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.

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.

No description available.

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.

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

Os compostos de fósforo apresentam várias implicações em processos atmosféricos e interestelares. Nesta tese, será realizado um estudo ab initio em três diferentes sistemas. (i) Um destes sistemas é o radical PCO. No capítulo três, foi analisado os aspectos conformacionais do radical PCO, sendo avaliado as propriedades moleculares e termodinâmicas da espécie cíclica e das espécies lineares. Entre os isômeros do radical PCO, a espécie i3 (C&infin;V, 2&pi;) é a mais estável delas, com uma entalpia de formação a 0K de 22.33&plusmn;2.10 kcal mol-1. Considerando as barreiras de energia, que convergem em direção a espécie i3, elas apresentam valores próximos de 10 kcal mol-1, ao passo que a energia necessária para a isomerização da molécula i3 para outros isômeros é acima de 60 kcal mol-1. Estes valores de energia explicam o fato que, em condições experimentais, foi detectado apenas a espécie i3 (C&infin;V, 2&pi;). (ii) No capítulo quatro, foi elucidado o mecanismo da reação PH3 +F, assim como foi também caracterizado as propriedades eletrônicas dos intermediários observados nesta reação. Na reação PH3 +F, pode ser observado que, diferente da literatura, dois caminhos são possíveis para esta reação: (a) a reação de abstração de hidrogênio, com a formação dos produtos PH2 e HF, e a reação de adição-eliminação, com a formação das espécies PH2F e H. Analisando a energia eletrônica, é possível observar que a reação de adição-eliminação apresenta uma barreira de energia de 23 kcal mol-1 abaixo da mesma observada para a reação de abstração de hidrogênio. Considerando os intermediários formados na reação PH3 + F, são observados dois tipos de simetria: uma C1 e duas Cs. Além disso, a entalpia de formação em 298K dos intermediários variou de -22.99 to -29.74 kcal mol-1. (iii) No capítulo cinco, foi avaliada a interação da fosfina com diferentes aglomerados de água. Neste capítulo, foi realizada uma análise nos aglomerados PH3-(H2O)n (n=1-8,12,20) e avaliado a estabilidade dos potenciais isômeros, assim como as propriedades moleculares e espectroscópicas dos diferentes isômeros. Nas estruturas PH3-(H2O)n (n=1-8) foi possível observar que os modos vibracionais &delta;(PH3) e &delta;sym(PH3) apresentaram um deslocamento para o vermelho, ao passo que as freqüências de estiramento simétrico e assimétrico da fosfina apresentaram um deslocamento para o azul. No caso da estrutura PH3(H2O)20, as variações nos modos vibracionais foram similares embora que mais intensas, sendo o mesmo também observado para as respectivas intensidades. Além disso, a energia necessária para o confinamento da fosfina no interior de um aglomerado de água dodecaedro hexagonal variou de -1.81 to -6.38 kcal mol-1. / The phosphorus compounds show several implications to atmospheric and interstellar processes. In this thesis, was performed an ab initio study on three different systems. (i) One of these systems is the PCO radical. In chapter three, was studied the conformation aspects of PCO radicals, which was assessed the molecular and thermodynamic properties of the cyclic and linear species. In PCO species, it was observed that the linear specie i3 (C&infin;V, 2&pi;) is the most stable one, with the enthalpy formation at 0K of 22.33&plusmn;2.10 kcal mol-1. Considering the barrier heights, which converge into the direction of i3, they are close to 10 kcal mol-1, while the energy necessary to the isomerization of i3 to other conformations are high than 60 kcal mol-1. These energy values explain the fact that, in experimental conditions, was detected only the i3 (C&infin;V, 2&pi;) specie. (ii) In chapter four, it was elucidated the mechanism of the PH3 + F reaction, and it was also described the electronic properties of the intermediates observed in this reaction. In the PH3 + F reaction can be seen that, different from the literature, two possible pathways can be observed: (a) the hydrogen abstraction, with the formation of PH2 and HF products, (b) and the addition-elimination route, with the formation of PH2F and H species. Analyzing the electronic energy, can be observed that the barrier energy of the addition-elimination process is 23 kcal mol-1 bellow the hydrogen abstraction route. Considering the intermediates, two different point groups were detected: a C1 and two Cs. In addition, the enthalpy formation at 298K of the intermediates, in the PH3 + F reaction, range from -22.99 to -29.74 kcal mol-1. (iii) In chapter five, it was studied the interaction of phosphine with different water clusters. In this chapter was performed an analysis of the PH3-(H2O)n (n=1-8,12,20) clusters, and evaluated the stability of the potential isomers as also the molecular and spectroscopy aspects of the different species. In the PH3(H2O)n (n=1-8) structures are seen a redshift in the &delta;(PH3) and &delta;sym(PH3) vibrational modes, while is observed a blueshift from the asymmetric and symmetric stretching frequencies of phosphine. In the case of PH3(H2O)20 structure, the variations in the vibrational modes were similar however more intense, as also in their respective intensities. In addition, the necessary energy to trap phosphine in the interior of an hexagonal dodecahedron water clusters range from -1.81 to -6.38 kcal mol-1.

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

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