Les recherches de SNe ont commencé il y a plus de 100 ans. Depuis, il a été possible de collecter beaucoup de données d'observations astronomiques. Les astronomes ont développé une classification détaillée et ont abouti un relatif consensus sur la nature physique de ces événements très différents. Néanmoins, beaucoup de questions restent sans réponse. En résumé, les supernovæ de type II (riche en hydrogène) résultent de l'éjection l'enveloppe des supergéantes rouges (SGR). Les principales sources de connaissance sur ces objets sont l'évolution de leur luminosité en fonction du temps (`courbes de lumière') et leurs spectres observés à différentes époques. La méthode la plus utilisée pour extraire les informations des données d'observation est la modélisation des courbes de lumières et des spectres des supernovæ. Dans le Chapitre 1 (Introduction), nous présentons successivement l’évolution stellaire, la physique des explosions et l’évolution des éjectas. Nous décrivons aussi les différents types de supernova ; l’état actuel des connaissances sur les CCSNe ainsi que ces limitations. Nous discutons de la théorie de l'évolution stellaire. Nous décrivons notre approche numérique au Chapitre 2 (Supernova modelling). Elle consiste en trois étapes principales : la modélisation de l'évolution stellaire, l'explosion de l'étoile SGR résultante, et la modélisation de l'évolution des éjectas. Nous présentons la structure modélisée des étoiles SGR ; ces modèles et techniques de calcul sont similaires aux modèles utilisés dans les chapitres suivants. Nous discutons notre méthode d'explosion d'un progéniteur quand son noyau dégénéré commence à s'effondrer. Dans le Chapitre 3 (Observational properties), nous discutons les propriétés observées en photométrie et spectroscopie des CCSNe. Nous extrayons les propriétés statistiques de l'échantillon existant. En utilisant la technique présentée, nous avons effectué une étude détaillée de SN 2008bk, une supernova bien observée (Chapitre 4). Nous pouvons contraindre les propriétés du progéniteur et des paramètres d'explosion. Notre modélisation nous permet de comparer non seulement les propriétés de base telles que la luminosité, mais aussi à analyser en détail les caractéristiques spectrales, telles que la présence de certaines raies spectrales ainsi que leur morphologie. Nous montrons qu'une étoile de 12M⊙ sur la séquence principale est un bon candidat au progéniteur de SN 2008bk. Aussi, nous discutons de la forme asymétrique de la raie Hα et concluons qu'elle provient du chevauchement avec la raie forte du Ba II 6596.9 Å. SN 2008bk, avec quelques dizaines d'autres objets, forme une sous-classe importante de CCSNe — supernovae à faible luminosité. Nous avons consacré une attention particulière à cette classe d'objets, dont l'uniformité et les données d'observation nous permet de tirer des conclusions importantes. Au Chapitre 5, nous étudions l'échantillon de 17 SNe de faible luminosité et analysons la possibilité que ces événements résultent d'explosions de progéniteurs de petite ou de grande masse. Il n'y a pas d'accord solide dans la communauté astronomique sur les progéniteurs possibles des explosions de SNe à faible luminosité. Notre analyse montre que les étoiles massives de masse inférieure (~12 M⊙) sont de bons candidats pour les progéniteurs de cette sous-classe de SNe. De plus, nos simulations d'étoiles de masse élevée (25 et 27 M⊙) montrent qu'une explosion ayant une luminosité aussi faible aurait des propriétés d’observation remarquables qui ne sont pas présentes dans les données. Dans le Chapitre 6, nous étendons notre étude sur toutes les CCSNe, en utilisant des modèles plus énergétiques que dans les Chapitres 4 et 5. Nous fournissons des preuves que ce qui différencie la diversité de SNe II est l'énergie d'explosion plutôt que la masse des éjectas (ou plus précisément la masse de l'enveloppe riche en H de progéniteur).