Détection et caractérisation de planètes en transit autour des naines M

Since the first detection of an extrasolar planet orbiting a Sun-like star by Mayor and Queloz (1995), more than 3000 have been discovered. Discovering telluric planets and searching for biomarkers in their atmospheres are among the main objectives of the 21st century. Hence, our interest is focused on finding and characterising planets located in the habitable zone of their host star.On one hand, the method known as radial velocities (RV) consists in the measure of the star’s reflex motion induced by orbiting planets. On the other hand, thanks to photometry, we can measure the drop of flux when a planet transits in front of its host star. These techniques are complementary to better understand extrasolar systems. However, in order to reach the precisions necessary to detect an Earth-like planet or a super-Earth, we need very stable instruments as well as the understanding and removal of earth’s atmosphere systematic effects.Searching planets orbiting low mass stars, we already have access to telluric planets in the habitable zone. Indeed, everything else being equal, a lower mass of the host star implies a larger reflex motion, and thus a larger RV amplitude. A transit will be deeper if the central star is a M dwarf compared to a Sun-like star. Moreover, the lower luminosity of M dwarfs implies shorter orbital periods from planets in the habitable zone (~50 days against ~360 days, for M dwarfs compared to solar-type stars, respectively).In this context, this thesis aims to improve the detection and caracterisation of planets in the habitable zone of M dwarfs. I observed some of these stars with the HARPS spectro- graph, leading to the discovery or the caracterisation of 24 planets, which helps us building or precising catalogues of photometric follow-up.In particular, the ExTrA project uses photometry to detect transits using a brand new method : differential spectrophotometry. It improves the light curves quality eliminating sys- tematic effets caused by earth’s atmosphere. I present one these systematics, second order atmospheric extinction also know as color effect, and simulate it for the first time in function of observations parameters (from atmosphere conditions to target and comparison stars).Then, I formalise the technique of spectrophotometry and simulate the gain brought by the addition of spectral resolution to photometric precision. These simulations take in account the atmospheric conditions affecting the color effet (airmass, precipitate water vapor) but also the type of the stars (temperature, gravity, spots), and the spectral resolution (R<4000).Lastly, there were no numerical methods for the treatment of ExTrA’s data at the be- ginning of this work. I developped a new algorithm aiming to correct systematics using the spectral dimension while finding and fitting transits in light curves. I expose the first results obtained from simulations and photometric tests of ExTrA.Depuis la première détection d’une planète extrasolaire autour d’une étoile de type solaire par Mayor et Queloz (1995), plus de 3000 planètes ont été découvertes. La découverte de planètes de type terrestre et la recherche de biomarqueurs dans leur atmosphère sont parmi les principaux objectifs de l'astronomie du XXIeme siècle. Nous nous tournons vers la découverte et la caractérisation des planètes situées dans la zone habitable de leur étoile hôte.La méthode des vitesses radiales (VRs) consiste à mesurer le mouvement réflexe de l'étoile induit par des planètes en orbite. D'autre part, grâce à la photométrie, on peut mesurer la diminution de flux reçu lors du passage d'une planète entre l'étoile ciblée et notre télescope : Il s'agit alors d'un transit. Ces techniques sont complémentaires pour mieux comprendre les systèmes extrasolaires. Cependant, pour atteindre les précisions nécessaires à la détection de Terres ou super-Terres, il est nécessaire de concevoir des instruments très stables, de comprendre les effets systématiques dus à l'atmosphère et tenter de les corriger.La recherche de planètes orbitant autour des étoiles de faibles masses permet d’atteindre dès aujourd'hui des planètes telluriques dans la zone habitable. En effet, en gardant tout autre paramètre égal, le mouvement réflexe (et donc l’amplitude de la variation VR) sera plus grand. De même, un transit sera plus profond si l’étoile centrale est une naine M que pour une étoile de type solaire. De plus, ces étoiles ont une plus faible luminosité que les étoiles de type solaire. Il en résulte que les planètes dans la zone habitable ont des périodes orbitales plus courtes (~50 jours pour les naines M contre ~360 jours pour des étoiles de type solaire).Cette thèse s'inscrit dans une démarche de détections et de caractérisations de planètes en zone habitable de naines M. Pour cela, j'ai observé des naines M avec le spectrographe HARPS, permettant la découverte ou la caractérisation de 24 planètes, qui pourront servir à constituer ou préciser les catalogues de suivi photométriques.En particulier, le projet ExTrA vise à utiliser la photométrie pour détecter des transits en utilisant une nouvelle méthode : la spectrophotométrie différentielle. Elle permet d'améliorer la qualité des courbes de lumière en s'affranchissant d'effets systématiques causés par l'atmosphère. J'introduis l'un d'eux : l'extinction atmosphérique de second ordre, aussi appelé "effet de couleur" et le simule pour la première fois en fonction de divers paramètres d'observations (des conditions atmosphériques aux étoiles ciblés).Je formalise ensuite la technique de spectrophotométrie et simule le gain apporté par la résolution spectrale sur la précision photométrique. Ces simulations prennent en compte les conditions atmosphériques les plus impactantes pour l'effet de couleur (la masse d'air, la quantité de vapeur d'eau) mais également le type d'étoile ciblé (température, gravité, activité) et la résolution spectrale (R