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Dans l'état actuel des techniques de détection des exoplanètes, aucune planète tellurique du Système Solaire ne pourrait être détectée et pourtant leur présence est une contrainte très forte sur les scénarios de formation des systèmes planétaires. L'astrométrie, en mesurant l'effet reflex des planètes sur leur étoile centrale, permet de remonter à la masse des planètes et aux paramètres orbitaux. C'est une technique très utilisée pour la détermination des masses et des orbites des étoiles binaires et couronnée de succès. Il est nécessaire d'aller dans l'espace pour atteindre les précisions nécessaires pour détecter toutes les planètes jusqu'aux masses telluriques. Le Laboratoire est engagé dans un projet qui a été proposé à l'ESA dans le cadre de l'appel à mission M3 de Cosmic Vision et qui a pour objectif de recenser toutes les planètes de notre voisinage solaire. Le principe est d'utiliser l'astrométrie différentielle pour compléter les mesures obtenues par les autres techniques afin de descendre le seuil de détection et de caractérisation au niveau de la masse terrestre dans la zone habitable de chaque système. Nous voulons explorer de façon exhaustive toutes les étoiles de type solaire (type spectral FGK) jusqu'à 20pc de notre Soleil. Le concept du satellite repose en l'état actuel de l'étude sur du vol en formation avec un satellite portant le miroir et un satellite portant le plan focal. La mesure est faite par une métrologie à base interférométrique.Le sujet de la thèse consiste à avancer d'une part sur la définition du cas scientifique et d'autre part sur la spécification de l'instrument et des procédures d'observation. En ce qui concerne le cas scientifique, il s'agit d'établir une stratégie d'observation optimale pour recenser et caractériser de manière exhaustive tous les systèmes planétaires de notre voisinage. A l'aide de simulations numériques, l'étudiant pourra établir une stratégie de réduction des données permettant de remonter aux paramètres des orbites planétaires. Il s'agira aussi de participer à l'établissement du budget d'erreur de l'instrument et à la définition des modes d'observation. L'étudiant sera aussi mené à mettre en œuvre des tests de performance de la mesure dans le cadre d'une étude expérimentale. Cette thèse se déroulera dans le cadre de la collaboration européenne sur le sujet et des contacts seront aussi tissés avec nos collègues du JPL qui maitrisent la métrologie. / With the present state of exoplanet detection techniques, none of the rocky planets of the Solar System would be detected and indeed their presence is a very strong constraint on the scenarios of the formation of planetary systems. Astrometry by measuring the reflex effect of planets on their central host stars, lead us to the mass of planets and to their orbit determination. This technique is used frequently and is very successful to determine the masses and the orbits of binary stars. However it is necessary to go to space to reach the precision required to detect all planets down to the telluric regime.We are proposing a mission to ESA in the framework of the call for M3 mission in the Cosmic Vision plan whose objective is to make a full census of all exoplanets in our Solar neighborhood. The objectif is to use differential astrometry to complete the measurements obtained by other techniques in order to lower the threshold of detection and characterization to the level of an Earth mass in the habitable zone of each system. We want to explore in an exhaustive manner all solar-type stars (FGK spectral type) up to 20pc from the Sun. The satellite concept is based on formation flying technology with a satellite carrying a single primary mirror and another satellite carrying the focal plane. The measure is done using laser metrology using interferometry.The topic of the thesis consists in making progress on the definition of the science case and on the specification of the instrument and the observing procedures. Concerning the science case, an optimized observing strategy has to be defined to exhaustively detect and characterize all planetary systems in the solar neighborhood. Using numerical simulations, the student will establish a strategy for data reduction that allows him to fit all orbital parameters of the systems. A participation to the computation of error budget of the instrument and to the definition of observing modes is expected too. The candidate can also carry out performance tests using existing testbeds or developing new ones. This thesis will take place in the framework of the European collaboration on this topic and contacts will be made with our JPL colleagues who master the metrology technique.

