Le Radiohéliographe de Nançay, rénové en 1996, est un instrument dédié à l'étude de l'activité sporadique de la couronne solaire, dans le domaine métrique et décimétrique. Les structures calmes de la couronne peuvent être également observées par l'utilisation de la synthèse d'ouverture, qui autorise la cartographie de structures à faible contraste.<br /><br />Je présente dans cette thèse les premiers résultats de synthèse d'ouverture pour l'instrument rénové, en m'intéressant tout particulièrement à la contrepartie radio des filaments solaires, jamais étudiée auparavant dans cette gamme de longueur d'onde. Je montre que les observations sont explicables par la présence d'une cavité coronale autour des filaments, et que la radio permet son observation directe sur le disque.<br /><br />Je décris enfin trois cas de Disparitions Brusques de filament montrant, pour la première fois en radio, les stades initiaux du développement d'éruptions de filaments et de CMEs sur le disque, sous l'aspect des émissions thermiques. Ce travail s'appuie fortement sur les observations multi longueurs d'onde, rendues possibles par l'existence du satellite SOHO sur toute la période, et notamment son télescope EIT, et son coronographe LASCO.

Le chauffage de la couronne et la formation du vent solaire sont plus que jamais d'actualité en astrophysique stellaire. En ce qui concerne le vent solaire, nous avons cherché à vérifier l'hypothèse selon laquelle il est issu des frontières de régions actives. En combinant l'imagerie en rayons X et Extrême Ultra Violet (EUV), la spectroscopie EUV et les mesures de champ magnétique longitudinal au niveau de la photosphère, nous avons développé une technique d’estimation quantitative des échanges de masse entre deux régions actives. Nous avons ainsi montré que cet échange n'est pas négligeable devant le flux de matière participant au vent solaire. Une attention particulière a été apportée aux traitements des données spectroscopiques notamment en ce qui concerne la référence en longueur d'onde. En effet, celle-ci est cruciale pour déterminer les vitesses y compris leurs signes dans les échanges. Sur la thématique des micro-événements de chauffage, nous avons développé une méthode de détection à partir d'images prises à haute cadence en rayons X. A l'aide de données spectroscopiques, nous avons pu estimer les vitesses Doppler et l’élargissement Doppler des raies dans les événements et les comparer au reste du champ de vue. Nous en avons déduit l’énergie contenue dans les vitesses non résolues, susceptible de contribuer au chauffage, qui s’avère être comparable aux pertes radiatives observées dans les régions actives. / The coronal heating and the formation of the solar wind are one of the core issues in stellar astrophysics.Concerning the solar wind, we have undertaken to verify the hypothesis that its origin is located at the borders of active regions. By combining X-ray and Extreme Ultra Violet (EUV) images, EUV spectroscopy and measurements of the longitudinal magnetic field at the photosphere, we have developed a technique for quantitatively estimating the mass exchange between two active regions. We have shown that this mass exchange is significant compared to the flow of material involved in the solar wind. Particular attention was paid to the analysis of spectroscopic data and more specifically the issue of reference wavelength. Indeed, it is crucial to determine the speeds including their signs in the exchange. On the topic of heating micro-events, we have developed a method for detecting micro-events from high-cadence X-ray images. With the help of spectroscopic data, we have been able to estimate the Doppler velocities and Doppler broadening of the lines in the events and compare them to the rest of the field of view. We derived the energy in the unresolved velocities, which can contribute to the heating, which turns out to be comparable to the radiative losses observed in active regions.

