Dans les plasmas magnetises, l'interaction entre la turbulence, le magnetisme et les cisaillements grandes echelles joue un role important sur l'organisation du plasma et sur les processus de transport qui s'y produisent. Cette interaction et ses consequences peuvent etre etudiees dans leur developpement non lineaire avec des simulations numeriques hautes performance multi-dimensionnelles et par une analyse detaillee (dans l'espace physique et dans l'espace spectral) des processus de transport dans les plasmas. Dans cette these, nous nous interesserons au cas des plasmas stellaires et de tokamaks. La premiere partie introduit les concepts fondamentaux de la physique des plasmas, communs aux deux domaines, puis les specificites de chacun des plasmas avec la magnetohydrodynamique et l'evolution stellaire pour les plasmas stellaires et la theorie gyrocinetique pour les plasmas de tokamaks. La seconde partie se concentre sur les plasmas stellaires. A l'aide de simulations numeriques 3D d'etoiles de type GK avec le code ASH, nous etudions l'influence du nombre de Rossby sur la convection. On determine une transition a Ro=1 entre les faibles Ro ayant un profil de rotation differentielle de type solaire, ou a bandes comme Jupiter, et les Ro plus eleves pour lesquels la rotation est anti-solaire avec un equateur plus lent que les poles. Nous proposons ensuite une suite de neuf modeles permettant de simuler les changements du champ magnetique au cours de l'evolution stellaire, de la phase d'etoile jeune, avec disque d'accretion, a l'age solaire. Au cours de la pre-sequence-principale (PMS), le taux de rotation et la structure interne de l'etoile changent de maniere importante avec l'apparition et la croissance du coeur radiatif. Nous trouvons que l'energie magnetique augmente alors globalement a l'approche de la zero age main sequence (ZAMS). La topologie du champ devient de plus en plus complexe avec une composante dipolaire plus faible et un champ magnetique moins axisymetrique. Ce champ est genere par une dynamo type alpha-Omega pour laquelle l'effet Omega devient de plus en plus dominant lorsque l'etoile passe de 1 Mans a 50 Mans, i.e. la zone convective s'amincit. Le champ magnetique contenu dans la zone radiative possede une topologie mixte poloidale toroidale qui satisfait les criteres de stabilite des instabilites MHD en zone radiative. Une fois arrive sur la ZAMS, la structure interne de l'etoile se stabilise et seul le taux de rotation change au cours de la sequence principale (MS), l'etoile etant ralentit par les vents magnetises. Le ralentissement de l'etoile provoque une diminution de l'energie magnetique contenue dans la zone convective. Une transition du profil de rotation differentielle peut etre observee car le nombre de Rossby se rapproche de 1 et nous analysons les consequences sur la topologie et les transferts spectraux entre les composantes du champ magnetique dynamo. La troisieme partie de ce manuscrit aborde egalement les transferts spectraux d'energie grande echelle dans les plasmas de tokamaks. L'utilisation du code gyrocinetique 5D GYSELA permet de simuler ces avalanches. Apres une caracterisation de ces transferts, en espace et en vitesse, nous utilisons un diagnostic spectral sur l'entropie pour mieux comprendre leur origine et leur dynamique. Un lien de causalite 'flux de chaleur turbulent → gradient de temperature → cisaillement' peut alors etre mis en evidence. Finalement, au vu des resultats obtenus, nous discutons les similarites entre les deux type de plasmas et proposons des pistes pour de futurs developpements