Le vent est à l'origine d'une excitation mécanique chronique des arbres. Malgré tout, ils se développent continûment, par la croissance et la ramification. Il en résulte une grande variété de géométries, fonctions à la fois de l'espèce, et du milieu dans lequel l'arbre s'est développé. Tout au long de son existence, les caractéristiques dynamiques de l'arbre sont l'élément déterminant de son interaction avec le vent. Ainsi, cette thèse porte sur l'évolution et l'organisation spatiale de la dynamique des arbres au cours de leur développement. Une expérience de suivi des caractéristiques dynamiques de plantes, pendant leur développement, associée à un modèle mécanique de leurs oscillations en flexion, met en évidence le rôle de leurs croissances primaires et secondaires sur l'évolution temporelle de leurs fréquences naturelles. Une description générique de la géométrie de l'arbre, basée sur l'architecture et la biométrie, suivie d'une analyse dimensionnelle de sa dynamique vibratoire, permet de dériver une loi d'échelle décrivant l'organisation spatiale de ses caractéristiques dynamiques. Cette loi d'échelle est validée sur plusieurs cas d'arbres dont les caractéristiques dynamiques ont été déterminées expérimentalement ou numériquement. Une analyse dimensionnelle de l'interaction dynamique entre le vent et l'arbre permet de dériver des lois d'échelle décrivant la réponse multimodale de l'arbre au vent, et donc la répartition dans l'ensemble de l'arbre de sa réponse. Le rôle de la géométrie de l'arbre, et donc de son développement continu par la croissance et la ramification de ces axes, sur son interaction dynamique avec le vent, est ainsi quantitativement mis en évidence.

L'objectif de ces travaux est d'étudier la dynamique de différents types de vagues extrêmes en eau peu profonde et plus particulièrement les tsunamis et les vagues scélérates. Pour modélisation et analyse, les simulations numériques sont réalisées à l'aide d'une méthode d'intégrales de frontières appelée BIEM (Boundary Integral Equation Method). Dans un premier temps nous considérons numériquement la dynamique des ondes solitaires, modèles simples pour les vagues de tsunamis dont la phase appelée "runup" sera l'objet d'un développement particulier. Afin de valider le modèle BIEM, nous confrontons les résultats numériques d'une onde solitaire déferlante avec une approche expérimentale. Une méthode de génération numérique de ces ondes est ensuite développée. Enfin une étude complète sur la collision frontale de deux ondes solitaires de Tanaka est effectuée. Un nouveau phénomène est alors découvert, puis exploré, la formation d'un jet résiduel en chute libre apparaissant à partir d'une valeur critique du paramètre de non linéarité a/h. Nous considérons ensuite numériquement la génération de vagues scélérates en eau peu profonde par focalisation d'énergie due à la nature dispersive des vagues. Ce travail s'attache à étudier entre autres l'influence du vent sur la dynamique de ces vagues. Le mécanisme d'abri proposé par Jeffreys est modifié par l'introduction d'un seuil de pente pour lequel un décollement aérien au-dessus des vagues apparaît. Ces vagues sont alors amplifiées et leur durée de vie est significativement augmentée."

