As estrelas Be compreendem uma grande faixa de massas e temperaturas. Por definição, são objetos de tipo B com classe de luminosidade entre V e III que apresentam, ou apresentaram alguma vez, linhas de Balmer em emissão (eventualmente metais uma vez ionizados) e/ou linhas com padrões de absorção shell, possivelmente formadas em um envelope circunstelar. Embora se saiba há muito tempo que esses objetos são rodadores rápidos e que giram pelo menos 1,5 a 2 vezes mais rápido do que as estrelas B normais, ainda é incerto se esses objetos são ou não em média rodadores crticos, não obstante as recentes observações interferométricas de HD 10144 (Achernar) (uma estrela Be tpica) indicarem se tratar de um rodador crtico. Devido às suas altas taxas de rotação, as quais originam distorções geométricas e distribuições não uniformes de temperatura dependentes da latitude estelar, os valores de velocidade de rotação derivados por métodos clássicos são sistematicamente subestimados. Além disso, os efeitos da rotação, aliados à presença do envelope circunstelar, mascaram as condições fsicas desses objetos, resultando em diferenças significativas em seus estágios evolutivos na seqüência principal. Neste trabalho apresentamos os resultados do estudo espectroscópico de estrelas Be em duas vertentes. Na primeira tratamos o tema da formação e estrutura do envelope circunstelar de estrelas Be, através das análises de duas estrelas, HD 127972 ( Cen) e HD 10144 (Achernar). Nesse estudo identificamos e caracterizamos seus modos de pulsação, os quais se constituem em um possvel mecanismo de perda de massa e formação do envelope. Além disso, estudamos a estrutura de seus envelopes circunstelares através da modelagem de perfis de Balmer em emissão. Na segunda vertente quantificamos as condições fsicas de 141 estrelas de campo, onde 114 são de tipo Be e 27 estrelas são B normais. Nesse estudo, comparamos os estágios evolutivos desses objetos obtidos através de métodos clássicos com os estágios evolutivos corrigidos dos efeitos da rotação elevada. Concluimos que o \"fenômeno Be\" pode ocorrer em todas as fases da evolução estelar na seqüência principal. / Be stars encompass a large mass and temperature range. By definition, they are B-type objects with luminosity classes V to III that have, or have shown at least once, Balmer lines in emission (eventually single-ionized metals) and/or lines with shell absorption patterns possibly formed in a circumstellar envelope. Though it has long been known that these objects are fast rotators and that they rotate at least 1.5 to 2 times faster than normal B stars, it is still uncertain whether or not these objects are in average critical rotators, although recent interferometric observations on Achernar (a typical Be star) pointed it out to be a critical rotator. Due to their high rotation rates which originate geometrical distortions and non-uniform temperature distributions dependent on the stellar latitude, the rotation velocity values derived from classical methods are systematically underestimated. Moreover, the rotation effects allied to the continuum emission due to the presence of a circumstellar envelope disguise the physical conditions of these objects, resulting in significative differences of their main-sequence evolutionary stages. In this work we present the results of the spectroscopic study of Be stars in two approaches. In the first one we treat the subject of formation and structure of the circumstellar envelope of Be stars through the analyses of two stars, HD 127972 ( Cen) and HD 10144 (Achernar). In this study we identify and characterize their pulsation modes, which constitute in a possible mechanism of mass loss and envelope formation. Moreover we study the structure of their circumstellar envelopes through the modeling of Balmer profiles in emission. In the second approach we quantify the physical conditions of 141 field stars, where 114 are Be-type stars and 27 stars are normal B stars. In this study, we compared the evolutionary stages of these objects obtained through classical methods with evolutionary stages corrected for high rotation effects. We conclude that the \"Be phenomenon\" can occur at whatever stage of the stellar evolution on the main sequence.

