En la presente tesis hemos estudiado los sistemas progenitores de las erupciones de rayos gamma (ERG, o GRBs por sus siglas en inglés --Gamma-Ray Bursts--) de larga duración mediante modelos numéricos de su evolución dinámica y emisión electromagnética. De todas las posibles clases de eventos, en particular nos centramos en aquellas que muestran una componente prominente de emisión térmica, la cual podría generarse por medio de la interacción de un chorro constituido por plasma relativista con el medio en el que se propaga. La parte central de esta tesis se ha dedicado al modelado de ERG a partir de dos clases diferentes de progenitores: ERG ultra largas dominadas en su espectro de emisión por una componente térmica tipo cuerpo negro y ERG asociadas con explosiones supernova (SN) originadas tras el colapso de una estrella masiva. El estudio de los chorros de ERG y su emisión radiativa se ha dividido básicamente en dos pasos. En primer lugar, la evolución dinámica de chorros relativistas puede ser simulado por medio de simulaciones hidrodinámicas relativistas multidimensionales que han sido realizadas en nuestro caso con el código MRGENESIS. En segundo lugar, la emisión sintética de dichos chorros se calcula con el código de transferencia radiativa SPEV en una etapa de posprocesado en donde consideramos diferentes procesos de emisión cuya radiación es seguida temporal y espectralmente. En la primera parte de la tesis hemos extendido el actual modelo teórico que intenta explicar la clase de ERG dominadas en su espectro de emisión por una componente térmica de cuerpo negro. Estos eventos se caracterizan por sus largas duraciones y la presencia de una notable componente térmica que sigue a las ERG, además de por su débil post-luminiscencia. La ERG 101225A, también conocida como la "erupción de Navidad", representa el miembro más notorio dentro de esta nueva clase de ERG. Se ha sugerido que las ERG dominadas por emisión de cuerpo negro pueden surgir de la fusión de un sistema binario formado por una estrella de neutrones y el núcleo de helio de una estrella masiva muy evolucionada. Hemos modelado mediante simulaciones hidrodinámicas relativistas en 2 dimensiones espaciales la propagación de chorros ultra relativistas en el medio generado tras la fusión de la binaria. Hemos estudiado las consecuencias dinámicas más relevantes fruto de la interacción del chorro y esta capa densa y las hemos conectado con la generación de emisión térmica en la erupción de Navidad. Hemos realizado un estudio paramétrico de la interacción chorro/medio ambiente y hemos confrontado curvas de luz sintéticas con datos observacionales reales. La componente térmica observada en nuestros modelos se origina de la interacción entre el chorro y la envoltura de hidrógeno expulsada durante la fusión de la estrella de neutrones con el núcleo de helio, la cual se puede aproximar como una capa de alta densidad con forma toroidal cuyo eje coincide con el eje de rotación de la binaria. La ausencia de una postluminiscencia clásica y la presencia de una componente térmica se pueden justificar también mediante esta interacción. Encontramos también que la emisión sincrotrón del choque delantero del chorro domina la emisión en sus etapas tempranas, durante las cuales el choque es todavía moderadamente relativista. La contribución del choque reverso es de la misma magnitud que la del choque delantero durante los primeros 80 minutos después de la detección de la emisión de rayos ɣ. Más adelante en la evolución, la emisión del choque reverso cesa pues éste desaparece debido a que el haz del chorro es estrangulado por su interacción con el medio. Destacamos que, en concordancia con las observaciones, hemos obtenido curvas de luz planas durante los primeros 2 días después de la ERG y una evolución espectral que es consistente con el enrojecimiento observado en el sistema. Además, hemos obtenido que esta inversión espectral y enrojecimiento observados en la erupción de Navidad pueden relacionarse con el tiempo en el que la capa densa expulsada por el sistema progenitor en una fase temprana de envoltura común es completamente arrasada por el chorro ultra relativista. En la segunda parte de la tesis hemos estudiado sistemas progenitores de ERG más canónicos, en particular aquellos sistemas basados en una estrella masiva aislada al borde del colapso. Motivados por el número creciente de ERG asociadas a energéticas explosiones de SN, hemos estudiado la propagación de chorros relativistas dentro de su estrella progenitora y el medio circunestelar. Se ha prestado especial atención a la interacción de chorros con el choque originado por una SN lanzada instantes antes de que éstos comiencen a propagarse. Hemos seguido la evolución dinámica en una dimensión espacial del choque de la SN. Mediante simulaciones hidrodinámicas relativistas en dos dimensiones espaciales hemos estudiado la evolución dinámica de uno de los chorros propagándose en el medio dejado atrás por el choque de la SN. Por completitud, se ha estudiado también un caso en el que la SN no se hubiera originado. Basándonos en consideraciones analíticas que hemos podido verificar en nuestras simulaciones, hemos estimado el umbral de luminosidad intrínseca, L_j^{thr}, requerido para la formación de chorros. Para el modelo estelar en consideración comprobamos que L_j^{thr} ≳ 1E49 erg s^{-1}. La luminosidad isotrópica equivalente observada en rayos-ɣ, L_{iso,ɣ} ≃ 