Estrelas supergigantes B[e] (sgB[e]) são objetos raros e evoluídos. A duração de sua fase evolutiva ainda é incerta. Observacionalmente, o fenômeno B[e] é caracterizado por intensas linhas de emissão de Balmer, linhas de metais permitidas e proibidas, um forte excesso de infravermelho e polarização intrínseca não nula, o que aponta para uma estrutura circunstelar complexa e não esférica. Nesta tese, fizemos estimativas das polarizações intrínsecas e interestelares de sete sgB[e], algumas localizadas nas Nuvens de Magalhães e outras em nossa Galáxia. Também apresentamos um estudo da estrutura do envoltório da mc, uma sgB[e] na Grande Nuvem de Magalhães, com base em dados espectropolarimétricos complementados por fotometria do visível ao infravermelho médio. Adotamos um modelo de vento de duas componentes: um vento equatorial lento e denso, onde grãos de poeira podem se formar, e um vento polar rápido. Os cálculos de transferência radiativa foram feitos com o código HDUST. Para comparar os modelos com os dados observacionais, adotamos estatística Bayesiana e inferimos funções de densidade de probabilidade para cada parâmetro com base em uma grade de 3240 modelos pré-computados. O modelo foi capaz de reproduzir, com precisão, tanto a SED, em várias ordens de magnitude, quanto o espectro polarizado. No entanto, apesar de investigações detalhadas, nossos modelos não conseguiram reproduzir a intensa emissão de H$\alpha$. Concluímos, com esses resultados, que nosso modelo consegue representar a região equatorial densa (SED e polarização), no entanto, ele não consegue representar com precisão o extenso volume de emissão esperado para o H$\alpha$. Nossos resultados sugerem que o vento possui uma grande taxa de perda de massa de $6.6 \times 10^\,\mathrm{M_{\odot}\, yr^\, sr^}$. A parte densa do vento está confinada em um ângulo de abertura de $11^{\circ}$. Os grãos de poeira mais quentes estão localizados aproximadamente a 277\,$R_{*}$ da estrela central e têm uma temperatura de aproximadamente 870\,K. Além disso, os grãos de poeira são bastante porosos, com uma densidade média de apenas 0.051\,$m{g\,cm^}$. A temperatura da estrela central inferida foi mais quente (\teff\,$=27\,000$\,K) do que estimativas anteriores da literatura. Constatamos, comparando modelos com diferentes componentes, que o gás desempenha um papel vital na absorção da radiação ultravioleta da estrela central, protegendo a poeira. Também constatamos que a poeira espalha fótons ultravioletas de volta para as regiões internas do envoltório, aumentando assim sua temperatura e emissão de H$\alpha$. Em outras palavras, a presença de poeira aumenta a emissão de gás na forma de H$\alpha$. Por fim, concluímos que apenas um modelo auto-consistente, que leve em conta a interação complexa entre o gás e poeira, pode reproduzir adequadamente as sgB[e]s e objetos similares.

B[e] supergiants (sgB[e]) are rare objects and the duration of this evolutionary stage remains uncertain. Observationally, the B[e] phenomenon is characterized by strong Balmer emission lines, permitted and forbidden metals lines, a strong infrared excess and non-zero intrinsic polarization, all of which points to a complex, non-spherical circumstellar structure. In this thesis, we made estimates of the intrinsic and interstellar polarizations of seven sgB[e], some located in the Magellanic Clouds and others in our Galaxy. We also present a study of the envelope structure of mc, a sgB[e] in the Large Magellanic Cloud, based on polarimetric and spectropolarimetric data complemented by photometry from the visible to the mid-IR. The data was modeled by a two-component wind model, consisting of a slow, dense equatorial wind, where dust grain can form, and a fast polar wind. The radiative transfer calculations were done with the radiative transfer code HDUST. Bayesian statistics was used to infer the probability density functions of the model parameters based on a grid of 3240 pre-computed models. The model was able to accurately generate both the SED, across many orders of magnitude, and the polarized spectrum. However, despite thorough investigation, our models struggle to reproduce the intense H$\alpha$ emission. We interpret this outcome as the model effectively capturing the dense equatorial outflow, which contributes to the SED and polarization signals. However, it falls short in accurately representing the extensive emission volume expected for H$\alpha$. Our results suggest that the wind is fed by a large mass loss rate of $6.6 \times 10^\,\mathrm{M_{\odot}\, yr^\, sr^}$. The dense part of the wind is confined within an opening angle of $11^{\circ}$. The hottest dust grain in the envelope are located approximately 277\,$R_{*}$ from the central star and have a temperature of approximately 870\,K. Furthermore, the dust grains are quite porous, with a bulk density of only 0.051\,$m{g\,cm^}$. The central star was found to be hotter (\teff\,$=27\,000$\,K) than previous estimates from the literature. We demonstrate, by comparing models with different components, that the gas has a vital role in absorbing a considerable amount of ultraviolet radiation, effectively shielding the dust from direct exposure. Conversely, the dust was also found to change the gas thermal structure by scattering UV photons back to the inner disk, thereby increasing its temperature and H$\alpha$ emission. We conclude that self-consistent models that account for the complex interplay between the gas and dust phases in the envelope are required to properly model sgB[e] and similar objects.