Estrelas Be são reconhecidas pela sua rápida rotação e pulsação não radial. São as únicas estrelas da Sequência Principal que apresentam discos circunstelares, os quais são formados por meio de processos ainda não completamente compreendidos. A modelagem das forças que atuam neste sistema conduz a previsões teóricas sobre a estrutura do disco que podem ser comparadas com dados observacionais. Podemos estudar as propriedades físicas dos discos de estrelas Be pelo efeito que a luz estelar sofre ao passar por eles, por exemplo, modelando a transferência radiativa. Neste ponto, a polarização surge como uma ferramenta muito útil para a investigação destes discos, permitindo a determinação de quantidades físicas importantes do sistema, como a densidade numérica de partículas e o ângulo de inclinação. Uma variabilidade intrigante observada em estrelas Be é a transição aperiódica entre uma fase B normal (sem disco) e uma fase Be (com disco). Estudos de monitoramento recentes encontraram, a partir da análise da polarização intrínseca decorrente da transição entre estas fases, uma relação significante entre a mudança da polarização através do salto de Balmer versus a polarização na banda V, fazendo surgir uma estrutura em loop como função do tempo, no assim denominado Diagrama Cor-Polarização. Neste trabalho, apresentamos uma análise do Diagrama Cor-Polarização por meio de modelos diversos. Fazemos uso do Disco de Decréscimo Viscoso que é o paradigma atual para explicar a formação e evolução dos discos de estrelas Be. Com isso, visamos determinar como a polarimetria pode contribuir para a compreensão dos mecanismos fundamentais envolvidos no processo de formação e dissipação do disco. / Be stars are recognized by their rapid rotation and non-radial pulsation. They are the only stars in the Main Sequence that have circumstellar disks that are formed by processes not yet fully understood. The modeling of the forces acting on this system leads to theoretical predictions about the structure of the disk that can be compared to observational data. We can study physical the properties of Be disks by modeling how stellar light is reprocessed by them. This requires solving the detailed radiative transfer problem involved. In this point, the study of polarization arise as a useful tool to investigate these disks, allowing for the determination of important physical quantities of the system, such as the particle number density and inclination angle. An intriguing variability observed in Be stars is the aperiodic transition between a B normal phase (without disk) to a Be phase (with disk). Recent monitoring studies found, from the analysis of the intrinsic polarization arising of the transition between these phases, a significant relation between the polarization change through the Balmer jump versus the V-Band polarization, giving rise to a loop structure as a function of time, in the so-called Color-Polarization Diagram. This work presents an analysis of the Color-Polarization Diagram by several models. We make use of the Viscous Decretion Disk Model, which assumes the existence of some injection mechanism of material at keplerian velocities in the disk base, where the turbulent viscosity acts carrying angular momentum from de inner parts to the outer regions. With this, we aimed to extend our knowledge about the fundamental mechanisms involved in the formation and dissipation processes of the disk.

Be stars are main-sequence stars and a specific subclass of B type stars with the unique characteristic of showing HI Balmer emission lines in their optical spectra that originates from a circumstellar disk around the star. Over the past 50 years, the Galactic Be star $\\omega$ CMa has exhibited quasi-regular outbursts, every 8 years or so, when the star brightens by about half a magnitude in the V-band. During these outbursts a new disk is formed during the first 3-4 years, and then dissipates in the following 4-6 years. We have access to a rich dataset (including photometry, polarimetry, interferometry and spectroscopy) of $\\omega$ CMa since March 1964 covering several outbursts and quiescence phases. Thus, nature has provided us the perfect experiment to study how Be star disks grow and dissipate. There is an increasing body of evidence that suggests that Be disks are well described by the Viscous Decretion Disk (VDD) model according to which the formation and structure of the disk depend on the kinematic viscosity of the gas. However, most observational tests of the VDD to-date were done for systems that do not display strong temporal variability. We use the rich dataset available for $\\omega$ CMa to perform the first in-depth test of the VDD scenario in a system with strong temporal variability. We use the radiative transfer code HDUST to analyze and interpret the observational dataset. From