La dynamique du système magnétosphère-ionosphère résulte de stimuli directs ou indirects provenant du vent solaire. Elle est en grande partie assurée par des processus affectant des tubes de flux magnétique de petite ou moyenne échelle spatiale et de durée ne dépassant pas la dizaine de minutes. Grâce à des études expérimentales impliquant de multiples instruments, nous étudions la dynamique de ces tubes de flux simultanément dans l'ionosphère et dans la magnétosphère. Après une première partie consacrée à une description générale de la magnétosphère et à une analyse des travaux antérieurs sur les structures de moyenne échelle, ainsi que des moyens expérimentaux qui y donnent accès, nous étudions dans une seconde partie, les réponses dynamiques du système magnétosphère-ionosphère côté jour, à des variations du champ magnétique interplanétaire et à des impulsions de pression du vent solaire. Nous réalisons la première comparaison quantitative entre la magnétosphère et l'ionosphère de vitesses de plasma et de vitesses de déplacement des tubes de flux engendrés par la reconnexion sporadique. Nous quantifions le mouvement des différentes frontières magnétosphériques du côté jour, lors de variations de la composante nord-sud du champ magnétique interplanétaire, ainsi que leurs différents temps de réponse. Nous montrons également que les impulsions de pression du vent solaire peuvent être le facteur déclenchant la reconnexion, en période de champ magnétique interplanétaire dirigé vers le sud. Nous confirmons que les sursauts de convection ionosphérique associés en sont la signature fossile. Dans la troisième partie de cette thèse, nous étudions l'électrodynamique de structures aurorales de moyenne échelle, du côté jour et du côté nuit. Nous présentons la première observation directe des courants parallèles associés à un tube de flux magnétosphérique reconnecté du côté jour. Ces courants ainsi que le courant de Pedersen associé, constituent un circuit autonome indépendant des courants à grande échelle. Puis, nous modélisons l'électrodynamique d'un arc observé du côté nuit, afin de comprendre la fermeture du circuit électrique dans l'ionosphère. Deux modèles respectivement à une et deux dimensions sont utilisés, le second, plus satisfaisant, souffre cependant de l'insuffisance de la description expérimentale. Cet ensemble de travaux montre l'importance des processus à moyenne échelle dans la dynamique globale de la magnétosphère.

Durant ma thèse je me suis intéressée à deux manifestations spécifiques de la libération d'énergie lors des éruptions solaires: les particules énergétiques et la dynamique de la reconnexion magnétique. Grâce à une étude détaillée des séquences temporelles des différentes signatures électromagnétiques, produites par les particules énergétiques dans la couronne (RHESSI, CORONAS-F, NoRP), et du flux de particules relativistes à la Terre (Moniteurs à neutrons), j'ai pu montré que les particules impactant la Terre étaient accélérées durant un épisode spécifique d'accélération lors de la phase impulsive de l'éruption. Cette étude multi-longueurs d'ondes suggère également que le mécanisme d'accélération des particules injectées plus tard, n'est pas nécessairement identique. Le diagnostic du rayonnement radio (WIND, RSTN) m'a permis d'établir que la longueur interplanétaire parcourue par les particules de la première injection, ~ 1.5 UA, est plus grande que celle généralement supposée pour le transport des particules solaires à la Terre (~1.2 UA). J'ai alors développé une nouvelle méthode permettant d'identifier la structure magnétique interplanétaire dans lesquelles les particules se propagent jusqu'à la Terre. Les analyses des mesures in-situ du champ magnétique (ACE/MAG) et des paramètres plasma (ACE/SWEPAM) du milieu interplanétaire, m'ont permis d'identifier les structures magnétiques du milieu interplanétaire lors des événements à particules relativistes. La comparaison de ces structures avec la longueur parcourue par les particules et obtenue par une analyse de dispersion des vitesses des flux de particules à la Terre (SoHO/ERNE et moniteurs à Neutron) montre clairement que la distance parcourue dépend de la structure magnétique présente à la Terre, mais également que la connexion de la région active à la Terre peut être assurée par des structures magnétiques transitoires différentes de celle de la spirale de Parker comme généralement admis. Le second volet de ma thèse porte sur l'étude de la dynamique de la reconnexion magnétique. L'implémentation du code développé par G. Aulanier, m'a permis de réaliser la première simulation numérique tridimensionnelle magnétohydrodynamique