Depuis la découverte de la faculté d'un instrument radio à détecter les poussières, plusieurs études ont été menées afin de mieux exploiter ce type d'instrument. Le présent travail concerne l'exploitation et l'interprétation des observations de poussières de l'instrument WAVES à bord des deux sondes STEREO à 1 UA, ainsi que la modélisation de leur dynamique dans le milieu interplanétaire. Cette thèse a débuté avec une étude des mesures de poussières de taille micro-métrique. Les résultats ont montré que les données étaient pertinentes dans le sens où malgré les incertitudes sur les données et les simplifications de la modélisation du flux, les mesures de direction fournies par cet instrument sont au moins aussi précises que celles fournies par les instruments conventionnels. Ensuite, nous avons réalisé une étude sur les observations de nanoparticules à 1 UA. Nous avons montré qu'une impulsion caractéristique d'un impact d'une nanoparticule se forme suite à la perturbation temporaire du courant de retour de photo-électrons de l'antenne électrique la plus proche du point d'impact. La comparaison des flux mesurés et déduits des observations réalisées dans deux domaines différents (temporel et fréquentiel) montre une cohérence entre les mesures. Enfin, la modélisation de la dynamique des nanoparticules appuie le fait que des nanoparticules crées près du Soleil sont accélérées par le vent solaire et peuvent atteindre 300 km/s à 1 UA. L'analyse statistique des résultats de cette étude à 1 UA a montré une cohérence avec les mesures obtenues sur STEREO, mais aussi avec l'interprétation de ces mesures et l'estimation de la charge du nuage de plasma. / Since the discovery of the ability of a radio instrument to detect dust, several studies have been conducted to determine the physical phenomena underlying measures, the fluxes, and the dust characteristics which can be determined. The present work concerns the exploitation and the interpretation of dust observations made by WAVES instrument onboard the two STEREO probes at 1 AU, as well as modeling of dust dynamics in the interplanetary medium. This thesis began with a study of the sub-micron dust data. The results of this study showed that these data were relevant in the sense that despite the uncertainties on the data and the simplified modeling of the flux, the measurements of the direction provided by this instrument are at least as accurate as those provided by conventional instruments. We, thereafter, began a study of observations of nanoparticles at 1 AU. We showed that a typical pulse generated by a nanoparticle impact is formed by the temporary disruption of the photo-electrons return current of the antenna which is closest to the point of impact. In addition, the comparison of measured and inferred flux observations in two different domains (time and frequency) shows a consistency and agreement between measurements. Finally, the modeling of the dynamics of nanoparticles supports the fact that nanoparticles created near the Sun are accelerated by the solar wind and can reach 300 km/s at 1 AU. Statistical analysis of the results of this study to 1 AU showed a consistency with the measurements obtained with STEREO data, and also with the interpretation of these measurements and the estimation of the electric charge of the plasma cloud

La turbulence dans le vent solaire a suscité beaucoup d'intérêt depuis les premières mesures in-situ dans l'héliosphère. Mais de nombreuses questions sont encore sans réponse. En particulier, le rôle de la turbulence dans le chauffage du vent solaire ainsi que la nature de la turbulence autour des échelles ioniques, là où les fluctuations turbulentes sont supposées être dissipées. À travers une étude multi-satellite incluant les sondes Helios 2, Stereo et Ulysses, nous avons montré qu'à grande échelle, dans le domaine inertiel, il existe une forte corrélation entre la pression thermique des ions et l'amplitude des fluctuations magnétiques. Cette corrélation est observée de 0,3 à 5,4 unités astronomiques. Elle pourrait s'expliquer soit par la présence d'une corrélation fossile déjà présente dans la photosphère ou la couronne solaire ; soit par le fait que le vent solaire est chauffé par la turbulence. Par la suite, nous nous sommes concentrés sur les échelles ioniques, où le spectre turbulent forme un coude. Grâce à la transformée en ondelettes, nous avons mis en évidence la présence d'ondes d'Alfvén de faibles amplitudes, ainsi que celle de couches de courant et vortex d'Alfvén de fortes amplitudes. Nous avons aussi mis en place un nouveau formalisme basé sur une fonction de quatre paramètres permettant de décrire la statistique des fluctuations magnétiques