L'objectif de cette thèse est de fournir puis d'exploiter des contraintes observationnelles relatives aux étoiles massives et à leurs explosions de supernova. Pour cela, nous nous intéressons à la signature de leur activité de nucléosynthèse et plus particulièrement au rayonnement de décroissance de plusieurs isotopes radioactifs produits et libérés à divers stades de leur existence : le 44Ti, l'26Al et le 60Fe. Grâce au spectromètre haute-résolution SPI embarqué sur l'observatoire spatial INTEGRAL, nous avons pu caractériser l'émission de raies gamma associée à la décroissance de ces trois radio-isotopes.<br />Dans un premier temps, nous nous concentrons sur l'émission de décroissance du 44Ti présent dans le vestige de supernova Cassiopée A. Le but de cette étude est d'obtenir, par une analyse spectrale du signal, une information sur la cinématique de l'ejecta de Cassiopée A. Une telle donnée pourrait alors nous renseigner sur le mécanisme incertain par lequel l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive en fin de vie aboutit à une explosion de supernova.<br />Nous nous intéressons ensuite aux raies gamma de la décroissance de l'26Al et du 60Fe. Ces deux isotopes à longue durée de vie s'accumulent dans le milieu interstellaire autour des étoiles massives et donnent lieu à une émission galactique diffuse à 1809 et 1173/1332 keV respectivement. Les observations SPI de cette émission sont confrontées à un modèle de la nucléosynthèse galactique construit à partir des plus récents modèles stellaires. Un travail plus détaillé est alors consacré à la région du Cygne, qui abrite une forte concentration d'étoiles massives proches. Les données SPI obtenues sont comparées aux prédictions théoriques d'un code de synthèse de population et d'une simulation numérique de diffusion de l'26Al à l'intérieur de la superbulle soufflée par l'amas Cyg OB2.

Une émission gamma à 511 keV est observée depuis le début des années 1970 dans la direction du centre Galactique. Cette émission est la signature de l'annihilation d'électrons avec des positrons qui sont les antiparticules des électrons. Malheureusement, l'origine de ces positrons galactiques reste à l'heure actuelle un mystère. De nombreuses sources de positrons ont été proposées mais elles présentent toutes des difficultés à expliquer cette émission d'annihilation galactique. Celle-ci possède une distribution spatiale particulière. Depuis 2002, le spectromètre SPI à bord de l'observatoire spatial INTEGRAL révèle une émission fortement concentrée dans le bulbe galactique et une faible émission en provenance du disque galactique. Cette distribution spatiale est totalement atypique car elle ne ressemble à aucune distribution galactique connue, que ce soit d'une population stellaire ou d'un gaz interstellaire. L'hypothèse selon laquelle les positrons s'annihilent à proximité de leur source (c.-à-d. que la distribution spatiale de l'émission d'annihilation est identique à la distribution spatiale des sources) a donc été remise en cause. Des études récentes semblent suggérer que les positrons pourraient se propager loin de leur source avant de s'annihiler. Ceci permettrait de résoudre éventuellement l'énigme sur l'origine des positrons galactiques. Cette thèse a été consacrée à modéliser la propagation puis l'annihilation des positrons dans la Galaxie, dans le but de comparer des modèles spatiaux de l'émission d'annihilation aux dernières données mesurées par SPI/INTEGRAL. Cette méthode nous permet en effet de poser des contraintes sur l'origine des positrons galactiques. Nous avons donc développé un code de simulation Monte Carlo de transport des positrons dans la Galaxie dans lequel nous avons implémenté toutes les connaissances théoriques et observationnelles de la physique des positrons (sources, modes de transport, pertes en énergie, modes d'annihilation) et du milieu interstellaire de la Galaxie (distributions du gaz interstellaire, champs magnétiques galactiques, structure des phases gazeuses). Dues aux incertitudes entourant de nombreux paramètres physiques (champs magnétique du halo galactique, structure des phases du milieu interstellaire, etc.), nous avons implémenté plusieurs modèles pouvant potentiellement rendre compte de ces paramètres. Ces paramétrages différents de la Galaxie nous ont ainsi permis d'estimer leur impact sur la propagation et l'émission d'annihilation des positrons. Nous avons appliqué ce code à l'étude des positrons émis par la décroissance β+ de l'26Al, du 44Ti et du 56Ni qui sont continûment produits dans la Galaxie au coeur des étoiles massives et des explosions de supernovae. Nous avons étudié ces sources car l'idée que celles-ci pourraient expliquer l'émission d'annihilation galactique est largement répandue depuis des décennies. Nous avons montré que, peu importe le paramétrage de la Galaxie, ces positrons permettent d'expliquer l'émission du disque mais pas la totalité de l'émission du bulbe. La raison est simple : ces positrons ne se propagent pas très loin de leur source avant de s'annihiler. Dans ce cadre, une source supplémentaire de positrons dans le bulbe est nécessaire pour rendre compte de la totalité de l'émission. Nous avons montré qu'une source transitoire de positrons (d'énergie ~MeV) située au centre de la Galaxie pourrait expliquer l'émission du bulbe.