Większość gwiazd o masach powyżej 1:5M⊙ znajduje się w układach podwójnych lub wielokrotnych (np., Duchêne & Kraus, 2013), dlatego ich szczegółowe badanie ma istotne znaczenie w rozwoju współczesnej astrofizyki. Duży procent gwiazd średnio masywnych oraz masywnych, które grupują się w układy gwiazdowe (więcej niż około 50-60%, Duchêne & Kraus, 2013) sugeruje, że wiele obserwowanych zjawisk astrofizycznych może być tłumaczone właśnie podwójnością. Na przykład, tylko ewolucja w układach podwójnych tłumaczy pewne obserwowane charakterystyki gwiazd LBV (z ang. Luminous blue variable, np. Smith & Tombleson, 2015) oraz supernowych Ib i Ic (np. Podsiadlowski i in., 1992; Smith i in., 2011). Ważną podgrupę układów podwójnych stanowią układy zaćmieniowe, w widmach których widać linie pochodzące od obu składników (układy typu SB2). Dla takich układów, dzięki prostym relacjom wynikającym z pierwszych zasad, możliwe jest obserwacyjne wyznaczenie wartości mas i promieni składników z bardzo dużą dokładnością. Ponieważ tempo ewolucji gwiazd zależy w głównej mierze właśnie od ich masy, prześledzenie ewolucji promieni umożliwia wyznaczanie wieku takich układów. Duża różnorodność zjawisk fizycznych zachodzących pomiędzy składnikami w układach staje się wyzwaniem podczas modelowania ewolucyjnego. Wymiana masy, utrata momentu pędu czy mechanizmy akrecji materii to tylko kilka procesów, które należy uwzględnić podczas liczenia ewolucji układów podwójnych. Jednym ze współczesnych kodów ewolucyjnych, który pozwala na uwzględnienie wielu zjawisk fizycznych zachodzących w takich układach jest MESA (Paxton i in., 2011, 2013, 2015, 2018, 2019). Na tym kodzie bazuje zdecydowana większość obliczeń ewolucyjnych przeprowadzonych na potrzeby tej rozprawy. Szczególnie interesujące są zaćmieniowe układy podwójne typu SB2 zawierające składniki pulsujące, np. gwiazdy typu beta Cephei czy delta Scuti. Za zmienność tych gwiazd, która polega na okresowych zmianach jasności i/lub prędkości radialnych, odpowiadają pulsacje gwiazdowe, będące konsekwencją rozchodzących się w ich wnętrzach fal akustycznych lub wypornościowych. Badanie własności tych fal pozwala na wnioskowanie na temat warunków fizycznych panujących wewnątrz gwiazdy. Gałąź astrofizyki, która zajmuje się badaniem gwiazd pulsujących nazywa się asteroseismologią. O ile same gwiazdy typu beta Cephei czy delta Scuti są obiektami dosyć dobrze przebadanymi, to jak dotąd nikt nie przeanalizował wpływu podwójności na własności pulsacyjne tych gwiazd. Wyjątkiem mogą być niedawno odkryte skośne pulsatory znajdujące się w ciasnych układach podwójnych (Handler i in., 2020; Fuller i in., 2020). W gwiazdach typu beta Cephei czy delta Scuti pulsacje są samowzbudzane na skutek działającego klasycznego mechanizmu . W przypadku gwiazd beta Cephei mechanizm ten zachodzi na głębokości odpowiadającej T ≈ 200 000 K, w obszarze lokalnego maksimum nieprzezroczystości wywołanego przez metale należące do grupy żelaza, tak zwany Z-bump. W gwiazdach deltaScuti mechanizm nieprzezroczystości działa w obszarze drugiej jonizacji helu, tj. w temperaturze T ≈ 50 000 K. Przepływ masy w układzie podwójnym może zmieniać warunki fizyczne na różnych głębokościach w zewnętrznych obszarach gwiazdy i istotnie modyfikować modele równowagowe. W takim przypadku własności pulsacyjne modeli będą inne od odpowiadających im modeli pochodzących z ewolucji pojedynczej. Poniższa rozprawa doktorska ma na celu przebadanie zaćmieniowych układów podwójnych zawierających gwiazdy typu widmowego B oraz A. Zdecydowana większość spośród analizowanych tu układów stanowią szerokie układy podwójne, których składniki ewoluują jak izolowane gwiazdy pojedyncze. Te obiekty stanowią idealną próbkę do wyznaczenia ich wieku. W pracy wyznaczono wiek układów podwójnych ze składnikami typu widmowego B. W dalszej części rozprawy, w celu przebadania wpływu podwójności oraz oddziaływania pomiędzy składnikami na pulsacyjne właściwości gwiazd, wybrano trzy układy zawierające składniki pulsujące. Pierwszy z tych układów, V381 Carinae, zawiera gwiazdę typu beta Cephei i jest układem rozdzielonym. Dwa kolejne układy zawierają po jednej gwieździe pulsującej typu delta Scuti. KIC 10661783 jest układem po etapie wymiany masy pomiędzy składnikami, natomiast AB Cassiopeiae jest układem półrozdzielonym, w którym transfer masy wciąż trwa. Prezentowana rozprawa ma następującą strukturę. Pierwszy rozdział zawiera podstawowe równania budowy wewnętrznej gwiazd i krótki opis ewolucji gwiazd pojedynczych oraz gwiazd w układach podwójnych. Dodatkowo, w rozdziale tym zawarto opis kodów ewolucyjnych Warsaw – New Jersey oraz MESA, za pomocą których wyliczono modele na potrzeby prezentowanej pracy. Drugi rozdział zawiera opis liniowej teorii pulsacji gwiazdowych, zastosowane metody identyfikacji modów oraz opis gwiazd zmiennych typu beta Cephei i delta Scuti. Wspomniane rozdziały stanowią krótkie wprowadzenie teoretyczne do pracy. Rozdział trzeci oraz czwarty dotyczą wyników analizy układów podwójnych składających się z gwiazd typu widmowego B. Pierwszy z nich dotyczy wyznaczania wieku dla 38 zaćmieniowych układów podwójnych zawierających gwiazdy typu widmowego B i jest jedynym, w którym uwzględniono modele ewolucyjne wyliczone za pomocą kodu ewolucyjnego Warsaw – New Jersey. Rozdział czwarty dotyczy analizy układu zaćmieniowego V381 Carinae, w którego skład wchodzi gwiazda pulsująca typu beta Cephei. Rozdziały piaty i szósty przedstawiają wyniki analizy układów podwójnych zawierających składniki główne typu widmowego A. Są to odpowiednio KIC 10661783, dla którego wyniki analizy zawiera rozdział piaty, oraz ABCas, który przedstawiony został w rozdziale szóstym. W układach tych składnikiem głównym jest gwiazda pulsująca typu delta Scuti. Rozdziały czwarty, piaty i szósty przedstawiają kompleksową analizę układów, która składa się z wymodelowania zaćmieniowych krzywych blasku, wyliczenia ewolucji układu za pomocą kodu MESA oraz modelowania pulsacyjnego składnika głównego. Prace kończy podsumowanie.