d'un événement solaire observé, contrainte par les mesures du champ magnétique (SoHO/MDI). Par cette étude, j'ai montré que la dynamique des brillances, observées à la surface solaire et généralement attribuée à l'impact de particules énergétiques, s'expliquait par la succession de différents régimes de reconnexion magnétique. J'ai montré que cette dynamique de la reconnexion magnétique était due à une topologie magnétique hybride où les séparatrices associées à un point nul était incluses dans des quasi-séparatrices. La reconnexion à travers les séparatrices se traduit par un saut de connectivité, tandis que la reconnexion à travers les quasi-séparatrices induit un changement continu de la connectivité des lignes de champ magnétique. J'ai ensuite réalisé une seconde simulation tridimensionnelle magnétohydrodynamique d'une configuration magnétique en point nul asymétrique, mais cette fois impliquant des lignes de champ ouvert lors de la reconnexion. Après avoir confirmé la présence de quasi-séparatrices entourant les sépratrices, ce travail m'a permis de d'établir un nouveau modèle d'injection de particules dans l'héliosphère, permettant d'expliquer les mesures interplanétaires de particules dans une large gamme de longitude, qui sont généralement expliquer par la diffusion des particules dans la couronne.

L'interaction entre le vent solaire (VS) et la magnétosphère (MSP) terrestre se fait par l'intermédiaire de la magnétopause (MP). Le VS éjecté du Soleil, voyage transportant avec lui le champ magnétique interplanétaire (CMI). Ce dernier interagit avec le champ géomagnétique provoquant le phénomène de reconnexion magnétique (RM). La RM permet l'entrée d'une grande quantité de particules du VS dans la MSP. Si le CMI est dirigé vers le nord, la RM peut avoir lieu à haute latitude, mais n'est pas assez efficace pour justifier la quantité de plasma typique du VS, observée par les satellites à l'intérieur de la MSP. En outre, dans les cas où le CMI est dirigé vers le nord, la formation d'une couche de mélange est observée à basse latitude. Les tourbillons de Kelvin-Hemholtz (KH) fournissent un mécanisme efficace pour la formation d'une couche de mélange à la MP. Les simulations numériques montrent que l'évolution temporelle de l'instabilité de KH dépend fortement des profils initiales à grande échelle. La comparaison des données spatiales et des simulations numériques est donc d'une importance fondamentale dans ce contexte. Les principaux résultats obtenus au cours de ce travail sont la caractérisation de la turbulence à l'intérieur des tourbillons de KH, ainsi que des événements de RM à petite échelle; la sélection d'un événement où nous avons une combinaison des données des satellites avant et après KHI se développe; l'observation d'un décalage entre les profils de densité et de vitesse et constat que ce décalage initial entraîne une évolution différente de la simulations numériques qui est en accord avec les observations satellites. / Solar Wind (SW) and the Earth's magnetosphere interaction is mediated by the magnetopause. The SW carries with it the Interplanetary Magnetic Field (IMF) which interacts with northwards geomagnetic field lines causing magnetic reconnection (MR) events that make SW particles to be tranferred into the Earth's magnetosphere. If the IMF is directed northward, MR takes place at high latitude, but it is not efficient enough to justify the amount of SW plasma observed by satellites inside the magnetosphere. During northwards conditions one observe the formation of a wide boundary layer (BL) at the low latitude. This BL is thought to be driven by the the Kelvin-Helmholtz instability (KHI) , originating from the velocity shear between SW and the almost static near-Earth plasma. Numerical simulations (NS) have shown that the long time evolution of the KHI depends strongly on the initial large scale field profiles used as initial conditions. In order to make a further step towards the comprehension of this complex system, it is imperative to combine satellite data and NS. The idea here is to initialize NS by using in-situ observations of the main field profiles since only a correct initialization can reproduce the correct dynamics. The main results achieved in this work are: characterize the turbulence inside KH vortices and the small scale MR; select one event where there is a combination of a satellite measurements before and after KH develops, find that density and velocity profiles are shifted by a distance comparable to their shear lengths and that this initial shift cause a different evolution of the KHI leading to a final state in agreement with satellites observations.