L'hélium joue un rôle fondamental dans la physique de l'héliosphère. La compréhension des phénomènes physiques qui lui sont associés ainsi que la détermination de son abondance ont des répercussions dans des domaines aussi variés que la cosmologie, la modélisation stellaire ou l'étude du vent solaire. L'héliosismologie permet maintenant de mesurer précisément l'abondance d'hélium dans le coeur du Soleil, les méthodes spectroscopiques fournissent des diagnostic dans la photosphère et dans la chromosphère, et l'hélium est étudié à une unité astronomique dans le vent solaire avec des détecteurs de particules in situ. Mais très peu de mesures existent dans la couronne et de ce fait, dans l'intervalle de distances allant de la chromosphère au vent solaire, notre connaissance de l'hélium repose essentiellement sur des travaux thériques. Ce travail est donc une contribution à l'étude observationnelle de l'hélium dans la couronne solaire. Le télescope EIT embarqué à bord de SOHO peut observer la couronne solaire jusqu'à 2 Rs dans un intervalle de longueurs d'onde du spectre extrême ultraviolet comprenant la raie de résonance à 30.378 nm de l'ion He+. Cette raie étant formée dans la couronne principalement par diffusion résonante du flux de photons chromosphérique par les ions He+, son intensité est proportionnelle à la densité d'ions He+, et son observation permet donc potentiellement un diagnostic intéressant de l'hélium coronal. Malgré une contamination par d'autres raies, il semble qu'une fraction non négligeable du signal enregistré par EIT dans sa bande passante à 30.4 nm puisse être attribuée sans ambigüité à la raie de résonance de l'He+. De plus, une étude préliminaire semble avoir indiqué que les gradients d'intensité ainsi observés sont anormalement faibles dans les régions polaires. L'objectif de la présente étude était de vérier cette assertion. Pour ce faire, nous avons tout d'abord procédé à une étude critique détaillée des caractéristiques de l'instrument EIT afin de confirmer que la raie à 30.378 nm de l'He+ est effectivement détectée dans la couronne dans la bande passante à 30.4 nm. Ceci a impliqué l'évaluation précise de plusieurs paramètres d'étalonnage dont la réponse spatiale du détecteur, la contamination de la bande passante à 30.4 nm par d'autres raies spectrales, ainsi que le niveau de lumière diffusée instrumentale. Affin d'interpréter les intensités mesurées à l'aide de EIT, nous avons développé un modèle empirique prédictif de l'intensité de la raie de résonance de l'He+ dans la couronne en nous basant sur des travaux existants pour le cas de la raie Lyman alpha de l'hydrogène et en utilisant tous les éléments observationnels disponibles. Ce modèle requiert la connaissance de certaines grandeurs caractéristiques des conditions physiques régnant dans la couronne, comme la température ou la densité électronique, lesquelles ont été déterminées indépendamment à partir de travaux déjà existants ou en analysant de nouvelles observations. Les comparaisons entre l'intensité observée par EIT et les prédictions de notre modèle semblent confirmer globalement les résultats de l'étude préliminaire. Dans les régions équatoriales, le gradient d'intensité de la raie de résonance de l'He+ est cohérent avec la hauteur d'échelle de la densité électronique. En revanche, aux hautes latitudes dans les trous coronaux polaires, le gradient d'intensité observé semble significativement plus faible que celui prédit par le modèle. On peut interpréter cette observation par une accumulation d'ions He+ dans les trous coronaux polaires, là où le vent solaire rapide trouve son origine. Si l'équilibre d'ionisation utilisé dans le modèle est effectivement représentatif des conditions coronales moyennes, cette accumulation d'He+ pourrait être la signature d'une abondance d'hélium élevée dans la couronne. Ceci peut être rapproché des résultats de certains modèles théoriques du vent solaire indiquant la possibilité que l'abondance d'hélium soit élevée dans la couronne, 20% ou plus, alors qu'elle est de 10% dans l'intérieur et de 4% en moyenne dans le vent solaire. Comme l'hélium a une masse quatre fois supérieure à celle de l'hydrogène, il est clair qu'une abondance d'hélium élevée influerait de façon non négligeable sur les flux de masse et d'énergie dans le vent solaire. D'autres observations avec une meilleure résolution spectrale et un niveau de lumière diffusée moindre sont cependant nécessaires pour confirmer notre résultat et obtenir de nouveaux outils de diagnostics dans la couronne.