4 ϵ_ɣ L_j / θ_{BO}^2, depende del ángulo de apertura del chorro tras su emergencia, θ_{BO}, y de la eficiencia de conversión de la luminosidad intrínseca del chorro en radiación ɣ, ϵ_ɣ. Chorros muy energéticos pueden producir eventos de baja luminosidad tanto si el ángulo de apertura de dichos chorros tras su emergencia de la estrella es grande, cosa que así observamos en nuestros modelos, como si la eficiencia de conversión de energía cinética e interna en radiación es baja. Más allá de estas consideraciones analíticas, mostramos que la presencia de un choque de SN modifica la propagación del chorro. El objetivo principal de este capítulo consistía inicialmente en el estudio de la emisión sintética con SPEV durante y después de la emergencia por parte del chorro o del choque de la SN de la estrella progenitora. Sin embargo esta parte ha experimentado diversos problemas técnicos. En particular hemos sufrido de una excesiva difusión numérica causada por la falta de resolución en nuestra malla numérica. Debido a las restricciones computacionales en este apartado, no hemos podido obtener curvas de luz y espectros durante un tiempo lo suficientemente largo como para realizar un estudio adecuado de la emisión térmica. Por tanto, nuestras conclusiones deben de ser consideradas como preliminares. Hemos obtenido luminosidades bastantes bajas sólo marginalmente consistentes con cálculos previos encontrados en la literatura. En concreto, encontramos que el destello de la SN simulada es ≲ 1000 veces más tenue que uno de los prototipos de ERG/SN (ERG 060218/SN 2006aj) o que destellos de rayos X (DRX) asociados a SNs (DRX 080109/SN 2008D). A pesar de ello, las observaciones de ERG/SN muestran propiedades heterogéneas, habiendo casos en los que la luminosidad bolométrica es órdenes de magnitud más pequeña que los ejemplos previos. Además, tiempos para alcanzar el pico de luminosidad en rayos X de alrededor de 10s son predichos teóricamente en progenitores compactos de WR (es decir, como los aquí considerados). Estos hechos hacen que nuestros modelos sean parcialmente consistentes con la fenomenología existente. De los análisis del factor de Lorentz asintótico en la cavidad formada en los diferentes chorros, predecimos que los transitorios de alta energía que puedan producirse en nuestros modelos serán más similares a DRX que a ERG. De hecho, nuestros chorros muestran el pico de luminosidad específica en la banda ultravioleta extrema en vez de en rayos X, y una luminosidad en rayos ɣ claramente menor (~2‒4 órdenes de magnitud más pequeña que en la banda X). Finalmente, hemos encontrado que la señal muy temprana observada en nuestros diferentes modelos de chorro (antes de que se alcance el pico en luminosidad) por debajo de la banda ɣ es muy similar entre chorros con similares luminosidades intrínsecas. Esto ocurre a pesar de la sustancial diferencia en la evolución hidrodinámica entre modelos de chorro que han interaccionado con un choque de SN previo y modelos de chorro que se han propagado en el modelo estelar sin modificar. Esperamos que esta similitud se mantenga, al menos, durante escalas de tiempo del orden del tiempo que tarda en cruzar transversalmente la luz esta región de emisión (~ 1‒2s). Por tanto, en un futuro continuaremos con el estudio de los modelos presentados en esta tesis siguiendo su evolución hasta tiempos más largos y empleando mallas numéricas de mayor resolución.In this thesis we study the progenitor systems of long gamma-ray bursts (GRBs) using numerical models of their dynamics and the electromagnetic emission. Of all the possible classes of events, we focus on those showing a prominent component of thermal emission, which might be generated due to the interaction of a relativistic jet with the medium into which it is propagating. The main part of the thesis is devoted to modelling GRBs from two different clases of progenitors: ultra-long GRBs dominated by blackbody emission and GRBs associated with core-collapse supernovae (SNe). The study of GRB jets and their radiative emission has been basically divided into two steps. First, the dynamical evolution of relativistic jets can be simulated by means of multidimensional special relativistic hydrodynamic simulations which have been performed with the MRGENESIS code. Second, the synthetic emission from such jets is computed with the relativistic radiative transfer code SPEV in a post-processing stage assuming different radiative processes in which we follow the temporal and spectral evolution of the emitted radiation. An instrumental part of this project consisted in extending SPEV to include thermal processes, such as thermal bremsstrahlung, in order to account for the thermal signal that may arise in some GRBs. In the first part of this thesis, we extend an existing theoretical model to explain the class of blackbody-dominated GRBs (BBD-GRBs), i.e., long lasting events characterized by the presence of a notable thermal component trailing the GRB prompt emission, and a rather weak traditional afterglow. GRB 101225A, the "Christmas burst", is the most prominent member of this class. It has been suggested that BBD-GRBs could result from the merger of a binary system formed by a neutron star and the Helium core of an evolved, massive star. We model in 2D the propagation of ultrarelativistic jets through the environments created by such mergers. We outline the most relevant dynamical details of the