À ce jour, les différentes méthodes de reconstruction des mouvements du plasma à la surface du Soleil qui ont été proposées présupposent une MHD idéale (Welsch et al., 2007). Cependant, Chae & Sakurai (2008) ont montré l’existence d’une diffusivité magnétique turbulente à la photosphère. Nous introduisons une généralisation de la méthode du Minimum Energy Fit (MEF ; Longcope, 2004) pour les plasmas résistifs. Le Resistive Minimum Energy Fit (MEF-R ; Tremblay & Vincent, 2014) reconstruit les champs de vitesse du plasma et la diffusivité magnétique turbulente qui satisfont à l’équation d’induction magnétique résistive et qui minimisent une fonctionnelle analogue à l’énergie cinétique totale. Une séquence de magnétogrammes et de Dopplergrammes sur les régions actives AR 9077 et AR 12158 ayant chacune produit une éruption de classe X a été utilisée dans MEF-R pour reconstruire les mouvements du plasma à la surface du Soleil. Les séquences temporelles des vitesses et des diffusivités magnétiques turbulentes calculées par MEF-R sont comparées au flux en rayons X mous enregistré par le satellite GOES-15 avant, pendant et après l’éruption. Pour AR 12158, nous observons une corrélation entre les valeurs significatives de la diffusivité magnétique turbulente et de la vitesse microturbulente pour les champs magnétiques faibles. / To this day, the various methods proposed for the reconstruction of plasma motions at the Sun’s surface are all based on ideal MHD (Welsch et al., 2007). However, Chae & Sakurai (2008) have shown the existence of an eddy magnetic diffusivity at the photosphere. We introduce a generalization of the Minimum Energy Fit (MEF; Longcope, 2004) for resistive plasmas. The Resistive Minimum Energy Fit (MEF-R; Tremblay & Vincent, 2014) infers velocity fields and an eddy magnetic diffusivity which solve the resistive magnetic induction equation and minimize an energy-like functional. A sequence of magnetograms and Dopplergrams documenting the active regions AR 9077 and AR 12158 are used as input in MEF-R to reconstruct plasma motions at the Sun’s surface. Time series of the inferred velocities and eddy magnetic diffusivities are compared to the soft X-ray flux observed by GOES-15. We find a positive correlation between significant eddy magnetic diffusivities and microturbulent velocities for weak magnetic fields in AR 12158.

Les Jupiters chaudes sont des exoplanètes possédant des caractéristiques uniques. En raison de leur proximité avec leur étoile hôte elles présentent une non-symétrie remarquable. Cette proximité provoquant la rotation synchrone force un côté de la planète à toujours faire face à l'étoile et l'autre à être plongé dans une nuit perpétuelle. Cette géométrie donne lieu à une différence d'allant de 200 K jusqu'à 2000 K entre les deux côtés de la planète, engendrant des écoulements zonaux pouvant atteindre des vitesses de l'ordre du km/s afin de redistribuer la chaleur. Le point chaud, le point le plus chaud de la planète, est un témoin de ces vents intenses. Les observations et les simulations hydrodynamiques montrent que les écoulements zonaux se font d'ouest en est. Cependant, les observations de deux planètes ne se conforment pas aux prédictions. En effet, CoRoT-2 b et HAT-P-7 b montrent des points chauds à l'ouest. L'explication la plus répandue est que le champ magnétique de ces planètes, en interaction avec leur atmosphère partiellement ionisée, peut renverser la direction des écoulements zonaux, si ce champ est assez puissant. Une diffusivité magnétique variable dans l'espace peut générer localement des champs magnétiques lorsque son gradient s'aligne correctement avec le courant électrique. Nous présentons ici un modèle magnétohydrodynamique en une dimension possédant une diffusivité magnétique dépendante de la température dans le plan équatorial dans le contexte de Jupiters chaudes. Les résultats des simulations présentent des oscillations torsionnelles de type alfvéniques reflétant les effets non linéaires dus au couplage des équations aux dérivées partielles de la magnétohydrodynamique et de la température avec la diffusivité magnétique dépendante de la température. Nous explorons un espace des paramètres afin d'établir l'influence de ceux-ci sur les oscillations. Nous avons aussi développé un modèle local afin de dériver des équations analytiques nous permettant de mieux comprendre les résultats observés en plus de comparer les résultats du modèle en une dimension avec ceux du modèle local. Nous finissons par établir que les oscillations générées par notre modèle en une dimension possèdent des périodes équivalentes allant de 225 à 473 jours et des déplacements longitudinaux équivalant à quelques degrés jusqu'à environ 40° pour une planète de la taille de Jupiter. Ces intervalles de périodes et de déplacements sont encourageants, puisque cela signifie que les oscillations pourraient être observées. / Hot Jupiters are exoplanets with unique features. Due to their proximity to their host stars, they show remarkable non-symmetry. This proximity with the star causes tidal locking, meaning one side of the planet is always exposed to intense radiation from its host and the other side is immersed in a perpetual night. This geometry means there is a difference of temperature ranging from 200 K up to 2000 K between the day and night side. This gradient in temperature induces zonal winds that can reach the order of 1 km/s to redistribute heat to the night side. The hot spot is the hottest spot of the planet and is a telltale of these strong winds. Observations and hydrodynamic numerical simulations show that zonal winds on these planets go eastward. However, two recent observations are showing westward winds. These planets are CoRoT-2 b and HAT-P-7 b. The most common explanation to this contradiction is that the magnetic field, which is interacting with the partially ionized atmosphere, can reverse these winds. It was previously shown that a magnetic diffusivity varying in space can locally generate magnetic fields when its gradient aligns correctly with the electric current density. We present here a one-dimensional magnetohydrodynamic model with a temperature-dependent magnetic diffusivity in the equatorial plane in the context of hot Jupiters. The simulations develop growing torsional alfvénic oscillations due to the non-linear coupling of the magnetohydrodynamics and the temperature partial differential equations and the temperature-dependent magnetic diffusivity. We explore the parameter space and study their influence on the oscillations. We have also developed a local model in order to derive analytical equations characterizing these waves and compare its results with the results of the one-dimensional model. We end by calculating the corresponding periods and longitudinal displacement of the one-dimension model oscillations for a Jupiter-sized planet. The periods correspond to an interval from 225 to 473 days and the displacements range from a few degrees up to 40°. This means that the oscillations could be observed with a few orbits.