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 → 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 → 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.

o estudo da distribuição de extinção na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães é feito através da análise dos mapas de avermelhamento derivados da emissão 100f-Lmda poeira E(B- V)FIR de Schlegel et ai. (1998). Comparamos valores de avermelhamento E(B- V)FIR com os derivados do conteúdo estelar de 103 aglomerados abertos velhos e 150 aglomerados globulares da Galáxia. As diferenças entre os dois avermelhamentos, quando significativas, ocorrem principalmente em baixas latitudes galáticas, no sentido de que os valores E(B-V)FIR são mais altos devido à contribuição do fluxo 100f-Lmda poeira que se encontra atrás dos aglomerados. As diferenças também podem surgir por um valor de E(B-V)FIR superestimado devido aos grãos de poeira terem temperatura T> 21 K o que parece ocorrer principalmente na direção do Centro da Galáxia. Construímos um catálogo geral de nebulosas escuras unificando 15 catálogos da literatura reunindo~ 6300 itens. Após cruzamentos, o catálogo unificado contém 4956 nebulosas escuras. Medimos valores de E(B-V)PIR no centro destas nebulosas escuras e amostramos seus arredores. Encontramos contraste preferencialmente para nebulosas escuras a médias e altas latitudes galáticas. Nebulosas escuras próximas ao Plano Galático apresentam flutuações maiores nos valores de E(B- V)FIR nos arredores, devido às contribuições de densidade de coluna de poeira das nebulosas e meio difuso acumulados em profundidade ao longo da linha de visada. Utilizamos a fotometria JHKs do 2MASS para obter mapas de extinção em regiões candidatas a regiões de baixa extinção (janelas) na direção do Bojo Galático Confirmamos a existência das janelas e encontramos uma grande semelhança entre os mapas de extinção na banda K derivados a partir do conteúdo estelar e os derivados da emissão da poeira. Tal semelhança na distribuição do avermelhamento nos mapas se deve à maior parte das nuvens de poeira estar localizada entre nós e as estrelas do Bojo. Realizamos a busca de aglomerados infravermelhos jovens compactos (semelhantes aos aglomerados Arches e Quintuplet) próximo ao Centro Galático utilizando o Atlas de imagens JHKs do 2MASS. Encontramos 58 candidatos a aglomerados, importantes alvos para grande telescópios. Nas direções das Nuvens de Magalhães, testamos os valores de E(B- V)FIR nas linhas de visada de galáxias de fundo comparando esses valores com os avermelhamentos derivados através dos espectros observados das galáxias. A obtenção do avermelhamento foi feita comparando a distribuição de contínuo dos espectros das galáxias observadas na direção das Nuvens com o contínuo de espectros médios de semelhante população estelar (formados por galáxias em altas latitudes galáticas) corrigidos por extinção . O avermelhamento foi derivado para 36 galáxias projetadas sobre as Nuvens de Magalhães e obtivemos um avermelhamento médio total (galático + interno) de E(B-V) = 0.12 para a Grande Nuvem e E(B-V) = 0.05 para Pequena Nuvem, sendo o avermelhamento interno estimado em E(B- V)i = 0.06 e E(B- V)i = 0.04 para Grande e Pequena Nuvem respectivamente. Para 86 % da amostra obtivemos uma boa concordância entre os valores de avermelhamento espectroscópicos e os derivados da emissão da poeira Os casos de diferenças significativas foram interpretados como devidos à distribuição de poeira ter uma escala menor que a resolução dos mapas de avermelhamento E(B-V)FIR ou ao superaquecimento da poeira, como ocorre principalmente na direção do Centro Galático. As presentes análises da extinção através da Galáxia e das Nuvens de Magalhães fornecem evidências da importância, utilidade e algumas limitações dos mapas de poeira de Schlegel et aI. (1998) para estudos galáticos e extragaláticos.