Les corps planétaires sans champ magnétique intrinsèque, tels que Mars et Vénus, mais possédant une atmosphère, possèdent une queue magnétosphérique comme celle observée à l'arrière des comètes. Ces queues magnétosphériques sont le résultat de l'interaction directe entre le vent solaire (plasma constitué d'ions et d'électrons éjectés par le Soleil) et l'ionosphère de ces planètes. Une étude comparative de ces deux planètes est aujourd'hui possible. En effet, ASPERA-3 à bord de Mars Express (MEX) est actuellement en orbite autour de Mars et ASPERA-4, réplique d'ASPERA-3, à bord de Venus Express, en orbite autour de Vénus depuis Avril 2006. Ces expériences, construites en partenariat international avec une participation importante du CESR, donnent la possibilité d'étudier et de comparer, au moyen d'une instrumentation identique, l'interaction des deux planètes avec le vent solaire. Il est maintenant admis qu'en l'absence d'obstacle magnétique efficace, comme c'est le cas sur la Terre, protégée par sa magnétosphère, les atmosphères des planètes telles que Mars et Vénus sont soumises à une érosion intense au contact du vent solaire. Les modèles prédisent un effet cumulé très important à l'échelle de milliards d'années, potentiellement capable de dissiper une atmosphère primitive dense, nécessaire au maintient de l'eau sous forme liquide. Cependant, les mesures récentes de MEX montrent que si les échappements de l'atmosphère résultant de cette interaction sont importants, ils ne peuvent probablement pas expliquer la disparition des océans primitifs de Mars. A I'origine, Vénus devait également être recouverte d'eau, mais cette dernière s'est évaporée et le peu qu'il en reste (sous forme de vapeur) continue de s'en échapper comme en témoignent les taux d'échappement actuels d'hydrogène et d'oxygène calculés à partir des mesures de VEX. Cette thématique, qui nécessite d'aborder les planètes en tant que systèmes, constitués d'enveloppes en interaction mutuelle, avec à leur sommet le vent solaire, est fondamentale pour comprendre l'évolution des planètes tellurique en référence à la Terre. 1) Le problème “planétologique“ Il consiste à étudier de façon spécifique l'échappement des ions planétaires de Mars et Vénus. La résolution de ce problème passe par l'étude de la structure de cette interaction du vent solaire avec la planète ou plus précisément du couplage entre un vent de plasma rapide, sans collision, et un gaz neutre via des processus d'ionisation. En effet, cette interaction conduit à la formation d'un sillage rempli d'ions d'origine atmosphérique. La comparaison des environnements ionisés des deux planètes a révélé des similitudes et des différences dans les diverses régions plasma qui les entourent. Le calcul des taux d'échappement – ici échappement causé par l'interaction avec le vent solaire – permet de quantifier la perte atmosphérique et de mieux comprendre le rôle de ce type d'échappement dans la disparition de l'eau sur Mars et Vénus. 2) Le problème “physique“ Il consiste à étudier les mécanismes physiques responsables de l'échappement du matériel planétaire. L'étude de l'accélération des ions en fonction de différentes régions magnétosphériques révèle des différences à l'origine de la répartition spatiale et énergétique des différents ions, observés dans les queues de Mars et Vénus. Les mécanismes d'accélération agissant dans la région centrale de la queue, la plasma sheet sont dus à la forte tension magnétique jxB et à un champ électrique de polarisation. La seconde région, plus externe est le siège d'une accélération par le champ électrique interplanétaire et à un champ électrique de séparation de charge

Les effets des vibrations du corps d'un instrument de musique à vent sur le son qu'il produit, sont un sujet d'importance et peu étudié. Les vibrations mettent en jeu divers couplages vibroacoustiques : couplage conduit/fluide interne et couplage conduit/fluide externe. Ces deux mécanismes et leurs effets sont analysés.<br />Un modèle décrivant les couplages entre les vibrations d'un conduit cylindrique et la colonne d'air qu'il contient, permet d'aboutir à une expression de son impédance d'entrée acoustique, qui diffère du cas du conduit indéformable. Pour la plupart des cas d'instruments réels, les effets sont très faibles. Cependant, les couplages sont non négligeables lorsque le conduit présente un léger défaut de circularité, qui est toujours présent en pratique. La perturbation de l'impédance est maximisée lorsque la fréquence de résonance d'un mode mécanique du conduit, un mode d'ovalisation notamment, coïncide avec celle d'un des modes acoustiques de la colonne d'air. Les résultats théoriques sont confrontés à des mesures d'impédance d'entrée sur différents conduits vibrants, validant l'approche. Les sons musicaux produits par ces conduits, associés à des embouchures d'instruments de musique (bec de clarinette et embouchure de tuyau d'orgue), sont analysés. Les effets des vibrations de paroi, dépendant du niveau de perturbation de l'impédance d'entrée, vont d'une légère modification de timbre à des transitions d'un régime périodique "normal" vers un régime pseudo-périodique présentant des battements, non souhaité en situation musicale.<br />Le couplage conduit/fluide externe est exploré dans le cas d'un pavillon de trombone. Le rayonnement externe du pavillon sous excitation acoustique libre de vibrer diffère très légèrement du cas où ses vibrations sont amorties par du sable. Des différences de quelques décibels sont observées à des fréquences de résonance mécanique du pavillon, pour des modes de vibrations rayonnants, efficaces du point de vue du rayonnement acoustique.