La reconnexion magnétique est un processus fondamental de conversion d'énergie qui se produit dans les plasmas spatiaux ainsi que dans les plasmas de laboratoire. La reconnexion a lieu dans des couches de courant très fines et a comme conséquence la reconfiguration de la topologie magnétique et la conversion d'énergie magnétique dans l'accélération et le réchauffement des particules. Actuellement, le rôle de la reconnexion magnétique est reconnue comme un processus majeur dans l’environnement Soleil-Terre, depuis la couronne solaire jusque dans vent solaire, dans la magnétogaine ainsi qu'à la magnétopause et dans la queue magnétique. La reconnexion se déclenche dans la région de diffusion électronique. Dans cette région, les électrons se démagnétisent et sont accélérés par les champs électriques de reconnexion. Malgré les progrès déterminants dans la compréhension du processus de la reconnexion magnétique qui ont été accomplis grâce à l'utilisation des mesures in-situ en synergie avec les simulations numériques, la physique de la région de diffusion aux échelles électroniques est encore largement inconnue. Ce n'est que dans les dernières années, avec le lancement de la mission Magnetospheric MultiScale (MMS) et l'impressionnant augmentation des capacités de calcul des superordinateurs, que la dynamique de la région de diffusion électronique a commencée à être comprise. Une des questions fondamentales - qui reste encore sans réponse - est de comprendre si la structure de la région de diffusion électronique est homogène ou hétérogène aux échelles électroniques et même au-dessous de ces échelles.La finalité de ma recherche est d’avancer dans la compréhension de la structure de la région de diffusion des électrons avec deux approches diffèrent : les observations par satellites et simulations numériques complètement cinétique de type Vlasov.La première partie de ce mémoire présente les observations issus des satellites MMS en traversant la magnétopause en proximité du point sub-solaire et avec une séparation très petite entre les satellites ($sim 6$ km) i.e. comparable à la longueur d'inertie des électrons $d_e sim 2$ km.L’analyse des donnée montre que la région de diffusion électronique n'est pas homogène en terme de courant électrique et de champ électrique aux échelles électroniques et que la distribution spatiale de la conversion d'énergie est irrégulière aux échelles électroniques. Ces observations indiquent que la structure de la région de diffusion électronique peut être bien plus compliquée que ce qu'indiquent des études expérimentales antérieures et les simulations numériques de type PIC.La présente analyse des données MMS a souligné la nécessité de réaliser des simulations avec une résolution spatiale plus élevée et un bruit numérique négligeable - en particulier pour le champ électrique - pour progresser dans la compréhension des processus cinétiques qui interviennent aux échelles électroniques. En poursuivant cette motivation, la deuxième partie du mémoire est consacrée à l'étude de la région de diffusion électronique en utilisant un nouveaux modèle Eulérien Vlasov-Darwin complètement cinétique qui nous avons implémenté dans le code numérique ViDA. Le code ViDA a été spécifiquement conçu pour perfectionner notre compréhension de la dynamique des plasmas non collisionnels aux échelles cinétiques en donnant accès aux détails de la fonction de distribution électronique dans l’espace de phase. Une première partie est consacrée aux tests du code avec une simulation 2D de la reconnexion magnétique symétrique. Les données de simulation avec bruit négligeable ont été utilisées par la suite pour étudier la contribution des différents termes qui forment la loi d’Ohm dans la région de diffusion électronique. Nous avons traité en particulier la contribution du terme d’inertie électronique qui est responsable de la démagnétisation des électrons. / Magnetic reconnection is a fundamental energy conversion process occurring in space and laboratory plasmas. Reconnection takes place in thin current sheets leading to thereconfiguration of magnetic field topology and to conversion of magnetic energy into acceleration and heating of particles. Today reconnection is recognized to play a key role in the Earth-solar environment, from the solar corona to the