Les chondrites primitives sont les témoins de l’accrétion des astéroïdes. Elles sont constituées de composants de haute température (principalement des chondres de taille ~ 50 µm-1 mm) et d’une matrice fine interstitielle, riche en éléments volatils, tels que l’eau et la matière organique. Les couronnes à grains fins se situent à l’interface entre les chondres et la matrice et sont porteuses d’informations essentielles sur l’accrétion et la formation des astéroïdes. Pourtant, les études réalisées jusqu’ici n’ont pas permis de révéler l’origine des différences entre couronnes et matrice. Ceci est lié d’une part à la faible taille de grain et à l’hétérogénéité de ces assemblages qui les rendent difficiles à analyser, et d’autre part aux processus corps parents (altération aqueuse, métamorphisme) qui les ont modifiés par la suite. Cette thèse a donc pour objectif de (1) développer une méthodologie analytique quantitative pour l’étude des assemblages hétérogènes submicrométriques basée sur la microscopie électronique et couplée à des procédures de traitement de données hyperspectrales ; (2) réaliser une étude comparative des couronnes à grains fins et de la matrice adjacente dans les météorites les plus primitives (faible altération/métamorphisme ; Paris, Semarkona, DOM 08006 et QUE 99177); (3) proposer un scénario de formation pour les couronnes des chondres et apporter des nouvelles contraintes sur les premières étapes de l’accrétion des solides dans le disque proto-planétaire. La comparaison multi-échelle matrice/couronnes et l’utilisation des abondances modales des phases, de leurs morphologies et de leurs compositions chimiques nous ont permis de contraindre la nature des précurseurs accrétés dans les chondrites et de remonter aux processus secondaires les ayant modifiés. Nous montrons que la poussière silicatée du disque se situant dans l’environnement proche de la région de formation des chondres a été thermiquement modifiée et compactée à la surface des chondres avant d’être incorporée avec le reste de la matrice pour former les premiers astéroïdes. Nous en concluons que cette étape est à l’origine des différences entre couronnes et matrice. Ces résultats pourraient permettre de faire le lien entre les observations pétrographiques et les modèles astrophysiques de l’accrétion des premiers astéroïdes. / Primitive chondrites are the witness of the accretion of the first asteroids. They are composed of coarse-grained high-temperature components (mainly chondrules with a typical size of ~50 µm-1 mm) and of fine interstitial matrix, rich in volatile elements such as water and organic matter. The fine-grained rims (FGRs) at the interface of these two components contain essential information on the accretion and the formation of the first asteroids. However, to date, the origin of the differences between FGRs and matrix has not been explained. This is due, on the one hand, to the small grain size (< 3µm) and the heterogeneity of these assemblages which make them difficult to analyze, and, on the other hand, to the parent bodies processes (aqueous alteration/metamorphism) which modified them and obscured their original specificities. This limits our understanding of their origin and formation environment. The objective of this thesis work is therefore to (1) develop a new quantitative methodology for the study of submicrometric heterogeneous assemblages based on coupled electron microscopies and hyperspectral data processing; (2) carry out a comparative study of FGRs and their adjacent matrix in the most primitive meteorites (weak alteration/metamorphism; Paris, Semarkona, DOM 08006 and QUE 99177); (3) propose a formation scenario for FGRs and evaluate it with respect to existing accretion scenarios. The multi-scale matrix/FGR comparison, using phase modal abundances, morphologies and chemical compositions allowed us to effectively constrain the nature of the precursors and the early stages of dust accretion on chondrules as well as to identify specific secondary processes that affected them. We show in the different chondrites that the silicate dust from the disk in the environment of the chondrule formation region was thermally modified and compacted onto the surfaces of chondrules before being incorporated with the rest of the matrix to form the first asteroids. We conclude that this early process caused primary differences between FGRs and matrix. Our results allow to discuss the petrographic observations with respect to the astrophysical model of dust accretion.