La spectroscopie de transit est un outil puissant pour la caractérisation de l'atmosphère d'exoplanètes. Plusieurs phénomènes peuvent contaminer un spectre de transmission, dont l'hétérogénéité de la surface de l'étoile hôte due à l'activité stellaire. À basse résolution spectrale, la différence entre le cordon de transit et le reste de la surface y laisse des signatures qui pourraient être attribuées à tort à la planète. Les risques associés incluent des biais sur la mesure du rayon et des abondances atmosphériques de planètes. Afin de trouver une solution à ce problème, cette étude consiste à modéliser en détail des surfaces stellaires et des spectres de transit à basse et à très haute résolution. On cherche d'une part à qualifier l'ampleur du problème à basse résolution et, d'autre part, à déterminer si la haute résolution permet d'isoler la contamination stellaire et ainsi résoudre le problème. La modélisation se concentre sur trois types d'étoiles, entre K hâtive et M tardive. Les modèles confirment l'importance du problème et l'absence de solution évidente à basse résolution, principalement pour les étoiles M. À haute résolution, on parvient à séparer les signaux de la planète et de l'activité stellaire. Cela permet de briser l'ambiguïté à basse résolution, pourvu que la planète ait une variation de vitesse radiale suffisante durant le transit. Ces résultats soulignent la valeur d'un suivi à haute résolution lorsque possible. Même avec le télescope James-Webb, il sera difficile d'avoir totalement confiance en les résultats de caractérisation d'atmosphères utilisant des données à basse résolution. / Transit spectroscopy is a powerful tool for the characterisation of exoplanet atmospheres. There exist multiple sources of contamination for transmission spectra, including stellar activity induced surface heterogeneities on the host star. At low spectral resolution, differences between the transit chord and the rest of the surface leave signatures in the spectra, which could then be wrongly associated with the planet. This can introduce biases in radius and atmospheric abundance measurements of exoplanets. To solve this issue, this study consists in carefully modeling stellar surfaces and transit spectra at low and very high spectral resolution. We seek to, on one hand, understand the importance of the problem at low resolution, and, on the other hand, determine if high resolution allows us to isolate stellar contamination and thus solve this problem. Modeling is focused on three types of stars, from early K to late M. Models confirm the importance of the issue and the absence of an obvious solution at low resolution, especially for M stars. At high resolution, we manage to effectively split the planet and stellar activity signals. This allows us to break the ambiguity from low resolution, provided the planet experiences a sufficient radial velocity variation during transit. These results highlight the strong value of high resolution follow-ups when feasible. Even with the James-Webb space telescope, it will be difficult to fully trust the results of atmospheric abundance retrievals using low resolution data.

Les hétérogénéités de surface des étoiles actives, telles que les taches et les facules, peuvent compliquer l'interprétation des spectres de transmission en introduisant des caractéristiques spectrales qui chevauchent celles d'atmosphère d'exoplanètes. Les courbes de lumière de transit d'HAT-P-18\(\,\)b et de WASP-52\(\,\)b, observées avec le mode SOSS de l'instrument NIRISS à bord du JWST, sont déformées par des occultations de taches. Avant le déploiement du JWST, ces régions actives étaient souvent simplement masquées, toutefois ceci peut mener à des mesures incorrectes des paramètres du transit. J'ai adapté et implémenté \(\texttt{spotrod}\), un modèle de transit avec occultation de taches, dans l'outil \(\texttt{Juliet}\) pour inférer conjointement les paramètres du transit et des taches occultées. J'ai ainsi ajusté les courbes de lumière de transit de ces deux Jupiters chaudes et récupéré la position de chaque tache, leur rayon et leur spectre de contraste, c'est-à-dire le rapport du flux de la tache sur le flux stellaire. J'ai contraint la température des taches et leur gravité de surface (pour prendre en compte les effets du champ magnétique local) en ajustant chaque spectre de contraste avec des spectres de modèles stellaires PHOENIX. Cependant, un certain degré de dégénérescence est présent, conduisant à une solution plus probable pour chaque tache, mais aussi à d'autres solutions qui ne peuvent être exclues. Le spectre de transmission d'HAT-P-18\(\,\)b nous a permis de détecter de l'H\(_2\)O (12,5\(\,\sigma\)) avec une abondance sub-solaire de \(\log\) H\(_2\)O \(\approx\) -4,4 \(\pm\) 0,3, des nuages (7,4\(\,\sigma\)) et du CO\(_2\) (7,3\(\,\sigma\)) dans l'atmosphère planétaire ainsi que des régions actives non occultées (5,8\(\,\sigma\)) qui imitent une pente de diffusion Rayleigh. / Surface heterogeneities on active stars, such as starspots and faculae, can complicate the interpretation of transmission spectra and introduce spectral features that overlap those of exoplanetary atmospheres. The transit light curves of HAT-P-18\(\,\)b and WASP-52\(\,\)b, observed in the SOSS mode of the NIRISS instrument aboard the JWST, are deformed by spot-crossings. These active regions were often simply masked before the launch of the JWST; however, this can prevent the correct measure of transit parameters. I adapted and implemented \(\texttt{spotrod}\), a model for transits of spotted stars, into the \(\texttt{Juliet}\) tool to simultaneously infer the transit and occulted starspots parameters. I fitted the transit light curves of these two hot Jupiters and retrieved for each spot its position, radius and spot-to-stellar flux contrast spectrum. I constrained the spots' temperature and surface gravity \(-\) attempting to capture the effects of the local magnetic pressure \(-\) by fitting each contrast spectrum with PHOENIX stellar model spectra. However, some degree of degeneracy is present, leading to a most likely solution for each starspot and other solutions that cannot be excluded. The transmission spectrum of HAT-P-18\(\,\)b enabled us to detect H\(_2\)O (12.5\(\,\sigma\)) with a sub-solar abundance of \(\log\) H\(_2\)O \(\approx\) -4.4 \(\pm\) 0.3, a cloud deck (7.4\(\,\sigma\)) and CO\(_2\) (7.3\(\,\sigma\)) in the planetary atmosphere as well as unocculted active regions (5.8\(\,\sigma\)) which mimic a Rayleigh scattering slope.

