Abstract FR:

La perte de masse est un phenomene courant parmi les etoiles tres lumineuses. Ces dernieres annees les etudes theoriques ont surtout porte sur les processus physiques a l'origine de cette perte de masse. Ces processus dependent fortement du type spectral de l'etoile et de sa place dans le diagramme h-r. Les modeles hydrodynamiques recents semblent fournir une explication a la formation d'un disque circumstellaire et a la correlation entre rayonnement x et emission u. V. Neanmoins, comme pour la plupart des modeles de vent radiatif, la vitesse terminale equatoriale du vent reste trop elevee et il ne leur est pas possible de reproduire les profils de raie observes dans la serie de balmer ou les observations a haute resolution angulaire. Ce travail de these s'est attache a resoudre ce difficile probleme et a permis d'avancer un peu plus dans la comprehension de la physique des etoiles chaudes actives (be). Face a la complexite du phenomene be je me suis efforce de repondre a certaines questions precises: quelle est la geometrie de l'enveloppe circumstellaire ?, ou se forment les raies de la serie de balmer ?, est-il possible de rendre compte en meme temps des observations spectroscopiques et interferometriques par un modele de vent radiatif ?, d'ou provient le rayonnement u. V. ? il en a resulte la creation d'un code physique autocoherent applique a l'etoile be cassiopeiae, rendant compte des mesures photometriques, spectroscopiques et interferometriques, que j'ai obtenu a l'aide du grand interferometre a 2 telescopes (gi2t) de l'observatoire de la cote d'azur