Las supernovas (SNs) marcan el final explosivo de un grupo de estrellas. Se ha establecido que las SNs de colapso de núcleo resultan de estrellas masivas (≳ 8 M ⊙) mientras que las SNs termonucleares resultan de enanas blancas en sistemas binarios. No obstante, esta distinción se basa mayormente en modelos teóricos que tienen en cuenta la evolución estelar de progenitores pre-definidos y aún no es claro cómo influyen las variaciones de ciertas caracterı́sticas como pueden ser la metalicidad, la multiplicidad, la tasa de pérdida de masa, entre otros, en las propiedades observadas de las SNs. Si bien algunos modelos han sido respaldados por las observaciones, la escasez de observaciones directas de estrellas progenitoras trae como consecuencia que se desconozca la naturaleza exacta de los progenitores asociados a diferentes SNs. Una pregunta fundamental que todavı́a no ha sido resuelta en el estudio de SNs es ¿Cuál es la naturaleza exacta de las estrellas que explotan como SN? En este trabajo se estudian parámetros observacionales derivados de las curvas de luz y/o espectros de SNs II, ricas en hidrógeno, SNs IIb, pobres en hidrógeno y SNs Ia, deficientes en hidrógeno, con el objetivo de obtener información respecto de sus sistemas progenitores y/o proveer información útil que pueda ser tenida en cuenta a la hora de formular modelos teóricos. En el capı́tulo 2 se comparan las curvas de luz de un grupo número de SNs II y SNs IIb. No sólo se analizaron algunos parámetros generalmente estudiados en la literatura sino que para realizar una comparación independiente del tipo de SN observada, también se definieron nuevos parámetros que fueron comparados con los antes mencionados. Se encontró que las SNs II y las SNs IIb provendrı́an de progenitores que han atravesado diferentes procesos evolutivos. Dado que dicho análisis no considera efectos que podrı́an producir otros mecanismos de potenciación de la SN, en el capı́tulo 3 se estudiaron las propiedades de un grupo de SNs II más luminosas que las consideradas en el capı́tulo anterior para estudiar cuáles podrı́an ser los mecanismos que las potencian. Se encontró que las caracterı́sticas de la muestra estudiada podrı́an explicarse por la presencia de CSM poco denso en los alrededores de las SNs. En el capı́tulo 4 se utilizan las herramientas de análisis desarrolladas durante el capı́tulo 2 para estudiar una caracterı́stica previamente ignorada presente en las curvas de luz de SNs Ia con el objetivo de determinar si dicha caracterı́stica provee nueva información respecto de este tipo de SNs. Si bien se especula respecto de los orı́genes fı́sicos de la caracterı́stica estudiada, es más adecuado que tal estudio sea realizado desde el punto de vista del modelado teórico de SNs teniendo en cuenta que el resultado principal del trabajo presentado es que la caracterı́stica estudiada se puede ver en la mayorı́a de las SNs Ia que tienen curvas de luz de gran calidad. En el capı́tulo 5.1 se presentan las conclusiones generales del trabajo realizado y las perspectivas de trabajo futuro. Finalmente, en el Apéndice se presentan los códigos desarrollados para realizar algunas de las mediciones descriptas en la tesis.Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas