxo de carga observado. Ademais, o espectro dos isocianopoliinos apresenta um número maior de bandas relevantes na região de estiramento de ligações triplas CC. Um estudo também foi conduzido, onde foram estimados os dados termodinâmicos, as geometrias do estado de transição e as constantes de velocidade da reação HCnN &rarr; HCn-1NC (n = 1 a 9) para temperaturas entre 298,15 e 3000 K. Os níveis B3LYP/aug-cc-pVsZ, MPW1K/aug-cc-pVsZ (s = Q) e CCSD(T)/aug-cc-pVmZ (m = T e Q) foram adotados em um tratamento composto para as reações com n = 1, 3 e 5, enquanto as reações com n = 7 e 9 foram investigadas de forma semelhante, porém com s = T e m = D e T. O método B3LYP foi o que apresentou melhor desempenho comparado ao MPW1K na determinação de frequências e geometrias. Os resultados indicam que esta reação é exotérmica no sentido em que os cianopoliinos são formados e, portanto, é mais fácil de ocorrer em ambientes mais frios do meio interestelar. Por outro lado, suas constantes de velocidade no sentido direto e inverso tendem a ser de mesma magnitude em temperaturas elevadas, indicando que estes ambientes mais quentes são mais propícios para detecção de isocianopoliinos. Por fim, equações parametrizadas foram ajustadas para reproduzir nossos dados de constantes de velocidade das reações com n = 1 até 9 dentro do intervalo de temperaturas considerado. / Cyanopolyynes (HCnN, n = 1, 3, 5, ...) and their isomers, isocyanopolyynes (HCn-1NC), constitute two families of molecules already identified in the interstellar medium. In order to provide data for their detection and to investigate the formation of these molecules in this environment, geometries, rotational constants, dipole moments, vibrational frequencies and infrared fundamental intensities were obtained at MP2/cc-pVTZ (n = 1 to 17), CCSD/cc-pVDZ (n = 1 to 13) and CCSD/cc-pVTZ (n = 1 to 7) levels. Furthermore, the partition model in charge - charge flux - dipole flux, CFCFD, from atomic multipoles given by the Quantum Theory of Atoms in Molecules, QTAIM, was applied to understand the effects of chain size on electrical properties of these molecules, such as intensities. Results indicate that the best description of the properties mentioned is achieved at the CCSD/cc-pVTZ level for smaller cyanopolyynes and isocyanopolyynes. However, due to computational demand, one needs to choose between MP2/cc-pVTZ and CCSD/cc-pVDZ levels to deal with larger species. In this sense, the dipole moments of large cyanopolyynes are better described by the MP2/cc-pVTZ level, while CCSD/cc-pVDZ is indicated for such property in respective isocyanopolyynes. In addition, the infrared intensities of both families from CCSD/cc-pVDZ calculations are in better accordance with experimental data. Moreover, chain size increases of cyanopolyynes and isocyanopolyynes result in intensity increments of CH stretching, which is explained by electronic charge flux changes. The stretching of central CC triple bonds is the strongest mode for large cyanopolyynes and this is also due to charge flux. A study was also conducted, in which thermodynamic data, transition state geometries and rate constants of the reaction HCnN &rarr; HCn-1NC (n = 1 to 9) were estimated for temperatures between 298.15 and 3000 K. B3LYP/aug-cc-pVsZ, MPW1K/aug-cc-pVsZ (s = Q) and CCSD(T)/aug-cc-pVmZ (m = T and Q) were adopted in a combined treatment for reactions with n = 1, 3 and 5, while reactions with n = 7 and 9 were investigated in a similar way, but with s = T and m = D and T. Frequencies and geometry data from the B3LYP method exhibited a better performance than MPW1K. The results indicated that this reaction is exothermic in the direction that leads to cyanopolyynes, and therefore it is easier to occur in colder environments of the interstellar medium. On the other hand, rate constants of forward and reverse reactions tend to show the same magnitude at higher temperatures, indicating these warmer environments are more amenable to detection of isocyanopolyynes. Finally, parameterized equations were fitted to reproduce our rate constant data for reactions with n = 1 to 9 in the temperature range considered.

Dois filtros interferenciais, de 208 e 37 A centrados em Hα forma usados para definir um sistema padrão baseado em 168 estrelas brilhantes distribuídas uniformemente pelo hemisfério celeste sul, de tipos espectrais entre B0 e G5 e de classes I a V. / Two Hα-interference filters with half-widht of 208 and 37 A were used to define a standard system of 168 bright stars uniformly distributed in the northern sky, with spectral types from B0 to G5 and classes I to V.

Dois filtros interferenciais, de 208 e 37 A centrados em Hα forma usados para definir um sistema padrão baseado em 168 estrelas brilhantes distribuídas uniformemente pelo hemisfério celeste sul, de tipos espectrais entre B0 e G5 e de classes I a V. / Two Hα-interference filters with half-widht of 208 and 37 A were used to define a standard system of 168 bright stars uniformly distributed in the northern sky, with spectral types from B0 to G5 and classes I to V.

