Les protubérances solaires sont de fascinantes structures magnétiques à grande échelle dans l'atmosphère solaire. Elles sont l'objet de recherches depuis des dizaines d'années mais des questions comme leur formation, leur stabilité et leur éruption ne sont toujours pas bien comprises. De grands progrès ont été obtenus dans ce domaine et celui des éruptions en particulier avec une combinaison d'observations synoptiques et continues depuis l'espace (voir SoHO/EIT, STEREO/SECCHI/EUVI, et SDO/AIA) et en spectro-imagerie multilongueurs d'onde. Depuis le lancement du satellite IRIS en 2013, beaucoup de résultats d'observations et de modélisations ont été obtenus grâce à la très haute résolution spectrale et spatiale d'IRIS tant en spectroscopie qu'en imagerie. Dans cette thèse, nous nous focalisons sur les signatures observationnelles des processus mis en avant pour expliquer les éruptions de protubérances. Nous essayons aussi de déterminer les variations de conditions physiques d'une protubérance éruptive et d'estimer à la fois les masses de matière qui quittent le Soleil et celles qui retournent au Soleil pendant une éruption. En ce qui concerne les vitesses, nous parvenons à construire le vecteur vitesse en chaque pixel de la protubérance observée, grâce à la combinaison d'une méthode de "flot optique" appliquée aux images AIA 304 et IRIS Mg II h&k ce qui donne accès aux vitesses dans le plan du ciel, d'une part, et grâce à la technique Doppler appliquée aux profils IRIS Mg II h&k ce qui permet de calculer les vitesses le long de la ligne de visée, d'autre part. En ce qui concerne les densités et températures, nous comparons les intensités absolues observées avec les valeurs déduites de calculs de transfert radiatif Hors-Equilibre Thermodynamique Local, ce qui nous permet de construire des cartes de ces quantités. Les densités électroniques ainsi déduites sont dans la gamme 1.3E9 - 7.0E10 cm⁻³ et les densités totales d'hydrogène dans la gamme 1.5E9 – 3.6E11 cm⁻³ dans les diverses régions de la protubérance. La température moyenne est d'environ 1.1E4 K une valeur plus élevée que dans les protubérances quiescentes. Le degré d'ionisation varie entre 0.1 et 10. Les flux de masse à l'intérieur de la protubérance et leurs variations temporelles ont pu ainsi être calculés. La masse totale ainsi déduite est dans la gamme 1.3E14 - 3.2E14 g. La perte totale de masse de la protubérance vers la surface solaire évaluée sur la durée d'observation avec IRIS est d'un ordre de grandeur plus faible que la masse totale de la protubérance. Nous explorons aussi les corrélations entre indices spectraux observables dans les raies h et k de Mg II et des quantités physiques comme la densité et la mesure d'émission (ME). Nous avons choisi de calculer des modèles uni-dimensionnels (1D) isothermes et isobares en utilisant le code PRODOP_Mg NLTE disponible à MEDOC (IAS) et en procédant au calcul exact du rayonnement incident. Nous en déduisons des corrélations entre les intensités émergentes dans les raies h et k d'une part, et les densités et les ME d'autre part. Moyennant quelques hypothèses sur la température, nous établissons une relation entre les intensités k (et h) et la ME, une relation qui devrait être utile pour déterminer les densités d'hydrogène et d'électrons aussi bien que l'épaisseur effective d'une protubérance observée. Ainsi donc, l'évolution des propriétés morphologiques et thermodynamiques d'une protubérance éruptive ont été étudiées de dans cette thèse. Ces travaux conduisent à une meilleure compréhension de quelques aspects des protubérances (éruptives), tels la distribution et l'évolution des densités, de la température, des vitesses et du degré d'ionisation. Nous avons ainsi fourni des contraintes utiles à la modélisation des protubérances. Dans notre conclusion, nous résumons nos résultats et proposons quelques suggestions pour de futures analyses et observations et pour des capacités instrumentales optimisées.