Une question ouverte en cosmologie est l’origine exacte de la Réionisation cosmique. Autour du redshift 6, soit environ un milliard d’années après le Big Bang, l’état de l’hydrogène dans le milieu intergalactique (IGM) est passé de neutre à ionisé, ce qui caractérise la dernière transition de phase de l’Univers. L’explication précise de ce processus est encore débattue, bien qu’il semble que les photons ionisants émis par les jeunes étoiles massives dans les premières galaxies soient responsables de la Réionisation. Cependant, la plupart des photons ionisants sont absorbés par le milieu interstellaire (ISM) des galaxies à partir desquelles ils sont émis. Par conséquent, pour mieux comprendre quel type de galaxie a le plus contribué à la Réionisation, il faut savoir mesurer la fraction d’échappement des photons ionisants (fesc) des galaxies à hauts redshifts. Les photons ionisants étant absorbés par l'IGM lors de la Réionisation, ils ne peuvent pas être observés depuis la Terre. Par conséquent, la mesure de fesc doit être faite avec des traceurs indirects. Les raies d’absorption des ions à faible ionisation sont des traceurs prometteurs de fesc. Ce sont des raies d’absorption créées par des ions métalliques tels que C+ ou Si+, apparaissant sur le continu stellaire des galaxies. Grâce à leur longueur d’onde plus longue que celle de la transition Lyman alpha de l’hydrogène, ces raies d’absorption ne sont pas effacées par l'IGM neutre de l’époque de la Réionisation. En outre, comme les raies viennent d'éléments à faible ionisation, elles tracent le milieu neutre de l’ISM, qui lui-même détermine fesc. Pour étudier dans quelle mesure nous pouvons déduire fesc des raies d’absorption, j’utilise mes codes de post-traitement uniques en leur genre pour produire des raies d’absorption et calculer fesc dans nos galaxies simulées. Cela me permet de comparer les deux quantités et de trouver des corrélations entre elles. Après avoir présenté les simulations que j’utilise dans ce travail et les étapes de mes codes de post-traitement, je commence par étudier les raies d’absorption elles-mêmes. Je montre que je reproduis des raies réalistes, ressemblant à des raies d’absorption de galaxies observées à redshift élevé. Ensuite, je montre que de nombreux processus physiques complexes affectent les profils d’absorption. L’effet de remplissage, dû à la diffusion des photons, modifie la profondeur des raies, et les gradients de vitesse du gaz dans les galaxies modifient considérablement les raies, en raison de l’effet Doppler. De plus, les écrans de poussière non homogènes jouent également un rôle important dans le façonnage des raies d’absorption. Ensuite, je compare les raies avec les fractions d’échappement des photons ionisants dans des directions d’observations choisies. En raison des processus complexes affectant les raies, et des différences entre la distribution des ions et celle de l’hydrogène neutre, je ne trouve que des relations dispersées, et les raies d’absorption ne peuvent en général pas prédire la fraction d’échappement des photons ionisants. Je continue l’analyse du continuum ultraviolet et des raies d’absorption pour étudier l'ISM et les flux de gaz dans les simulations. En comparant des quantités observables telles que la fonction de luminosité, la pente beta et l’excès infrarouge entre les simulations et les observations, j’évalue à quel point nos simulations sont réalistes. Je teste également les méthodes d’observation utilisées pour calculer l’atténuation par la poussière des galaxies à redshift élevé. En utilisant ces méthodes sur mes spectres simulés, et en comparant les résultats avec l’atténuation par la poussière exacte, connue dans la simulation, je déduis que les mesures sous-estiment la vraie atténuation. Enfin, je compare les raies d’absorption avec les débits de masse de gaz sortants et entrants dans le milieu circum-galactique de nos simulations, pour étudier dans quelle mesure ces quantités sont corrélées.