En esta tesis se analizó fotometría CCD en filtros UBV y Hα cubriendo un campo de 30'x30' centrado en Bo7. Con esta fotometría seleccionamos más de 100 estrellas cuyos colores fueran compatibles con estrellas de tipo espectral temprano. Este grupo de estrellas fue analizado espectroscópicamente. El material observacional consistió en espectros digitales obtenidos en CASLEO. Con los datos fotométricos y espectroscópicos se efectuó una Clasificación Espectral. Se generó para ello un Atlas CCD de estándares OB de clasificación espectral observadas con Reosc DS en CASLEO. Se encontraron 63 estrellas OB. Ajustando un perfil gaussiano a cada línea espectral se analizó la Velocidad Radial de cada estrella. Se encontró un sistema binario con espectro del tipo O6.5 cuya solución orbital se determinó. En los espectros de las estrellas tempranas se estudió la Banda Interestelar Difusa 4428A (DIB). Se derivaron las distancias espectrofotométricas individuales de cada estrella.

El objetivo principal de esta tesis es investigar los procesos físicos que dan lugar a emisión no-térmica a altas energías en objetos astrofísicos capaces de acelerar partículas hasta velocidades relativistas. En particular, se ha estudiado la emisión de rayos gamma producida en fuentes cósmicas con diferentes escalas espaciales, desde objetos estelares jóvenes hasta cúmulos de galaxias, pasando por microcuasares y núcleos de galaxias activas. En los dos primeros tipos de objetos se ha modelado la emisión de rayos gamma a partir de los datos obtenidos en frecuencias radio de las fuentes IRAS 16547-4247 y Abell 3376. En los dos últimos, se ha desarrollado un modelo específico de emisión basado en la interacción de inhomogeneidades del medio externo con los jets producidos por el objeto compacto. Específicamente, se han considerado clumps o grumos del viento de la estrella compañera en los microcuasares y nubes de la región de formación de líneas anchas en las galaxias activas, interactuando con los jets de las fuentes. En todos los casos, los modelos desarrollados permiten realizar predicciones contrastables por la nueva generación de instrumentos que operan en altas energías, tales como los satélites Fermi y AGILE y los telescopios Cherenkov HESS, MAGIC y el planeado CTA.

El interés en el estudio de las WDs ofrece un espectro amplio. Como remanentes más comunes de la evolución estelar, nuestra galaxia debe estar poblada por numerosas WDs, producto de más de 10 Gyr de evolución estelar galáctica. Las enanas blancas más viejas en la vecindad solar son todavía visibles y pueden ser usadas, en conjunto con modelos teóricos de enfriamiento, para estimar la edad del disco galáctico. Observaciones recientes sugieren también la posibilidad de que una población muy vieja de WDs puebla el halo galáctico y puede contribuir apreciablemente a la materia oscura bariónica en la Vía Láctea. Esta población puede usarse para obtener una estimación independiente de la edad del halo. Por otro lado, la detección de secuencias de enfriamiento de enanas blancas en cúmulos estelares (tanto abiertos como globulares) permite obtener una estimación independiente de la edad de los mismos.

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Desde hace tiempo la explicación de la existencia de estrellas deficientes en hidrógeno ha sido de amplio debate. Uno de los mecanismos posibles que explica la formación de estrellas post-AGB con estas características, involucra un flash tardío de la capa de helio. Para arribar a este tipo de objetos hemos calculado la evolución previa, para estrellas de masa intermedia, desde la ZAMS hasta el recorrido a lo largo de la rama de enfriamiento de las enanas blancas, ya que es de crucial importancia tener un perfil químico realista lo cual es posible de obtener únicamente si se calcula toda la evolución de la estrella desde su formación.

La temática de esta tesis está orientada hacia el estudio de las propiedades pulsacionales de las estrellas variables ZZ Ceti desde un punto de vista teórico-numérico. Una de las motivaciones mas importantes para estudiar estrellas pulsantes en general radica en la posibilidad de extraer información de su estructura interna y estado evolutivo a traves del análisis de su espectro pulsacional. Esta técnica es análoga en su esencia a la tan conocida sismología en geofísica. El principio básico (muy antiguo en la historia de la física) es estudiar cómo un sistema vibra para luego inferir sus propiedades estructurales. En el caso de las estrellas, esta metodología se enmarca en la disciplina denominada astrosismología.