solar wind, to magnetosheath, at the Earth's magnetopause, and in the magnetotail. Reconnection is initiated in the Electron Diffusion Region (EDR), where electrons decouple from the magnetic field and are energized by electric fields. Despite the very significant advances that have been made in the understanding of the magnetic reconnection process by means of in-situ measurements (notably provided by the Cluster mission) and by numerical simulations, the small electron scale physics of the dissipation region remains basically unsolved.It is only in the last years, with the launch of the Magnetospheric MultiScale mission (MMS) together with the recent impressive increasing of computational capabilities of supercomputers, that the dynamics of the Electron Diffusion Region has started to be enlightened. One of the key, yet still open questions, is whether the EDR has a preferred homogeneous or inhomogeneous structure at electron scales and below.The purpose of this Thesis is to advance in the understanding of the structure of the Electron Diffusion Region using two different approaches, notably MMS spacecraft observations and kinetic full Vlasov simulations. The first part presents MMS observations of an EDR encounter at the subsolar magnetopause when the four MMS probes were located at the smallest interspacecraft separationof $sim 6 $ km, which is comparable to a few electron inertial length ($d_e sim 2$ km).We find that the EDR is rather inhomogeneous at electron scales in terms of current density and electric field which appear to be different at different spacecraft. In addition, the pattern of the energy conversion is patchy, showing that the structure of the EDR at the magnetopause can be much more complex than it has been found in other MMS events and than it is usually depicted by kinetic PIC simulations.Our MMS data analysis has pointed out the need of simulations with better spatial resolution and low noise on the electron scales, in particular on the electric field, in order to better understand the kinetic physics at play at electron scales. Following this motivation, the second part of the Thesis aims at studying the EDR by using a novel fully-kinetic Eulerian Vlasov-Darwin model which we have implemented in the numerical ViDA code.The ViDA code is specifically designed to improve our understanding of the kinetic dynamics of collisionless plasma at electron scales by giving access to the fine phase space details of the electron distribution function. A first part is devoted to the testing of the code by performing 2D symmetric magnetic reconnection simulations. Then, low-noise simulation data have been used to investigate the contribution of the different terms in the Ohm's law in the EDR, focusing on the contribution of the electron inertia term which is responsible for the decoupling of the electron dynamics from the magnetic field.

La quasi-totalité des phénomènes constituant l'activité solaire trouvent leur origine dans la présence d'intenses champs magnétiques coronaux. Les tubes de flux magnétique, générés et intensifiés au sein de l'intérieur solaire, doivent être transportés vers l'atmosphère solaire. Mon travail de thèse s'est principalement concentré sur les mécanismes d'émergence lors de la traversée de la photosphère, étape critique pour l'émergence du champ magnétique, et sur l'étude de l'hélicité magnétique, une des rares quantités invariante en magnétohydrodynamique (MHD).<br /> Après avoir introduit cette problématique, à partir d'observations multi-longueurs d'onde (FGE, TRACE, SoHO, THEMIS), je montre pourquoi les tubes de flux magnétiques adoptent une forme ondulée au niveau de la photosphère et que des reconnexions magnétiques sont nécessaires à la progression des tubes de flux dans l'atmosphère solaire. Je présente ensuite les résultats d'une simulation numérique MHD 3D portant sur l'étude des conditions topologiques du déclenchement de la reconnexion magnétique. Enfin j'expose mes travaux analytiques sur la densité de flux d'hélicité magnétique, et leurs applications aux observations solaires. <br /> Cette étude permet de faire le lien entre la génération de l'hélicité magnétique dans l'intérieur solaire, son injection et sa redistribution dans la couronne solaire et son éjection dans le milieu interplanétaire.

