La recherche des exoplanètes traverse aujourd'hui une période décisive. D'un côté, notre connaissance des planètes géantes gazeuses s'est considérablement développée, et l'objectif de la recherche est maintenant de caractériser leurs propriétés physiques et de mieux comprendre leurs mécanismes de formation et d'évolution. D'un autre côté, la précision et la stabilité des instruments ont atteint un niveau qui rend techniquement possible la détection de planètes telluriques situées dans la zone habitable de leur étoile. Cependant, les perturbations du signal dues à l'étoile elle-même constituent un obstacle important à cette avancée. Mon travail de thèse se situe à la rencontre de ces problématiques. Il a consisté d'une part en l'analyse de deux relevés de vitesses radiales visant des étoiles relativement exotiques pour la recherche d'exoplanètes: les étoiles naines de type AF massives. Ce travail a donné lieu à la première caractérisation de la population de planètes géantes autour de ces étoiles et a montré que les mécanismes de migration planétaire étaient au moins partiellement inhibés autour de ces étoiles par rapport aux étoiles de type FGKM. Dans un second temps, j'ai conduit les observations et l'analyse des premiers résultats de deux grands relevés de vitesses radiales débutés pendant ma thèse et visant à détecter des planètes géantes en orbite autour d'étoiles jeunes et proches. Ces étoiles jeunes sont les seules sources pour lesquelles une exploration complète des planètes géantes à toutes les séparations devient possible, par combinaison des techniques de vitesses radiales et de l'imagerie. Cette combinaison permettra de tester de manière unique les modèles de formation et d'évolution planétaire. Les résultats provisoires de ces relevés indiquent une absence de planètes géantes à très courte séparation (Jupiters chauds) autour de nos cibles. Un autre résultat intéressant est la découverte d'une binaire spectroscopique eccentrique au centre d'un système planétaire imagé à grande séparation. Pour compléter cette approche observationnelle et mieux évaluer la détectabilité des exoplanètes semblables à la Terre, j'ai étalonné et caractérisé un modèle entièrement paramétré de l'activité d'une étoile semblable au Soleil et de son impact sur les vitesses radiales. Je l'ai dans un premier temps étalonné en comparant ses résultats à ceux obtenus à partir d'observations des zones actives du Soleil, puis je l'ai utilisé pour caractériser l'impact de l'inclinaison de l'étoile sur le signal induit par l'activité. Ce modèle paramétré ouvre de très nombreuses possibilités, étant en effet potentiellement adaptable à des types d'étoiles et d'activité différents. Il permettrait ainsi de caractériser les perturbations en vitesses radiales attendues pour chaque cas testé, et donc à la fois de déterminer quelles étoiles et quels types d'activité sont les plus favorables pour la détection de planètes de masse terrestre dans la zone habitable. En explorant ces trois problématiques en apparence très diverses mais complémentaires, j'y ai retrouvé un motif commun, celui de l'importance des étoiles elles-mêmes et de la physique stellaire pour la recherche d'exoplanètes. / The search for exoplanets has reached a decisive moment. On the one hand, our knowledge of giant gaseous planets has significantly developed, and the aim of the research is now to characterize their physical properties and to better understand the formation and evolution processes. On the other hand, the instrumental precision and stability have reached a level that makes it technically possible to detect telluric planets in the habitable zone of their host star. However, the signal alterations induced by the star itself definitely challenge this breakthrough. My PhD stands at the crossroads of these problems. It consisted first in the analysis of two radial velocity surveys dedicated to stars somewhat exotic to exoplanet searches: the massive AF dwarf stars. This work has led to the first characterization of the giant planet population found around these stars and has showed that the planetary migration mechanisms were at least partially inhibited around these stars compared to FGKM stars. I then made the observations and the first analysis of two radial velocity surveys dedicated to the search for giant planets around young, nearby stars. Young stars are the only sources for which a full exploration of the giant planets at all separations can be reached, through the combination of radial velocities techniques and direct imaging. Such a combination will allow to test uniquely the planetary formation and evolution processes. The first results of these surveys show an absence of giant planets at very short separations (Hot Jupiters) around our targets. Another interesting result is the detection of an eccentric spectroscopic binary at the center of a planetary system imaged at a wide separation. To complete this observational approach and better estimate the detectability of Earth-like planets, I calibrated and characterized a fully parameterized model of the activity pattern of a Sun-like star and its impact on the radial velocities. I first calibrated it by comparing it to the results obtained with observations of the solar active structures, and then characterized the impact of stellar inclination on the activity-induced signal. Such a fully parameterized model is potentially adaptable to different types of stars and of activity and would thus allow to characterize the expected radial velocity jitter for each tested case, and then allow both to determine which types of stars and of activity patterns are the most favorable for detecting Earth-like planets in the habitable zone. While investigating these three seemingly different but complementary topics, I found that they shared a basic feature, namely the importance of the stars themselves and of stellar physics in exoplanet searches.

