Los flujos astrofísicos juegan un rol esencial en muchos de los fenómenos observados en el Universo. Para una comprensión detallada de estos fenómenos, es necesario combinar adecuadamente los enfoques observacional y teórico. En este contexto, el modelado numérico aparece como una herramienta muy poderosa y complementaria entre las dos primeras. En esta tesis, se estudió la dinámica asociada a la explosión de supernovas y de sus remanentes. En particular, se llevó a cabo un estudio de la dinámica de remanentes de supernova jóvenes desde un punto de vista hidrodinámico. Más específicamente, se analizaron posibles causas de asimetría en estas explosiones y en las primeras fases de evolución de sus remanentes. En condiciones ideales, se espera que la evolución inicial de un remanente de supernova sea un proceso esféricamente simétrico. Sin embargo, muchos remanentes jóvenes muestran diversas asimetrías que no pueden ser explicadas por ejemplo, en términos de inhomogeneidades del medio interestelar. En este contexto, se propuso investigar posibles causas alternativas de ruptura de la isotropía las cuales han sido divididas para su mejor estudio en causas cinemáticas y dinámicas. En el estudio general de causas de asimetría en remanentes jóvenes se consideraron la presencia de obstáculos, gradientes de densidad en el medio interestelar y el movimiento propio de las estrellas progenitoras. Se tomaron como casos testigos los llamados remanentes históricoso de Kepler y Tycho. En el caso particular del remanente de Kepler, se encontró que la causa principal de asimetría se debió al movimiento propio que el progenitor poseé respecto al medio circundante. Se supuso que la progenitora se trataba de una estrella evolucionada, con un viento denso y lento. Debido al alto movimiento propio de la progenitora, la burbuja generada por la acción de este viento adquiere la forma de un choque a proa. Cuando la estrella explota como supernova, su remanente evoluciona en este medio perturbado, el que tiene una fuerte asimetría en su distribución de densidad. De acuerdo a los resultados obtenidos, la colisión entre el choque principal del remanente y la estructura cometaria producida por el viento de la progenitora, puede explicar las características morfológicas y distribución de brillo que este objeto exhibe en imágenes en radio y rayos X. En el caso particular del remanente de Tycho, se encontró que la causa principal de asimetría se debió a que en el momento de la explosión incorporó material de las capas externas de la atmósfera de su estrella compañera. Este exceso de masa, que está en el rango de 0.3 y 0.6 masas solares ocasiona una evolución más lenta que la región donde no la incorporó ́dando así lugar a un frente de choque que puede describirse aproximadamente como dos semi-esferas de distinto radio. Dentro del margen de error y suponiendo una distancia de 3 kpc, se observa un buen grado de coincidencia morfológica. Además, los mapas sintéticos en rayos X son cualitativamente similares a lo observado por distintos instrumentos. Estos resultados son tendientes a un escenario de una supernova tipo Ia, aportando evidencia sobre el origen de Tycho y de su posible compañera.