Estrelas Be são estrelas B, na sequência principal, cercadas por um disco circunstelar auto-ejetado cuja evolução é governada pela viscosidade. Essas estrelas são conhecidas por exibirem variabilidade em todos os observáveis e em uma ampla variedade de escalas de tempo, por apresentarem altas taxas de rotação e pulsações não-radiais e por não possurem campos magnéticos em larga escala. O modelo de decréscimo viscoso (VDD) vem sendo empregado na literatura, de forma satisfatória, para modelar os discos de estrelas individuais e, mais recentemente, amostras de estrelas. Entretanto, ainda é necessário muito trabalho para que os dois parâmetros fundamentais destes discos, a saber, o valor da viscosidade e a taxa de decréscimo viscoso, sejam melhor compreendidos. Curvas de luz de estrelas Be nos oferecem a oportunidade de estudar estes parâmetros, bem como caracterizar a variabilidade destes discos. Utilizamos um procedimento de modelagem (pipeline) que foi recentemente apresentado na literatura, e que foi aplicado para uma amostra de estrelas Be da Pequena Nuvem de Magalhães (Rmulo et al., 2018). A pipeline utiliza curvas de luz sintéticas, que combinam simulações hidrodinâmicas com cálculos de transferência singular para modelar os dados observacionais. Nesta dissertação utilizamos a grade de modelos de Rmulo et al. para estudar uma amostra de curvas de luz da Grande Nuvem de Magalhães observadas pelo levantamento OGLE, cuja janela observacional é de, aproximadamente, 18 anos. Foram analisadas 83 estrelas e 120 eventos de formação e dissipação de disco visando oferecer uma estimativa estatisticamente significativa dos parâmetros estelares (massa, rotação e idade), geométrico (ângulo de inclinação) e do disco (viscosidade, densidade e taxas de perda de massa e momento angular). A taxa de perda de massa e momento angular para os discos mais densos da nossa amostra é da ordem de 10^10 M por ano e 10^37 g cm^2 s^1 . Os valores desses parâmetros estão abaixo do previstopor modelos de evolução estelar em alta rotação, resultado semelhante ao estudo anterior feito para a SMC. Em nossa análise, exploramos a possibilidade da viscosidade possuir valores diferentes durante as fases de construção e dissipação do disco. Os valores médios encontrados para a fase de construção (alpha_bu = 0,59 +0,58 0,49 ) são da ordem de alguns décimos, resultado que é consistente com trabalhos recentes na literatura, além de ser compatvel com estimativas desse parâmetros para novas anãs. Entretanto, nossos resultados para a viscosidade média da fase dissipativa é 10 vezes menor (alpha_d = 0,06 +0,40 0,05 ). Por um lado, há uma semelhança qualitativa entre o estudo para a SMC e nosso resultado, pois em ambos os casos alpha_bu > alpha_d . Por outro lado, o valor médio de alpha_d para a LMC é muito menor que para a SMC, um resultado consistente com o fato de termos observado em nossa amostra eventos de dissipação de disco muito longos. Os resultados aqui apresentados devem ser vistos ainda com cautela, pois ainda se fazem necessários o cômputo de uma grade hidrodinâmica apropriada à LMC e uma melhor estimativa do avermelhamento interestelar. Uma vez concludos, os resultados para a rica amostra aqui levantada contribuirão para o estudo dos processos de perda de massa em estrelas Be e da viscosidade associada a estes discos.

Classical Be stars are rapidly rotating B stars with emission lines, which originate from a self-ejected ionized gaseous disk whose evolution is governed by viscosity. These stars are known to be fast-rotators and non-radial pulsators, and they show variability in all observables in a wide range of time scales. They do not present evidence of large scale magnetic fields. The viscous decretion disk (VDD) theory has been satisfactory applied to model the disks of individual Be stars and, recently, to samples of stars. However, further work is still necessary to have a better understanding of two fundamental disks parameters: viscosity and viscous decretion rate. Light curves of Be stars offer an opportunity to study these parameters, and characterize the disks variability. We use a pipeline, recently introduced in the literature, that was used to study a sample of Be stars of the Small Magellanic Cloud (Rmulo et al., 2018). The pipeline uses synthetic light curves, computed from hydrodynamics and radiative simulations, to model the observational data. In this work we use the grid models of Rmulo et al. (2018) to study a sample of light curves from the Large Magellanic Cloud (LMC) observed by the OGLE survey for nearly 18 years. We analyzed 83 stars and 120 disk formation and dissipation events aiming at offering an statistically significant evaluation of stellar (mass, rotation rate, age), geometric (inclination angle) and disk (density, viscosity, mass and angular loss rate) parameters. The mass and angular loss rate of densest disks of our sample are of the order of 10^10 solar masses per year and 10^37 g cm^2 s^1 . These values are lower than what is predicted by models of fast-rotating stars, in agreement to what was obtained for the SMC. In our analysis, we allow the viscosity parameter to have different values at build-up and dissipation phases of the disk. The median values found for the viscosity during disk build up (alpha_bu = 0,59 +0,58 0,49 ) are typically of a few tenths, which is consistent with recent works in the literature, and in agreementwith estimates from dwarf novae. However, our results for the median value of viscosity during dissipation is 10 times lower (alpha_d = 0,06 +0,40 0,05 ). While there is a qualitative similarity between our study and the results for the SMC, since in both cases alpha_bu > alpha_d , the median value of alpha_d for the LMC is much lower than the SMC value, which is consistent with the fact that our sample contains very long dissipative disk events. The results presented in this work should be seen with caution, since a model grid taylored for the LMC must still be computed, and a better determination of the interstellar reddening is still need. Once concluded, the results of the large sample presented here will contribute to the study of the mass loss processes in Be stars and the associated viscosity in their disks.