dans le vent solaire. Cette description s'applique des échelles MHD aux échelles électroniques. En utilisant deux approches différentes, l'analyse locale et l'analyse statistique des fluctuations, nous avons établi un lien entre l'évolution de l'intermittence et celle du spectre turbulent aux échelles ioniques. / Turbulence in the solar wind has been attracting attention since first in-situ measurements in the Heliosphere. Still a lot of open questions remain. In particular, the role of turbulence in the solar wind heating as well as its nature around plasma kinetic scales, where turbulent fluctuations are supposed to be dissipated. Through a multi-satellite analysis including Helios 2, Stereo and Ulysses probes, we were able to show that at large-scale, in the inertial range, there exist a strong correlation between the ion thermal pressure and the amplitude of magnetic fluctuations, which maintains between 0.3 and 5.4 astronomical units. The origine of this correlation can be (i) a fossil correlation present already in the photosphere or in the solar corona; or (ii) the solar wind heating by the turbulence. This heating is expected to take place at plasma kinetic scales.Subsequently we focused on ionic scales, where the turbulent spectrum has a break. Thanks to wavelet transform and phase coherence analysis we shed light on the nature of turbulence around the spectral break: we show the presence of small amplitude Alfvén waves as well as strong amplitude current sheets and Alfvén vortices. We proposed as well new statistical description of magnetic fluctuations in the solar wind by using a four-parameter function, valid from MHD to electron scales. Using two different approaches, detail analysis of fluctuations and statistical analysis, we established the connection between intermittency and the evolution of the turbulent spectrum at ion scales.

De nombreux plasmas astrophysiques, dont le vent solaire, sont non-collisionels. Les fréquences typiques des processus dynamiques sont grandes devant la fréquence de collision, de sorte que le vent solaire est hors équilibre thermodynamique local. Dans ce contexte, les processus cinétiques et/ou non-linéaires (interactions ondes-particules et ondesondes) permettent de redistribuer l'énergie dans le plasma. Si les processus cinétiques et la théorie non-linéaire des plasmas ont été intensivement étudiés depuis les années 1960, des preuves observationnelles concluantes manquent encore. L'objectif de cette thèse est double : d'une part comprendre les effets cinétiques et/ou nonlinéaires (en particulier dans le cas des couplages electrostatiques ions-electrons) et d'autre part fournir des preuves observationnelles de leur existence dans les plasmas spatiaux. Cette étude se fonde sur des observations in-situ et des simulations numériques. Les mesures de formes d'onde de champ électrique sont fournies par l'instrument radioWAVES embarqué sur les sondes STEREO. Les simulations numériques sont réalisées en utilisant un code cinétique Vlasov-Poisson unidimensionel dans l'approximation électrostatique. Les résultats de cette thèse sont les suivants. (1) Une méthode de mesure et d'étalonnage in-situ des fluctuations de densité haute fréquence (0.1 - 1kHz donc dans un domaine non accessible par les instruments particulaires) a été développée en utilisant les variations quasi-statiques du potentiel flottant des sondes. (2) Des mesures simultanées de champ électrique et de densité sur plus de trois ans de données fournissent la première preuve observationnelle d'effets pondéromoteurs dans le vent solaire, permettant de coupler la densité du plasma aux ondes de Langmuir de grande amplitude. (3) Ce travail fournit également la première preuve observationnelle directe de l'instabilité de décroissance des ondes de Langmuir, un archétype d'interaction onde-onde, associé à un sursaut de type III. Le caractère résonant de l'interaction est validé grâce aux observations de forme d'ondes, en vérifiant la conservation de l'impulsion et de l'énergie (relations de résonances), ainsi que la résonance de phase à travers une analyse de bicohérence. Les simulations fournissent une nouvelle expression du seuil d'instabilité de décroissance des ondes de Langmuir, en accord avec les niveaux d'énergie observés. (4) Enfin, les simulations Vlasov-Poisson montrent que l'évolution de la turbulence faible de Langmuir sur des temps longs tend vers un régime de turbulence forte via la formation de structures cohérentes électrostatiques (cavitons). Cette thèse illustre l'importance d'une approche complémentaire observations-simulations pour l'étude des plasmas spatiaux, ainsi que le rôle fondamental joué par les processus cinétiques.

