La evolución de las estrellas masivas depende fundamentalmente de su masa inicial, pero factores secundarios como la metalicidad, la eyección de materia o la interacción gravitatoria en sistemas binarios, pueden modificar radicalmente las fases evolutivas y las características del entorno estelar. Los mecanismos que favorecen la eyección de materia, tales como la rotación, las pulsaciones, la presión de radiación, y, en especial, las explosiones de supernovas, tienen importantes consecuencias sobre el medio circunestelar e interestelar, aportando grandes cantidades de energía y momento. A su vez, las abundancias químicas superficiales de una estrella masiva se ven modificadas por el enriquecimiento de elementos pesados generados en su interior, que con ayuda del mezclado convectivo externo (MCE, o “dredge up”) suben a las capas superiores favoreciendo el desarrollo de inestabilidades, las que influyen en las propiedades de los vientos estelares (Panei 2004). Un elemento importante en la descripción de la teoría de evolución estelar es la tasa de la pérdida de masa. La pérdida de materia a lo largo de la vida de una estrella puede ser muy grande y favorecer la formación de discos y envolturas. Además, la determinación de las abundancias químicas constituye otro elemento de diagnośtico y verificación de la teoría de evolución estelar. Tal es así que la extensión de la región que posee helio enriquecido puede discriminarse contemplando los procesos de mezcla en la fase de secuencia principal (por efectos de la rotación) y en la fase de supergigante roja por MCE, mientras que los cocientes de abundancias de C/N y O/N dan información de la extensión de las regiones de elementos procesados por ciclos CN y ON del ciclo CNO. Entonces, el enriquecimiento por CNO procesado será más importante en las estrellas más masivas y más luminosas (Lennon et al. 1993a). Es también de esperar que las supergigantes en la fase de post-supergigante roja tengan más intensificado el CNO procesado. Sin embargo, las anomalías de carbono y nitrógeno en las superficies de las supergigantes B están bien documentadas y dieron lugar al sistema de clasificación espectral BN y BC propuesto por Walborn (1976). Los estudios más recientes mostraron que la materia nuclear procesada, determinada por el cociente C/N, requiere de un mecanismo más eficiente de mezcla que el predicho por los modelos actuales de estrellas con rotación y pérdida de masa (Firnstein & Przybilla 2006). La correcta estimación de la composición química es importante al momento de analizar la propia evolución estelar y la dinámica del viento. El estudio de los vientos de las estrellas supergigantes está basado en la teoría de vientos impulsados por radiación, desarrollada por Castor et al. (1975), y en la cual se adopta una ley de velocidades β como aproximación a la solución hidrodinámica del fluido. El parámetro β define el gradiente de la curva de velocidad del viento y la velocidad terminal de las las partículas, que es la velocidad que éstas alcanzan a distancias muy grandes comparadas con las dimensiones del objeto. Estos dos parámetros, en conjunto con la tasa de pérdida de masa, constituyen los tres parámetros que caracterizan a un viento estelar. Esta tesis está centrada en el estudio de los vientos de las estrellas supergigantes B y su variabilidad. La importancia de entender el comportamiento de estos objetos es fundamental para comprender la evolución de las estrellas masivas en general y la evolución dinámica y química de las galaxias donde ellas se encuentran. En particular, estos objetos se ubican en las inmediaciones del salto de biestabilidad de temperatura (Lamers et al. 1995), región que divide claramente las características de los vientos estelares en dos grupos. Aquí merece destacarse que la teoría estándar sólo explica consistentemente los vientos con β ≤ 1 aunque las observaciones sugieren valores de β entre 1 y 3. Para estudiar las estrellas supergigantes B, se realizó un análisis mediante la comparación de espectros sintéticos con los observados, principalmente el de la línea Hα que, en el rango óptico, es la línea más sensible para derivar los parámetros del viento. Para modelar los perfiles observados se utilizó el código de transporte