Nous passons en revue les problèmes actuels de la physique solaire et de la météorologie de l'espace (Space Weather) pour montrer à quel point il est important de comprendre le comportement et l'origine du champ magnétique de la couronne solaire qui émerge à travers la chromosphère. Il est montré que les modèles hydrostatiques à 1D sont insuffisants pour décrire l'extension de la chromosphère au delà de 2Mm et les modèles empiriques sont encore loin d'expliquer ce phénomène. Toutes les méthodes classiques essayées pour mesurer l'épaisseur et la forme de la chromosphère sont soigneusement analysées, en particulier les méthodes absolues qui utilisent le disque entier du Soleil observés dans les raies chromosphériques. Les principales sources de distorsions dues aux instruments et à l'atmosphère terrestre sont étudiées et des valeurs numériques de l'effet de la réfraction différentielle R.D. sont données, ainsi que les paramètres pour effectuer les observations du bord solaire. Des mesures précises des variations de l'épaisseur de la chromosphère sont analysées en utilisant toutes les observations disponibles (en dehors des régions actives), y compris quelques données originales mais limitées obtenues avec le meilleur coronographe de l'Observatoire NSO - Sacramento Peak au Nouveau-Mexique (USA). Nous présentons de nouvelles valeurs de l'épaisseur de la chromosphère solaire en utilisant une méthode relative pour le minimum et pour le maximum du cycle des taches solaires, prouvant que l'ovalisation de la chromosphère solaire varie et que son origine est magnétique. Dans l'avenir pour collecter plus de données systématiques, un instrument efficace a été développé au Laboratoire Solaire de l'Université de Luanda est ici décrit et quelques résultats du prototype sont illustrés.

La résonance cyclotronique ionique est utilisée dans certains modèles pour fournir la contribution nécessaire à l'accélération du vent solaire "rapide", voire pour chauffer la couronne solaire. Elle est souvent associée, dans ces modèles, à une cascade turbulente d'ondes d'Alfvén, dont les ondes cyclotroniques ioniques constituent la limite haute-fréquence. Ces modèles s'appuient en particulier sur certaines caractéristiques des distributions cinétiques ioniques observées dans la haute couronne (par spectroscopie) et dans le vent solaire (mesures in situ), telles que chauffage préférentiel en fonction du rapport charge-sur-masse (q/m), anisotropies de températures, ou vitesses différentielles. <br />L'objet principal de cette thèse consiste à mettre en évidence des signatures d'ondes d'Alfvén et d'ondes cyclotroniques dans la basse couronne solaire (<1.5 rayons solaires), dans l'intention de mieux contraindre l'énergie réellement présente sous forme d'ondes, et celle effectivement dissipée dans la couronne. <br />Pour cela, j'ai utilisé les largeurs des raies coronales appartenant à des ions de différents q/m, observées à l'aide du spectromètre SUMER opérant dans l'extrême-UV, et embarqué à bord du satellite SOHO. J'ai séparé les deux principales contributions à ces largeurs : effets Doppler thermique et "non-thermique" (lequel est potentiellement dû à la présence d'ondes d'Alfvén), en analysant le gradient des largeurs en fonction de l'altitude au dessus du limbe solaire. Lors de ce travail, j'ai montré l'importance de corriger les profils de raies observés de l'effet de la lumière diffusée instrumentale. <br />J'ai mis en évidence deux signatures de chauffage préférentiel dans un trou coronal : les ions de plus petits q/m sont plus chauds que les autres à une altitude donnée, et ils sont davantage chauffés quand l'altitude augmente. Par ailleurs, les courbes de températures en fonction de q/m présentent une tendance similaire dans un trou coronal et dans une région de "soleil calme", ce qui laisse penser que la résonance cyclotronique ionique se produit à toutes les latitudes. <br />Ces résultats me permettent de suggérer quelques pistes pour la modélisation des échanges entre ondes, ions minoritaires et protons.

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.

