Les étoiles pulsantes et les binaires à éclipses comme indicateurs de distances dans l'univers

Determining the expansion of the universe, i.e. the Hubble constant (H0) to better than 2% is required in order to understand the nature of dark energy. However, the two most accurate methods to do it, the cosmic microwave background and the distance scale ladder are inconsistent today, which is refereed as the "tension". One of the key to resolve this tension is related to the calibration of the period-luminosity (PL) of Cepheids : what is its zero-point ? Is it metallicity dependent ? Can we reduce the dispersion of the PL relation ? The eclipsing binaries method was recently used to determine the distance to LMC with a 2.2% accuracy, which is crucial to constrain the zero-point of the PL relation and to study the impact of metallicity. However, this method is based on the hypothesis that stars are perfect blackbody, which is not always the case as shown by inconsistencies in the surface brightness - color relations of early type stars for instance, that are actually useful for the distance determination of eclipsing binaries in distant galaxies (i.e. M31, M33). On the other hand, it is now possible to apply the Baade-Wesselink method to Cepheids in the Magellanic Clouds, however the value of the projection factor and its dependence with the period of Cepheids remains a key issue. Understanding the dynamical structure of the atmosphere of Cepheids (p-factor, k-factor) and their environment cannot be circumvented in order to determine the distance in the universe. This is even more true that the environment of Cepheids could increase the dispersion of the PL relation. The next generation of interferometers (MATISSE, SPICA), the Gaia parallaxes, in the context of JWST, PLATO, and ELT will help to resolve these fundamental issues.Pour comprendre la nature de l'énergie noire, il faut mesurer le taux d'expansion de l'univers, c'est-à-dire la constante de Hubble ($H_\mathrm{0}$), avec une bonne précision, soit à mieux que 2\%. Les deux principales méthodes qui permettent de faire cela, le rayonnement de fond cosmologique et la détermination des distances dans l'univers présentent des désaccords significatifs, on parle de 'tension'. L'une des clefs pour résoudre cette tension se trouve très probablement dans l'étalonnage de la relation période-luminosité (PL) des Céphéides: quelle est son point-zéro ? Est-il sensible à la métallicité ? Peut-on réduire la dispersion de la relation ? La méthode des binaires à éclipses a permis récemment d'atteindre 2.2\% sur la distance du LMC, ce qui permet de contraindre le point-zéro de la relation PL et d'étudier l'effet de la métallicité. Mais cette méthode repose principalement sur l'hypothèse que les étoiles sont de bons corps noirs, ce qui n'est pas toujours le cas comme l'atteste les discordances dans les estimations des relations brillance de surface-couleur pour les étoiles de type O,A,B par exemple, utiles pour la détermination de distances de M31 ou M33. Par ailleurs, appliquer la méthode de Baade-Wesselink de détermination de distance aux Céphéides des nuages de Magellan est maintenant possible, mais la question clef de la valeur du facteur du projection et de sa dépendance avec la période des Céphéides demeure. Il est donc impossible de faire l'impasse sur la compréhension de la dynamique atmosphérique des Céphéides ($p$-facteur, $k$-facteur) et de leur environnement pour déterminer les distances dans l'univers. Ceci est d'autant plus vrai que les enveloppes des Céphéides pourraient avoir un effet sur la dispersion de la relation période-luminosité. L'arrivée des nouvelles générations d'interféromètres (MATISSE, SPICA), des parallaxes {\it Gaia}, dans le contexte du JWST, de PLATO et de l'ELT, permettront de répondre à ces questions fondamentales