Les éphémérides planétaires jouent un rôle important pour la navigation des missions spatiales actuelles et la mise en place des missions futures ainsi que la réduction et l'analyse des observations astronomiques les plus précises. Les éphémérides planétaires actuelles (DE, INPOP, EPM)L'objectif de la thèse est d'utiliser des archives de données de missions spatiales passées et présentes et de fournir des outils d'analyse pour l'amélioration de l'éphéméride de données pour l'amélioration de l’éphéméride planétaire planétaire INPOP, ainsi que pour une meilleure utilisation des éphémérides pour effectuer des teste de la physique tels que la relativité générale, les études de la couronne solaire [...] / The planetary ephemerides play a crucial role for spacecraft navigation, mission planning, reductionand analysis of the most precise astronomical observations. The construction of suchephemerides is highly constrained by the tracking observations, in particular range, of the spaceprobes collected by the tracking stations on the Earth. The present planetary ephemerides (DE,INPOP, EPM) are mainly based on such observations. However, the data used by the planetaryephemerides are not the direct raw tracking data, but measurements deduced after the analysisof raw data made by the space agencies and the access to such processed measurements remainsdifficult in terms of availability.The goal of the thesis is to use archives of past and present space missions data independentlyfrom the space agencies, and to provide data analysis tools for the improvement of theplanetary ephemerides INPOP, as well as to use improved ephemerides to perform tests ofphysics such as general relativity, solar corona studies, etc.The first part of the study deals with the analysis of the Mars Global Surveyor (MGS)tracking data as an academic case for understanding. The CNES orbit determination softwareGINS was used for such analysis. The tracking observations containing one-, two-, and threewayDoppler and two-way range are then used to reconstruct MGS orbit precisely and obtainedresults are consistent with those published in the literature. As a supplementary exploitationof MGS, we derived the solar corona model and estimated the average electron density alongthe line of sight separately for slow and fast wind regions. Estimated electron densities arecomparable with the one found in the literature. Fitting the planetary ephemerides, includingadditional data which were corrected for the solar corona perturbations, noticeably improves theextrapolation capability of the planetary ephemerides and the estimation of the asteroid masses(Verma et al., 2013a).The second part of the thesis deals with the complete analysis of the MESSENGER trackingdata. This analysis improved the Mercury ephemeris up to two order of magnitude comparedto any latest ephemerides. Such high precision ephemeris, INPOP13a, is then used to performgeneral relativity tests of PPN-formalism.[...]

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal.

Les influences du Soleil sur la Terre sont l'objet de récents développements en astrophysique regroupés sous le terme de météorologie de l'espace. Le vent solaire est une composante importante des interactions entre le Soleil et la Terre, et notamment le vent rapide issu des pôles. Puisqu'il est issu des régions polaires de la couronne, on comprend l'importance d'étudier ces régions. Dans cette thèse, on s'intéressera particulièrement à l'étude de ces régions polaires où se situent les plumes soupçonnées d'être à l'origine du vent solaire rapide. Les méthodes ainsi mises en oeuvre s'appliquent d'ailleurs tout aussi bien aux Éjections de Masse Coronale (CME). Pour ce faire, nous utilisons les données récoltées par les missions spatiales SoHO et STEREO. Ces missions fournissent des mesures de l'émission lumineuse du Soleil dans l'extrême ultra-violet (EUV) et des données coronographiques dans le visible. Il est important pour les reconstructions volumiques de la couronne de noter la présence de deux satellites identiques pour STEREO, semblables à SoHO. Ce qui nous permet d'avoir trois points de vue simultanés. Nous avons développé une méthode permettant à la fois de reconstruire l'émission de la couronne en trois dimensions mais également de prendre en compte l'évolution temporelle des plumes et de l'estimer, tout en tirant parti de la simultanéité des mesures selon différents points de vue. Cette avancée a été possible grâce au développement d'un modèle d'évolution des plumes polaires. Dans ce modèle, on suppose les plumes immobiles mais variant en intensité. En définissant par avance la localisation des plumes, on aboutit à un problème bilinéaire selon une composante statique et une composante temporelle. L'outil ainsi développé a été appliqué aux données EUV mesurées par SoHO et par STEREO ainsi que sur simulations. Les simulations ont révélé l'importance de prendre en compte les différents paramètres géométriques de ces missions spatiales. Le développement d'un code de projection et de rétroprojection adapté (et adaptable) ainsi qu'une étude minutieuse nous ont permis de définir les paramètres minimisant les artefacts géométriques de reconstruction. Enfin, la disponibilité de trois canaux de longueurs d'onde pour ces données EUV nous a permis d'effectuer une analyse spectrale des reconstructions en s'affranchissant de l'intégration sur la ligne de visée. En utilisant un modèle liant la répartition spectrale d'émission lumineuse et les paramètres du plasma tels que la densité et la température électronique, nous avons pu estimer ces deux grandeurs physiques pour chaque voxel des cartes tridimensionnelles de la couronne. En conclusion, la disponibilité prochaine de données de la mission SDO nous permettra d'affiner cette étude grâce à 8 canaux de longueurs d'onde EUV. Des développements dans l'estimation automatique des zones d'évolution temporelle et dans la reconstruction de CME sont également envisagés.

