The mystery of Canis Major overdensity is addressed. We discuss concurrent methods and their limitations on the determination of interstellar reddening. We establish a new way to determine line of sight interstellear reddening by observing stellar spectral lines and UBV colors. We observe and analyze spectra of 22 stars in different open clusters. We find that Hydrogen Balmer line at 4861 angstrom can predict the stellar atmospheric parameters and intrinsic colors with reasonable accuracy. Comparing with observed colors we derive the reddening of the stars. We compare our results with standard database WEBDA and find that within 90% probability limit the standard deviation of the error is 0.102798. This is improved by taking the absolute maximum probabilities and the scatter becomes 0.0688865.

Made available in DSpace on 2017-07-21T19:25:56Z (GMT). No. of bitstreams: 1 TAIZAALISSUL.pdf: 1898582 bytes, checksum: 83c6ea30230ef658e8eedb8018b6d20d (MD5) Previous issue date: 2008-04-08 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / One of the main theories to explain the Be phenomenon is that they are hot stars with rotation speed close to the critical limit, ejecting matter and forming a gaseous disk around. Its geometry and kinematics is still a controversial subject. Those objects present H® line in emission among other phenomena. In this work are present observations of hot stars in young open clusters and the detection of Be stars. The study of Be stars in open clusters is a matter of interest because these objects keep the initial signatures of their initial formation. Most of Be stars known in open clusters were identified inside the Milky Way Galaxy, but not all were observed. Most of the observations concentrate on seeking the characteristics lines in emission for stars with low magnitude. As a consequence the complete scenario of incidence of Be stars in open clusters is still uncertain, what incentives its observation. In this work, we studied thirty two stars of the spectral type B, from NGC 4755 and NGC 6530 stellar clusters. As a first step we accomplished an analysis of the stars that present the Be phenomenon. Than, we estimate physical parameters of B and Be stars using the lines of HeI 4471 and MgII 4481 Å. We also accomplished a comparison among the vseni values calculated by several methods including the AMOEBA algorithm and other two methods elaborated using the IDL platform. For high-speeds (» 300 Km/s), there is a superestimative of the FWHM method for both clusters. But for low-speeds, there is consistence between values of vseni obtained with the FWHM method and AMOEBA. / Uma das principais teorias para explicar o fenômeno Be é que são estrelas quentes com velocidade de rotação próxima da velocidade crítica, ejetando matéria formando um disco gasoso ao seu redor. Sua geometria e cinemática ainda é um assunto calorosamente discutido. Esses objetos apresentam emissões nas linhas de Balmer, entre outros fenômenos. Neste trabalho são apresentadas observações de estrelas quentes em aglomerados jovens abertos e a detecção de Be nestes. O estudo de estrelas Be em aglomerados abertos é de particular interesse porque estes objetos guardam as assinaturas das condições iniciais de sua formação. A maioria das estrelas Be conhecidas em aglomerados abertos foram identificadas na Via Láctea, a maioria das observações concentra-se em procurar as linhas em emissão características nas estrelas de baixa magnitude. Como conseqüência a completeza de incidência de estrelas Be em aglomerados abertos é incerta, o que leva a um estímulo para o seu estudo. Nesse trabalho, foram estudadas trinta e duas estrelas do tipo espectral B, selecionadas dos aglomerados NGC 4755 e NGC 6530. Em uma primeira etapa, foi realizada uma análise das estrelas que apresentam o fenômeno Be. Depois, foram determinados os parâmetros físicos de estrelas B e Be utilizando as linhas de HeI 4471 e MgII 4481 Å. Foi realizada, ainda, uma comparação entre os valores de vseni calculados com o algoritmo AMOEBA e os valores obtidos com os programas elaborados no IDL. Para altas velocidades (» 300 Km/s), há superestimativas do método FWHM, para ambos os aglomerados. Mas para baixas velocidades, há consistência entre os valores de vseni obtidos com o método FWHM e AMOEBA.