o estudo da distribuição de extinção na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães é feito através da análise dos mapas de avermelhamento derivados da emissão 100f-Lmda poeira E(B- V)FIR de Schlegel et ai. (1998). Comparamos valores de avermelhamento E(B- V)FIR com os derivados do conteúdo estelar de 103 aglomerados abertos velhos e 150 aglomerados globulares da Galáxia. As diferenças entre os dois avermelhamentos, quando significativas, ocorrem principalmente em baixas latitudes galáticas, no sentido de que os valores E(B-V)FIR são mais altos devido à contribuição do fluxo 100f-Lmda poeira que se encontra atrás dos aglomerados. As diferenças também podem surgir por um valor de E(B-V)FIR superestimado devido aos grãos de poeira terem temperatura T> 21 K o que parece ocorrer principalmente na direção do Centro da Galáxia. Construímos um catálogo geral de nebulosas escuras unificando 15 catálogos da literatura reunindo~ 6300 itens. Após cruzamentos, o catálogo unificado contém 4956 nebulosas escuras. Medimos valores de E(B-V)PIR no centro destas nebulosas escuras e amostramos seus arredores. Encontramos contraste preferencialmente para nebulosas escuras a médias e altas latitudes galáticas. Nebulosas escuras próximas ao Plano Galático apresentam flutuações maiores nos valores de E(B- V)FIR nos arredores, devido às contribuições de densidade de coluna de poeira das nebulosas e meio difuso acumulados em profundidade ao longo da linha de visada. Utilizamos a fotometria JHKs do 2MASS para obter mapas de extinção em regiões candidatas a regiões de baixa extinção (janelas) na direção do Bojo Galático Confirmamos a existência das janelas e encontramos uma grande semelhança entre os mapas de extinção na banda K derivados a partir do conteúdo estelar e os derivados da emissão da poeira. Tal semelhança na distribuição do avermelhamento nos mapas se deve à maior parte das nuvens de poeira estar localizada entre nós e as estrelas do Bojo. Realizamos a busca de aglomerados infravermelhos jovens compactos (semelhantes aos aglomerados Arches e Quintuplet) próximo ao Centro Galático utilizando o Atlas de imagens JHKs do 2MASS. Encontramos 58 candidatos a aglomerados, importantes alvos para grande telescópios. Nas direções das Nuvens de Magalhães, testamos os valores de E(B- V)FIR nas linhas de visada de galáxias de fundo comparando esses valores com os avermelhamentos derivados através dos espectros observados das galáxias. A obtenção do avermelhamento foi feita comparando a distribuição de contínuo dos espectros das galáxias observadas na direção das Nuvens com o contínuo de espectros médios de semelhante população estelar (formados por galáxias em altas latitudes galáticas) corrigidos por extinção . O avermelhamento foi derivado para 36 galáxias projetadas sobre as Nuvens de Magalhães e obtivemos um avermelhamento médio total (galático + interno) de E(B-V) = 0.12 para a Grande Nuvem e E(B-V) = 0.05 para Pequena Nuvem, sendo o avermelhamento interno estimado em E(B- V)i = 0.06 e E(B- V)i = 0.04 para Grande e Pequena Nuvem respectivamente. Para 86 % da amostra obtivemos uma boa concordância entre os valores de avermelhamento espectroscópicos e os derivados da emissão da poeira Os casos de diferenças significativas foram interpretados como devidos à distribuição de poeira ter uma escala menor que a resolução dos mapas de avermelhamento E(B-V)FIR ou ao superaquecimento da poeira, como ocorre principalmente na direção do Centro Galático. As presentes análises da extinção através da Galáxia e das Nuvens de Magalhães fornecem evidências da importância, utilidade e algumas limitações dos mapas de poeira de Schlegel et aI. (1998) para estudos galáticos e extragaláticos.