La mission Darwin de l'Agence Spatiale Européenne, envisagée à l'horizon 2015, est destinée à l'étude de planètes extrasolaires géantes et telluriques autour d'étoiles proches, pour analyser leurs atmosphères et y détecter d'éventuelles bio-signatures. Le principe proposé pour cette mission est celui de l'interférométrie en frange noire, basée sur le coronographe interférentiel de Bracewell, pour annuler le flux de l'étoile et rendre visible les planètes en orbite autour de celle-ci.<br /><br />Les difficultés technologiques de Darwin exigent, avant une application spatiale, la validation de chaque élément de l'instrument, lors d'expériences préparatoires en laboratoire. Parmi ces difficultés, le déphaseur de Pi, introduit dans l'interféromètre pour annuler le flux de l'étoile, doit être achromatique dans la bande d'observation (6-18 microns). Il existe plusieurs façons de créer ce déphasage achromatique. Cette thèse présente l'étude et le développement de l'une de ces techniques, basée sur des prismes dispersifs, et testée sur le banc SYNAPSE.<br /><br />Après une présentation des enjeux planétologiques et exobiologiques de Darwin, nous introduisons les différentes techniques de déphasage achromatique. Le concept à base de lames dispersives prismatiques est détaillé, ainsi que les étapes de développement du banc SYNAPSE, fonctionnant en proche infrarouge. Nous montrons enfin que ce banc a permis de maintenir un taux de réjection de 4 000 (soit des fuites stellaires de 2,5.10-4) sur l'ensemble de la bande K (2-2,5 microns) durant plusieurs minutes. Ces résultats montrent également que, bien plus que le niveau absolu de réjection, l'enjeu réside dans sa stabilité durant les observations.

Grâce à la spectroscopie des vitesses radiales, on connaît en 2003 plus d'une centaines d'exoplanètes géantes autour d'étoiles de type solaire. Les limites de cette technique poussent à utiliser d'autres méthodes pour caractériser complètement les planètes connues, détecter des planètes de taille terrestre, et accéder à des informations statistiques sur une grande population d'objets. Cette thèse porte sur deux de ces techniques complémentaires : d'une part la photométrie des transits et d'autre part l'interférométrie infrarouge à très longue base. La photométrie des transits a été étudiée dans le cadre de la mission spatiale COROT : on a mis en oeuvre un algorithme de détection par filtrage adapté afin de déterminer (i) l'efficacité de détection de l'instrument pour différentes distributions orbitales des planètes, et (ii) la répartition des détections en fonction du type spectral et de la magnitude de l'étoile hôte. En outre, on a étudié l'utilisation des canaux photométriques de COROT pour discriminer les fausses détections et pour réduire la part du bruit de variabilité stellaire. Un traitement global des mesures par interférométrie à très longue base et par spectroscopie permet la caractérisation complète des systèmes doubles. On a appliqué ce traitement à des observations réelles d'étoiles binaires spectroscopiques, puis on a étudié la faisabilité d'observations de couples du type de 51 Pegasi. Par ailleurs, on a contribué à l'effort vers la très haute précision en interférométrie infrarouge par la réalisation d'un catalogue d'étoiles-étalons, et par la caractérisation instrumentale d'un prototype de fibre monomode à 10 µm, un composant essentiel pour les missions spatiales dédiées aux exoplanètes telluriques comme Darwin/TPF.