this analysis we (1) obtain a realistic physical model of the circumstellar environment; (2) measure the viscosity parameter of the gas, both during the formation and dissipation phases of the disk; (3) obtain a reliable estimate of the stellar mass and angular momentum loss rates during outburst. Our simulations offer a good description of the photometric variability, which suggests that the VDD model adequately describes the structural evolution of the disk. Furthermore, our analysis allowed us to determine the viscosity parameter $\\alpha$, as well as the net mass and angular momentum (AM) loss rates. We find that $\\alpha$ is variable, ranging from 0.1 to 1.0, not only from cycle to cycle but also within a given cycle. Additionally, build-up phases have larger values of $\\alpha$ than the dissipation phases. We also find that, contrary to what is generally assumed, during dissipation the outward AM flux is not necessarily zero, meaning that $\\omega$ CMa does not experience a true quiescence but, instead, switches between a high AM loss rate state to a low AM loss rate one during which the disk quickly assumes an overall lower density but never zero. We confront the average AM loss rate with predictions from stellar evolution models for fast-rotating stars, and find that our measurements are smaller by more than one order of magnitude. The model developed using the V-band photometry as a constraint was applied to several other observables. Overall, the results of this multi-technique study were very positive, with a good match for multi-band photometry, polarization, and most spectroscopic characteristics. This is a very relevant result, as it proves that a model that was constructed from constraints only from the very inner part of the disk (the $V$-band light curve), could be extended to the whole disk and to other physical processes. / Estrelas Be são um subtipo específico de estrelas de sequência principal de tipo espectral B. Elas possuem características únicas tais como a presença de linhas de emissão em seu espectro, que se originam de um disco circunstelar. Nos últimos 50 anos, a estrela Be galáctica CMa exibiu erupções quasi-regulares, a cada 8 anos aproximadamente, onde a estrela torna-se mais brilhante na banda V. Nestas erupções um novo disco se forma nos primeiros 3-4 anos e depois dissipa-se nos 4-6 anos seguintes. Temos acesso a uma base de dados rica (incluindo fotometria, polarimetria, interferometria e espectroscopia) de CMa desde março de 1964, que cobre vários ciclos de erupções e quiescências. Assim, a natureza nos proveu um experimento perfeito para estudar como discos de estrelas Be crescem e dissipam-se. Há um corpo de evidências cada vez maior que sugerem que os discos de estrela Be são bem descritos pelo modelo de decréscimo viscoso (VDD), segundo o qual a formação e estrutura do disco depende da viscosidade cinemática do gás. Entretanto, a maioria dos testes conduzidos com o VDD até o momento foram feitos para sistemas que não mostram forte variabilidade temporal. Usamos a rica base de dados de CMa para conduzir o primeiro teste aprofundado do VDD em um sistema fortemente variável. Usamos o código de transporte radiativo HDUST para analisar e interpretar os dados. Desta análise obtemos (1) um modelo fisicamente realista do ambiente circunstelar, (2) a viscosidade do gás, e (3) uma estimativa confiável das taxas de perda de massa e momento angular durante os eventos de formação do disco. Nossas simulações conseguem reproduzir a variabilidade fotométrica muito bem, o que sugere que o modelo VDD descreve corretamente a evolução estrutural do disco. Mostramos que o parâmetro de viscosidade é variável, com valores entre 0.1 e 1. Adicionalmente, as fases de construção do disco têm valores de viscosidade maior. Contrariamente ao que se acredita, mostramos que durante a dissipação a taxa de perda de momento angular não é necessariamente nula, o que implica que CMa não experimenta uma quiescência verdadeira, mas alterna entre uma fase de alta taxa de perda de momento angular (erupção) e uma fase de baixa taxa (quiescência). Confrontamos as taxas de perda de momento angular com as preditas pelos modelos evolutivos de Genebra, e encontramos que nossas taxas são mais que 10 vezes menores que as taxas de previstas pelos modelos. O modelo desenvolvido para reproduzir a curva de luz na banda V foi aplicado a vários outros observáveis. De forma geral, os resultados deste estudo multi-técnica foram muito positivos, com uma boa concordância com a fotometria multi-banda, polarização, e a maioria das características espectrais. Este é um resultado muito relevante, pois prova que um modelo que foi construído apenas a partir de vínculos para a interna do disco (a curva de luz na banda V), pode ser estendido para todo o disco e também outros processos físicos.

