HAT-P-30-WASP-51b is a hot-Jupiter exoplanet that orbits an F star every 2.8106 days at a distance of 0.0419 AU. Using the Spitzer Space Telescope in 2012 (Spitzer Program Number 70084) we observed two secondary eclipses at 3.6 and 4.5 μm. We present eclipse-depth measurements of 0.177 ± 0.018 % and 0.247 ± 0.024 % and estimate the infrared brightness temperatures to be 1990 ± 110 K and 2080 ± 130 K for these two channels, respectively, from an analysis using our Photometry for Orbits, Eclipses, and Transits (POET) pipeline. These may be grazing eclipses. We also refine its orbit using our own secondary-eclipse measurements in combination with radial- velocity and transit observations from both professional and amateur observers. Using only the phase of our secondary eclipses, we can constrain e cos(ω) where e is the orbital eccentricity and ω is the argument of periastron to 0.0058 ± 0.00094. This is the component of eccentricity in the plane of view,. This small but non-zero eccentricity is independent of the effects that stellar tides have on radial-velocity data. When including radial velocity data in our model, our Markov chain finds an e cos(ω) of 0.0043 ± 0.0007. We constrain the atmospheric temperature profile using our Bayesian Atmospheric Radiative Transfer code (BART), a large lower bound (700 km) for the scale height, and the potential for high quality transit spectroscopy observations.

Les naines brunes sont définies comme des objets généralement plus massifs que les planètes géantes, mais qui demeurent moins massifs que les plus petites étoiles. Étant incapables de fusionner de l’hydrogène en hélium comme les étoiles de la séquence principale en raison de leur faible masse, les naines brunes rayonnent seulement leur chaleur initiale de formation et se refroidissent continuellement au fil du temps. Cette perpétuelle diminution en luminosité introduit une dégénérescence entre leurs propriétés physiques, car il devient impossible de distinguer par sa seule luminosité une jeune naine brune massive de celle d’une vielle naine brune moins massive. Une modélisation atmosphérique et évolutive devient donc nécessaire pour contraindre les propriétés physiques (masse, rayon, âge, température effective, métallicité) des naines brunes sans compagnons, où seulement la luminosité peut être mesurée directement. Le flux émergeant de ces modèles semble bien reproduire ceux des naines brunes observées jusqu’à présent. Cependant, les paramètres physiques qu’ils prédisent demeurent sans calibration empirique, car il n’existe pas suffisamment de mesures indépendantes de ces paramètres venant de naines brunes observées qui permettrait de vérifier les prédictions des modèles. L’étude de naines brunes binaires éclipsant une étoile ouvre la possibilité de prendre des mesures directes de ses caractéristiques physiques via des analyses de vitesses radiales, de transits et d’éclipses secondaires, le tout de manière indépendante des modèles. Ce mémoire porte sur l’étude d’une naine brune binaire éclipsante découverte en 2011 via photométrie de transit par le télescope Kepler: LHS 6343 C. Des observations de transit (Kepler) en plus d’observations de vitesses radiales (Keck/HIRES) et d’éclipses secondaires (Kepler, HST, Spitzer) permettent la mesure directe de tous ses paramètres physiques importants sauf l’âge. Ce mémoire apporte une première analyse des données d’éclipse secondaire HST pour obtenir un spectre d’émission de la naine brune dans la bande passante WFC3-G141 (1.1 à 1.7 µm), permettant d’identifier un type spectrale de T1.5. De plus, ce mémoire met à jour la masse et le rayon de LHS 6343 C en utilisant une distance Gaia DR3 et des relations stellaires empiriques. Ce nouvel ensemble de paramètres est ensuite comparé à ceux prédits par des modèles atmosphériques, où l’on trouve que ceux en déséquilibre chimique reproduisent mieux les données comparés à ceux en équilibre chimique. Finalement, des modèles d’évolution sont utilisés pour déterminer l’âge de la naine brune. / Brown dwarfs are defined as substellar objects that are generally more massive than giant planets, but which remain less massive than the smallest stars. Being unable to fuse hydrogen into helium like main-sequence stars due to their low mass, brown dwarfs do not have access to a long-term energy source. They therefore radiate only their initial heat of formation and cool continuously over time. This perpetual decrease in luminosity introduces a degeneracy between their physical properties, making it impossible to distinguish a young massive brown dwarf from an older less massive one based on their luminosity and spectra alone. Therefore, atmospheric and evolutionary modelling becomes necessary to obtain other properties (e.g. mass, radius, age, effective temperature) of field brown dwarfs, since only their luminosity can be measured directly. Fortunately, the luminosities and spectra of the best models reproduce observations well. However, the physical parameters they predict (i.e. mass, radius, effective temperature, metallicity) lack an empirical calibration; i.e. there are not enough independent measurements of these parameters to meaningfully confirm the predictive power of models. One of the scenarios allowing the direct measurement of several physical characteristics is provided by brown dwarf eclipsing binaries (BDEB), i.e. a brown dwarf orbiting a star. With radial velocity, transit, and secondary eclipse analyses, all but the age of a BDEB can be determined independently of models. This thesis pertains to the study of a minimally irradiated BDEB, LHS 6343 C, discovered in 2011 via transit photometry by the Kepler telescope. Since its discovery, a greater amount of transit (Kepler) observations in addition to radial velocity (Keck/HIRES) and secondary eclipse (Kepler, HST, Spitzer) observations allow for everything but an age measurement to be obtained. This thesis provides a first analysis of the HST secondary eclipse data to obtain a brown dwarf emission spectrum in the WFC3-G141 filter (1.1 to 1.7 µm), identifying it as a T1.5 dwarf. In addition, this thesis updates the physical parameters of previous studies using a Gaia DR3 distance and empirical stellar relations. This new set of parameters is then compared to those predicted by atmospheric models, where those in chemical nonequilibrium reproduce the observed flux better than chemical equilibrium or cloud models. Finally, evolutionary models are used to determine the age of the brown dwarf.

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.