o estudo da distribuição de extinção na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães é feito através da análise dos mapas de avermelhamento derivados da emissão 100f-Lmda poeira E(B- V)FIR de Schlegel et ai. (1998). Comparamos valores de avermelhamento E(B- V)FIR com os derivados do conteúdo estelar de 103 aglomerados abertos velhos e 150 aglomerados globulares da Galáxia. As diferenças entre os dois avermelhamentos, quando significativas, ocorrem principalmente em baixas latitudes galáticas, no sentido de que os valores E(B-V)FIR são mais altos devido à contribuição do fluxo 100f-Lmda poeira que se encontra atrás dos aglomerados. As diferenças também podem surgir por um valor de E(B-V)FIR superestimado devido aos grãos de poeira terem temperatura T> 21 K o que parece ocorrer principalmente na direção do Centro da Galáxia. Construímos um catálogo geral de nebulosas escuras unificando 15 catálogos da literatura reunindo~ 6300 itens. Após cruzamentos, o catálogo unificado contém 4956 nebulosas escuras. Medimos valores de E(B-V)PIR no centro destas nebulosas escuras e amostramos seus arredores. Encontramos contraste preferencialmente para nebulosas escuras a médias e altas latitudes galáticas. Nebulosas escuras próximas ao Plano Galático apresentam flutuações maiores nos valores de E(B- V)FIR nos arredores, devido às contribuições de densidade de coluna de poeira das nebulosas e meio difuso acumulados em profundidade ao longo da linha de visada. Utilizamos a fotometria JHKs do 2MASS para obter mapas de extinção em regiões candidatas a regiões de baixa extinção (janelas) na direção do Bojo Galático Confirmamos a existência das janelas e encontramos uma grande semelhança entre os mapas de extinção na banda K derivados a partir do conteúdo estelar e os derivados da emissão da poeira. Tal semelhança na distribuição do avermelhamento nos mapas se deve à maior parte das nuvens de poeira estar localizada entre nós e as estrelas do Bojo. Realizamos a busca de aglomerados infravermelhos jovens compactos (semelhantes aos aglomerados Arches e Quintuplet) próximo ao Centro Galático utilizando o Atlas de imagens JHKs do 2MASS. Encontramos 58 candidatos a aglomerados, importantes alvos para grande telescópios. Nas direções das Nuvens de Magalhães, testamos os valores de E(B- V)FIR nas linhas de visada de galáxias de fundo comparando esses valores com os avermelhamentos derivados através dos espectros observados das galáxias. A obtenção do avermelhamento foi feita comparando a distribuição de contínuo dos espectros das galáxias observadas na direção das Nuvens com o contínuo de espectros médios de semelhante população estelar (formados por galáxias em altas latitudes galáticas) corrigidos por extinção . O avermelhamento foi derivado para 36 galáxias projetadas sobre as Nuvens de Magalhães e obtivemos um avermelhamento médio total (galático + interno) de E(B-V) = 0.12 para a Grande Nuvem e E(B-V) = 0.05 para Pequena Nuvem, sendo o avermelhamento interno estimado em E(B- V)i = 0.06 e E(B- V)i = 0.04 para Grande e Pequena Nuvem respectivamente. Para 86 % da amostra obtivemos uma boa concordância entre os valores de avermelhamento espectroscópicos e os derivados da emissão da poeira Os casos de diferenças significativas foram interpretados como devidos à distribuição de poeira ter uma escala menor que a resolução dos mapas de avermelhamento E(B-V)FIR ou ao superaquecimento da poeira, como ocorre principalmente na direção do Centro Galático. As presentes análises da extinção através da Galáxia e das Nuvens de Magalhães fornecem evidências da importância, utilidade e algumas limitações dos mapas de poeira de Schlegel et aI. (1998) para estudos galáticos e extragaláticos.

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 → 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 → 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.

Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico / Quantitative measurements of line intensities have been made since the beginning of the last century. The quantity and quality of the data available have increased drastically with the advent of electronic detectors. However, the data are widely scattered in the literature. In face of this, we compiled a catalog of emission-lines intensities. It contains data on HII regions in 41 galaxies, all totaling approximately 36 000 line intensities. We have constructed a table with 1 750 emission-lines observed, showing their transition probabilities and configurations or terms. We have standardized the identification of all the emission-lines of the catalog based on this table. The database was used for different studies. We checked the values of the ratios [OIII] λ5007/λ4959 and [NII] λ6583/λ6548 with the emission-line ratios from the HII regions in the catalog. The values found are in agreement with the theoretical ones. With the diagram λ6717/Hβ versus λ6731/Hβ, we verified that most of the objets in the catalog are near the low-density limit. We also present a comparison of different temperature indicators based on observational data from HII regions, HII galaxies and planetary nebulae extracted from the literature. We have found that there is not a unique relation between the temperature indicators of different ionization zones which allows a reliable derivation of one of these from another. We have constructed diagnostic diagrams comparing the emission-lines ratios [OI]/Hα, [OII]/Hβ, [OIII]/Hβ, [NII]/Hα, [SII]/Hα e [OII]/[OIII]. For them, we have distinguished the emission-line ratios of HII regions of different galaxies and, for data from our galaxy, we have distinguished different objects. We described the diagnostic diagrams using theoretical grids varying the ionization parameter and the chemical abundance. These were computed using a photoionization code and different spectral energy distributions. With the diagram [NII]/[OII] versus [OIII]/[OII], we have obtained the best separation between ionization parameter and metallicities. We observed large discrepancies between the chemical abundances of the grids of models and those determined from collisionaly excited lines. / Medidas quantitativas de intensidades de linhas de emissão têm sido feitas desde o in´ıcio do século passado. A quantidade e a qualidade dos dados disponíveis têm crescido drasticamente com o advento dos detectores eletrônicos. Porém, os dados estão amplamente espalhados na literatura. Diante disso, compilamos um catálogo de intensidades de linhas de emissão. Este contém dados de regiões HII de 41 galáxias, totalizando aproximadamente 36 000 intensidades de linhas. Construímos uma tabela com 1 750 linhas de emissão observadas, apresentando suas probabilidades de transição e configurações ou termos. Padronizamos a identificação de todas as linhas de emissão do catálogo com base nessa tabela. O banco de dados foi utilizado para diferentes estudos. Checamos os valores das razões [OIII] λ5007/λ4959 e [NII] λ6583/λ6548 com razões de linhas de emissão de regiões HII do catálogo. Os valores encontrados concordam com os teóricos. Com o diagrama λ6717/Hβ versus λ6731/Hβ, verificamos que a maior parte dos objetos do catálogo estão próximos ao limite de baixa densidade. Apresentamos também uma comparação de diferentes indicadores de temperatura baseada em dados observacionais de regiões HII, de galáxias HII e de nebulosas planetárias extraídos da literatura. Encontramos que não há uma única relação entre indicadores de temperaturas de diferentes zonas de ionização que permita uma derivação confiável de uma destas a partir da outra. Construímos diagramas de diagnóstico comparando as razões de linhas [OI]/Hα, [OII]/Hβ, [OIII]/Hβ, [NII]/Hα, [SII]/Hα e [OII]/[OIII]. Para eles, distinguimos as razões de linhas de emissão de regiões HII de galáxias diferentes e, para os dados de nossa galáxia, distinguimos os diferentes objetos. Descrevemos os diagramas de diagnóstico utilizando grades teóricas variando o parâmetro de ionização e a metalicidade. Estas foram calculadas usando um código de fotoionização e diferentes distribuições espectrais de energia. Com o diagrama [NII]/[OII] versus [OIII]/[OII], obtivemos a melhor separação entre o parâmetro de ionização e a metalicidade. Verificamos grandes discrep ancias entre as abundâncias químicas das grades de modelos e aquelas determinadas de linhas excitadas colisionalmente.

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.