L'objectif principal de ce travail de thèse était d'apporter de nouveaux éléments dans la connaissance approfondie des étoiles chaudes actives et en particulier l'étude du phénomène Be etB[e]. Dans ce but, j'ai étudié les différentes caractéristiques de ces objets en soulignant la séparation entre étoiles Be classiques et étoiles B[e]. Cette distinction faite, j'ai cherché à modéliser ces principales caractéristiques grâce au développement d'un code de transfert radiatif initié par Stee & Araùjo (1994) à partir duquel j'ai créé le code SIMECA (SIMulation pour Etoiles Chaudes Actives). J'ai ensuite modifié ce dernier afin de l'adapter au cas particulier des étoiles B[e], en supposant qu'on pouvait assimiler une étoile B[e] à une étoile Be classique en lui ajoutant une enveloppe circumstellaire de poussière. J'ai résolu le problème du transfert radiatif dans la poussière en utilisant le code développé par B. Lopez (Lopez et al. 1995) basé sur une approche de type Monte Carlo. J'ai adapté ce code au problème astrophysique étudié en remplacant le corps noir central par une étoile Be avec son enveloppe circumstellaire de gaz. Afin de valider ce modèle j'ai comparé les résultats issus des simulations numériques à des observations multitechniques. Grâce à la mise en service prochaine du VLT et de son mode interférométrique équipé de l'instrument focal proche infrarouge AMBER, j'ai étendu les observables théoriques issus de SIMECA à ce domaine de longueur d'onde, notamment en simulant la raie Bry à 21655 Â. J'ai ainsi pu présenter deux programmes d'observations, le premier axé sur les Be et le second sur les B[e], qui ont été retenus dans le cadre du temps garanti attribué au Consortium AMBER. Pour ce faire, j'ai été amené à réaliser une étude exhaustive de l'influence des différents paramètres libres sur les observables théoriques issus de SIMECA. Finalement, il résulte de ce travail la création d'un code de calcul autocohérent, SIMECA, accessible via une interface user-friendly simulant les principales caractéristiques du phénomène Be, ainsi qu'un code physique décrivant l'environnement circumstellaire des étoiles B[e], codes disponibles pour l'ensemble de la communauté "physique stellaire".

La première partie de ce travail concerne la recherche de nouvelles molécules interstellaires et circumstellaires. Après une description des divers hamiltoniens utilisés pour le calcul des fréquences des spectres moléculaires dans le domaine des ondes millimétriques,elle expose la recherche et la détection de nouvelles molécules, à l'aide d'observations réalisées avec le radiotélescope de 30m de l 'IRAM, ainsi que la couverture spectrale, effectuée à 2mm et 3mm, de l'émission de l'enveloppe circumstellaire IRC+ 10216. La deuxième partie de ce travail est consacrée à la détermination de rapports d'abondances isotopiques dans des enveloppes circumstellaires de Géantes Rouges, à partir d'observations millimétriques de raies moléculaires. Les rapports isotopiques du carbone, de l'azote, du soufre et du silicium sont mesurés dans l'enveloppe d'une étoile carbonée, IRC+10216; ceux du carbone, dans quatre enveloppes d'étoiles de type J (Y CVn, RY Dra, T Lyr, et WZ Cas); ceux de l'oxygène, dans deux étoiles carbonées (CIT6 et IRC+10216), deux pre-nébuleuses planétaires (CRL618 et CRL2688) et une nébuleuse planétaire (NGC7027). Les rapports isotopiques ainsi mesurés sont comparés aux valeurs déduites d'observations infrarouge, ainsi qu'aux prédictions des modèles théoriques des processus de nucléosynthèse et de mélange dans les étoiles de type Géantes Rouges.

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.