Dans l'atmosphere solaire apparaissent des structures magnetiques telles que les boucles de regions actives, les filaments-protuberances, ou les sigmoides. Les proprietes de ces structures sont liees aux parametres thermodynamiques (temperature, densite, pression) ainsi qu'a la nature du champ magnetique associe a ces structures. Notre interet s'est porte sur l'etude des filaments qui correspondent a des structures magnetiques dont la masse est plus elevee et la temperature plus froide que le milieu coronal environnant. Pour ce faire, deux methodes d'analyse et de diagnostic ont ete developpees : la reconstruction du champ magnetique coronal tridimensionnel, et l'etude d'ondes magnetohydrodynamiques (MHD) dans les filaments. <br /><br />A partir des mesures du champ magnetique vectoriel au niveau photospherique, la reconstruction du champ magnetique coronal permet de determiner la geometrie et la topologie des tubes de flux caracterisant une region active. En particulier dans le cas etudie, la reconstruction suivant l'hypothese d'un champ sans-force non lineaire a permis de preciser la structure d'un systeme de boucles observe en EUV par EIT/SOHO, et d'un sigmoide observe en rayons X par SXT/Yohkoh. La nature du filament est deduite de la recherche de l'existence de creux magnetiques pouvant maintenir cette structure massive en equilibre dans la couronne. <br /><br />Le spectrometre SUMER/SOHO a fourni des observations de filaments dans ou proche de regions actives qui ont permis d'etudier les variations temporelles du decalage Doppler de la raie de l'helium neutre à 58.4 nm. Utilisant une analyse de Fourier, des frequences caracteristiques ont ete identifiees a des modes d'oscillations d'ondes d'Alfven ou magnetoacoustiques donnant acces a des parametres magnetiques et thermodynamiques du filament. De nouvelles observations obtenues par THEMIS/Tenerife (campagne MEDOC 5) apportent des informations supplementaires sur la dynamique des filaments et sur les ondes MHD dans ces structures.

La température anormalement élevée de la couronne reste un des problèmes majeurs de la physique solaire. Toutefois, les observations récentes des satellites SoHO, Yohkoh ou TRACE semblent indiquer que les processus responsables du chauffage des régions fermées se situent dans la basse couronne ou dans la chromosphère, donc proches de la surface solaire, et sont associées 'a la dissipation de couches de courant continu. L'analyse statistique de données suggère que les mécanismes de chauffage résulteraient donc de nombreux événements de dissipation de couches de courant de petite échelle et de faible 'énergie, 'a la limite de la résolution des instruments modernes. Nous proposons un modèle statistique sur réseau, résultante d'une approche plus physique que la criticalité auto-organisée, constitué d'une source d'énergie magnétique de petite échelle et de mécanismes de dissipation des courants, qui peuvent être associés soit 'a la reconnexion magnétique soit à la résistivité anormale. Les différents types de sources et de mécanismes de dissipation permettent d''étudier leur influence sur les propriétés statistiques du système, en particulier sur l''énergie dissipée. Dans le but de quantifier ces comportements et de permettre des comparaisons approfondies entres les modèles et les observations, des techniques d'analyse peu utilisées en physique solaire, telles que la décomposition en valeurs singulières, des entropies, ou la technique de Pearson de classification des densités de probabilité, sont introduites et appliquées à l'étude des propriétaires spatiales et temporelles du modèle.