Cette thèse présente une étude théorique d'un modèle d'atmosphère stellaire, modélisée comme une couche plan-parallèle irradiée sur une face, avec des électrons non thermalisés a priori. Les électrons sont caractérisés par leur fonction de distribution des vitesses (fdv), que l'on cherche à calculer en même temps que les autres grandeurs de l'atmosphère. Notre principal objectif est de comprendre le mécanisme de thermalisation des électrons, qui tend à rapprocher leur fdv de la fonction de Maxwell-Boltzmann lorsque les collisions élastiques dominent les interactions inélastiques des électrons avec le milieu ambiant, une hypothèse universellement admise en théorie des atmosphères stellaires. Les processus inélastiques (collisionnels ou radiatifs) perturbent cet équilibre, et la fdv des électrons peut s'écarter considérablement de l'équilibre maxwellien aux hautes énergies. De tels écarts modifient fortement les populations atomiques et le champ radiatif. Les calculs numériques consistent en la comparaison de trois modèles d'atmosphères: en équilibre thermodynamique local (ETL), hors ETL avec électrons thermalisés, et hors ETL avec électrons non thermalisés a priori. Nous avons résolu ce problème dans un plasma d'hydrogène pur en prenant en compte les principaux types d'interaction présents dans les atmosphères stellaires. L'équation cinétique des électrons a été résolue en calculant son terme de collision élastique à l'aide d'un modèle BGK longuement justifié dans la thèse. Notre principale contribution se situe au niveau du transfert de rayonnement. Nous avons utilisé, et surtout développé, les codes de l'équipe "Transfert" de l'Observatoire de Lyon. Les calculs montrent que la fdv des électrons s'écarte considérablement d'une maxwellienne dans la région hors ETL de l'atmosphère stellaire. Pour conclure, nous envisageons quelques extensions possibles de ce travail et certaines applications astrophysiques.

L'étude des relations Soleil-Terre est une science en pleine effervescence, tant à cause des problèmes physiques qu'elle souléve que par son impact grandissant sur nos sociétés, ce dernier cas étant illustré par l'émergence de la météorologie de l'espace. Dans ce cadre, cette thèse s'emploie à mieux connaître et modéliser le flux extrême ultraviolet (EUV) solaire, principal créateur de l'ionosphère diurne terrestre et plus généralement planétaire. Un traitement routinier original des mesures du spectromètre SUMER à bord de SOHO permet d'obtenir une statistique considérable sur l'émission des raies EUV dans les régions calmes et les trous coronaux de l'atmosphère solaire, répartie sur une fraction significative du cycle d'activité solaire de onze ans. La quantité de données réduites permet ensuite l'étude du réseau de la zone de transition au cours du cycle, montrant qu'il n'est pas observé de variations importantes de la structure réseau/cellules avec l'activité solaire. En utilisant ces résultats, nous calculons les mesures différentielles d'émissions (DEM), puis les spectres EUV synthétiques pour les 2 composantes de l'atmosphère solaire citées plus haut. La comparaison avec les données TIMED/SEE d'un calcul du flux solaire EUV basé sur ces 2 spectres et sur celui d'une région active rend la démarche convaincante. Nous étendons ensuite le concept de la DEM au soleil entier, et calculons ainsi le flux EUV à partir de la mesure de l'irradiance de 5 raies solaires, sur 100 jours. La comparaison sur l'ensemble du spectre avec les données de TIMED/SEE est encourageante.

Au cours de cette thèse nous avons étudié différents aspects de la modélisation de la structure interne du Soleil. La précision atteinte avec l'héliosismologie permet de fortement contraindre les modèles solaires. Les meilleurs modèles standards (où la convection et la diffusion microscopique sont les seuls processus de transport pris en compte) reproduisent la vitesse du son du modèle sismique (obtenu par inversion des modes sismiques) avec un très bon accord (meilleur que 1%). Nous avons testé dans ce cadre l'influence d'une variation des grandeurs utilisées pour la calibration des modèles, compte-tenu de leur incertitude actuelle. Nous avons constaté que ces variations entraînent des modifications négligeables dans la comparaison avec le modèle sismique. Nous avons aussi étudié les effets du changement de l'équation d'état, des opacités, des taux de réactions nucléaires et de la composition chimique initiale dans les modèles. Pour notre meilleur modèle, calculé avec les données les plus récentes, l'écart avec la vitesse du son du modèle sismique est inférieur à 0.3%. Nous avons étudié la précision obtenue dans la détermination héliosismique de la fraction de masse d'hélium 4 dans la zone convective du Soleil. Nous avons aussi étudié les processus de transport susceptibles d'expliquer les abondances observées des éléments légers. Le mélange induit par la rotation permet de reproduire les contraintes chimiques tout en améliorant l'accord avec le modèle sismique. Dans tous ces modèles les flux de neutrinos obtenus sont plus importants que ceux observés. Nous avons testé l'effet d'un mélange dans le coeur du Soleil : les flux de neutrinos sont diminués mais l'accord avec le modèle sismique est dégradé. Cette étude tend à montrer que la solution au problème des neutrinos solaires se trouve plutôt en physique des particules.