Avec des instruments toujours plus précis et performants, la détection et la caractérisation des exoplanètes sont devenues un domaine de recherche qui ne cesse de croître. Cependant, les données obtenues sont toujours dépendantes des paramètres des étoiles les abritant. Par exemple, les mesures de vitesse radiale permettent de déterminer le rapport Mp sin(i)/M*, tandis que la méthode des transits fournit Rp/R*. L'estimation du rayon stellaire avec une précision suffisante est donc un élément très important pour contraindre à la fois les paramètres de l'étoile et la masse minimale de l'exoplanète. Un autre phénomène, l'activité stellaire, ne doit pas être négligé car, comme l'ont prouvé de nombreux travaux sur les vitesses radiales, elle affecte le signal provoqué par les exoplanètes. Sa connaissance est aussi essentielle puisqu'elle renseigne sur l'évolution et la structure des étoiles. Plusieurs méthodes sont actuellement employées pour mesurer les paramètres stellaires : astérosismologie, spectrophotométrie, interférométrie. J'ai utilisé cette dernière méthode pour aborder le problème de la détermination des paramètres fondamentaux des étoiles hôtes sur deux aspects. J'ai effectué tout au long de ma thèse des observations avec VEGA/CHARA, un interférométre opérant dans le domaine visible et bénéficiant des plus longues bases du monde. Cela permet d'obtenir une résolution angulaire de 0.3 millisecondes d'arc, couplée à des précisions de 1−3% sur les diamètres. En utilisant des formules empiriques, j'en ai déduit les paramètres d'un échantillon de 17 étoiles : rayon linéaire, masse, température effective. Cet échantillon comprend des étoiles hôtes, mais aussi des étoiles sans exoplanète connue à ce jour à titre de comparaison. Grâce aux précisions atteintes sur les paramètres, elles ont pu être placées sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, et les masses minimales des exoplanètes qui en sont déduites se sont révélées en très bon accord avec les estimations obtenues avec d'autres méthodes. J'ai complété ce travail par la modélisation d'étoiles abritant une exoplanète en transit ou ayant une tache magnétique afin de quantifier l'impact qu'elles produisent sur les observables interférométriques (visibilités, phases et clôtures de phase). Pour cela, j'ai développé un code numérique incluant des formules analytiques servant à sonder les capacités de VEGA/CHARA à mesurer ces signaux, et ainsi rendre compte des améliorations à apporter sur un tel instrument. J'apporte aussi une analyse complète et plus globale des paramètres pouvant influencer la détection et la caractérisation des taches et exoplanètes, comme leur diamètre ou leur position sur le disque stellaire, en utilisant un interféromètre fictif. Il s'avère que pour des étoiles résolues abritant des exoplanètes ou taches assez grosses, les bases de CHARA sont assez grandes pour permettre leur détection. Par contre, la différence entre les deux signaux s'opère au-delà du 2ème lobe de visibilité et est surtout repérable dans les mesures de clôtures, et demeure donc pour l'instant hors d'atteinte de VEGA. Cette thèse englobe une partie importante du travail effectué généralement sur les étoiles hôtes car elle inclut l'analyse des paramètres stellaires, mais aussi l'activité stellaire, ce qui permet une meilleure caractérisation des exoplanètes et donne des perspectives sur les interféromètres futurs. À l'heure où la précision des instruments permettant de détecter des exoplanètes dépasse la précision disponible sur les paramètres des étoiles hôtes, l'étude des étoiles hôtes et des phénomènes qui perturbent la mesure de leurs paramètres devient cruciale si l'on veut faire progresser la connaissance sur les exoplanètes.