Depuis plus d'un siècle, la relation période-luminosité (P-L) des étoiles Céphéides est un échelon fondamentale de l'échelle des distances cosmologiques. Cependant, l'estimation des distances à partir de cette loi n'est précise qu'à ∼ 5 % et cette incertitude est principalement due à son étalonnage. L'amélioration de cet étalonnage nécessite une détermination précise (de manière indépendante de la relation P-L) de la distance des Céphéides proches. Jusqu'à récemment, les Céphéides étaient considérées comme dépourvues de matériel circumstellaire. En 2005, des observations interférométriques VLTI/VINCI et CHARA/FLUOR ont révélé l'existence d'enveloppe circumstellaire autour de certaines Céphéides. Ce ma- tériel environnant est particulièrement intéressant pour deux raisons : il pourrait avoir un impact sur l'estimation des distances et pourrait être lié à une perte de masse passée ou en cours. L'utilisation de la méthode de Baade-Wesselink classique pour la détermination indépendante des distance pourrait être significativement biaisée par la présence de ces enveloppes. Bien que leurs observations soient difficiles à cause du fort contraste entre la photosphère de l'étoile et l'enveloppe circumstellaire, plusieurs techniques d'observations ont le potentiel d'améliorer notre connaissance sur leurs propriétés physiques. Dans ce manuscrit, je discute en particulier des techniques de haute résolution angulaire que j'ai appliqué pour l'étude de plusieurs Céphéides Galactiques. Dans un premier temps j'ai utilisé des observations de la Céphéide RS Puppis en imagerie par optique adaptative avec NACO, couplée à un mode d'observation dit "cube", pour déduire le rapport de flux entre l'enveloppe et la photosphère de l'étoile dans deux bandes étroites centrées sur λ = 2.18 μm et λ = 1.64 μm. De plus grâce au mode cube, j'ai également pu effectuer une étude statistique du bruit de speckle me permettant d'étudier une éventuelle asymétrie. Dans un second temps, j'ai analysé des données VISIR pour étudier la distribution d'éner- gie spectrale d'un échantillon de Céphéides. Ces images, qui sont limitées par la diffraction, m'ont permis d'effectuer une photométrie précise dans la bande N et de mettre en évi- dence un excès infrarouge lié à la présence d'une composante circumstellaire. D'autre part en appliquant une analyse de Fourier j'ai montré que certaines de ces composantes sont résolues. J'ai ensuite exploré la bande K′ avec l'instrument de recombinaison FLUOR pour certaines Céphéides brillantes. Grâce à de nouvelles données sur l'étoile Y Oph, j'ai approfondi l'étude de son enveloppe circumstellaire. En utilisant un modèle d'étoile entourée d'une couronne sphérique, j'ai déterminé une taille angulaire de 4.54 ± 1.13 mas et une profondeur optique de 0.011 ± 0.006. Pour deux autres Céphéides, U Vul et S Sge, j'ai appliqué la méthode de Baade-Wesselink afin d'estimer une première mesure directe de leur distance. J'ai trouvé unedistanceded = 647 ± 45pcetd = 661 ± 57pc,respectivementpourUVuletSSge,ainsi qu'un rayon linéaire moyen R = 53.4 ± 3.7 R⊙ et R = 57.5 ± 4.9 R⊙ respectivement.