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal

Il a été découvert récemment que les pulsations d’intensité de longue période (entre 3 et 16 heures) sont très répandues dans la couronne solaire et en particulier dans les boucles coronales. Les processus de chauffage des boucles coronales, qui permettent de porter le plasma à des températures de l’ordre du million de degrés et de le maintenir confiné à ces températures,restent mal compris. Ces pulsations dans l’extrême ultraviolet amènent de nouvelles contraintes observationnelles pour les modèles de boucles coronales et par conséquent pour mieux comprendre leur dynamique et leur chauffage. Le thème central de cette thèse est l’exploration des origines physiques possibles pour ce phénomène.J’ai dans un premier temps utilisé un code de détection, initialement développé pour les données de l’imageur SoHO/EIT, sur l’archive de l’instrument SDO/AIA. J’ai pu détecter des milliers d’événements sur six ans de données,la moitié d’entre eux se concentrant dans des régions actives et environ la moitié encore de ces événements pouvant êtreclairement identifiés dans des boucles. Parmi ces milliers d’événements, j’ai sélectionné trois cas associés à des boucles, avecun signal de détection fort et permettant d’explorer une large gamme de périodes.Grâce à l’utilisation des six bandes coronales d’AIA, j’ai pu dans un deuxième temps réaliser une analyse de lastructure thermique de ces boucles via la reconstruction de la mesure d’émission différentielle (DEM, pour Differential Emission Measure) et l’étude des décalages temporels entre les intensités des six bandes. La température et la densité du plasma reconstruites évoluent de façon périodique avec un retard temporel entre ces deux quantités. Ce comportement,caractéristique de cycles d’évaporation et de condensation du plasma, m’a permis de rapprocher ces pulsations d’intensité à un phénomène bien connu dans les simulations numériques et pour des structures comme les protubérances et la pluie coronale : l’absence d’équilibre thermique ou thermal non-equilibrium (TNE). Une analyse des caractéristiques des spectres de puissances observés a permis par ailleurs de confirmer cette conclusion. Le TNE intervient lorsque le chauffage dans les boucles est stratifié en altitude, avec un chauffage plus important à basse altitude et lorsque le chauffage est quasi-constant.L’identification non ambigüe du TNE dans les boucles a donc des implications très importantes pour la compréhension du chauffage des boucles.Dans un troisième temps, je me suis attachée à reproduire ces pulsations d’intensité par la simulation et à déterminer les propriétés intrinsèques des boucles qui favorisent l’apparition de ces cycles d’évolution dans certaines boucles. J’ai notamment utilisé des extrapolations du champ magnétique des trois régions étudiées en détail avec AIA, pour étudier la géométrie de boucles. Ces géométries ont ensuite été utilisées en entrée du code de simulation hydrodynamique 1D. J’ai alors balayé l’espace des paramètres des fonctions de chauffage utilisées et pu déterminer que les conditions d’apparition de cycles de TNE proviennent d’une combinaison de la géométrie de la boucle et des paramètres du chauffage (asymétrie et puissance). Ce qui explique que certaines boucles présentent des pulsations d’intensité et d’autres non. J’ai de plus étudiéune simulation en particulier, dont les paramètres physiques du plasma sont proches de ceux observés pour un cas étudié avec AIA. Les intensités EUV alors simulées reproduisent bien celles observées. Le modèle étudié permet d’expliquer les pulsations observées en terme de cycles d’évaporation et de condensation. / Long-period EUV intensity pulsations (periods from 3 to 16 hours) have been found recently to be very common in thesolar corona and especially in coronal loops. The heating mechanism(s) of solar coronal loops that generate million-degreeplasma and maintain it confined at this temperature remain unknown. These intensity pulsations (extreme ultraviolet)provide new constraints for loops models and thus to better understand coronal loops dynamics and heating. The centraltopic of this thesis is to explore the possible physical explanations for this phenomenon.First, I used a detection code, initially developed for SoHO/EIT images, on the SDO/AIA archive. I detected thousandsof events in the six years of data, half of them corresponding to active regions and about the half of whom are identifiedas corresponding to coronal loops. I selected three cases of long-period intensity pulsation events in loops, with a cleardetection signal and allowing to scan different periods.Second, using the six coronal channels of AIA, I made a detailed study of the thermal structure of these loops. I usedboth differential emission measure (DEM) reconstructions and an analysis of the time-lags between the intensities in thesix channels. The temperature and the density are found to be periodic with a time delay between these two physicalparameters of the plasma. This behavior is characteristic of evaporation and condensation cycles of the plasma and itallowed me to connect these intensity pulsations to thermal non-equilibrium (TNE), a well-know phenomenon in numericalsimulations and for structures such as prominences and coronal rain. Moreover, an analysis based only on the shape ofpower spectra allowed to confirm this conclusion. TNE happens when the heating is highly-stratified (mainly concentratedat low altitudes) and quasi-constant. Unambiguous identification of TNE in coronal loops has thus important implicationsfor understanding coronal heating.Third, I aimed at reproducing the observed intensity pulsations by simulations and at determining the intrinsicproperties of coronal loops that favor these particular cycles of evolution. I made extrapolations of the magnetic fieldfor the three regions studied to determine the loops geometry. These geometries have been then used as inputs for 1Dhydrodynamic simulations. I conducted a parameter space study that revealed that the TNE cycles occurrence is sensitiveto a combination of the loop geometry and heating parameters (asymmetry and heating power). This allows me to explainwhy these pulsations are encountered in some loops but not in all. I studied one simulation in particular, matching theobserved characteristics of the plasma evolution. I derived the corresponding AIA synthetic intensities which reproducedthe main characteristics of the observed pulsations. This model allows me to explain the observed pulsations as evaporationand condensation cycles.