La turbulence tridimensionnelle se caractérise par sa capacité à transférer de l'énergie des grandes vers les petites échelles où elle est finalement dissipée. Lorsqu’elle se produit dans un plasma non-collisionnel comme le vent solaire, une modélisation cinétique semble a priori nécessaire. Toutefois, la complexité d’une telle approche limite les développements théoriques et condamne les expériences numériques à se restreindre à des nombres de Reynolds peu élevés. Dans quelles mesures un modèle mono-fluide comme la MHD Hall permet-il de rendre compte des phénomènes observés dans le vent solaire aux échelles sub-ioniques ? C’est la problématique à laquelle s’est attaquée cette thèse. L’idée directrice de ce travail est de tirer profit de la relative simplicité des modèles fluides et de la puissance algorithmique des méthodes pseudo-spectrales pour aborder la turbulence du vent solaire par des simulations numériques directes tridimensionnelles massivement parallèles à grands nombres de Reynolds. Ces simulations numériques ont permis de mettre en évidence l’existence d’une brisure spontanée de symétrie chirale en turbulence MHD Hall incompressible, ainsi que l’existence d’un nouveau régime appelé ion MHD (IMHD). Un modèle phénoménologique a été proposé pour rendre compte de ces résultats et de nouvelles prédictions ont été faites, puis confirmées numériquement. Enfin, l’étude de l’effet d’un fort champ magnétique uniforme sur la dynamique turbulente a permis de confirmer pour la première fois une ancienne conjecture. L’inertie des électrons a ensuite été prise en compte toujours dans un modèle fluide. Par une approche hydrodynamique classique, une loi universelle a été obtenue pour les fonctions de structure d’ordre trois. L’ensemble de ces résultats est qualitativement en accord avec les mesures in situ du vent solaire et remet en cause le paradigme selon lequel les raidissements successifs du spectre des fluctuations magnétiques sont provoqués nécessairement par des phénomènes d’origine cinétique. De manière plus générale, cette thèse soulève des questions fondamentales sur les processus non-collisionnels de dissipation dans les plasmas turbulents. / Three-dimensional turbulence is characterized by its capacity to transfer energy from large to small scales where it is finally dissipated. When it occurs in a non-collisional plasma like the solar wind, a kinetic modelisation is necessary a priori. The complexity of such an approach however limits the theoretical developments and forces numerical experiments to be restricted to low Reynolds numbers. To what extent does a single-fluid model such as MHD Hall account for the phenomena observed in the solar wind at ion sub-scales ? It is to this question that this thesis tries to answer. The main idea of this work is to take advantage of the relative simplicity of fluid models and of the high precision of pseudo spectral methods to tackle the problem of turbulence in solar wind by direct numerical simulations massively parallelized at high Reynolds numbers. These simulations have helped to highlight the existence of a spontaneous breaking of chiral symmetry in incompressible Hall MHD turbulence, as well as the existence of a new regime called ion MHD (HDMI). A phenomenological model has been proposed to account for these results and new predictions were made and confirmed numerically. The study of the effect of a strong uniform magnetic field on the turbulent dynamics confirmed an ancient conjecture for the first time. The inertia of the electrons was then taken into account in a still fluid model. By a classical hydrodynamic approach, a universal law has been obtained for the third order structure functions. All these results are in qualitative agreement with in situ measurements of the solar wind and challenge the paradigm according to which the successive steepening of the magnetic fluctuations spectrum is necessarily caused by phenomenon of kinetic origin. More generally, this thesis raises fundamental questions about the non-collisional dissipation process in turbulent plasmas.