As estrelas Be compreendem uma grande faixa de massas e temperaturas. Por definição, são objetos de tipo B com classe de luminosidade entre V e III que apresentam, ou apresentaram alguma vez, linhas de Balmer em emissão (eventualmente metais uma vez ionizados) e/ou linhas com padrões de absorção shell, possivelmente formadas em um envelope circunstelar. Embora se saiba há muito tempo que esses objetos são rodadores rápidos e que giram pelo menos 1,5 a 2 vezes mais rápido do que as estrelas B normais, ainda é incerto se esses objetos são ou não em média rodadores crticos, não obstante as recentes observações interferométricas de HD 10144 (Achernar) (uma estrela Be tpica) indicarem se tratar de um rodador crtico. Devido às suas altas taxas de rotação, as quais originam distorções geométricas e distribuições não uniformes de temperatura dependentes da latitude estelar, os valores de velocidade de rotação derivados por métodos clássicos são sistematicamente subestimados. Além disso, os efeitos da rotação, aliados à presença do envelope circunstelar, mascaram as condições fsicas desses objetos, resultando em diferenças significativas em seus estágios evolutivos na seqüência principal. Neste trabalho apresentamos os resultados do estudo espectroscópico de estrelas Be em duas vertentes. Na primeira tratamos o tema da formação e estrutura do envelope circunstelar de estrelas Be, através das análises de duas estrelas, HD 127972 ( Cen) e HD 10144 (Achernar). Nesse estudo identificamos e caracterizamos seus modos de pulsação, os quais se constituem em um possvel mecanismo de perda de massa e formação do envelope. Além disso, estudamos a estrutura de seus envelopes circunstelares através da modelagem de perfis de Balmer em emissão. Na segunda vertente quantificamos as condições fsicas de 141 estrelas de campo, onde 114 são de tipo Be e 27 estrelas são B normais. Nesse estudo, comparamos os estágios evolutivos desses objetos obtidos através de métodos clássicos com os estágios evolutivos corrigidos dos efeitos da rotação elevada. Concluimos que o \"fenômeno Be\" pode ocorrer em todas as fases da evolução estelar na seqüência principal. / Be stars encompass a large mass and temperature range. By definition, they are B-type objects with luminosity classes V to III that have, or have shown at least once, Balmer lines in emission (eventually single-ionized metals) and/or lines with shell absorption patterns possibly formed in a circumstellar envelope. Though it has long been known that these objects are fast rotators and that they rotate at least 1.5 to 2 times faster than normal B stars, it is still uncertain whether or not these objects are in average critical rotators, although recent interferometric observations on Achernar (a typical Be star) pointed it out to be a critical rotator. Due to their high rotation rates which originate geometrical distortions and non-uniform temperature distributions dependent on the stellar latitude, the rotation velocity values derived from classical methods are systematically underestimated. Moreover, the rotation effects allied to the continuum emission due to the presence of a circumstellar envelope disguise the physical conditions of these objects, resulting in significative differences of their main-sequence evolutionary stages. In this work we present the results of the spectroscopic study of Be stars in two approaches. In the first one we treat the subject of formation and structure of the circumstellar envelope of Be stars through the analyses of two stars, HD 127972 ( Cen) and HD 10144 (Achernar). In this study we identify and characterize their pulsation modes, which constitute in a possible mechanism of mass loss and envelope formation. Moreover we study the structure of their circumstellar envelopes through the modeling of Balmer profiles in emission. In the second approach we quantify the physical conditions of 141 field stars, where 114 are Be-type stars and 27 stars are normal B stars. In this study, we compared the evolutionary stages of these objects obtained through classical methods with evolutionary stages corrected for high rotation effects. We conclude that the \"Be phenomenon\" can occur at whatever stage of the stellar evolution on the main sequence.