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.

Tempêtes et ouragans causent des dégâts considérables dans les forêts de plantation du globe, entraînant ainsi des pertes économiques sévères. La question de la tenue aérodynamique du système aérien de l'arbre est centrale pour déterminer les risques de ruine lors de tels événements. Un modèle de dynamique non-linéaire des structures basé sur la Méthode des Eléments Finis a été développé afin d'évaluer le comportement mécanique de l'arbre soumis à l'écoulement atmosphérique, de nature turbulente en milieu forestier. L'analyse numérique est nécessaire pour appréhender toute la variabilité et la complexité de l'architecture aérienne des arbres. Les oscillations libres de trois jeunes Pins maritimes (Pinus Pinaster Ait.) sont caracterisées experimentalement et par des simulations numériques. L'influence de la morphologie des sujets est prise en compte. En outre, le modèle est appliqué à un Epicéa de Sitka (Picea Sitchensis) sous forçage aérodynamique. Enfin, la méthode des plans d'expérience est employée pour identifier les facteurs clés affectant la stabilité d'un Pin maritime soumis à un vent simulé. Les paramètres étudiés sont les caractéristiques géométriques et matérielles de la structure. Les résultats mettent en évidence l'aptitude du modèle à prédire les caractéristiques dynamiques d'arbres réels. Ils confirment de plus l'incidence de l'architecture aérienne sur les mouvements de l'arbre induits par le vent.

Les processus d'éjection de masse des étoiles sont un phénomène largement répandu. Les vents, les jets stellaires ou les jets extra-galactiques sont caractérisés par une forte accélération du plasma éjecté et une morphologie plus ou moins bipolaire, plus ou moins focalisée le long de l'axe de rotation de la source. Nous avons effectué différentes analyses des rôles de la pression, du champ magnétique et de la rotation du plasma dans les processus de formation et d'accélération des jets et sur leur stabilité. Les travaux exposés montrent, en particulier, le rôle essentiel du couplage magnétocentrifuge et du gradient de densité aussi bien dans la formation que dans la stabilisation des jets. L'étude des écoulements de vents de disques et de couronnes, nous a amené à étudier en détails le rôle des surfaces critiques et leur lien essentiel avec les conditions limites. Nous avons montré l'analogie des écoulements MHD avec la métrique des trous noirs : les surfaces critiques sont l'analogue des horizons. Il existe aussi des ergosphères MHD, distinctes des horizons, qui n'ont pas nécessairement le rôle prédominant qu'on leur a parfois accordé. Les modèles autosimilaires de vents de couronne nous ont permis d'établir des critères originaux sur la collimation des vents en jets et de relier la focalisation la distribution d'énergie sur la source. Par ailleurs, nous avons introduit la notion de rotateurs magnétiques efficaces et inefficaces pour distinguer entre les sources de jets confinés thermiquement et celles de jets confinés magnétiquement. L'application de ces modèles au vent solaire (données de la sonde Ulysse) et aux jets d'étoiles jeunes (jets de classes 2), nous a permis de valider les critères de collimation. Nous avons proposé un scénario pour l'évolution des jets en vents au cours de l'évolution stellaire, tout en proposant une autre origine pour la formation des jets protostellaires de classe 0. Par ailleurs, ces mêmes critères nous ont permis d'avancer une nouvelle interprétation de la classification des jets extragalactiques. Pour ces jets, une extension relativiste des modèles, sur laquelle nous travaillons, est cependant nécessaire.

