Cette thèse est présentée en deux parties. Premièrement, je vais examiner les propriétés de la galaxie la plus brillante au sein d'amas (GBA) sélectionnée à partir de deux grands relevés systématiques, le National Optical Astronomy Observatory Fundamental Plane Survey (NFPS) et le Sloan Digital Sky Survey Data Release 3 (SDSS-DR3). Mon but est de mieux comprendre les raies d'émission du visible des GBA en fonction des propriétés de la galaxie et de son amas. Dans cette analyse, je compare les raies des GBA avec celles d'un échantillon de contrôle qui est constitué d'autres galaxies brillantes situées près du centre des amas. Pour les deux échantillons du NFPS et du SDSS, on voit une fraction modeste (~15%) de GBA avec des raies d'émission. Il n'y a pas de relation entre la fraction des GBA avec des raies d'émission et la masse de la galaxie ou la dispersion des vitesses dans l'amas. Par contre, environ 70% des GBA qui se trouvent dans des amas de type "cooling flow" ont des raies d'émission. De plus, si on considère seulement les GBA qui se trouvent dans un rayon de 50 kpc du centre de l'émission des rayons X du cooling flow, la fraction des galaxies avec raies d'émission est près de 100%. En excluant les amas de type cooling flow, seulement ~10% des GBA ont des raies d'émission, un nombre comparable à celui des galaxies de contrôle. Je montre que l'origine physique de l'émission varie: dans certains cas l'émission est plutôt charactéristique de celle des LINERs, et dans d'autres cas, elle ressemble à l'émission due à un mélange de LINERs et de formation stellaire. Je conclus que la présence des raies d'émission des GBA est reliée directement au refroidissement des rayons X dans le centre des amas. Dans la deuxième partie de cette thèse, j'explore plus en détails les propriétés de l'émission en utilisant des données de spectroscopie de champs intégral pour un sous-échantillon de GBA. J'examine la morphologie de l'émission dans les raies au centre de GBA dans 9 amas cooling flow et non-cooling flow. Je déduis la source d'ionisation qui est a l'origine des raies. L'ionisation par les étoiles jeunes est présente dans deux cas alors que l'ionisation par un AGN est requise dans les autres cas. De plus, je constate que les GBA des amas cooling flow ne sont pas les seules à montrer des raies. Tout ça pour conclure que le processus d'ionisation dans les GBA n'est pas universel. Différents processus sont plus ou moins importants selon le cas. / This thesis is presented in two parts. First, I examine the optical emission line properties of Brightest Cluster Galaxies (BCGs) selected from two large, homogeneous datasets, the National Optical Astronomy Observatory Fundamental Plane Survey (NFPS) and the Sloan Digital Sky Survey Data Release 3 (SDSS-DR3). My goal is to better understand the optical line emission in BCGs with respect to properties of the galaxy and the host cluster. Throughout the analysis I compare the line emission of the BCGs to that of a control sample made of the other bright galaxies near the cluster center. Overall, both the NFPS and SDSS show a modest fraction of BCGs with emission lines (~15%). No trend in the fraction of emitting BCGs as a function of galaxy mass or cluster velocity dispersion is found. However I find that, for those BCGs located in cooling flow clusters, about 70% have optical emission. Furthermore, considering only BCGs within 50kpc of the X-ray center of a cooling flow cluster, the emission-line fraction rises to nearly 100%. Excluding the cooling flow clusters, only ~10% of BCGs are line emitting, comparable to the control sample of galaxies. I show that the physical origin of the emission line activity varies: in some cases it has LINER-like line ratios, whereas in others it is a composite of star formation and LINER-like activity. I conclude that the presence of emission lines in BCGs is directly related to the cooling of X-ray gas at the cluster center. In the second part of this thesis, I explore the detailed properties of this emission using integral field spectroscopy on a select subsample of BCGs. I examine the morphology of the line emission at the center of BCGs in 9 clusters, both cooling flow and non-cooling flow. I discriminate between gas ionized by hot stars and that ionized by a harder source, such as an AGN. There are two cases for which ionization by hot stars is convincing, however, for the rest the emission mechanism appears to be associated with AGN. Furthermore, it is not always cooling flow BCGs which show emission, and non-cooling flow BCGs which do not. The conclusion is that the emission mechanism is not universal among BCGs. Different processes are more or less important for each specific System.