Une future mission spatiale (Darwin, TPF-I) est en préparation pour étudier les planètes extrasolaires telluriques dans les zones habitables respectives de leurs étoiles, notamment, pour établir combien, parmi ces exoplanètes, ont une composition atmosphérique indiquant la présence de la photosynthèse biotique. Travaillant dans la bande spectrale de 6 à 18 m, l'interfèrométrie en frange noire doit permettre de distinguer le flux lumineux de l'exoplanète de celui de son étoile ainsi que des sources diffuses. La thèse résume les travaux expérimentaux conduits sur le banc Synapse à l'Institut d'Atrophysique Spatiale à Orsay. Le banc a été testé dans la bande K, de 2.0 à 2.5 µm, ainsi qu'avec une source laser à 3.39 µm. Les fibres optiques monomodes sont employées comme filtres du front d'onde. Le banc utilise deux paires (une dans chacun des deux bras) de prismes dispersifs qui servent de compensateur du chromatisme et de d´ephaseur achromatique. Les résultats confirment la tendance observée par d'autres équipes : les performances sont meilleures en lumière monochromatique qu'en bande large (taux d'extinction : 1E-5 monochromatique et 3E-4 bande large). Des études expérimentales extensives de ce phénomène sont décrites. A part ces travaux portant sur le principe de l'interférométrie en frange noire, nous avons testé un prototype du déphaseur achromatique basé sur le passage par un foyer optique. Nous avons d´eveloppé une technique pour stabiliser la différence de marche, mesurant le flux recombiné en modulant la différence de marche. Nous avons obtenu des niveaux de stabilité comparables à ceux qui sont nécessaires pour la future mission spatiale.

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.

L'étude des systèmes planétaires extrasolaires a considérablement fleuri durant les vingt dernières années, stimulée par la découverte de poussières circumstellaires et de planètes extrasolaires autour d'étoiles de la séquence principale. Cependant, l'imagerie directe de ces systèmes planétaires n'a été jusqu'à présent possible que dans certains cas particuliers à cause de l'important contraste et de la faible distance angulaire entre les étoiles et leur environnement. Même dans ces cas favorables, les régions internes où les planètes rocheuses sont censées se former et où la vie pourrait se développer n'ont pu être étudiées jusqu'ici de par l'absence d'outils appropriés. L'interférométrie infrarouge est une technique très prometteuse dans ce contexte, car elle fournit la résolution angulaire nécessaire pour séparer le rayonnement des étoiles et de leur voisinage immédiat.<br />Le présent travail vise à développer les capacités d'imagerie à haute dynamique des techniques interférométriques pour la caractérisation des systèmes planétaires. Dans un premier temps, nous démontrons que les facilités interférométriques actuelles ont le potentiel de détecter la présence de poussières dans les premières unités astronomiques des disques de débris massifs autour d'étoiles proches. Nos observations de Véga avec le recombinateur infrarouge proche FLUOR installé sur l'interféromètre CHARA révèlent la présence de poussières chaudes responsables d'une émission représentant seulement 1/78ème du rayonnement stellaire en bande K. Dans le but d'étendre l'imagerie des systèmes planétaires à des disques plus ténus et aux planètes extrasolaires, nous étudions ensuite les performances au sol de futurs interféromètres en mode destructif en tenant compte de façon réaliste des effets de l'atmosphère. Nos simulations montrent qu'un instrument installé à l'interféromètre du Very Large Telescope de l'ESO et fonctionnant en mode destructif pourrait détecter des structures circumstellaires aussi faibles que quelques 10^-4 fois le flux stellaire. Finalement, la troisième partie de ce travail se concentre sur l'implémentation de l'interférométrie en mode destructif sur des futures missions spatiales, dans le but de caractériser des planètes extrasolaires aussi petites que la Terre.