Cette thèse étudie l'influence du vent sur l'instabilité modulationnelle. Une première partie unifie les travaux de Segur et al. qui intègrent la dissipation et ceux de Leblanc qui prennent en compte le vent. Une équation non linéaire de Schrödinger est établie avec un terme additionnel linéaire résultant de la compétition entre le vent et la dissipation. La dissipation est traduite par le modèle de Lundgren et l'effet du vent se manifeste par l'intermédiaire de la pression atmosphérique selon le modèle de Miles. La profondeur est finie. Une étude de stabilité de l'onde de Stokes est détaillée, et des simulations numériques sont menées pour illustrer les résultats. Des expérimentations sont menées pour apporter une validation qualitative à ces travaux. Cette première partie a été validée par une publication au Journal of Fluid Mechanics~(2010). La deuxième partie étudie l'influence du vent sur l'instabilité modulationnelle par l'intermédiaire de la vorticité qu'il crée en surface. Le modèle est simplifié par l'hypothèse d'un écoulement unidirectionnel et d'une vorticité constante. La profondeur est encore supposée finie. Une équation non linéaire de Schrödinger est établie, qui prend en compte cette vorticité constante. La stabilité de l'onde de Stokes est alors étudiée en détail (diagramme d'instabilité en fonction de la vorticité et de la profondeur, bande d'instabilité, taux d'instabilité, etc.). Il est démontré qu'une vorticité négative, au delà d'un certain seuil, supprime l'instabilité modulationnelle indépendamment de la profondeur. Cette deuxième partie a été soumise pour publication au journal Physics of Fluids.

Dans leurs conditions réelles de fonctionnement, les pièces mécaniques, exposées à un environnement vibratoire de longue durée, sont sujettes à un endommagement par fatigue dynamique pouvant conduire à une perte de performance, voire d'intégrité de la structure. Les tests de fatigue accélérée ont pour but de soumettre une pièce mécanique à un essai de vibration, de durée réduite, en laboratoire, tel que le dommage subi soit équivalent au dommage rencontré par la pièce en service. D'une manière générale, les secteurs d'application potentiellement concernés par les tests de fatigue accélérée relèvent de l'industrie mécanique au sens large (industries automobile,aéronautique, spatiale, ferroviaire, ...). La société R-Tech, bureau d'études du groupe Schréder, fabricant d'appareils d'éclairage public, est à l'origine du projet de recherche ayant conduit à la réalisation de ce travail. Celui-ci s'inscrit dans le cadre d'une convention de First-Doctorat Entreprise, cofinancée par la Région wallonne et le partenaire industriel. L'intérêt porté par R-Tech aux résultats de la recherche est lié au fait que tous les luminaires conçus sont dimensionnés par un calcul statique basé sur la méthode des éléments finis et testés en fatigue sur table vibrante avant d'être commercialisés. Malgré ces précautions, dans quelques cas, des problèmes de bris se produisent sur site. Dans d'autres cas, les calculs par éléments finis conduisent à un surdimensionnement des pièces constitutives du luminaire. Il est donc important pour R-Tech de pouvoir disposer d'outils de conception et de validation de conception permettant de développer et de produire de façon économique des luminaires résistant aux sollicitations auxquelles ils sont normalement exposés. En permettant à R-Tech/Schréder de certifier la conception structurale de leurs produits et d'en garantir la durée de vie dès la phase de développement, cette recherche devrait leur apporter un gain de compétitivité. Par conséquent, la méthodologie développée, bien que générale, a été appliquée en priorité aux cas tests fournis par le partenaire industriel. Lorsque la pièce mécanique