Bien que les grains de poussières représentent 1% du milieu interstellaire en masse, leur étude est essentielle pour comprendre le contenu et la structure des nuages interstellaires. Les grains de poussière, après avoir quitté leurs lieux de formation, se dispersent dans le milieu diffus avant d’être rassemblés lors de la formation des nuages moléculaires denses. C’est lors de cette étape qu’ils grossissent, notamment par coagulation, et acquièrent des manteaux de glaces. Ces changements morphologiques modifient également leurs propriétés optiques (absorption, diffusion et émission). Cependant, leur composition comme leur taille et leur forme restent difficiles à déterminer à partir des observations et constituent un problème hautement dégénéré. L’utilisation des longueurs d’onde en émission n’est pas suffisante pour lever cette dégénérescence dans les cœurs denses, lieu de formation des futures étoiles et planètes. En revanche la diffusion peut dominer l’absorption à 3.6 et 4.5 μm, ce phénomène appelé coreshine, est particulièrement utile pour sonder les parties les plus denses des nuages. La présence de coreshine dans plus d’une centaine de nuages de notre Galaxie permet d’éliminer bon nombre de modèles de poussières. La modélisation multi–longueurs d’onde en 3 dimensions est une approche nécessaire pour caractériser la balance entre l’absorption du rayonnement et sa diffusion. Alors que la plupart des travaux se concentrent sur l’absorption et la réémission du rayonnement, la diffusion, souvent délaissée, permet d’apporter une vision complète du transfert de rayonnement dans les nuages denses. / Even though dust grains contribute only to 1% of the interstellar medium mass, their study is crucial to understand both the structure and content of interstellar clouds. Dust grains leave their birth places, spread out into the diffuse medium before being gathered together again when dense molecular clouds form. During this last stage, they grow, by coagulation especially, and they acquire ice mantles composed mainly of water. These morphological changes also modify their optical properties (absorption, scattering, and emission). However, it remains a highly degenerate issue to determine their composition, size, and shape from observations. In particular, I will highlight that using wavelengths associated to dust emission is not sufficient to investigate the dense cores, where stars and planets will form. I will show that scattering can dominate the absorption at 3.6 and 4.5 μm, and that this phenomenon called coreshine is a powerful tool to investigate the densest parts of molecular clouds. The coreshine detection in more than one hundred clouds of our Galaxy allows us to eliminate a large number of dust models. Multi–wavelength 3D modeling is mandatory to characterize the balance between the absorption and the scattering of the radiation field. While most of the work about dust focus on absorption and re–emission of the radiation, I will present how scattering, often neglected, brings a complete picture of the radiative transfer inside dense clouds.

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