Ce travail présente une caractérisation de la turbulence dans la région du Trapèze de la nébuleuse d’Orion. Les raies observées sont Hα, [OIII] et le doublet du [SII], ce dernier permettant aussi d’obtenir la densité électronique. Le traitement de données d’interférométrie de Fabry-Pérot permet d’obtenir une carte des vitesses radiales dans le gaz pour chaque raie. Une technique d’homogénéisation présentée par Lagrois & Joncas (2011) utilisant un filtre de type Zurflueh a permis de mettre en évidence les fluctuations de vitesse provenant de la turbulence. L’analyse statistique des vitesses à l’aide des fonctions d’autocorrélation et de structure ont permis d’obtenir l’exposant de Kolmogorov γ pour chacun des ions. En Hα et en [OIII], l’exposant (~ 1/2) est typique d’une turbulence supersonique avec ondes de choc tandis qu’en [SII], l’exposant (~ 1/3) est typique d’une turbulence subsonique sans choc. De plus, l’étude de l’histogramme des fluctuations de vitesse a permis de localiser des zones où on retrouve de l’intermittence dans la turbulence.

Cette thèse porte sur les grandes questions concernant le magnétisme des étoiles massives, c'est-à-dire les étoiles qui termineront leur vie par une supernova puisqu'elles sont plus massives que huit fois la masse de notre Soleil. Nous nous intéressons en particulier à l'effet d'un champ magnétique sur la structure et l'évolution de ces étoiles, ainsi qu'à l'origine de ce champ. En effet, les théories actuelles prédisent que la présence d'un champ magnétique chez une étoile massive aura une influence marquée sur son cheminement, par le biais d'une modification de la perte de masse et de la rotation, deux ingrédients clés de l'évolution stellaire. Nous avons entrepris un relevé spectropolarimétrique des étoiles massives appartenant à deux amas d'étoiles, l'amas de la nébuleuse d'Orion et l'amas de la nébuleuse de la Rosette, à l'aide de l'instrument ESPaDOnS installé au télescope Canada-France-Hawaii. Nous avons détecté trois étoiles magnétiques, dont deux nouvelles détections, toutes situées dans l'amas de la nébuleuse d'Orion. Nous avons évalué la fréquence du magnétisme pour chacun de ces amas, et déterminé que leurs fréquences d'étoiles magnétiques semblent être statistiquement différentes. La fréquence générale du magnétisme chez les étoiles massives, déterminée à partir de nos observations, est d'au moins 11%. À l'aide d'observations spectropolarimétriques, nous avons déterminé les caractéristiques magnétiques des étoiles de l'amas de la nébuleuse d'Orion, grâce à notre méthode de modélisation contemporaine basée sur les statistiques bayésiennes. Nous sommes donc en mesure d'obtenir une distribution des forces de champs magnétiques à la surface des étoiles OB de l'amas de la nébuleuse d'Orion. Cette distribution semble pointer vers deux populations distinctes, en accord qualitatif avec l'idée qu'un champ magnétique d'origine fossile ne peut survivre qu'au-dessus d'une certaine force. De plus, nous avons comparé cette distribution avec celle prédite par les modèles d'origine fossile des champs des étoiles à neutrons. Il semble que les étoiles massives ont, à première vue, assez de flux magnétique pour expliquer les champs magnétiques des pulsars. Nous avons de plus étudié l'effet de l'interaction d'un champ magnétique avec le vent radiatif généralement puissant présent chez les étoiles massives. Nous avons déterminé que les étoiles OB magnétiques ne montrent pas systématiquement d'émission en rayons X plus lumineuse, plus dure et plus variable que celle prédite par un vent non magnétique.