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.

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.

L'étude des relations Soleil--Terre requiert fréquemment l'analyse de données multivariées, qui dépendent de plusieurs variables (le temps, l'espace, ...). Pour caractériser les processus physiques, nous proposons d'utiliser des méthodes statistiques multivariées (la SVD, l'ICA, ...). De telles méthodes permettent de projeter les données sur un nombre restreint de modes qui en captent les traits de comportement saillants et auxquels il faudra ensuite donner une interprétation physique. Nous les appliquons à deux exemples ; (1) le champ géomagnétique, mesuré en différents endroits du globe, et (2) les processus d'accélération de la couronne solaire observés par le radiohéliographe de Nançay. À partir de modes purement statistiques, nous montrons qu'il est possible de mettre en évidence des processus physiquement connus et de mieux isoler des perturbations très faibles telles que les soubresauts géomagnétiques.

Contribution à l'étude magnéto thermo dynamique des protubérances solaires: aspects observationnels et simulation numérique résistive radiative de la formation et de l'équilibre des protubérances en 2D

Cette thèse se découpe en deux volets complémentaires, orientés sur la formation planétaire dans les disques autour d'étoiles jeunes. Dans une première partie je présente les résultats obtenus avec des données spectroscopiques du satellite Spitzer. Ces spectres (5-35 µm) montrent un grand nombre de raies en émission, attribuées à des poussière silicatées, amorphes ou cristallines. Sur un large échantillon, j'ai mené deux analyses statistiques complémentaires sur la minéralogie des grains de poussière. Je montre tout d'abord que les silicates cristallins sont très présents dans les disques proto-planétaires, et je mets en évidence un paradoxe de cristallinité sur la distribution radiale de ces cristallins, avec moins de cristaux dans les régions internes (lieu de leur formation préférentiel) que dans les régions externes. Des processus d'amorphisation peuvent être responsables de cet écart. Par la suite, j'ai montré qu'un applatissement des distributions en taille de grain a lieu dans les disques (ce qui était souvent interprété comme un grossissement de grains). Cela peut s'expliquer soit par un changement d'équilibre entre les processus de fragmentation et de coagulation, soit par une évacuation des petits grains par la pression de radiation ou les vents stellaires. Dans une seconde partie, je présente les résultats d'observations pionières, par la méthode d'interférométrie dans le proche infrarouge, avec l'instrument AMBER, pour deux étoiles TTauri. Ces observations ont permis de confirmer deux modèles existants dans la litérature : i) la présence d'un sillon dans un disque en transition, avec un disque interne proche de l'étoile, ii) l'importance de la lumière diffusée dans l'interprétation de données interférométriques. Ces travaux permettent de mieux connaître les régions de formation planétaire.

Les nouvelles méthodes de navigation durant le Moyen Age. Le navire de commerce à voile est propulsé par le vent et doit donc suivre cette direction générale. La navigation peut se définir selon un aspect d'abord stratégique comme le choix d'une route en tenant compte des contraintes imposées par le vent et un aspect tactique concernant le tracé et le contrôle, en cours d'exécution de cette route. 1-Dans un premier temps, la navigation antique ne se réfère qu'au seul vent qui est le moteur mais aussi le guide du navigateur pour suivre la route fixée par l'observation des traces qu'il imprime sur la mer. C'est la navigation à vue. La limite de la méthode est atteinte quand le vent devient changeant au large, ce qui oblige alors une vérification de la direction par l'observation des astres. 2- L'apparition de l'aiguille aimantée résout en partie ce problème. L'orientation géographique entraine la mise au point, à la fin du XIIIe siècle, d'une nouvelle méthode : l'estime. L'estime est la résolution graphique des problèmes que pose le contrôle de la route choisie. Cette résolution suppose, d'une part, l'usage de la boussole et d'une orientation géographique et, d'autre part, une analyse vectorielle sur un support la carte marine qui est donc indissociable de la méthode. Le plus gros défaut de l'estime est que les positions sont définies par projection dans le futur de paramètres, cap et distances parcourues actuels. Des différences sont donc à prévoir qui entrainent une zone d'incertitude sur le point estimé. 3- Lorsqu'au début du XVe siècle les navigateurs se lancent dans l'inconnu, obligés de suivre le vent qui décrit des boucles, les voyages s'allongent sans voir la terre pour une confrontation avec des positions avérées. La taille des zones d'incertitude obligent le navigateur a préciser sa position finale par d'autres méthodes basées sur des observations astronomiques. On peut distinguer deux méthodes : Tout d'abord, la méthode des hauteurs de polaire, de 1433 à 1480 environ, qui permet de finaliser la volta et d'effectuer un atterrissage selon une route Est-Ouest. L'analyse de la technique nautique de Colomb, qui utilise cette méthode, est très semblable à celle décrite par Ibn Majid dans son traité de navigation. Il est probable qu'il y a eu transmission sans pouvoir préciser les circonstances exactes.Mais dès que les navigateurs franchissent l'équateur la polaire devient indisponible, les navigateurs doivent observer le soleil. Cette deuxième méthode est plus délicate car les paramètres du soleil changent chaque jour. Ils obligent donc le navigateur à calculer la latitude, à partir de l'observation de la méridienne de soleil et par l'usage de tables des données solaire : os regimentos do sol. C'est cette méthode qui permet à Vasco da Gama de doubler le cap de Bonne Esperance, en 1498, ce qui marque la fin de la période étudiée. Pour conclure il faut remarquer que ces deux derniers méthodes sont le fruit d'une coopération entre les usagers et les scientifiques sous l'égide du pouvoir, décidé à atteindre le but fixé. C'est donc le fruit d'une véritable recherche scientifique. En second lieu, il faut également noter que les progrès de la navigation accompagnent des progrès parallèles en architecture navale, le gouvernail d'étambot, ainsi que de nouvelles procédures dans le commerce maritime. L'étude des interactions entre ces divers domaines reste à faire.

