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.

La spectroscopie d'éclipse secondaire dans l'infrarouge proche permet de caractériser les atmosphères d'exoplanètes en détectant leur émission thermique et leur lumière réfléchie, fournissant de l'information sur leur structure thermique et leurs aérosols. Ces derniers affectent la balance énergétique d'une planète, qui peut être quantifiée avec des mesures d'albédo. Ce mémoire porte sur l'analyse du spectre d'éclipse secondaire de WASP-80 b entre 0,69 et 2,83 \(\mu\)m obtenu avec des données de l'instrument NIRISS en mode SOSS du JWST, incluant les premières mesures en deçà de 1,1 \(\mu\)m pour cette exoplanète. WASP-80 b est une des rares Jupiters chaudes en orbite autour d'une étoile naine M. Le spectre obtenu est dominé par la lumière réfléchie, suggérant la présence d'aérosols sur le côté jour de la planète, en accord avec des études antérieures. Les observations permettent de contraindre l'albédo géométrique associé à la lumière réfléchie pour les longueurs d'onde de SOSS à une valeur de \(0,17\pm0,05\). Cette mesure permet d'estimer que l'albédo de Bond est \(A_\mathrm{B}<0,33\), en accord avec les prédictions de recirculation de chaleur efficace dans l'atmosphère de planètes ayant des températures similaires à celle de WASP-80 b. En comparant le spectre de lumière réfléchie avec des modèles de nuages, la présence de nuages de silicates est exclue alors que des compositions de Cr ou de Na\(_\mathrm{2}\)S pourraient expliquer les observations. / Secondary eclipse spectroscopy in the near-infrared allows the characterization of exoplanet atmospheres by detecting both their thermal emission and reflected light, providing great insight into their thermal structure and aerosols. The latter have an impact on the energy balance of a planet, which can be quantified with albedo measurements. This thesis focuses on the analysis of the secondary eclipse spectrum of WASP-80 b between 0,69 and 2,83 \(\mu\)m obtained with JWST NIRISS/SOSS data, including the first measurements below 1,1 \(\mu\)m for this exoplanet. WASP-80 b is one of the rare hot Jupiters orbiting an M dwarf star. The resulting spectrum is dominated by reflected light, suggesting the presence of aerosols on the dayside of the planet, in agreement with previous studies. The observations constrain the geometric albedo from reflected light in the SOSS wavelength range to a value of \(0,17\pm0,05\). This measurement provides an estimate for the Bond albedo of \(A_\mathrm{B}<0,33\), in agreement with predictions of efficient heat recirculation in the atmospheres of planets with temperatures similar to that of WASP-80 b. By comparing the reflected light spectrum with different cloud models, the presence of silicate clouds is ruled out, while compositions of Cr or Na\(_\mathrm{2}\)S could explain the observations.