Ce travail de thèse, s'intéresse dans deux parties distinctes à deux thématiques astrophysiques indépendantes : i) certains aspects de la formation stellaire sont traités dans une première partie, alors que la seconde, plus modeste, s'intéresse au rayonnement cosmique.<br /><br />Lorsqu'une étoile se forme, alors que l'accrétion sur l'objet central se poursuit, de gigantesques éjections de matière se produisent sous forme de jets et flots moléculaires bipolaires. Après une<br />introduction donnant une vision globale de tous les éléments <br />impliqués dans la formation stellaire, nous présentons les modèles "standards" pour les flots moléculaires. Dans un<br />troisième temps, nous construisons un modèle alternatif et complémentaire aux approches standards~: le modèle de transit. Il s'agit d'un modèle MHD, autosimilaire et qui considère le renversement d'un partie de l'écoulement lorsque le gaz en chute <br />approche de l'objet central. Les résultats montrent notamment que le modèle permet de rendre compte des taux de masses observés lors de la formation des étoiles massives, taux que les modèles standards atteignent difficilement. Le modèle est étudié de façon <br />extensive grâce à une exploration Monte Carlo de l'espace des paramètres et la mise en évidence de deux grandes familles de solutions. Le modèle de transit donne une description à grande échelle de l'environnement proto-stellaire et montre une forte structuration du milieu autant en densité qu'en vitesse. C'est dans un tel milieu que le jet issu du disque d'accrétion se propage, et une étude numérique préliminaire de cette propagation montre que la morphologie et la cinématique du jet est fortement affectée par le milieu ambiant. Nous en déduisons l'importance d'avoir un bonne description de ce dernier et la nécessité de ne pas se contenter des milieux "uniformes et au repos" généralement considérés. <br /><br />La seconde partie est consacrée à la partie nucléaire du rayonnement cosmique Galactique. Ce "rayonnement" est constitué de noyaux qui se sont propagés dans la Galaxie et son halo diffusif, après avoir été accélérés dans les chocs de supernovae. Certains de ces noyaux atteignent la Terre où ils<br />sont détectés. Comprendre la propagation de ces noyaux est essentiel pour remonter, à partir des mesures, aux abondances des noyaux dans les sources. Dans ce travail, nous nous intéressons spécifiquement au cas des noyaux lourds, en connection avec l'expérience UHCRE, et regardons comment la structure locale de la Galaxie, la "bulle locale", affecte la propagation des lourds. Nous trouvons que la sous-densité locale du voisinnage solaire joue effectivement un rôle dans la détermination des abondances sources et que l'effet tend à réduire les différences entre les abondances sources et les abondances solaires des noyaux. Nous donnons enfin dans un dernier chapitre quelques perspectives pour la poursuite de cette étude.

Des observations récentes montrent que les jeunes étoiles en cours de formation éjectent de la matière à des dizaines de kilomètres par seconde, sous la forme de jets et flots impactant le milieu ambient dont l'effondrement est a l'origine de la formation stellaire. L'impact supersonique entre le jet et le nuage moléculaire parent de l'étoile génère un front de choc sous la forme d'un “bow-shock” se propageant dans le gaz interstellaire, et qui s'accompagne d'un choc en retour qui se propage le long du jet.<br /><br />La structure de ces chocs dépend de leur vitesse ainsi que des propriétés physiques du gaz dans lequel ils se propagent, et notamment de la valeur du champ magnétique local. Les simulations numériques de type magnétohydrodynamique de propagation de tels chocs permettent de contraindre les propriétés physiques et chimiques du gaz dans lequel est générée l'émission moléculaire. Les chocs interstellaires, stationnaires et non stationnaires sont ainsi modélisés, et des grilles de modèles sont construites, pour différentes plages de valeurs des paramètres préchocs qui sont aussi les paramètres d'entrée du code de choc, parmi lesquels la vitesse de choc, la densité préchoc, le champ magnétique, et l'âge des chocs dans le cas des chocs non stationnaires.<br /><br />L'émission de la molécule de dihydrogène est d'abord étudiée. En raison de son importance particulière (due à son importante densité ainsi qu'au rôle crucial joué en tant que refroidisseur du gaz et de partenaire de collision pour les espèces moléculaires), la population de ses niveaux est résolue à l'intérieur du code de choc, ainsi que son transfert de rayonnement. L'onde de choc modifie la composition chimique du gaz, dissociant partiellement ou totalement l'hydrogène moléculaire, qui est le principal agent refroidissant du gaz. Dans les régions où le dihydrogène subsiste, il est excité collisionnellement , générant ainsi de l'émission dans ses transitions rovibrationnelles et purement rotationnelles. Cette émission est en effet observée dans l'infrarouge par les satellites ISO (Infrared Space Observatory) et Spitzer. Les diagrammes d'excitation correspondants sont ensuite utilisés pour comparer les modèles aux observations existantes pour le flot bipolaire L1157, détecté autour d'une jeune protoétoile de Classe 0. Ces comparaisons confirment la nécessité d'un recours aux modèles de chocs non stationnaires pour interpréter les densités de colonne observées pour les niveaux de H2.<br /><br />De telles régions de chocs génèrent des conditions physiques et chimiques elles mêmes à l'origine d'une chimie particulière favorisant la formation de molécules caractéristiques telles que SiO, dont l'émission est alors observée dans les fenêtres infrarouge et submillimétrique (IRAM, CSO, JCMT). Le transfert de rayonnement de la molécule de SiO est simulée à l'aide d'un programme numérique reposant sur l'approximation LVG (Large Velocity Gradient). Ce programme est écrit, testé dans des conditions basiques, comparé à d'autres modèles de référence, puis utilisé en sortie du code de choc pour les modèles des grilles mentionnées plus haut. Les mécanismes d'émission des raies moléculaires sont ainsi étudiés, des digrammes d'intensité intégrée et des profils de raie sont alors produits. Des comparaisons avec les observations de la région L1157 sont effectuées indépendamment des résultats relatifs au dihydrogène, avec un bon accord pour des modèles de choc stationnaires et sous diverses hypothèses de répartition initiale du silicium dans les grains de poussière, et de l'oxygène dans la phase gazeuse. Enfin, l'émission de SiO est aussi étudiée dans le cadre de ces mêmes hypothèses dans les chocs non stationnaires. La comparaison simultanée des observations SiO et H2 est alors réalisée, c'est à dire leur ajustement par un même modèle de choc, avec des résultats encourageants.<br /><br />Pour compléter cette étude, l'émission de CO est aussi envisagée dans les modèles de chocs stationnaires et non stationnaires, et le monoxyde de carbone est ajouté à la liste des molécules dont la production et l'émission peuvent être modélisées par le même choc que H2 et SiO avec un accord satisfaisant, même si cet ajout ne génère pas de contrainte supplémentaire par rapport à ces deux molécules.