Les relations brillance de surface-couleur (SBCRs, en anglais) sont un outil clé pour la caractérisation des étoiles et l'étalonnage des distances dans l'Univers. La SBCR est une relation entre le flux de l'étoile, intégré par unité d'angle solide, et sa couleur, c'est-à-dire la différence entre les magnitudes calculées dans deux bandes photométriques distinctes. Leur facilité d'utilisation représente un atout majeur au sein de l'astronomie moderne. Bien que largement utilisées depuis des décennies, on constate cependant des incohérences selon le type spectral et la classe de luminosité des étoiles. Ma thèse a pour objectif d'étalonner des SBCRs précises pour les étoiles précoces (types spectraux O, B et A) et tardives (types spectraux plus tardifs que F) dans le but d'estimer le diamètre angulaire des étoiles, qui serviront à la caractérisation des étoiles hôtes d'exoplanètes mais aussi pour la détermination de distance des binaires à éclipses extragalactiques.En premier lieu, j'ai utilisé le catalogue répertoriant toutes les mesures interférométriques réalisées jusqu'à maintenant, le Jean-Marie Mariotti Center Measured stellar Diameters Catalog (JMDC), afin de développer des SBCRs précises pour les étoiles tardives. Ces relations visent à préparer la mission spatiale PLAnetary Transits and Oscillations of Stars (PLATO). Pour ce faire, j'ai élaboré des critères de sélection basés sur l'activité stellaire (variabilité, multiplicité, rotation, etc.), la photométrie des étoiles mais également sur la qualité des mesures afin d'éviter le maximum de biais éventuels sur l'étalonnage de la relation. J'ai développé quatre relations permettant d'estimer le diamètre angulaire des étoiles tardives entre 1% et 2% de précision, et j'ai montré une dépendance des SBCRs en fonction du type spectral et de la classe de luminosité des étoiles.J'ai consacré deux années de ma thèse à l'observation d'étoiles de types précoces à l'aide de l'instrument ''Visible spEctroGraph and polArimeter'' (VEGA) installé au centre d'observation ''Center for High Angular Resolution Astronomy'' (CHARA), au Mont Wilson, aux États-Unis. De la même manière que pour les étoiles tardives, j'ai eu recours à des critères de sélection pour finalement construire mon échantillon de 18 étoiles à observer. J'ai mesuré le diamètre angulaire de ces étoiles avec une précision comprise entre 0.8% et 5%, et j'ai développé une SBCR permettant d'estimer leur diamètre angulaire avec une précision de 2.4%, à condition que la relation soit appliquée à des étoiles dépourvues d'activité stellaire. J'ai également réalisé une étude détaillée sur la photométrie infrarouge des étoiles. J'ai utilisé des relations de conversion entre les photométries Johnson-K et 2MASS-Ks afin de transformer les photométries infrarouges des étoiles en un échantillon uniforme. Je montre que l'utilisation de ces relations pour ce type d'étoiles présente des limites, notamment pour les étoiles avec des couleurs V – K < - 0.3 mag.Une partie de ma thèse a finalement eu pour objectif de développer des SBCRs dites ''théoriques'' à l'aide de modèles d'atmosphères MARCS, afin de comprendre physiquement les différences observées entre les SBCRs correspondant à différentes classes d'objets. Je trouve une différence d'environ 0.025 mag entre la brillance de surface des étoiles géantes (log g = 3) et naines (log g = 4.5) pour une couleur V – K autour de 4 mag. Je trouve également des différences dans les SBCRs selon la métallicité des étoiles, et montre un accord moyen d'environ 3% avec mes relations empiriques. L'instrument 6-télescopes SPICA permettra prochainement de réaliser des observations interférométriques d'un très grand nombre d'étoiles, et donc d'affiner l'étalonnage des SBCRs, mais aussi d'accéder à une étude plus précise des paramètres fondamentaux des étoiles.