| Summary: | 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.
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