El brillo solar varía en escalas de tiempo de minutos a décadas. En particular, la variabilidad fotométrica observada puede relacionarse directamente con el período de rotación. Nuestro conocimiento de este vínculo permite extrapolaciones desde el Sol a otras estrellas. Incluso después de los exitosos estudios estelares logrados por las misiones Kepler o TESS, todavía hay una falta de información en los registros fotométricos de los períodos de rotación de estrellas similares al Sol. Los perfiles de curvas de luz no periódicas, la amplitud de modulación baja (los generados por la aparición aleatoria de características magnéticas y su rápida evolución, en comparación con la escala de tiempo de rotación) son las principales razones poco confiable estimación de la periodicidad en el Sol y sus análogos estelares. Esto indica que las estrellas con un perfil de brillo solar similar también podrían enfrentar un problema de detectabilidad del período de rotación. Lo que implica que solo una fracción de los sistemas similares a los solares se han analizado adecuadamente. Propongo en esta Tesis que una señal clara y optimizada del período de rotación puede ser determinada de manera confiable a partir del perfil del gradiente en el espectro de potencia (GPS) de las series de tiempo de brillo, también denominadas curvas de luz. El GPS es un método novedoso destinado a determinar los períodos de rotación de estrellas como el Sol (es decir, con un perfil de variabilidad de brillo similar). Adicionalmente, el método nos da valiosa información sobre la relación entre fáculas y manchas, lo que, en consecuencia, podría ayudarnos a interpretar la superficie estelar. Este trabajo se basa en el análisis de series de tiempo fotométricas de alta calidad adquiridas por el telescopio Kepler, mediciones de alta estabilidad y alta precisión de la misión SOHO / VIRGO y modelos detallados de variaciones de brillo solar. El método GPS se propone, se desarrolla y prueba con éxito en esta tesis.

The detection of low-mass extra-solar planets through radial-velocity searches is currently limited by the intrinsic magnetic activity of the host stars. The correlated noise that arises from their natural radial-velocity variability can easily mimic or conceal the orbital signals of super-Earth and Earth-mass extra-solar planets. I developed an intuitive and robust data analysis framework in which the activity-induced variations are modelled with a Gaussian process that has the frequency structure of the photometric variations of the star, thus allowing me to determine precise and reliable planetary masses. I applied this technique to three recently discovered planetary systems: CoRoT-7, Kepler-78 and Kepler-10. I determined the masses of the transiting super-Earth CoRoT-7b and the small Neptune CoRoT-7c to be 4.73 ± 0.95 M⊕ and 13.56 ± 1.08 M⊕, respectively. The density of CoRoT-7b is 6.61 ± 1.72 g.cm⁻³, which is compatible with a rocky composition. I carried out Bayesian model selection to assess the nature of a previously identified signal at 9 days, and found that it is best interpreted as stellar activity. Despite the high levels of activity of its host star, I determined the mass of the Earth-sized planet Kepler-78b to be 1.76 ± 0.18 M⊕. With a density of 6.2(+1.8:-1.4) g.cm⁻³, it is also a rocky planet. I found the masses of Kepler-10b and Kepler-10c to be 3.31 ± 0.32 M⊕ and 16.25 ± 3.66 M⊕, respectively. Their densities, of 6.4(+1.1:-0.7) g.cm⁻³ and 8.1 ± 1.8 g.cm⁻³, imply that they are both of rocky composition – even the 2 Earth-radius planet Kepler-10c! In parallel, I deepened our understanding of the physical origin of stellar radial-velocity variability through the study of the Sun, which is the only star whose surface can be imaged at high resolution. I found that the full-disc magnetic flux is an excellent proxy for activity-induced radial-velocity variations; this result may become key to breaking the activity barrier in coming years. I also found that in the case of CoRoT-7, the suppression of convective blueshift leads to radial-velocity variations with an rms of 1.82 m.s⁻¹, while the modulation induced by the presence of dark spots on the rotating stellar disc has an rms of 0.46 m.s⁻¹. For the Sun, I found these contributions to be 2.22 m.s⁻¹ and 0.14 m.s⁻¹, respectively. These results suggest that for slowly rotating stars, the suppression of convective blueshift is the dominant contributor to the activity-modulated radial-velocity signal, rather than the rotational Doppler shift of the flux blocked by starspots.