La compréhension des processus amenant à la formation d'étoiles depuis la phase dense du milieu interstellaire est possible via l'observation des molécules. Celles--ci nous permettent de contraindre, par l'intermédiaire d'une modélisation de leur émission, les conditions physiques, dynamiques et chimiques présentes dans les nuages au cours des différents stades de l'effondrement. Les milieux sondés lors de ce type d'étude correspondent, pour la plupart des molécules, à des conditions pour lesquelles le peuplement des niveaux d'énergie s'effectue hors équilibre thermodynamique. L'analyse du rayonnement nécessite alors des données de physique microscopique dont la précision influence fortement la description des régions modélisées. C'est dans ce contexte que s'inscrit le travail effectué durant cette thèse: celui-ci a porté, d'une part, sur la détermination de constantes de vitesses de collision pour les molécules N2H+ et H2O et d'autre part, sur l'interprétation de spectres observés pour ces molécules dans des régions de formation d'étoiles. La première de ces molécules, N2H+, constitue un excellent traceur des régions denses des nuages froids et la seconde, H2O, est la troisième espèce moléculaire la plus abondante dans les régions de formation d'étoiles massives ou de faibles masses et constituera le principal objectif du satellite Herschel. Pour la molécule N2H+, des constantes de vitesse de collision concernant la structure hyperfine ont été obtenues pour les niveaux hyperfins associés aux 7 premiers niveaux rotationnels et pour la gamme de température T=5-50 K. Pour cela, la dynamique collisionnelle a été etudiée avec une approche quantique indépendante du temps où la structure hyperfine est introduite via une méthode de recouplage. Ces données ont ensuite été utilisées afin d'interpréter l'émission observée dans un échantillon de nuages pré-protostellaires. En particulier, différentes approches ont été envisagées afin de traiter la résolution des équations d'équilibre statistique ce qui a permis de dégager les influences respectives qu'ont les taux de collision, le couplage radiatif et la structure en densité et température de la source sur les rapports d'intensité des transitions hyperfines associées à la transition j=1-0. Concernant H2O, l'objectif de ce travail est d'une part, de réactualiser les constantes de vitesse de collision du système H2O-H2, en se basant sur une surface d'énergie potentielle (SEP) récemment calculée et dont la précision est supérieure à celle qui a précédemment été utilisée. Ceci a tout d'abord permis une comparaison visant à établir la sensibilité des constantes de vitesse de collision à différents paramètres de la SEP. Ensuite, nous nous sommes intéressés à la détermination des paramètres d'élargissement de raies par collisions, en se basant sur l'approximation d'impact. L'intérêt de cette dernière étude est double: d'une part, ces données sont nécessaires à l'étude des atmosphères planétaires et d'autre part, par l'intermédiaire d'une confrontation entre résultats théoriques et données expérimentales, celle--ci nous donne une estimation de la qualité de la SEP et des données qui en sont issues. Finalement, en parallèle à ce travail, il a été effectué une analyse de l'émission de H2O observée dans la nébuleuse de Kleimann-Low dans Orion. A partir de données obtenues avec le satellite ISO, il a alors été possible de contraindre les conditions physiques de la source ainsi que la répartition spatiale de l'abondance de l'eau.

Des nuages moléculaires aux étoiles, l'ensemble des stades d'évolution des étoiles jeunes peuvent être observés dans le domaine submillimétrique. A cette fin, le télescope Herschel a observé, dans le cadre d'un relevé de la Ceinture de Gould, plusieurs nuages moléculaires. Lorsque ces nuages se fragmentent, des coeurs denses, accumulant de la poussière et du gaz, se forment et se contractent. Nous avons effectué un relevé exhaustif des coeurs denses préstellaires dans le nuage moléculaire d'Ophiuchus qui apparaissent couplés avec des structures filamentaires dans le cadre du paradigme de la formation d'étoiles au sein de filaments interstellaires. La région n'était pas connue pour être filamentaire, malgré des alignements de protoétoiles observables. Ce nuage moléculaire présente la particularité d'être soumis à une rétroaction importante venant d'étoiles actives à proximité, visible dans la structure du nuage moléculaire. Oph B-11, mise en évidence par des observations interférométriques, est un précurseur de naine brune, de masse finale trop faible pour que l'étoile produite brûle de l'hydrogène. Leur mécanisme de formation est mal connu. Il faut caractériser et observer un premier candidat pré-naine brune. Oph B-11 a été détectée à proximité d'un choc proche, que nous avons caractérisé chimiquement. De plus, à plus haute résolution avec ALMA, nous avons montré l'environnement moléculaire structuré, contraint le mécanisme de formation de ce type d'objet. Ces observations dévoilent une série de chocs dans plusieurs traceurs, coïncidant avec la détection de la pré-naine brune, favorisant le scénario gravo-turbulent pour la formation des naines brunes. / From molecular clouds to stars, every step of the evolution of young stars can be observed in the submillimetric range. The Herschel Space Telescope observed, as part of the Herschel Gould Belt Survey, many molecular clouds.When these molecular clouds are fragmenting, dense prestellar cores accumulating dust and gaz are forming and contracting. We performed a census of prestellar dense cores in the Ophiuchus Molecular Cloud, which appear to be coupled with filamentary structures, as part of the paradigm of star-formation inside insterstellar filaments. The region was not previously known as filamentary, despite the observation of protostellar alignments.This molecular could is under the heavy feedback of active stars nearby seen in the structure of the molecular cloud.Oph B-11, detected with interferometric observations, is a brown dwarf precursor, which final mass will not be important enough for the final star to burn hydrogen. Their formation mechanism is not well constrained, we must find and characterize a first candidate pre-brown dwarf.Oph B-11 was detected along a nearby shock, we characterize chemically. Moreover, higher resolution studies with ALMA show a structured molecular environment, and help us constrain the mechanism of formation of this kind of objects. These observations show a series of shocks in differents tracers, spatially coincident with the detected position of the pre-brown dwarf, in favor of the gravo-turbulent scenario for the formation of brown dwarfs.