Nous présentons un modèle pour l’irradiance solaire spectrale entre 200 et 400 nm. Celui-ci est une extension d’un modèle d’irradiance solaire totale basé sur la simulation de la fragmentation et l’érosion des taches qui utilise, en entrée, les positions et aires des taches observées pour chaque pas de temps d’une journée. L’émergence des taches sur la face du Soleil opposée à la Terre est simulée par une injection stochastique. Le modèle simule ensuite leur désintégration, qui produit des taches plus petites et des facules. Par la suite, l’irradiance est calculée en sommant la contribution des taches, des facules et du Soleil inactif. Les paramètres libres du modèle sont ajustés en comparant les séquences temporelles produites avec les données provenant de divers satellites s’étalant sur trois cycles d’activité. Le modèle d’irradiance spectrale, quant à lui, a été obtenu en modifiant le calcul de la contribution des taches et des facules, ainsi que celle du Soleil inactif, afin de tenir compte de leur dépendance spectrale. Le flux de la photosphère inactive est interpolé sur un spectre synthétique non magnétisé, alors que le contraste des taches est obtenu en calculant le rapport du flux provenant d’un spectre synthétique représentatif des taches et de celui provenant du spectre représentatif du Soleil inactif. Le contraste des facules est quand à lui calculé avec une procédure simple d’inversion de corps noir. Cette dernière nécessite l’utilisation d’un profil de température des facules obtenu à l’aide de modèles d’atmosphère. Les données produites avec le modèle d’irradiance spectrale sont comparées aux observations de SOLSTICE sur UARS. L’accord étant peu satisfaisant, particulièrement concernant le niveau d’irradiance minimal ainsi que l’amplitude des variations, des corrections sont appliquées sur le flux du Soleil inactif, sur le profil de température des facules, ainsi qu’à la dépendance centre-bord du contraste des facules. Enfin, un profil de température des facules est reconstruit empiriquement en maximisant l’accord avec les observations grâce à un algorithme génétique. Il est utilisé afin de reconstruire les séquences temporelles d’irradiance jusqu’en 1874 à des longueurs d’ondes d’intérêt pour la chimie et la dynamique stratosphérique. / We present a model for spectral solar irradiance between 200 and 400 nm. It is an extension of a model for total solar irradiance based on sunspots fragmentation and erosion. This model takes the observed sunspot position and area as input for every oneday time step whereas emergences on the far side of the Sun are injected stochastically. The model simulates the spot’s disintegration and fragmentation into smaller structures such as spots and faculae and produces a magnetic structures area distribution evolving with time. The model contains many free parameters controlling the spots fragmentation, the quiet Sun irradiance, etc. They are adjusted by comparing the model outputs with observations from satellites spanning approximately three activity cycles. The model for spectral irradiance is a modified version of the model for total irradiance. More precisely, the spots and faculae contrast calculation and the quiet Sun contribution are adjusted to account for their spectral dependance. First, the quiet Sun flux is interpolated on a non magnetic synthetic spectrum, while the spots contrast is calculated with the ratio of the flux from a synthetic spectrum colder than the non magnetic photosphere, and the flux from a quiet Sun spectrum. The facular brightening is calculated with a simple procedure using the black body theory. This procedure interpolates a temperature associated with the formation height of photons from faculae on a temperature profile resulting from model atmosphere calculations. The spectral irradiance time series calculated with the model are compared to data from SOLSTICE on UARS. The two data sets do not agree very well, especially when we consider the minimum irradiance level and the amplitude variations over a complete cycle. Therefore, we apply a correction on the quiet Sun level and on the facular temperature profile. Finally, using a genetic algorithm, we reconstruct an empirical facular temperature profile by maximizing the fitness with observations. We use it to reconstruct spectral irradiance time series starting in 1874 at wavelengths of interest for stratospheric chemistry and dynamics.

Thesis (Ph. D.)--Universität zu Köln, 1990. / Includes bibliographical references (p. [252]-262) and index.

Texte remanié de: Habilitationsschrift--Evangelisch-theologische Fakultät--Universität Tübingen, 1984.

Doctorat en philosophie et lettres / info:eu-repo/semantics/nonPublished