L'échange de charge est un processus de couplage très efficace lorsqu'un gaz ionisé interagit avec un gaz neutre. Le but de ma thèse était d'étudier l'occurence de ce phénomène et ses effets dans l'héliosphère et d'autres systèmes astrophysiques.<br /><br />J'ai en premier lieu déterminé les paramètres du flot d'hydrogène atomique interstellaire autour du soleil et mis en évidence sa déflection à l'entrée dans l'héliosphère. Cette d´eflection, due à la création d'une population d'atomes secondaires lors des échanges de charge atomes H-protons, est la conséquence de la distorsion de l'héliosphère sous l'effet du champ magn´etique interstellaire. L'étude était basée sur l'analyse et la modélisation des données de l'instrument SWAN sur SOHO, qui mesure l'émission de rétro-diffusion résonnante du rayonnement solaire à Lyman-α (121.6nm) par les atomes d'hydrogène dans l'espace interplanétaire et sa ré-absorption par une cellule montée devant les photomètres.<br /><br />Dans une deuxième phase, j'ai étudié les émissions EUV/X (0.1-1 keV) dues aux échanges de charge entre les ions lourds du vent solaire et les atomes d'hydrogène et d'hélium. J'ai développé un modèle statique et une variante dynamique pour calculer les émissions X dans l'héliosphère en tenant compte des variations de l'activité solaire à grande (cycle de 11 ans) et courte (sursauts de vent solaire) échelle. J'ai appliqué mon modèle à une série d'observations X avec les télescopes XMM, Chandra et Suzaku. L'étude a montré que l'héliosphère est responsable de toute l'´emission entre 0.3 et 1 keV attribuée auparavant à la Bulle Interstellaire Locale, une structure de 100 parsecs environ, supposée remplie de gaz très chaud. Les résultats préliminaires dans le domaine 0.1-0.3 keV montrent également que la contribution héliosphérique est du même ordre que celle attribuée à la Bulle Locale.<br /><br />Finalement, en utilisant des modèles existants de l'interface entre le vent solaire et l'exosphère de Mars, j'ai calculé les émissions X dues aux échanges de charge entre les ions lourds du vent solaire et les atomes planétaires, montré comment elles révèlent les structures magnétiques autour de la planète, et les ai comparées aux observations récentes Chandra/XMM.

Cette thèse aborde plusieurs sujets liés à l''étude d'ondes 'électromagnétiques de haute fréquence dans le voisinage de l'onde de choc terrestre, qui constitue un paradigme pour les interactions non- lin'eaires. La majeure partie du travail est consacrée à la caractérisation de la décomposition non- lin'eaire des ondes de Langmuir dans le plasma du vent solaire. Ce mécanisme a été proposé pour expliquer la saturation de instabilité faisceau-plasma, qui est responsable de l'excitation d'ondes électrostatiques intenses dans le pr'e-choc terrestre. Nous montrons par une analyse statistique des donn'ees des satellites CLUSTER que les spectres de Fourier possèdent les propri'et'es attendues d'un processus de d'ecomposition, 'ecartant ainsi les autres explications. Une analyse d'etaill'ee du d'ecalage Doppler de ces raies nous r'ev'ele parfois cependant l'existence d'une forme alternative du processus de d'ecomposition, faisant intervenir une onde acoustique-'électronique. Dans la seconde partie, nous étudions l'effet des inhomogénéités de la densité de plasma sur la dynamique de la décomposition. Nous dérivons un modèle de cette instabilité modifiée et montrons que celui-ci permet d'expliquer les observations. Finalement, nous présentons une application de modèles spectraux non-linéaires 'a l'analyse des transferts d'énergie liés à l'instabilité de décomposition dans des données de simulation numérique. Le dernier chapitre, qui est indépendante du sujet principal de la thèse, présente une technique de corrélation multi-'échelles pour l'appariement des séries temporelles issues de missions multi-satellites.