jet propagation and connect them to the generation of thermal radiation in GRB events akin to that of the Christmas burst. A comprehensive parameter study of the jet/environment interaction has been performed and synthetic light curves are confronted with the observational data. The thermal emission in our models originates from the interaction between the jet and the hydrogen envelope ejected during the neutron star/He core merger. We find that the lack of a classical afterglow and the accompanying thermal emission in BBD-GRBs can be explained by the interaction of an ultrarelativistic jet with a toroidally shaped ejecta whose axis coincides with the binary rotation axis. We also find that the synchrotron emission of the forward shock of the jet is dominant during the early phases of the evolution, along which that shock is still moderately relativistic. The contribution of the reverse shock is of the same magnitude as that of the forward shock during the first 80 min after the GRB. Later, it quickly fades because the jet/environment interaction chokes the ultrarelativistic jet beam and effectively dumps the reverse shock. We highlight that, in agreement with observations, we obtain rather flat light curves during the first 2 days after the GRB, and a spectral evolution consistent with the observed reddening of the system. Besides, we obtain that this spectral inversion and reddening happening at about 2 days in the Christmas burst can be related to the time at which the massive shell, ejected in an early phase of the common-envelope evolution of the progenitor system, is completely ablated by the ultrarelativistic jet. In the second part of this thesis, we study more canonical progenitor systems of GRBs, namely single massive stars on the brink of collapse. Motivated by the many associations of GRBs with energetic SN explosions, we study the propagation of relativistic jets within the progenitor star and the circumstellar medium. Particular attention is paid to the interaction between the jets and a SN shock wave launched briefly before the jets start to propagate. We have followed the dynamical evolution in one spatial dimension (1D) of the SN ejecta alone. Employing 2D axisymmetric relativistic hydrodynamic simulations we have explored the dynamical evolution of jets running into the medium left behind by the SN shock. For completeness, we have studied also the case in which no SN has formed. Based on analytic considerations and verified with an extensive set of simulations, we have estimated a threshold intrinsic jet luminosity, L_j^{thr}. For the stellar model under consideration here it is L_j^{thr} ≳ 1E49 erg s^{-1}. The observed equivalent isotropic ɣ-ray luminosity, L_{iso,ɣ} ≃ 4 ϵ_ɣ L_j / θ_{BO}^2, crucially depends on the jet opening angle after breakout, θ_{BO}, and on the efficiency in converting the intrinsic jet luminosity into ɣ-radiation, ϵ_ɣ. Highly energetic jets can produce low-luminosity events if either their opening angle after the breakout is large, which is found in our models, or if the conversion efficiency of kinetic and internal energy into radiation is low enough. Beyond these theoretical analysis, we show how the presence of a SN shock wave modifies the jet propagation. One of the main goals of this chapter was studying the emission with SPEV at the breakout of the jet or the SN ejecta. However this part suffered from technical problems, in particular excessive numerical diffusion caused by a lack of numerical resolution. Due to computing time restrictions, we could not properly obtain long-time light curves and spectra and could only compute the thermal emission. Therefore, our conclusions have to be considered preliminary. We have obtained rather low luminosities inconsistent with previous calculations in the literature. We find that the SN flash of our models is ≲ 1000 times dimmer than that of one of the prototype examples of GRB/SNe (GRB 060218/SN 2006aj) or X-ray flashes (XRF) associated to SNe (XRF 080109/SN 2008D). However, observations of GRB/SNe show heterogeneous properties, with cases in which the bolometric luminosity is orders of magnitude smaller than in the previous examples. Besides, X-ray peak times of ~10 s are theoretically expected for compact WR progenitors. Both facts, make our models partly consistent with the existing phenomenology. From the analysis of the asymptotic Lorentz factor in the whole cavity blown by the different jets, we foresee that the high-energy transients we may produce will be more similar to XRF than to GRBs. Indeed, our jet events display their peak specific luminosity in the extreme UV band, rather than in the X-ray band, and clearly a fainter ɣ-ray luminosity (~2‒4 orders of magnitude smaller than in the X-ray band). Finally, we find that the very early observational signature of our different jet models (prior to the luminosity peak) below the ɣ-ray band is very similar comparing jets with the same intrinsic luminosity. This happens in spite of the substantially different hydrodynamic evolution of models which either interact with a pre-existing SN ejecta or propagate through the unmodified stellar progenitor. We expect this similarity lasting for time scales of the order of the light-crossing time of the transversal size of the emitting region (~1‒2 s). Thus, we shall continue our models for even longer evolutionary times and, as argued above, employing a finer grid resolution.