L'objectif de cette thèse est l'étude de la reconnexion magnétique dans les plasmas non-collisionels et relativistes. De tels plasmas sont présents dans divers objets astrophysiques (MQs, AGNs, GRBs...), où la reconnexion pourrait expliquer la production de particules et de radiation de haute énergie, un chauffage, ou des jets. Une compréhension fondamentale de la reconnexion n'est cependant toujours pas acquise, en particulier dans les plasmas relativistes ion-électron. Nous présentons d'abord les bases de la reconnexion magnétique. Nous démontrons des résultats particuliers à la physique des plasmas relativistes, concernant par exemple la distribution de Maxwell-Jüttner. Ensuite, nous réalisons une étude détaillée de l'outil numérique utilisé : les simulations particle-in-cell (PIC). Le fait que le plasma réel contienne beaucoup plus de particules que le plasma PIC a des conséquences importantes (collisionalité, relaxation, bruit) que nous décrivons. Enfin, nous étudions la reconnexion magnétique dans les plasmas ion-électron et relativistes à l'aide de simulations PIC. Nous soulignons des points spécifiques : loi d'Ohm (l'inertie de bulk dominante), zone de diffusion, taux de reconnexion (et sa normalisation relativiste). Les ions et les électrons produisent des lois de puissance, avec un index qui dépend de la vitesse d'Alfvén et de la magnétisation, et qui peut être plus dur que dans le cas des chocs non-collisionels. De plus, les ions peuvent avoir plus ou moins d'énergie que les électrons selon la valeur du champ guide. Ces résultats fournissent une base solide à des modèles d'objets astrophysiques qui, jusque là, supposaient a priori ces résultats. / The purpose of this thesis is to study magnetic reconnection in collisionless and relativistic plasmas. Such plasmas can be encountered in various astrophysical objects (microquasars, AGNs, GRBs...), where reconnection could explain high-energy particle and photon production, plasma heating, or transient large-scale outflows. However, a first principle understanding of reconnection is still lacking, especially in relativistic ion-electron plasmas. We first present the basis of reconnection physics. We derive results relevant to relativistic plasma physics, including properties of the Maxwell-Jüttner distribution. Then, we provide a detailed study of our numerical tool, particle-in-cell simulations (PIC). The fact that the real plasma contains far less particles than the PIC plasma has important consequences concerning relaxation times or noise, that we describe. Finally, we study relativistic reconnection in ion-electron plasmas with PIC simulations. We stress outstanding properties: Ohm's law (dominated by bulk inertia), structure of the diffusion zone, energy content of the outflows (thermally dominated), reconnection rate (and its relativistic normalization). Ions and electrons produce power law distributions, with indexes that depend on the inflow Alfvén speed and on the magnetization of the corresponding species. They can be harder than those produced by collisionless shocks. Also, ions can get more or less energy than the electrons, depending on the guide field strength. These results provide a solid ground for astrophysical models that, up to now, assumed with no prior justification the existence of such distributions or of such ion/electron energy repartition.

La reconnexion magnétique est un mécanisme fondamental de conversion d'énergie dans le plasma. Il se déroule dans les régions minces de fort courant appelées couches de courants, et produit le chauffage et l accélération des particules. Dans un milieu turbulent, la reconnexion magnétique a été observée dans de petites structures qui se forment dans celui-ci, et on a postulé que cela contribue de façon importante la dissipation de l'énergie turbulente l'échelle cinétique. Pour ce travail, nous examinons les données des satellites Custer dans la magnétogaine de la Terre, en aval du choc quasi-parallèle. La détection des couches de courant d'échelle ionique a été réalisé par l'application de la méthode de la variance partielle des incréments (PVI) pour des satellites multiples. Les proprietées des couches de courant observées étaient différentes pour des valeurs de l'indice PVI élevées(PV I > 3) et bas (PV I < 3). Nous avons observé une population distincte de haut indice PVI (> 3) structures qui représentaient ~ 20% du total. Ces couches de courant ont une rotation du champ magnétique élevée (> 90o). Afin d'estimer le chauffage local survenant dans ces couches de courant, une estimation de la température des électrons a été obtenue à haute résolution temporelle (125ms) parles distributions d'électrons partielles mesurées par Cluster. Cela a permis pour la première