Parmi les méthodes qui permettent de détecter des exoplanètes, la photométrie des transits est celle qui a connu le plus grand essor ces dernières années grâce à l'arrivée des télescopes spatiaux CoRoT (en 2006) puis Kepler (en 2009). Ces deux satellites ont permis de détecter des milliers de transits potentiellement planétaires. Étant donnés leur nombre et l'effort nécessaire à la confirmation de leur nature, il est essentiel d'effectuer, à partir des données photométriques, un classement efficace permettant d'identifier les transits les plus prometteurs et qui soit réalisable en un temps raisonnable. Pour ma thèse, j'ai développé un outil logiciel, rapide et automatisé, appelé BART (Bayesian Analysis for the Ranking of Transits) qui permet de réaliser un tel classement grâce une estimation de la probabilité que chaque transit soit de nature planétaire. Pour cela, mon outil s'appuie notamment sur le formalisme bayésien des probabilités et l'exploration de l'espace des paramètres libres par méthode de Monte Carlo avec des chaînes de Markov (mcmc).Une fois les exoplanètes détectées, l'étape suivante consiste à les caractériser. L'étude du système solaire nous a démontré, si cela était nécessaire, que l'information spectrale est un point clé pour comprendre la physique et l'histoire d'une planète. L'interférométrie annulante est une solution technologique très prometteuse qui pourrait permettre cela. Pour ma thèse, j'ai travaillé sur le banc optique Nulltimate afin d'étudier la faisabilité de certains objectifs technologiques liés à cette technique. Au-delà de la performance d'un taux d'extinction de 3,7.10^-5 en monochromatique et de 6,3.10^-4 en polychromatique dans l'infrarouge proche, ainsi qu'une stabilité de σN30 ms = 3,7.10^-5 estimée sur 1 heure, mon travail a permis d'assainir la situation en réalisant un budget d'erreur détaillé, une simulation en optique gaussienne de la transmission du banc et une refonte complète de l'informatique de commande. Tout cela m'a finalement permis d'identifier les faiblesses de Nulltimate.

Depuis 1995, environ 350 exoplanètes ont été détectées mais seule une dizaine l'a été directement pour plusieurs raisons. D'abord, les projections de l'étoile hôte et de sa planète sur la sphère céleste sont très proches -- quelques fractions de secondes d'arc. Ceci impose un diamètre minimum pour le télescope et un système compensant les perturbations atmosphériques. Ensuite, le flux lumineux de l'étoile hôte est entre un million et dix milliards de fois plus fort que celui de la planète. Pour réduire ce flux stellaire sans affecter le flux planétaire, nous utilisons un coronographe dont les performances sont limitées par les défauts optiques qui doivent être compensés ou estimés. Pendant ma thèse, j'ai étudié sur des plans théoriques et expérimentaux deux techniques: le coronographe à quatre quadrants à étages multiples (MFQPM) pour atténuer le flux stellaire et la self coherent camera (SCC) qui minimise l'impact des aberrations optiques en utilisant l'incohérence entre lumières stellaires et planétaires. J'ai montré en laboratoire qu'un prototype non optimisé du MFQPM fournissait une extinction achromatique de l'étoile centrale de mille à dix milles entre 550 et 750nm. Puis, j'ai montré par simulations que la SCC s'associe aisément avec un coronographe de type Lyot et qu'en utilisant ses deux modes de fonctionnement -- analyseur de surface d'onde en plan focal et imagerie différentielle --, des planètes de type Terre pouvaient être détectées de l'espace sous des conditions réalistes. J'ai également mesuré un défaut réel de phase via la SCC sur le banc d'Imagerie Très Haute Dynamique que j'ai développé à l'Observatoire de Paris.

