Cette these presente quelques resultats recents sur le role joue par les amas de galaxies et leur environnement sur l'evolution des galaxies. Elle est basee sur le Grand Releve du Telescope Canada-France-Hawaii (an anglais, Canada France Hawaii Telescope Legacy Survey ou CFHTLS), un releve couvrant 154 deg² en lumiere visible dans cinq filtres permettant de calculer des decalages spectraux photometriques precis (photo-zs). Dans un chapitre d'introduction (1), nous commencons par decrire les principales proprietes des amas de galaxies et les raisons pour lesquelles ils sont au coeur de nombreuses etudes en astrophysique. Le chapitre 2 decrit un algorithme de recherche d'amas developpe durant la these: AMASCFI (Adami, MAzure and Sarron Cluster FInder). Il a ete construit pour etre applique a de grandes quantites de donnes fournies tant par des releves recents (comme le CFHTLS) que par ceux de la prochaine generation, tel celui du satellite Euclid. Nous calculons les performances de l'algorithme dans differents ensembles de donnees. En appliquant AMASCFI au CFHTLS, nous detectons des amas jusqu'a un decalage spectral z < 1.1. Nous deduisons une masse pour chacun de nos candidats amas a z < 0.7 en utilisant la richesse comme un 'proxy' (une quantite calculable qui permet d'en estimer une autre, plus difficile a estimer) et obtenons finalement un echantillon de 1371 candidats amas de masse M₂₀₀ > 10¹⁴ M dans le domaine 0.15 < z < 0.7 avec une purete de 90% et une completude de 70%. La purete elevee et la grande taille de notre echantillon nous permettent d'etudier l'evolution en decalage spectral des fonctions de luminosite des galaxies (GLFs), pour des galaxies de type precoce (ETGs) et de type tardif (LTGs) separement, pour differentes masses d'amas (chapitre 3). Notre analyse montre notamment que la GLF des ETGs faibles decrot a grand decalage spectral, confirmant que la sequence rouge (RS) est deja bien formee a z ∼ 0.7, mais qu'elle est ensuite enrichie par des ETGs faibles a z < 0.7, le phenomene de 'quenching' (en absence de traduction satisfaisante et consensuelle, ce terme pourrait etre traduit par 'reduction de la formation d'etoiles') etant un peu plus efficace dans les amas les plus massifs. Nous proposons que l'enrichissement de la RS par des ETGs faibles est du au 'quenching' de LTGs plus brillantes a l'interieur du rayon de viriel de l'amas, mais ne pouvons pas rejeter l'hypothese qu'au moins une partie de cet enrichissement peut etre due a l'accretion d'ETGs faibles ayant subi un pre-traitement dans des groupes en chute sur l'amas. Pour etudier l'impact de ce pre-traitement sur l'evolution avec le decalage spectral de la GLF des ETGs, nous cherchons a detecter les filaments cosmiques autour des amas detectes avec AMASCFI (chapitre 4). Les filaments sont detectes a partir des decalages vi spectraux photometriques en utilisant la methode de Laigle et al. (2018). Nous explorons d'abord la capacite de la methode a recouvrer la toile cosmique a trois dimensions pour differentes incertitudes sur les photo-zs, caracteristiques des grands releves presents et a venir. Nous appliquons ensuite cette methode a l'analyse de filaments cosmiques autour des amas detectes avec AMASCFI. En etudiant les distances aux amas des ETGs et LTGs dans ces filaments, nous concluons que les filaments doivent etre le siege de 'quenching'. Nous proposons comme explication un phenomene d'etranglement des galaxies dans les groupes de galaxies, bien que des preuves solides pour un tel mecanisme ne soient pas encore disponibles. Nous terminons par une discussion des perspectives futures pour explorer davantage le role des amas de galaxies, des groupes et des filaments sur le 'quenching' de la formation d'etoiles. (auteur)