Ce travail de these, s'interesse dans deux parties distinctes a deux thematiques astrophysiques independantes: i) certains aspects de la formation stellaire sont traites dans une premiere partie, alors que la seconde, plus modeste, s'interesse au rayonnement cosmique. Lorsqu'une etoile se forme, alors que l'accretion sur l'objet central se poursuit, de gigantesques ejections de matiere se produisent sous forme de jets et flots moleculaires bipolaires. Apres une introduction donnant une vision globale de tous les elements impliques dans la formation stellaire, nous presentons les modeles 'standards' pour les flots moleculaires. Dans un troisieme temps, nous construisons un modele alternatif et complementaire aux approches standards: le modele de transit. Il s'agit d'un modele MHD, autosimilaire et qui considere le renversement d'une partie de l'ecoulement lorsque le gaz en chute approche de l'objet central. Les resultats montrent notamment que le modele permet de rendre compte des taux de masses observes lors de la formation des etoiles massives, taux que les modeles standards atteignent difficilement. Le modele est etudie de facon extensive grace a une exploration Monte Carlo de l'espace des parametres et la mise en evidence de deux grandes familles de solutions. Le modele de transit donne une description a grande echelle de l'environnement proto-stellaire et montre une forte structuration du milieu autant en densite qu'en vitesse. C'est dans un tel milieu que le jet issu du disque d'accretion se propage, et une etude numerique preliminaire de cette propagation montre que la morphologie et la cinematique du jet est fortement affectee par le milieu ambiant. Nous en deduisons l'importance d'avoir un bonne description de ce dernier et la necessite de ne pas se contenter des milieux 'uniformes et au repos' generalement consideres. La seconde partie est consacree a la partie nucleaire du rayonnement cosmique Galactique. Ce 'rayonnement' est constitue de noyaux qui se sont propages dans la Galaxie et son halo diffusif, apres avoir ete acceleres dans les chocs de supernovae. Certains de ces noyaux atteignent la Terre ou ils sont detectes. Comprendre la propagation de ces noyaux est essentiel pour remonter, a partir des mesures, aux abondances des noyaux dans les sources. Dans ce travail, nous nous interessons specifiquement au cas des noyaux lourds, en connection avec l'experience UHCRE, et regardons comment la structure locale de la Galaxie, la 'bulle locale', affecte la propagation des lourds. Nous trouvons que la sous-densite locale du voisinnage solaire joue effectivement un role dans la determination des abondances sources et que l'effet tend a reduire les differences entre les abondances sources et les abondances solaires des noyaux. Nous donnons enfin dans un dernier chapitre quelques perspectives pour la poursuite de cette etude. (auteur)