fois d'étudier le chauffage d'électrons localisés dans les couches de courant d'échelle ionique. L'augmentation observée de la température des électrons estimée dans les couches de courant aux PVI élevées suggèrent qu'ils sont importants pour le chauffage local d'électrons et de dissipation d'énergie. Nous avons également examiné les mesures l'intérieur de la région de diffusion d'une couche de courant o la reconnexion magnétique est en cours. Les observations simultanées par des satellites multiples permettent aussi d'étudier les distributions d'électrons et l'activité des ondes à des distances différentes de la ligne x. Des différences significatives ont été observées dans les populations d'électrons comme ils ont été chauffés en passant par la couche de courant. En particulier, les électrons sont chauffés dans la direction parallèle au champ magnétique proximité de la ligne x, alors qu'aucune variation significative n'a été observée dans la direction perpendiculaire. Cependant,la distribution est plus isotrope en aval de la ligne x, chauffées par des électrons dans la direction perpendiculaire. / Magnetic reconnection is a fundamental energy conversion process in plasma. It occurs in thin regions of strong current known as current sheets and results in particle heating and acceleration. In turbulence, which is ubiquitous in space plasma, magnetic reconnection has been observed to occur in small scale structures that form therein, and is thought to contribute to dissipation of turbulent energy at kinetic scales. For this work we examine data from the Cluster spacecraft in the Earth's magnetosheath, downstream of the quasi-parallel shock. The detection of ion-scale current sheets was performed by implementing the PartialVariance of Increments (PVI) method for multiple spacecraft. The properties of the observed current sheets were different for high (> 3) and low (< 3) values of the PVI index. We observed a distinct population of high PVI (> 3) structures that accounted for ~ 20% of the total. Those current sheets have high magneticshear (> 90degrees). In order to estimate the local heating occurring within those current sheets, a proxy of the electron temperature was obtained at high time resolution(125ms) from the partial distributions measured by Cluster. This allowed for the first time to study the localized electron heating within ion-scale currentsheets. The observed enhancement of the estimated electron temperature withinthe high PVI current sheets suggest that they are important for local electron heating and energy dissipation. We also examined measurements inside the diffusion region of a thin reconnecting current sheet. Multi-spacecraft observationsallow as to study electron distributions and wave activity at different distances from the x-line. Significant differences were observed in the electron populations as they were heated going through the current sheet. In particular electrons were heated in the direction parallel to the magnetic field in close proximity to thex-line, whereas no significant variation was observed in the perpendicular direction. However, the distribution was more isotropic downstream of the x-line with electrons heated in the perpendicular direction.

La capacité à libérer l'énergie stockée dans le champ magnétique et à briser le théorème du gel font de la reconnexion magnétique un des phénomènes les plus importants de la physique des plasmas. Lorsqu'elle se produit dans un environnement non-collisionel comme la magnétosphère terrestre, une modélisation cinétique est à priori nécessaire. Cependant la plupart de notre compréhension du phénomène se base sur un interprétation fluide, plus intuitive. Dans quelle mesure ces deux interprétations d'un même phénomène sont-elles reliées ? C'est la problématique à laquelle cette thèse s'intéresse, dans le cas de la reconnexion antiparallèle et pour la population ionique du plasma. La première partie de ce travail s'intéresse à l'accélération fluide et cinétique des protons au sein de la région de reconnexion. Il est montré comment le mouvement individuel des particules joue un rôle du point de vue fluide via la force de pression, jusqu'alors négligée dans les modèles. Ces résultats ont également mené dans une seconde partie à des prédictions et vérifications observationnelles basées sur les données des satellites Cluster. Dans un troisième temps, nous montrons le rôle important joué par le flux d'énergie thermique dans le transfert d'énergie au cours du processus de reconnexion, dans le cas symétrique et asymétrique. Enfin la dernière partie de ce manuscrit propose une solution au problème fondamental consistant décrire une couche de courant tangentielle asymétrique dans un état d'équilibre cinétique

