Les étoiles pulsantes sont utilisées pour estimer les distances dans l’Univers, au moyen de la relation liant leur période de pulsation à leur magnitude absolue. La calibration de cette relation période-luminosité est réalisée via la détermination de distances indépendantes, notamment par la méthode de la parallaxe de pulsation. Cependant, la précision de cette méthode est aujourd’hui encore principalement limitée par le facteur de projection (p-facteur), un paramètre permettant de remonter à la vitesse pulsante de l’étoile à partir des vitesses radiales mesurées par spectroscopie. Mon travail de thèse a consisté à utiliser le code SPIPS (Spectro-Photo-Interferometry of Pulsating Stars) afin de parvenir à une détermination précise du p-facteur. Reprenant le principe de la parallaxe de pulsation, ce code permet d’obtenir une meilleure précision statistique des paramètres fondamentaux d’une étoile pulsante, grâce à une modélisation simultanée des observables spectroscopique, photométrique et interférométrique. L’utilisation de cette méthode en fixant une distance mesurée indépendamment permet alors de remonter à la valeur du p-facteur. En vue d’une utilisation à grande échelle du code SPIPS, j’ai effectué dans un premier temps un important travail d’optimisation et de collecte de données de la littérature. Ces catalogues ainsi que diverses observations réalisées tout au long de ces trois années (avec entre autres l’instrument PIONIER du VLTI) m’ont permis de construire une base de données complète et homogène de plus de 300 étoiles. L’objectif de ma thèse fût alors d’appliquer le code SPIPS à un large échantillon d’étoiles, en utilisant les parallaxes du second catalogue du satellite Gaia. Au moyen de ces parallaxes, j’ai tout d’abord pu calculer avec précision le p-facteur de quelques variables de type RR Lyrae. Appliqué dans un second temps à un plus grand échantillon de Céphéides, le code SPIPS m’a permis de déterminer une relation linéaire entre le p-facteur et la période de pulsation, aboutissant à un nouvel étalonnage de la relation période-luminosité. Ces résultats prometteurs du code SPIPS laissent envisager que les prochaines publications de données du satellite Gaia permettront de lever le voile sur la nature du p-facteur, remettant ainsi au premier plan la méthode de la parallaxe de pulsation dans l’étalonnage de l’échelle des distances et la détermination de la constante de Hubble.