Le but de ce stage est d'étudier la pulsation des étoiles de type Céphéides Classiques. A partir d'observations réalisées avec la lunette Charlois de l'Observatoire de la Côte d'Azur et à LaSilla, au Chili, nous avons tracé puis exploité les courbes de lumière de plusieurs étoiles de type Céphéides Classiques : δ Céphée, η Aquilae, L Car, ζ Gem et β Doradus. Les courbes de lumière obtenues sont toutes en accord avec ce que l'on pensait à priori : il y a une variation périodique de leur magnitude apparente. Cette variation vient du fait que l'atmosphère de l'étoile se contracte sous l'effet de la gravité puis se dilate sous l'effet de la force de pression du gaz et du rayonnement. De plus, pour η Aquilae, on observe un palier lorsque la magnitude apparente croît. Ceci est dû au passage des ondes de choc dans l'atmosphère de l'étoile, qui freine la contraction de l'étoile et qui est à l'origine du moteur de pulsation, appelé le κ - mécanisme. D'autre part, nous avons déterminé les distances qui nous séparent de ces Cépheides en utilisant nos courbes de lumières et la relation période-luminosité.
The goal here is to study the pulsation of the Classical Cepheid atmospheres. The observations were obtained with the Charlois refracting telescope of the Observatoire de la Côte d'Azur and at LaSilla in Chile. We established light curves of several Classical Cepheid stars: δ Cephee, η Aquilae, L Car, ζ Gem and β Doradus. The light curves show a periodical variation of their apparent magnitude. This variation is due to the contraction and the expansion of the atmosphere caused by the gravity and the pressure of the gas and the radiation. Furthermore, for η Aquilae, a stage is observed when the apparent magnitude increases. This phenomenon is due to shock waves in the atmosphere of the star wich brake the contraction of this latter. The origin of the shock waves is due to the pulsation motor, called the k-mecanism. Finally, we show our photometric results on the distance measurements between the Sun and these Classisal Cepheids using our observed light curves and the period-luminosity relation.