devant subir l'essai de vibrations n'est pas connue ou complètement définie, la méthodologie proposée se réfère à une approche analytique basée sur un système de référence à un degré de liberté et conduisant à la définition des critères de sévérité que sont les Spectre de Réponse Extrême (SRE), Spectre de Dommage par Fatigue (SDF) ou Spectre d'Energie Dissipée (SED). Cette approche, indépendante du spécimen à tester et dès lors particulièrement indiquée dans le cas de l'élaboration d'une spécification, ne peut cependant fournir que des résultats qualitatifs. L'estimation précise de la contrainte maximale présente dans la pièce testée ainsi que celle de l'endommagement qu'elle génère au cours du temps n'est envisageable, au moyen d'une telle approche, que pour de rares applications relativement simples permettant d'établir la relation qui existe entre contrainte et déplacement relatif. Dans un cas contraire, le recours à un modèle éléments finis du spécimen est nécessaire. Dans le cas particulier des appareils d'éclairage public, l'environnement vibratoire auquel ils sont soumis est essentiellement dû aux sollicitations éoliennes. Des données météorologiques recueillies par l'IRM à Uccle ont permis d'alimenter un modèle de vent qui rend compte des sollicitations aléatoires liées à la turbulence du vent ainsi qu'à un éventuel largage de tourbillons de Von Karman. Ces excitations sont ensuite appliquées à un modèle éléments finis simplifié du système poteau/luminaire. D'autres environnements vibratoires auxquels les luminaires peuvent être soumis au cours de leur vie, tels les sollicitations sismiques induites à la base d'un poteau installé sur pont ou viaduc et l'impact qui lui est appliqué lors de la collision avec un véhicule manoeuvrant sur un parking, ont également été envisagés dans ce travail. Une fois l'environnement vibratoire réel de la pièce mécanique à tester déterminé, soit expérimentalement, soit analytiquement, la méthodologie proposée conduit à l'obtention d'une spécification équivalente au moyen d'un processus d'optimisation développé au sein du logiciel BOSS Quattro (Samtech). Ce dernier minimise la fonction objectif représentant l'écart entre le critère de sévérité retenu pour caractériser les environnements de référence et équivalent. Le test aléatoire équivalent au vent ainsi que le test d'impact sur poteau font désormais partie intégrante de la procédure de qualification des luminaires R-Tech/Schréder. Lorsque la géométrie de la pièce mécanique à tester et la spécification d'essai à reproduire en laboratoire sur table vibrante sont fixées, une modélisation éléments finis du spécimen permet, si pas d'annuler complètement le risque de bris qui pourrait survenir lors de la phase de qualification expérimentale, de le réduire très fortement. Dans l'exemple d'un luminaire, la structure étant rendue complexe par le nombre de pièces qui la constituent et les assemblages qui existent entre elles, une confrontation des résultats de simulation et expérimentaux est nécessaire : analyses modales au marteau d'impact et sur table vibrante en ajoutant un composant à la fois afin de recaler le modèle, comparaison des niveaux d'accélération simulés et mesurés lors de l'essai en vue du recalage des coefficients d'amortissements modaux, validation du modèle sur base des contraintes mesurées au moyen de jauges et/ou rosettes. Une fois les zones jugées critiques repérées, le modèle peut dès lors être utilisé pour prédire la durée de vie du spécimen soumis à son environnement vibratoire. Celle-ci est finalement obtenue en faisant appel aux concepts de contrainte équivalente de Von Mises, approximation bilinéaire de la courbe de Wöhler, contrainte plastique de Neuber et évolution linéaire ou non-linéaire de l'endommagement.