Be stars are main-sequence stars and a specific subclass of B type stars with the unique characteristic of showing HI Balmer emission lines in their optical spectra that originates from a circumstellar disk around the star. Over the past 50 years, the Galactic Be star $\\omega$ CMa has exhibited quasi-regular outbursts, every 8 years or so, when the star brightens by about half a magnitude in the V-band. During these outbursts a new disk is formed during the first 3-4 years, and then dissipates in the following 4-6 years. We have access to a rich dataset (including photometry, polarimetry, interferometry and spectroscopy) of $\\omega$ CMa since March 1964 covering several outbursts and quiescence phases. Thus, nature has provided us the perfect experiment to study how Be star disks grow and dissipate. There is an increasing body of evidence that suggests that Be disks are well described by the Viscous Decretion Disk (VDD) model according to which the formation and structure of the disk depend on the kinematic viscosity of the gas. However, most observational tests of the VDD to-date were done for systems that do not display strong temporal variability. We use the rich dataset available for $\\omega$ CMa to perform the first in-depth test of the VDD scenario in a system with strong temporal variability. We use the radiative transfer code HDUST to analyze and interpret the observational dataset. From this analysis we (1) obtain a realistic physical model of the circumstellar environment; (2) measure the viscosity parameter of the gas, both during the formation and dissipation phases of the disk; (3) obtain a reliable estimate of the stellar mass and angular momentum loss rates during outburst. Our simulations offer a good description of the photometric variability, which suggests that the VDD model adequately describes the structural evolution of the disk. Furthermore, our analysis allowed us to determine the viscosity parameter $\\alpha$, as well as the net mass and angular momentum (AM) loss rates. We find that $\\alpha$ is variable, ranging from 0.1 to 1.0, not only from cycle to cycle but also within a given cycle. Additionally, build-up phases have larger values of $\\alpha$ than the dissipation phases. We also find that, contrary to what is generally assumed, during dissipation the outward AM flux is not necessarily zero, meaning that $\\omega$ CMa does not experience a true quiescence but, instead, switches between a high AM loss rate state to a low AM loss rate one during which the disk quickly assumes an overall lower density but never zero. We confront the average AM loss rate with predictions from stellar evolution models for fast-rotating stars, and find that our measurements are smaller by more than one order of magnitude. The model developed using the V-band photometry as a constraint was applied to several other observables. Overall, the results of this multi-technique study were very positive, with a good match for multi-band photometry, polarization, and most spectroscopic characteristics. This is a very relevant result, as it proves that a model that was constructed from constraints only from the very inner part of the disk (the $V$-band light curve), could be extended to the whole disk and to other physical processes. / Estrelas Be são um subtipo específico de estrelas de sequência principal de tipo espectral B. Elas possuem características únicas tais como a presença de linhas de emissão em seu espectro, que se originam de um disco circunstelar. Nos últimos 50 anos, a estrela Be galáctica CMa exibiu erupções quasi-regulares, a cada 8 anos aproximadamente, onde a estrela torna-se mais brilhante na banda V. Nestas erupções um novo disco se forma nos primeiros 3-4 anos e depois dissipa-se nos 4-6 anos seguintes. Temos acesso a uma base de dados rica (incluindo fotometria, polarimetria, interferometria e espectroscopia) de CMa desde março de 1964, que cobre vários ciclos de erupções e quiescências. Assim, a natureza nos proveu um experimento perfeito para estudar como discos de estrelas Be crescem e dissipam-se. Há um corpo de evidências cada vez maior que sugerem que os discos de estrela Be são bem descritos pelo modelo de decréscimo viscoso (VDD), segundo o qual a formação e estrutura do disco depende da viscosidade cinemática do gás. Entretanto, a maioria dos testes conduzidos com o VDD até o momento foram feitos para sistemas que não mostram forte variabilidade temporal. Usamos a rica base de dados de CMa para conduzir o primeiro teste aprofundado do VDD em um sistema fortemente variável. Usamos o código de transporte radiativo HDUST para analisar e interpretar os dados. Desta análise obtemos (1) um modelo fisicamente realista do ambiente circunstelar, (2) a viscosidade do gás, e (3) uma estimativa confiável das taxas de perda de massa e momento angular durante os eventos de formação do disco. Nossas simulações conseguem reproduzir a variabilidade fotométrica muito bem, o que sugere que o modelo VDD descreve corretamente a evolução estrutural do disco. Mostramos que o parâmetro de viscosidade é variável, com valores entre 0.1 e 1. Adicionalmente, as fases de construção do disco têm valores de viscosidade maior. Contrariamente ao que se acredita, mostramos que durante a dissipação a taxa de perda de momento angular não é necessariamente nula, o que implica que CMa não experimenta uma quiescência verdadeira, mas alterna entre uma fase de alta taxa de perda de momento angular (erupção) e uma fase de baixa taxa (quiescência). Confrontamos as taxas de perda de momento angular com as preditas pelos modelos evolutivos de Genebra, e encontramos que nossas taxas são mais que 10 vezes menores que as taxas de previstas pelos modelos. O modelo desenvolvido para reproduzir a curva de luz na banda V foi aplicado a vários outros observáveis. De forma geral, os resultados deste estudo multi-técnica foram muito positivos, com uma boa concordância com a fotometria multi-banda, polarização, e a maioria das características espectrais. Este é um resultado muito relevante, pois prova que um modelo que foi construído apenas a partir de vínculos para a interna do disco (a curva de luz na banda V), pode ser estendido para todo o disco e também outros processos físicos.

