Les nuages moléculaires sont les régions privilégiées pour la formation des étoiles, lesquelles se regroupent sous forme de systèmes multiples (Duchêne & Kraus 2013), voire s’amassent au sein de petits groupes (Lada & Lada 2003, Joncour et al. 2018) dont l’extension spatiale peut varier de quelques UA à plusieurs milliers d’UA. Bien que la réalité de ces systèmes stellaires jeunes soit établie, l’origine physique de leur multiplicité n’en reste pas moins questionnée encore aujourd’hui. Des phénomènes d’évolution dynamique, telles l’éjection ou la capture d’étoiles par ces systèmes lors de rencontres proches permettent d’altérer leur multiplicité après leur formation. Toutefois, la présence de systèmes stellaires hiérarchiques et la jeunesse avérée de petits regroupements d’étoiles au sein de nuages moléculaires laissent à penser que ces systèmes pourraient être assemblés dès la phase de formation des étoiles, par fragmentation du nuage à plus grande échelle. Dans ce travail de thèse, cette dernière éventualité est explorée pour déterminer les propriétés attendues d’un système qui serait originaire d’un tel processus de fragmentation. Nous proposons ainsi un modèle de fragmentation multi-échelle dans lequel une série d’évènements probabilistes décrivent des phénomènes de fragmentation en cascade le long des échelles spatiales. En outre, ce modèle raccorde la nature discrète de la fragmentation dont la résultante est la formation d'étoiles dénombrables, avec la structure continue et multi-échelle des nuages moléculaires à partir desquels les étoiles héritent de leur masse. Ce modèle introduit deux observables locales et continues : le taux de fragmentation qui gouverne la multiplicité des fragments produits et le taux effectif d’injection de masse accordée aux fragments qui caractérise leur rendement massique de formation. Un troisième paramètre, introduit comme le rapport de masse entre les fragments produits, caractérise plus spécifiquement la formation de fragments dénombrables. Ce modèle est utilisé pour définir et délimiter trois régimes de fragmentation en fonction de la quantité de fragments productibles par un système en effondrement : les régimes hiérarchique, monolithique et dissipatif. Implémenter ce modèle dans le cadre de la théorie de la fragmentation gravo-turbulente (Padoan & Nordlund 2002, Hennebelle & Chabrier 2008) a permis de formaliser les circonstances d’accès à ces différents régimes en fonction des conditions physiques du milieu et à évaluer une échelle caractéristique d’arrêt de la fragmentation autour de quelques centaines d’UA. Pour évaluer la possibilité d’extraire, de mesurer et de contraindre le taux de fragmentation, ce modèle est confronté aux données du nuage moléculaire NGC 2264 observé par les télescopes spatiaux Herschel (Motte et al. 2010) et Spitzer (Rapson et al. 2014). La description multi-échelle du nuage est opérée à l’aide d’une représentation en réseaux connectés qui a permis d’évaluer, en tenant compte des biais de discrétisation et de projection, un taux de fragmentation compatible avec la prédiction effectuée dans le cadre de la théorie gravo-turbulente. La dernière étude réalisée à l’aide de ce modèle consiste à évaluer l’impact de la fragmentation sur la fonction de masse des étoiles (IMF), en tenant compte du couplage existant entre une multiplicité qui partitionne la masse du nuage en plusieurs morceaux et une efficacité de formation qui réduit le budget total de masse utilisée. En particulier, cette thèse juge de la plausibilité que la fonction de masse des cœurs (CMF) de la région de formation massive W43 – MM2&MM3 (Pouteau et al. 2022) caractérisée par un excès d’objets massifs, puisse dans le futur se rattacher à une IMF de type Salpeter, ne contenant pas un tel excès d’étoiles massives. Ce modèle a ainsi pour ambition d’évaluer en cohésion la multiplicité des systèmes formés avec la masse des étoiles qui les composent au moment de leur formation dans le nuage.