Une nouvelle approche, en utilisant un 3D code électromagnétique (PIC), est présentée pour étudier la sensibilité de la magnétosphère de la terre à la variabilité du vent solaire. Commençant par un vent solaire empiétant sur une terre magnétisée, le temps a été laissé au système ainsi une structure d'état d'équilibre de la magnétosphère a été atteinte. Une perturbation impulsive a été appliquée au système par changeant la vitesse du vent solaire pour simuler une dépression en sa pression dynamique, pour zéro, au sud et du nord du champ magnétique interplanétaire(IMF). La perturbation appliquée, un effet de trou d'air qui pourrait être décrit comme espace ~15Re est formé pour tous les cas d'état de IMF. Dès que le trou d'air a frappé le choc d'arc initial de la magnétosphère régulière, une reconnexion entre le champ magnétique de la terre et le IMF sud a été notée à la coté jour magnétopause(MP). Pendant la phase d'expansion du système, la frontière externe de la coté jour du MP a enfoncé quand IMF=0, et pourtant elle sa forme de balle quand un IMF au sud et nordique étaient inclus. La relaxation de temps du MP pour les trois cas de IMF a été étudiée. Le code est alors appliqué pour étudier l'événement d'Halloween de l'octobre 2003. Notre simulation a produit un nouveau genre de trou d'air, un espace raréfié qui a été produit après un gradient fort en IMF d'empiétement. Un tel dispositif est tout à fait semblable aux anomalies chaudes observées d'écoulement et peut avoir la même origine

Parmi les différents plasmas spatiaux, le vent solaire et les magnétogaines planétaires représentent les meilleurs laboratoires pour l’étude des propriétés de la turbulence. Les fluctuations de densité dans le vent solaire étant faibles, à basses fréquences ces dernières sont généralement décrites par la théorie de la MHD incompressible. Malgré son incompressibilité, l’effet de la compressibilité dans le vent solaire a fait l’objet de nombreux travaux depuis des décennies, à la fois théoriques,numériques et observationnels.Le but de ma thèse est d’étudier le rôle de la compressibilité dans les magnétogaines planétaires(de la Terre et de Saturne) en comparaison avec un milieu beaucoup plus étudié et moins compressible (quasi incompressible), le vent solaire. Ce travail a été réalisé en utilisant des données in-situ de trois sondes spatiales, Cassini, Cluster et THEMIS B/ARTEMIS P1.La première partie de mon travail a été consacrée à l’étude des propriétés de la turbulence dans la magnétogaine de Saturne aux échelles MHD et sub-ionique, en comparaison avec celle de la Terre en utilisant les données Cassini et Cluster respectivement. Ensuite j’ai appliqué la loiexacte de la turbulence isotherme et compressible dans le vent rapide et lent en utilisant les données THEMIS B/ARTEMIS P1, afin d’étudier l’effet et le rôle de la compressibilité sur le taux de transfert de l’énergie dans la zone inertielle. Enfin, une première application de ce modèle dans la magnétogaine de la Terre est présentée en utilisant les données Cluster. / Among the different astrophysical plasmas, the solar wind and the planetary magnetosheathsrepresent the best laboratories for studying the properties of fully developed plasma turbulence.Because of the relatively weak density fluctuations (∼ 10%) in the solar wind, the low frequencyfluctuations are usually described using the incompressible MHD theory. Nevertheless, the effectof the compressibility (in particular in the fast wind) has been a subject of active research withinthe space physics community over the last three decades.My thesis is essentially dedicated to the study of compressible turbulence in different plasma environments,the planetary magnetosheaths (of Saturn and Earth) and the fast and slow solar wind.This was done using in-situ spacecraft data from the Cassini, Cluster and THEMIS/ARTEMISsatellites.I first investigated the properties of MHD and kinetic scale turbulence in the magnetosheathof Saturn using Cassini data at the MHD scales and compared them to known features of thesolar wind turbulence. This work was completed with a more detailed analysis performed in themagnetosheath of Earth using the Cluster data. Then, by applying the recently derived exactlaw of compressible isothermal MHD turbulence to the in-situ observations from THEMIS andCLUSTER spacecrafts, a detailed study regarding the effect of the compressibility on the energycascade (dissipation) rate in the fast and the slow wind is presented. Several new empirical lawsare obtained, which include the power-law scaling of the energy cascade rate as function of theturbulent Mach number. Eventually, an application of this exact model to a more compressiblemedium, the magnetosheath of Earth, using the Cluster data provides the first estimation of theenergy dissipation rate in the magnetosheath, which is found to be up to two orders of magnitudehigher than that observed in the solar wind.