radiativo FASTWIND, desarrollado por Puls et al. (2005). En esta tesis estudiamos, por un lado, una muestra de 19 estrellas supergigantes B, cubriendo todos los subtipos espectrales, desde las más calientes (B0) hasta las más frías (B9). Este estudio permitió realizar nuevas estimaciones de los parámetros estelares y de los parámetros del viento. En tres objetos, la determinación de los parámetros del viento se ha realizado por primera vez. Analizamos la conocida relación momento-luminosidad del viento y discutimos nuestros resultados con los obtenidos por otros autores. Cabe destacar aquí que encontramos dos relaciones para describir la relación momento-luminosidad del viento de las estrellas supergigantes. Interpretamos estas relaciones en términos de los valores que adoptamos para los parámetros del viento. Por otro lado, en esta tesis nos centramos en el estudio de la variabilidad de la supergigante 55 Cyg, sobre una base de tiempo de 5 años. Esto ha sido posible gracias a una extensa campaña de observación internacional. De un trabajo detallado hemos podido modelar con FASTWIND más de 50 espectros ópticos obteniendo de manera consistente los parámetros del viento. Complementariamente, el análisis de los momentos de líneas fotosféricas permitió detectar 19 frecuencias con periodos que van de unas pocas horas a varias decenas de días. La presencia de multiperiodos y la variabilidad observada en la eyección de materia nos llevó a proponer que 55 Cyg se encuentra por segunda vez en la región del diagrama HR de las supergigantes azules, habiendo pasado ya por la etapa de supergigante roja. Discutimos además la relación del cociente entre la velocidad terminal y de escape con la temperatura efectiva de los objetos, prestando especial atención en aquellos que se encuentran en el rango de temperatura asociado con el salto de biestabilidad. Por otro lado, observando la variabilidad de los vientos estelares mediante los cambios en la forma e intensidad de los perfiles de línea de H α , buscamos posibles correlaciones con los periodos reportados en la literatura. Encontramos una relación lineal empírica entre el máximo periodo (fotométrico o espectroscópico) medido y un parámetro Qr que está asociado con la amplitud de variación de la pérdida de masa. Cabe mencionar que las estrellas supergigantes B que siguen esta relación son de tipos espectrales medios (B2-B3) y tardíos (B4-B9), mientras que las de tipos espectrales tempranos (B0-B1.5) parecen no seguir ninguna relación. La relación encontrada podría asociarse con los modos radiales extraños (que presentan los periodos más largos) y podrían desencadenar procesos de pérdida de masa. Por otro lado, cabe mencionar que el periodo máximo de 22.5 días y la amplitud de variación de la pérdida de masa encontrada en este trabajo para 55 Cyg, siguen la misma relación empírica mencionada. En base a los resultados alcanzados en esta tesis, se plantean nuevas problemáticas a estudiar, como lo es la presencia de abundancias normales de He en la superficie de las estrellas supergigantes B en la etapa posterior a supergigante roja. Esto conlleva a rever los modelos de evolución estelar, indicando que estos no sólo deberían considerar la variabilidad en la pérdida de masa a lo largo de la evolución sino que deberían incluir a las pulsaciones en forma consistente. El trabajo de tesis está diagramado en 6 capítulos; dos capítulos introductorios, un tercer capítulo donde se presenta una muestra de 19 estrellas B supergigantes, el modelado individual de cada una y un resumen de los parámetros estelares obtenidos y de las propiedades de los vientos de estas estrellas. El capítulo 4 versa sobre el estudio individual de la estrella supergigante 55 Cyg, donde se confirma la presencia de 19 modos de pulsación y se propone a las pulsaciones como un mecanismo plausible para explicar la variabilidad del viento en este objeto. En el capítulo 5 se presenta una discusión general sobre el estado evolutivo de las estrellas B supergigantes, las características de los vientos en la región de biestabilidad y se muestra una relación que vincula la amplitud de la variación de la pérdida de masa con las pulsaciones. Finalmente, en el capítulo 6 se resumen las conclusiones de este trabajo.