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".

Les caractéristiques physiques des environnements circumstellaires des étoiles évoluées sont telles que l'infrarouge thermique est le plus adapté à leur étude. La résolution angulaire minimale nécessite des diamètres de télescope de l'ordre de quelques dizaines de mètres à ces longueurs d'onde ; l'utilisation d'interféromètres est donc obligatoire. Le fond thermique est un problème spécifique de ces bandes, et les estimateurs de visibilité classiques de l'interférométrie optique doivent être adaptés. Ce travail dresse le bilan des contraintes qui s'imposent sur l'estimation du fond en interférométrie optique, puis propose de nouvelles méthodes de soustraction ou de correction partielle adaptées aux estimateurs prévus pour l'instrument 10 µm MIDI sur le VLTI. Un exemple pratique d'application de ces techniques est donné, avec les résultats d'observations réalisées en bande L avec l'instrument TISIS sur l'interféromètre IOTA, concernant plusieurs étoiles de type Mira et semi-régulières.