Le transport radial des particules dans les tokamaks constitue une des questions les plus cruciales pour la communauté de la fusion par con finement magnétique. En eff et, d'une part la puissance de fusion est proportionnelle au carré de la pression, d'autre part l'accumulation d'impuretés lourdes dans le coeur du plasma conduit à d'importantes pertes par rayonnement qui peuvent fi nir par causer un e ffondrement radiatif du plasma. Les dent de scie et la redistribution périodique de la température et de la densité de coeur qui lui est associée peuvent a ffecter signifi cativement le transport radial des électrons et des impuretés. Dans cette thèse, nous présentons des simulations numériques de dents de scie utilisant un code tridimensionnel non linéaire de magnétohydrodynamique appelé XTOR-2F, a n d'étudier le transport de particules pendant les dents de scie. Nous montrons que le code est capable de reproduire les structures fines de densité observées après le crash de la dent de scie avec le diagnostic de réfl ectométrie à balayage rapide sur les tokamaks Tore Supra et JET. La présence de ces structures implique la possibilité que le crash de dent de scie ne soit pas aussi effi cace que prévu pour évacuer les impuretés du coeur du plasma. Cependant, en appliquant le code aux impuretés, nous montrons que finalement le taux de redistribution est quantitativement similaire à ce qui est prévu par le modèle de Kadomtsev, un résultat inattendu a priori. Nous concluons que la dent de scie est e fficace pour évacuer les impuretés du coeur du plasma.

La reconnexion magnétique est un processus qui permet la conversion d'énergie magnétique en énergies cinétique et thermique, et autorise le mélange de plasmas. À la magnétopause terrestre, en particulier, elle est responsable d'un transfert d'énergie et de matière du vent solaire vers la magnétosphère. L'importance de ce transfert dépend du taux de reconnexion, qui lui-même varie en fonction des conditions locales du plasma. La présence fréquente à la magnétopause de populations froides d'origine ionosphérique est donc susceptible d'influer sur les propriétés et l'efficacité du processus. Cette thèse cherche à déterminer à l'aide de simulations numériques cinétiques quels sont les effets de ces populations froides sur la reconnexion magnétique asymétrique. La première partie de ce travail s'intéresse à la structure de la couche de courant et prouve, en se servant d'un équilibre cinétique récemment développé, que l'équilibre initial n'a en fait pas d'impact sur le développement de la reconnexion magnétique. Cette dernière ne dépend que du plasma reconnectant à un moment donné. Une deuxième partie de cette thèse montre que lorsque ce plasma contient des ions froids, ces derniers peuvent modifier des signatures observationelles des sites de reconnexion. La reconnexion magnétique chauffe et accélère également les ions froids. La troisième partie de ce travail prédit des signatures observationnelles inédites liées à cette dynamique et propose un modèle analytique pour expliquer l'une d'elles. Ces résultats pourront être confrontés aux données dans le cadre de la récente mission MMS, dont l'objectif est l'étude des sites de reconnexion à petite échelle. / Magnetic reconnection is a process allowing the conversion of magnetic energy into kinetic and thermal energies. It also leads to the mixing of plasmas. At the Earth's magnetopause, in particular, it allows the transfer of energy and matter from the solar wind to the magnetosphere. The importance of this transfer depends on the reconnection rate, which is itself dependent on local plasma conditions. The recurrent presence of cold plasma populations of ionospheric origin at the magnetopause is proposed to impact the properties and efficiency of the process. This thesis looks into the effects of such cold populations on asymmetric magnetic reconnection using the state-of-the-art numerical kinetic simulations. The first part of this work is interested in the current sheet structure and demonstrates, using a recently developed kinetic equilibrium, that the initial equilibrium in fact does not impact the properties of the ensuing magnetic reconnection growth. The latter only depends on the instantaneously reconnecting plasma. A second part of this thesis shows that when this plasma contains cold ions, these latter modify expected observational signatures of reconnection sites. Magnetic reconnection heats and accelerates cold ions. The third part of this work predicts original signatures due to this dynamics and offers an analytical model to explain one of them. These results are being confronted with data from the recent MMS mission, which is targeted at studying reconnection sites at small scales.