Les disques de débris sont présents autour de nombreuses jeunes étoiles de la séquence principale. Ils se caractérisent par un environnement poussiéreux, dépourvu de gaz, par opposition à des disques protoplanétaires riches en gaz. Les disques de débris sont également considérés comme des «disques secondaires» car ils sont constitués de grains de poussière non primordiaux générés par des collisions continues de planétésimaux. Des observations récentes dans le sub-millimètre ont apporté des preuves convaincantes qu’une quantité significative de gaz peut être présente dans certains de ces disques.L'imagerie à haut contraste et à haute résolution s'est révélée très efficace pour observer les disques de débris et résoudre leurs structures morphologiques, en traçant la distribution des petits grains de poussière. L'imagerie en lumière diffusée dans le proche infrarouge permet de mesurer la distribution d'intensité dans le disque, qui est liée aux propriétés des grains. L’intensité du disque varie différemment en intensité totale et en intensité polarisée. Il est donc nécessaire d’utiliser les deux méthodes pour mieux contraindre les caractéristiques de la poussière.Compte tenu des avantages de l’imagerie à haut contraste, j’ai cherché à étudier des images de disques de débris obtenues en lumière diffusée par l’instrument SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research), installée au VLT au Chili. Pour obtenir une image en intensité total d’un disque à partir d’une observation coronographique en optique adaptative dans laquelle les résidus stellaires sont réduits, on utilise généralement les techniques d'imagerie différentielle angulaire (ADI) et d'imagerie différentielle polarimétrique (PDI), mais celles-ci peuvent engendrer une auto-soustraction qui doit être corrigée pour retrouver la vraie photométrie. Afin de modéliser les disques de débris, j'ai utilisé un module de transfert radiatif, GRaTer. Ces images synthétiques sont traitées selon une technique de post-traitement identique aux données, ce qui permet de contraindre la morphologie du disque et la distribution des grains. Le but de ma thèse est d'interpréter les variations spectrales et temporelles des disques de débris, à la fois en termes de morphologie et de distribution des grains, pour mieux comprendre la formation de planétaire. Pour ce faire, j'ai étudié la morphologie du disque de débris HD32297 et j’ai développé un modèle reproduisant la distribution de densité et d'intensité du disque. Ce modèle a ensuite été utilisé pour mesurer la luminosité de surface et la réflectance moyenne du disque. La réflectance moyenne a ensuite été comparée à un spectre théorique obtenu pour une distribution de taille de grains et pour différentes compositions de grains. L'ajustement des spectres en réflectance moyenne a fourni un résultat important, indiquant que la taille de grain minimale est bien inférieure à la taille de « blow-out », indépendamment de la composition du grain. Plusieurs explications sont possibles pour expliquer la présence de grains submicrométriques: cascade collisionnelle en régime permanent, mécanisme d'avalanche de collisions et drainage par le gaz lié à la présence d'une grande quantité de gaz dans ce disque de débris. Dans la suite de la thèse je reproduit ce travail pour l’étude des disques de débris HD106906 et HD141569 en intensité totale. Pour HD106906, l'asymétrie du flux visible entre les deux côtés du disque a été modélisée. Pour HD141569, en utilisant la photométrie d’ouverture, j’ai effectué une analyse spectrale d’une structure du disque que je compare à la partie sud du disque interne. En perspective, ce travail permettra une analyse plus systématique des nombreuses observations multi-longueurs d'onde obtenues en imagerie haut contraste de disques de débris afin de comprendre l'évolution des grains vers les planètes.