Ma thèse a pour but de comprendre le rôle de la compressibilité dans la turbulence aux basses fréquences dans les plasmas spatiaux (le vent solaire, les plasmas magnétosphériques etc.) et astrophysiques (nuage moléculaire interstellaire, le cœur d'une étoile etc.). Trois nouvelles relations exactes ont été déduites dans le cadre de la turbulence compressible dans un fluide isotherme et polytrope et dans un plasma MHD isotherme afin de comprendre différentes propriétés universelles de la turbulence compressible. De plausibles phénoménologies ont été proposées aussi en vue d'une compréhension de différentes lois de spectre obtenues grâce aux simulations numériques de la turbulence compressible. Une distinction qualitative entre la turbulence sous-sonique et supersonique est ainsi décrite.Une analyse utilisant des données d'observation des sondes spatiales THEMIS est également réalisée dans le but d'expliquer l'effet de la compressibilité dans la turbulence du vent solaire rapide. Une amélioration remarquable par rapport a "incompressible scaling" est observée avec la nouvelle "compressible scaling". Le flux d'énergie correspondant ainsi trouve est estime suffisant pour expliquer le chauffage anormal du vent solaire rapide. / My thesis work is principally dedicated in understanding the role of compressibility in lowfrequency turbulence of space plasmas (the solar wind, magnetospheric plasma etc.) and astrophysical plasmas (interstellar molecular cloud, the core of a star etc.). Three new exact relations have been derived analytically in the framework of isothermal and polytropic hydrodynamic turbulence and also for an isothermal MHD plasma. By using these relations, various universal scalingproperties of compressible turbulence have been investigated. In addition, plausible phenomenologieshave been proposed in order to theoretically reproduce different power laws for energy power spectra which had been obtained in previous numerical simulations of compressible turbulence. A semi-qualitativedistinction between sub-sonic and supersonic regime of turbulence is hence concluded. In the second part, an analysis using THEMIS spacecraft data is also performed in a view to explainingthe effect of the compressibility in the turbulence of the fast solar wind. A remarkable smooth scalingin comparison with incompressible law is obtained for several intervals of fast solar wind. The corresponding turbulent energy flux is also found to be sufficient to explain the anomalous heating of fast solar wind.

Les satellites scientifiques sont immergés dans divers environnements spatiaux, entourés par des plasmas qu'ils sont supposés analyser, en utilisant des instruments de types détecteurs de particules. La présence de ces structures dans le plasma conduit à une variété d'interactions satellite/plasma complexes et inter-corrélées. L'environnement spatial influence la structure du satellite qui modifie son environnement. Les instruments embarqués mesurent un environnement perturbé et il est difficile de distinguer le signal naturel des mesures biaisées. Le but est d'étudier et d'améliorer la compréhension des interactions satellite/plasma, au moyen de simulations numériques effectuées avec le logiciel SPIS pour les basses énergies (<100 eV) puisque ces particules sont les plus affectées par les perturbations. L'objectif est de comprendre les mesures de plasmas sur des cas réalistes, en établissant une méthodologie de simulation de ces problématiques. Je simule les interactions ayant lieu entre les missions Solar Probe Plus, Solar Orbiter, Cluster dans leurs environnements respectifs et les mesures associées. L'analyse des résultats obtenus et leurs comparaisons à des données réelles permettent de comprendre les différents cas de figure et de valider la méthodologie développée au cours de cette thèse.