Estrelas Be são reconhecidas pela sua rápida rotação e pulsação não radial. São as únicas estrelas da Sequência Principal que apresentam discos circunstelares, os quais são formados por meio de processos ainda não completamente compreendidos. A modelagem das forças que atuam neste sistema conduz a previsões teóricas sobre a estrutura do disco que podem ser comparadas com dados observacionais. Podemos estudar as propriedades físicas dos discos de estrelas Be pelo efeito que a luz estelar sofre ao passar por eles, por exemplo, modelando a transferência radiativa. Neste ponto, a polarização surge como uma ferramenta muito útil para a investigação destes discos, permitindo a determinação de quantidades físicas importantes do sistema, como a densidade numérica de partículas e o ângulo de inclinação. Uma variabilidade intrigante observada em estrelas Be é a transição aperiódica entre uma fase B normal (sem disco) e uma fase Be (com disco). Estudos de monitoramento recentes encontraram, a partir da análise da polarização intrínseca decorrente da transição entre estas fases, uma relação significante entre a mudança da polarização através do salto de Balmer versus a polarização na banda V, fazendo surgir uma estrutura em loop como função do tempo, no assim denominado Diagrama Cor-Polarização. Neste trabalho, apresentamos uma análise do Diagrama Cor-Polarização por meio de modelos diversos. Fazemos uso do Disco de Decréscimo Viscoso que é o paradigma atual para explicar a formação e evolução dos discos de estrelas Be. Com isso, visamos determinar como a polarimetria pode contribuir para a compreensão dos mecanismos fundamentais envolvidos no processo de formação e dissipação do disco. / Be stars are recognized by their rapid rotation and non-radial pulsation. They are the only stars in the Main Sequence that have circumstellar disks that are formed by processes not yet fully understood. The modeling of the forces acting on this system leads to theoretical predictions about the structure of the disk that can be compared to observational data. We can study physical the properties of Be disks by modeling how stellar light is reprocessed by them. This requires solving the detailed radiative transfer problem involved. In this point, the study of polarization arise as a useful tool to investigate these disks, allowing for the determination of important physical quantities of the system, such as the particle number density and inclination angle. An intriguing variability observed in Be stars is the aperiodic transition between a B normal phase (without disk) to a Be phase (with disk). Recent monitoring studies found, from the analysis of the intrinsic polarization arising of the transition between these phases, a significant relation between the polarization change through the Balmer jump versus the V-Band polarization, giving rise to a loop structure as a function of time, in the so-called Color-Polarization Diagram. This work presents an analysis of the Color-Polarization Diagram by several models. We make use of the Viscous Decretion Disk Model, which assumes the existence of some injection mechanism of material at keplerian velocities in the disk base, where the turbulent viscosity acts carrying angular momentum from de inner parts to the outer regions. With this, we aimed to extend our knowledge about the fundamental mechanisms involved in the formation and dissipation processes of the disk.

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.