Os cianopoliinos (HCnN, n = 1, 3, 5, ...) e seus isômeros, os isocianopoliinos (HCn-1NC), constituem duas famílias de moléculas já identificadas no meio interestelar. No intuito de auxiliar a detecção e investigar a formação destas moléculas neste ambiente, foram obtidas as geometrias, as constantes rotacionais, os momentos de dipolo, as frequências vibracionais e as intensidades fundamentais de infravermelho em níveis MP2/cc-pVTZ (n = 1 a 17), CCSD/cc-pVDZ (n = 1 a 13) e CCSD/cc-pVTZ (n = 1 a 7). Além disso, foi empregado o modelo de partição em carga - fluxo de carga - fluxo de dipolo, CFCFD, em termos dos multipolos atômicos advindos da Teoria Quântica de Átomos em Moléculas, QTAIM, para compreender os efeitos do tamanho da cadeia sobre as propriedades elétricas destas moléculas, como suas intensidades de infravermelho. Os resultados indicam que o nível CCSD/cc-pVTZ é o que melhor descreve as propriedades mencionadas para os menores cianopoliinos e isocianopoliinos. Contudo, devido à demanda computacional, é preciso optar entre os níveis MP2/cc-pVTZ e CCSD/cc-pVDZ para abordar espécies maiores. Assim, os momentos de dipolo destes maiores cianopoliinos são mais bem descritos pelo nível MP2/cc-pVTZ, enquanto CCSD/cc-pVDZ é mais indicado para tal propriedade em respectivos isocianopoliinos. Por sua vez, as intensidades de infravermelho destas famílias apresentam melhor concordância com dados experimentais quando determinadas em nível CCSD/cc-pVDZ. Além disso, tanto para cianopoliinos quanto para isocianopoliinos, o aumento do tamanho das cadeias resulta num incremento das intensidades do estiramento CH, o que é explicado por variações no fluxo de carga eletrônica. O estiramento das ligações triplas CC centrais é o modo mais intenso em grandes cianopoliinos, o que também se deve ao fluxo de carga observado. Ademais, o espectro dos isocianopoliinos apresenta um número maior de bandas relevantes na região de estiramento de ligações triplas CC. Um estudo também foi conduzido, onde foram estimados os dados termodinâmicos, as geometrias do estado de transição e as constantes de velocidade da reação HCnN &rarr; HCn-1NC (n = 1 a 9) para temperaturas entre 298,15 e 3000 K. Os níveis B3LYP/aug-cc-pVsZ, MPW1K/aug-cc-pVsZ (s = Q) e CCSD(T)/aug-cc-pVmZ (m = T e Q) foram adotados em um tratamento composto para as reações com n = 1, 3 e 5, enquanto as reações com n = 7 e 9 foram investigadas de forma semelhante, porém com s = T e m = D e T. O método B3LYP foi o que apresentou melhor desempenho comparado ao MPW1K na determinação de frequências e geometrias. Os resultados indicam que esta reação é exotérmica no sentido em que os cianopoliinos são formados e, portanto, é mais fácil de ocorrer em ambientes mais frios do meio interestelar. Por outro lado, suas constantes de velocidade no sentido direto e inverso tendem a ser de mesma magnitude em temperaturas elevadas, indicando que estes ambientes mais quentes são mais propícios para detecção de isocianopoliinos. Por fim, equações parametrizadas foram ajustadas para reproduzir nossos dados de constantes de velocidade das reações com n = 1 até 9 dentro do intervalo de temperaturas considerado. / Cyanopolyynes (HCnN, n = 1, 3, 5, ...) and their isomers, isocyanopolyynes (HCn-1NC), constitute two families of molecules already identified in the interstellar medium. In order to provide data for their detection and to investigate the formation of these molecules in this environment, geometries, rotational constants, dipole moments, vibrational frequencies and infrared fundamental intensities were obtained at MP2/cc-pVTZ (n = 1 to 17), CCSD/cc-pVDZ (n = 1 to 13) and CCSD/cc-pVTZ (n = 1 to 7) levels. Furthermore, the partition model in charge - charge flux - dipole flux, CFCFD, from atomic multipoles given by the Quantum Theory of Atoms in Molecules, QTAIM, was applied to understand the effects of chain size on electrical properties of these molecules, such as intensities. Results indicate that the best description of the properties mentioned is achieved at the CCSD/cc-pVTZ level for smaller cyanopolyynes and isocyanopolyynes. However, due to computational demand, one needs to choose between MP2/cc-pVTZ and CCSD/cc-pVDZ levels to deal with larger species. In this sense, the dipole moments of large cyanopolyynes are better described by the MP2/cc-pVTZ level, while CCSD/cc-pVDZ is indicated for such property in respective isocyanopolyynes. In addition, the infrared intensities of both families from CCSD/cc-pVDZ calculations are in better accordance with experimental data. Moreover, chain size increases of cyanopolyynes and isocyanopolyynes result in intensity increments of CH stretching, which is explained by electronic charge flux changes. The stretching of central CC triple bonds is the strongest mode for large cyanopolyynes and this is also due to charge flux. A study was also conducted, in which thermodynamic data, transition state geometries and rate constants of the reaction HCnN &rarr; HCn-1NC (n = 1 to 9) were estimated for temperatures between 298.15 and 3000 K. B3LYP/aug-cc-pVsZ, MPW1K/aug-cc-pVsZ (s = Q) and CCSD(T)/aug-cc-pVmZ (m = T and Q) were adopted in a combined treatment for reactions with n = 1, 3 and 5, while reactions with n = 7 and 9 were investigated in a similar way, but with s = T and m = D and T. Frequencies and geometry data from the B3LYP method exhibited a better performance than MPW1K. The results indicated that this reaction is exothermic in the direction that leads to cyanopolyynes, and therefore it is easier to occur in colder environments of the interstellar medium. On the other hand, rate constants of forward and reverse reactions tend to show the same magnitude at higher temperatures, indicating these warmer environments are more amenable to detection of isocyanopolyynes. Finally, parameterized equations were fitted to reproduce our rate constant data for reactions with n = 1 to 9 in the temperature range considered.