Dans un contexte programmatique riche avec le lancement de Parker Solar Probe en 2018 et celui de Solar Orbiter en 2020, la question fondamentale de l’origine coronale du vent solaire est au cœur des problématiques scientifiques de la communauté solaire et héliosphérique.La couronne solaire est structurée par le champ magnétique qui se décline en champ fermé, formant des boucles connectant la surface solaire, et en champ ouvert avec un pieds ancré à la surface et l’autre s’étendant dans l’héliosphère. L’interface entre les champs ouverts et les champs fermés constitue une zone particulière favorable au développement de la reconnexion magnétique dite d’interchange, qui échange dynamiquement la connectivité magnétique entre le champ ouvert et le champ fermé. Cet échange de connectivité permet de restructurer le champ magnétique coronal à grande échelle et de laisser s’échapper le long des lignes nouvellement ouvertes, le plasma initialement confiné dans la couronne fermée. La reconnexion d’interchange est à ce titre l’une des théories expliquant la génération du vent solaire lent, l’une des deux catégories de vent solaire définies par les observations. Le vent lent, très variable, est composé d’un plasma aux propriétés typiques de la basse couronne fermée, à l’inverse du vent rapide, régulier, qui possède les propriétés des régions de champ magnétique ouvert. Parmi les origines potentielles du vent lent, plusieurs observations EUV et rayons X associées au champ magnétique coronal extrapolé à partir de magnétogrammes observationnels associent le vent lent avec les structures de pseudo-streamer. Ces structures magnétiques sont fréquemment observées dans la couronne lors des phases d'activité solaire maximale. Leur topologie magnétique formée de champ magnétique fermé bordé de champ magnétique ouvert en fait des structures idéales pour les modèles de reconnexion d'interchange. Le travail mené dans cette thèse vise à développer un modèle dynamique de reconnexion d’interchange au sein d’un pseudo-streamer. Elle apporte une description de la dynamique fine du champ magnétique coronal dans ces structures grâce à des simulations numériques 3D de la couronne pour un soleil entier. Le code utilisé, ARMS, est un code à raffinement de maille adaptatif qui résout les équations de la magnétohydrodynamique 3D pour un plasma d’hydrogène. En analysant précisément l’état de connectivité de centaines de lignes de champ magnétique à chaque pas de temps de la simulation, j’ai identifié plusieurs scénarios d’ouverture du champ fermé coronal susceptibles de participer à la variabilité du vent lent. Je distingue notamment un scénario en une étape où la reconnexion d’interchange a lieu au sein du pseudo-streamer, d’avec un scénario en deux étapes initié par une interaction entre pseudo-streamer et helmet streamer, une structure coronale permanente, suivie d’une ouverture par reconnexion d’interchange à l’apex du helmet streamer. Ces différences de scénario suggèrent des différences dans les propriétés du vent généré par ces reconnexions magnétiques. En analysant les propriétés du plasma le long des lignes de champ magnétique ouvertes par reconnexion d'interchange j’ai identifié et caractérisé des flots de plasma injectés dans l'héliosphère. J’ai observé ainsi des lignes de champ magnétique présentant des flots de plasma et d’autres n’en présentant pas. Ces résultats montrent que la reconnexion d’interchange ne garantit pas systématiquement l’injection de plasma dans l’héliosphère, c’est-à-dire de la génération de vent lent. L’extension de cette étude pourra permettre d'apporter des contraintes identifiables dans les observations EUV et mesures in situ afin d'apporter de nouveaux arguments en faveur du modèle de reconnexion d'interchange pour la génération du vent solaire lent, et ainsi d'en améliorer sa compréhension.