Plus de 300 planètes extrasolaires ont été découvertes à ce jour. La variété et la diversité des caractéristiques qu'elles présentent sont extrêmement vastes. Et dans cette multitude, une population se distingue, les Jupiter-chauds. Ces planètes ne ressemblent, en effet, en rien à celles que l'on côtoie dans le Système Solaire. Elles ont une masse d'une à plusieurs fois celle de Jupiter et sont très proches de leur étoile parent, orbitant en seulement quelques jours. L'étude de cette population nous apporte beaucoup d'éléments quant à leur processus de formation et d'évolution. Certaines d'entre elles ont en effet la particularité de transiter devant leur étoile parent. Mes travaux de thèse m'ont mené à détecter et caractériser en densité 14 planètes extrasolaires, grâce aux programmes de recherche CoRoT et SuperWASP combinés au spectrographe SOPHIE (OHP). Parmi ces planètes figurent celles ayant la plus courte période orbitale et, autour d'une autre étoile, la plus importante masse jamais détectées en transit. Un programme novateur, que j'ai initié, nous a également permis d'explorer les capacités de détection d'un instrument de type multi-fibre (FLAMES/GIRAFFE et UVES). Nous avons montré que cet instrument peut être performant en terme de précision de mesure en vitesse radiale, et qu'il permet un très bon écrémage des cibles. L'instrument multi-fibre est utilisable également dans le cadre d'un suivi de candidats issus de programmes de recherche par photométrie, tels que la mission CoRoT , mais il nécessite dans ce cas, pour être eficace, d'un champ de vue significatif (de plusieurs degrés carrés par exemple). L'étude du transit spectroscopique de 3 systèmes planétaires m'a également permis d'apporter de fortes contraintes quant à leur processus de formation et d'évolution, et de mettre en évidence pour la première fois l'existence d'un système exotique : X0-3.

Aujourd’hui, plus de 1800 planètes qui orbitent autour d’étoiles en dehors du système solaire ont été découvertes. La plupart des planètes découvertes actuellement a été révélée grâce aux méthodes indirectes. Par contre, avec ce type de techniques, la caractérisation des planètes ne peut pas être complète si on n’utilise pas plusieurs techniques simultanément. Aussi, pour obtenir le spectre de la planète, il doit y avoir un transit et même dans ce cas là,le signal est très faible par rapport au signal de l’étoile. L’observation directe de ces objets, appellée imagerie directe, est maintenant possible grâce à des systèmes très avancés d’optique adaptative installés sur des télescopes de classe 8m. L’imagerie directe permet l’observation des planètes sufisamment lumineuses et éloignées de l’étoile principale en utilisant un masque qui cache la lumière de la dernière. Cette technique est donc efficace en particulier pour des systèmes jeunes et voisins car la luminosité intrinsèque de la planète diminue avec l’âge et la séparation réelle de la planète dépend de la distance du système. Dans le VLT au Paranal (Chili), deux instruments sont dédiés à ce type de recherche : NACO et SPHERE. SPHERE a vu sa première lumière en Mai 2014, et est maintenant prêt à commencer une enquête consacrée à la découverte de planètes autour de systèmes jeunes et voisins, NIRSUR. Cet instrument se compose de trois sous-systèmes : IRDIS, IFS et ZIMPOL. / In the year of the 20th anniversary of the discovery of the first extrasolar planet we can count more than 1800 companions found with different techniques. The majority of them are indirect methods that infer the presence of an orbiting body by observing the parent star (radial velocity, transits, astrometry). In this work we explore the technique that permits to directly observe planets and retrieve their spectra, under the conditions that they are bright and far enough from their host star. Direct imaging is a new technique became possible thanks to a new generation of extreme adaptive optics instruments mounted on 8m class telescopes. On the Very Large Telescope two instruments dedicated to the research for exoplanets with direct imaging are now operative: NACO and SPHERE. This thesis will describe the development and results of SPHERE from its predecessor NACO to its integration in laboratory and the final on sky results.