Cette thèse porte sur la modélisation du spectre de l'hélium dans les protubérances solaires quiescentes. Les protubérances sont des structures magnétiques confinant un plasma froid et dense par rapport au plasma coronal environnant. Malgré sa très grande importance, aucun calcul théorique hors Equilibre Thermodynamique Local (ETL) n'a été mené sur une large gamme du spectre de l'hélium observable dans les protubérances depuis les travaux de Heasley et ses collègues, parus entre 1974 et 1983. Cette étude s'attache donc à effectuer de nouveaux calculs hors ETL, en éliminant de nombreuses restrictions présentes dans les travaux de Heasley et al. On obtient le spectre émergent de l'hélium dans une protubérance à une dimension, isotherme et isobare, pour un modèle d'hélium à 34 niveaux d'énergie (He I + He II + He III). Les études théoriques menées ici montrent les différents effets que peuvent avoir les paramètres physiques de nos modèles sur les populations des principaux niveaux d'énergie de l'hélium ainsi que sur les intensités émises. Une partie du travail est également consacrée à la comparaison avec des observations faites avec les spectromètres SUMER et CDS embarqués à bord de SoHO, ce qui permet un diagnostic de la structure observée. Cette étude a uniquement porté sur les protubérances solaires quiescentes pour des modèles isothermes et isobares. L'outil de diagnostic hors ETL dont nous disposons maintenant constitue un apport considérable pour l'interprétation des observations. Les perspectives seraient d'améliorer notre compréhension de la formation du spectre de l'hélium dans d'autres conditions physiques, et d'appliquer notre méthode de diagnostic à d'autres objets de l'atmosphère solaire et à d'autres situations astrophysiques.

Observations et modelisation de l'équilibre magnéto hydro dynamique des protubérances solaires

The purpose of this essay is to investigate the melancholic, poetic language in Bübins unge (Bübin´s brat) by Mare Kandre (1962 – 2005). In my opinion the novel, which is about a teenage ritual, also gives an imaginary arena for archaic and unmentionable experiences of the libido. It is therefore a witness to the truth of the subjects complex mind. To my assistance I have Julia Kristeva´s theory on the abjection, the successful melancholia and her concepts of the outsider and the catharsis. The method I use in my investigation is an interpretation, which is both an analytic and a hermeneutic process, i.e. a deconstructive, analytic operation based on a theory on the language and the subject and a construing, hermeneutic movement. In my pursuit I investigate structures, which make the intermittent fragmented language readable and coherent. From this point of view I study words and effects (sensations) that relate to the contrast semiotic-symbolic in Bübins unge, and disentangle energy of the affect. Mare Kandre, Bübins unge (1987). Julia Kristeva, Pouvoirs de l´horreur (1980) and Soleil noir (1987).

Cette recherche porte sur la transmission de la culture organisationnelle dans une entreprise. La culture organisationnelle est devenue depuis les années 1980 un concept phare pour décortiquer le quotidien des organisations. Popularisé dans des études universitaires, des articles à l'extérieur du milieu universitaire et dans le langage populaire, ce concept n'est pourtant pas toujours bien circonscrit. Sa nature intangible a mené plusieurs chercheurs et professionnels dans les organisations à développer de multiples modèles d'analyse afin de rendre saisissable, mesurable et malléable un phénomène complexe. Le Cirque du Soleil est une organisation artistique québécoise qui a pour mission de faire rêver les individus de par le monde avec des spectacles alliant le théâtre, la danse et les arts du cirque. Le Cirque a toujours priorisé sa mission artistique et le geste créatif est ainsi resté au coeur de sa réalité organisationnelle et de sa culture. Cette entreprise est appelée à se transformer rapidement d'ici les deux prochaines années. Dans un tel contexte, comment assurer la pérennité de cette culture organisationnelle si unique? Ce questionnement nous a menée à vouloir approfondir notre connaissance de la façon dont la culture du Cirque se perpétue aujourd'hui. L'objectif principal de notre recherche est d'identifier les voies de transmission de la culture dans cette entreprise. Pour mener à bien cette étude, nous avons favorisé une approche qualitative en deux temps pour identifier les traits culturels du Cirque et les voies de transmission de sa culture. En tenant compte de ces deux objectifs, nous avons eu recours à trois types d'instruments de collecte de données qualitatives: l'observation participante, la tenue de groupes de discussion avec des employés du Cirque et l'analyse du contenu de publications de l'entreprise. La principale conclusion de notre recherche est que la transmission de la culture organisationnelle du Cirque du Soleil a lieu à travers des voies informelles, bien que l'entreprise ait développé au cours des dernières années des voies formelles parfaitement intégrées dans le quotidien des employés. Il n'est donc pas surprenant de constater que l'interaction entre les individus demeure au coeur de cette culture qui se transmet oralement au gré des échanges qui surviennent lors des rituels sociaux, organisationnels et des rites. ______________________________________________________________________________ MOTS-CLÉS DE L’AUTEUR : Cirque du Soleil, Voies de transmission de la culture organisationnelle, Valeurs organisationnelles, Communications internes.