Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / The aim of this work had to estimate the physical proprieties of the HII region NGC 346 (belonging the Small Magellanic Cloud) and the estimation of electron density at point-to-point to 17 other ionized nebulae, in Magellanic Cloud. We were used spectroscopic images of a long split with high signal noise in the optical region, at red (6 000 to 7 000 °A), and at blue (4 000 to 5 000 °A), this only for NGC 346. The [Oiii] (λ4959+λ5007)/λ4363 emission line ratio was used like electron temperature sensor, and for electron density we used the [S ii] λ6716/λ6731 emission line ratio. For NGC 346, we found a relative homogeneity to distribution of electron temperature, with an average weighted by the Hβ flux of 12 269 K (equivalent to a dispersion of 6,1%). We estimated the spatial temperature fluctuation t2s ≈ 0, 0021 (equivalent to a dispersion of 4,5%), and the temperature fluctuation parameter of 0,0082 (9,2% of dispersion). The magnitude of the temperature fluctuations observed is in agreement with the large scale variations in temperature predicted by standard photoionization models, but is too low to explain the abundance discrepancy problem. By contrast, we found a mean value weighted by the Hα flux for the electron density of 54,18 cm−3 with a dispersion of 13,5%. For the others HII regions studied, we obtained a individual mean electron density relatively low, less than 100 cm−3 for most of the objects and some positions on 30 Doradus. Some profiles have a roughly Gaussian shape for the density distribution, that suggest a free expansion of ionized gas into the interstellar medium, such as the profile of LMC: N160 A (both positions) and SMC: N88 (PA = 90o). A gradient of electron density could indicate the existence of champagne effect, we indentified a light gradient of density on 30 Doradus (PA = 10o and 24o) and LMC: N11 E profiles. Moreover, a variation abruptly in electron density can be understood by the braking action of the ionized gas in its movement toward a molecular cloud. This was evidenced on 30 Doradus (PA = 26o and 10o), LMC: N4 A, LMC: N11 B, SMC: N81, SMC: N83 A,C (both positions) and SMC: N88 (PA = 106o) profiles. These objects stand out as a target for more detailed studies for the greater understanding of the dynamic structures of ionized nebulae. / O objetivo desse trabalho foi estimar as propriedades físicas da região HII NGC 346 (pertencente a Pequena Nuvens de Magalhães) e a estimativa de densidade eletrônica ponto-a-ponto para outras 17 nebulosas ionizadas, tanto da Grande quanto da Pequena Nuvem de Magalhães. Foram utilizadas imagens espectroscópicas de fenda longa com alto sinal ruído na região do vermelho (6 000 a 7 000 °A), e do azul (4 000 a 5 000 °A) apenas para NGC 346, ambas as regiões no ótico. O sensor de temperatura eletrônica utilizado foi a razão de linhas do [Oiii] (λ4959 + λ5007)/λ4363, a densidade eletrônica foi obtida por meio da razão de linhas do [S ii] λ6716/λ6731. Para NGC 346 tem-se que os valores de temperatura eletrônica foram relativamente homogêneos, com média ponderada por fluxo em Hβ de 12 269 K (6,1% de dispersão). As flutuações superficiais de temperatura foram de t2s ≈ 0, 0021 (dispersão de 4,5%), e o parâmetro de flutuações de temperatura (t2) de aproximadamente 0,0082 (dispersão de 9,2%). Os resultados obtidos para a baixa dispersão de temperatura eletrônica e flutuações superficiais de temperatura concordam com os valores das variações em larga escala dos modelos de fotoionização. Contudo, tais resultados são insuficientes para explicar o problema da discrepância dos valores de abundância química. A dispersão de densidade eletrônica foi de 13,5% da média ponderada pelo fluxo em Hα (54,18 cm−3). Para as demais regiões HII estudadas obteve-se uma densidade eletrônica mediana individual relativamente baixa, menor que 100 cm−3 para a maioria dos objetos e algumas posições sobre 30 Doradus. Observa-se que alguns perfis apresentam uma forma aproximadamente gaussiana para a distribuição de densidade, sugerindo uma expansão livre do gás ionizado no meio interestelar, como exemplo tem-se os perfis de GNM: N160 A (ambas posições) e PNM: N88 (PA = 90o). A ocorrência de um gradiente de densidade eletrônica nos perfis pode indicar a existência do efeito champagne, um leve gradiente pôde ser percebido para 30 Doradus (PA = 10o e 24o) e GNM: N11 E. Ou ainda, uma queda abrupta na densidade eletrônica também sugere a existência de tal efeito, pois esta queda abrupta pode ser entendida pela ação de freamento do gás ionizado em seu movimento em direção a uma nuvem molecular. Esta ocorrência foi evidenciada nos perfis de 30 Doradus (PA = 26o e 10o), GNM: N4 A, GNM: N11 B, PNM: N81, PNM: N83 A,C (ambas posições) e PNM: N88 (PA = 106o). Estes objetos se destacam como alvo para estudos mais detalhados para o maior compreendimento das estruturas dinâmicas de nebulosas ionizadas.

Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / An observational study was accomplished about the range of eletron density in the HIIregion NGC 2579 and estimate its distance from the 8un and from the centre of the Galaxy. Long slit spectrophotometric data with high noise signal in the 6000 to 7000 Á were obtained by using the 1.60 m telescope of the Laboratório Nacional de Astrofísica LNA), MG. We observed the Hllregion at 15 distinct positions in the direetion North-8outh; the distance among the slit's positions was 5", the size of the slit was 5.63' and its orientation-was East-West. Photometry was used in the BVR filters on 0.60 m telescope of the LNA, and the U and nebulars filters, centred in HQ and 6450 Á on 1.50 telescope of the Observatório Astronômico Nacional, 8an Pedro Mártir, México. Unidimendionals spectra were extracted by each bidimensional speetrum with sectors of size 5" in the direction East- West. The electron density was estimate by [811] ()'6716 / ),6731) line ratio, which showed a variation from 1 900 em -3, in eenter of the H 11 region, to 70 cm -3, in the edge of the nebula. Through the data obtained, it was possible to build a eletron density map, with space resolution of 5" x 5", it suggesting a strong gradient of eletron density, characterized as the ehampange effect in the H 11 region NGC 2579. An HQ map was built and, throught the shift owing to Doppler effect, it was possible to compute the velocity in each point over NGC 2579 and build a radial velocity map, both have a space resolution of 5" x 5". An additional result showed that the Hllregion NGC 2579 is formed by two ionized gas mass, one more bright central nebulosity and a nebulosity with less brightness at southeast of the first. In the photometry, we found the visual aparent magnitude (V) and the colors (U-B) and (B- V) for the ionizing stars of the nebula. Finally, we used three differents methods to compute the distance of the H 11 region. We found the heliocentric distance ranging from 7.11 to 10.53 kpc, and the distance from the Galactic center ranging from 12.44 to 15.18 kpc depending on the methods used. / Realizou-se um estudo observacional sobre a variação da densidade eletrônica na região HlI NGC 2579 e a estimativa de sua distância em relação ao Sol e ao centro Galáctico. Medidas espectrofotométricas de fenda longa de alto sinal de ruído na faixa de 6000 a 7000 A foram obtidas utilizando o espectrógrafo Cassegrain acoplado ao telescópio de 1,60 m do Laboratório Nacional de Astrofísica, MG. Foram feitas observações em 15 posições ao longo da direção Norte-Sul com espaçamento de 5", utilizando a fenda de 5,63' orientada na direção Leste-Oeste. Utilizaram-se imagens fotométricas nos filtros BVR, obtidas com o telecópio de 0,60 m do Laboratório Nacional de Astrofísica, MG, e imagens nos filtros U e nebulares, centrados em Ha e em 6450 A, com o telescópio de 1,50 m de diâmetro do Observatório Astronômico Nacional, San Pedro Mártir, México. De cada espectro bidimensional, foram extraídos espectros unidimensionais de setores de 5" ao longo da direção Leste-Oeste. Como senso r de densidade eletrônica, utilizou-se a razão de linhas [S lI] (,X6716j À6731), obtendo-se um valor para a densidade eletrônica variando de 1 900 cm -3, no centro da região HlI, a 70 cm-3, nas partes mais externas da nebulosa. Desta forma, foi obtido um mapa de densidade eletrônica em NGC 2579 com resolução espacial de 5" x 5", sugerindo um forte gradiente de densidade eletrônica, caracterizado como efeito champagne na região HlI NGC 2579. Foi construído um mapa de Ha e, através do deslocamento devido ao efeito Doppler, estimou-se a velocidade em cada ponto, gerando-se um mapa de _distribuição de velocidade em NGC 2579, ambos com a mesma resolução espacial de 5" x 5". Como resultado adicional, verificou-se que a região HlI NGC 2579 é composta por duas massas de gás ionizadas, uma central e mais brilhante e a outa menor e com menor brilho, a sudeste da primeira. Como resultado fotométrico foram obtidas a magnitude visual (V) e as cores (U-B) e (B- V) para as estrelas ionizantes da nebulosa. E, finalmente, três métodos foram utilizados para a estimativa de distância, encontrando-se a distância heliocêntrica variando de 7,11 kpc a 10,53 kpc, e a distância ao centro da Via Láctea variando de 12,44 a 15,18 kpc, conforme o método utilizado.