On considère d'abord le problème de trois corps. En première approximation, il est étudié le cas d'une étoile binaire qui perturbe le mouvement d'une troisième étoile liée gravitationnellement au système, mais qui se trouve éloignée. Ces perturbations peuvent imiter le mouvement réflexe d'une étoile qui possède une planète provoquant une fausse détection planétaire par des méthodes astrométriques ou de vitesse radiale. Ensuite, on considère un problème de trois corps constitué par une étoile avec deux planètes; on étudie les perturbations produites dans ce type de systèmes et on examine leur influence dans la détection de planètes par la méthode de transits: les changements dans le temps d'arrivée du signal et dans la durée et la profondeur des transits. On étudie, du point de vue photométrique, la possibilité que des phénomènes d'activité stellaire tels que les taches puissent imiter la signature photométrique d'un transit. La forme et la taille de la diminution du flux stellaire produite par une tache est en général différente d'un transit, mais ils existent certaines configurations où les taches peuvent imiter la forme d'un transit rasant. De l'autre côté, on étudie la photométrie planétaire pour considérer non seulement la possibilité de mesurer la lumière réfléchie par une planète, sinon les phénomènes photométriques mutuels qui se produisent dans une système planète-compagnon: les éclipses et les ombres projetées sur les surfaces. Les méthodes mathématiques ainsi développés permettent d'étudier numériquement en détail la signature photométrique des transits. Finalement, une grande partie de la thèse a été dédiée à l'analyse de données fournies par la mission CoRoT consacrées à la recherche de planètes extra-solaires. Quatre fois par an, le satellite fournit dix mille courbes de lumière qu'il faut traiter pour éliminer le bruit instrumental ainsi que la variabilité stellaire. Ensuite, il faut fouiller les courbes à la recherche des transits planétaires et les caractériser pour pouvoir réaliser des observations photométriques et spectroscopiques depuis le sol et obtenir la masse de l'objet en transit. Dans les systèmes où il a été trouvé une planète, on étudie les possibles perturbations dans le temps d'arrivée du signal.

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.

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