We have developed a Monte Carlo model to simulate the transport of solar near-relativistic (NR; 30-300 keV) electrons along the interplanetary magnetic field (IMF), including adiabatic focusing, pitch-angle dependent scattering, and solar wind effects. By taking into account the angular response of the LEFS60 telescope of the EPAM experiment on board the "Advanced Composition Explorer" spacecraft, we have been able to transform simulated pitch-angle distributions into sectored intensities measured by the telescope. We have developed an algorithm that allows us, for the first time, to infer the best-fit transport conditions and the underlying solar injection profile of NR electrons from the deconvolution of the effects of interplanetary transport on observational sectored intensities. We have studied seven NR electron events observed by the LEFS60 telescope between 1998 and 2004 with the aim of estimating the roles that solar flares and CME-driven shocks play in the acceleration and injection of NR electrons, as well as the conditions of the electron transport along the IMF.In this set of seven NR electron events, we have identified two types of injection episodes in the derived injection profiles: short (< 20 min) and time-extended (> 1 h). The injection profile of three events shows both components; an initial injection episode of short duration, followed by a second much longer lasting episode; two events only show a time-extended injection episode; while the others show an injection profile composed by several short injection episodes. We have found that the timing of the prompt short injection episodes agrees with the timing of the hard X-rays and radio type III bursts. On the other hand, time-extended injection episodes seem to be related to intermittent radio emissions at the height of the CME leading edge or below, and sometimes to type II radio bursts. Thus, we conclude that short injection episodes are preferentially associated with the injection of flare-accelerated particles, while longer lasting episodes are provided by CME-driven shocks or post-eruptive reconnection phenomena at coronal heights lower than those of the CME-driven shocks.From the fit of the events, we have derived the transport conditions of the electrons. We have found that the electron propagation was almost scatter-free (the radial mean free path of the electrons was ~0.9 AU) during two of the events, whereas during five of the events the propagation occurred under strong scattering conditions (the radial mean free path of the electrons was smaller than 0.2 AU). Those events showing a long radial mean free path reached the maximum intensity shortly (< 15 min) after the onset of the event; whereas those events showing a small radial mean free path reached the maximum intensity more than one hour after the onset. The overall conclusion from this study is that there is a continuous spectrum of scenarios that allow for either flare or CME-driven shock NR electron injection, or for both, and that this can occur both under strong scattering and under almost "scatter-free" propagation conditions.SUBJECT HEADINGS: Sun: coronal mass ejections (CMEs) Sun: flares Sun: particle emission / Hemos desarrollado un modelo Monte Carlo para simular el transporte de electrones solares casi-relativistas (30-300 keV) en el medio interplanetario que tiene en cuenta los efectos de la focalización adiabática, la dispersión en ángulo de batida y los efectos del viento solar. Teniendo en cuenta la respuesta angular del telescopio, hemos desarrollado un método que permite transformar las distribuciones angulares de partículas simuladas en intensidades sectoritzadas observadas por el telescopio LEFS60 a bordo de la sonda interplanetaria ACE. Esto nos ha permitido desarrollar un algoritmo que permite, por primera vez, deconvolucionar los efectos del transporte interplanetario en las intensidades sectoritzadas observadas, con el objetivo de determinar el perfil de inyección solar de electrones y las características del transporte. Hemos aplicado el modelo al estudio de siete sucesos de electrones observados por la sonda ACE. Los resultados ponen de manifiesto que la inyección de electrones casi-relativistas está asociada con procesos fulgurativos, choques conducidos por eyecciones de masa coronal o con ambos, y que el transporte se puede producir tanto en condiciones muy dispersivas como en condiciones muy poco dispersivas. / RESUM:Hem desenvolupat un model Monte Carlo per simular el transport d'electrons solars quasi-relativistes (30-300 keV) en el medi interplanetari que té en compte els efectes de la focalització adiabàtica, la dispersió en angle de batuda i els efectes del vent solar. Hem desenvolupat un mètode per transformar les distribucions angulars de partícules simulades en intensitats sectoritzades observades pel telescopi LEFS60 a bord de la sonda interplanetària ACE, tenint en compte la resposta angular del telescopi. Això ens ha permès desenvolupar un algoritme que permet, per primera vegada, deconvolucionar els efectes del transport interplanetari en les intensitats sectoritzades observades, amb l'objectiu de determinar el perfil d'injecció solar d'electrons observats per la sonda ACE. Els resultats posen de manifest que la injecció d'electrons quasi-relativistes pot produir-se en processos fulguratius, en xocs conduïts per ejeccions de massa coronal o en ambdós, i que el transport es pot produir tant en condicions molt dispersives com en condicions molt poc dispersives.