Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal.

Flows, instabilities, and magnetism play significant roles in the internal and atmospheric dynamics of objects ranging from the smallest exoplanets to the largest stars. These phenomena are governed by the equations of magnetohydrodynamics (MHD), which link the flows and magnetic fields, and from which the operational parameters and growth rates of instabilities can be recovered. Here we present an overview of interesting phenomena (such as the internal dynamics of stellar and planetary objects, as well as instabilities which might operate within these environs), as well as computational techniques by which these phenomena might both be understood and analysed (through both ‘simplifications’ of the MHD equations and different numerical/computational approaches). We first present an investigation into the Heat-Flux-Driven Buoyancy Instability (HBI) within stellar and planetary atmospheres, considering both the parameter space it might operate within as well as its non-linear effects during said operation. We find that whilst the HBI may be able to play a role in Solar, stellar and planetary atmospheres, it is likely to be quite limited in scope, only operating within small regions. However, its dramatic consequences for heat transport in the non-linearly evolved state, and the prospects that it may operate outside the narrow regimes that our analytical analysis suggested, suggest that it may merit further study. This is followed with a discussion of a method by which the surface flows of exoplanets might be measured: The Rossiter-Mclaughlin Effect at Secondary Eclipse (RMse). We formulate the effect, showing that the formalism is identical to the traditional Rossiter-Mclaughlin effect, albeit in a different frame (a planet transiting a star becomes a star transiting a planet), and consider its observational implications: the effect should be observable for the brightest planet hosting stars using upcoming 40m-class telescopes (i.e.E-ELT). We finish with a series of 3D anelastic simulations of fully convective stars, designed to investigate how the internal flows are affected by varying stellar parameters, as well as a possible link between residual entropy and differential rotation contours, and a method by which this link can be used (via the thermal wind equation - TWE) to extrapolate the internal rotation. We find a clear transition between ‘solar-like’ and ‘anti-solar’ internal dynamics, characterised in the meridional circulation, differential rotation, residual entropy, and angular momentum flux profiles. Furthermore we find that, whilst the alignment between residual entropy and differential rotation contours is somewhat varied, the resultant extrapolation, via the TWE, produces a generally good fit to the differential rotation contours, suggesting a general robustness to the theory.

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal

Η παρούσα μεταπτυχιακή διπλωματική εργασία πραγματεύεται την εισαγωγή ενός νέου πεδίου πεμπτουσίας, η ενέργεια του οποίου ταυτίζεται με το ενεργειακό απόθεμα της σκοτεινής ενέργειας του σύμπαντος. Η εισαγωγή ενός τέτοιου πεδίου αποτελεί εναλλακτική λύση στην προσπάθεια ερμηνείας της επιταχυνόμενης διαστολής του σύμπαντος που συνδέεται συνήθως με την κοσμολογική σταθερά Λ, των πεδιακών εξισώσεων Άινσταϊν. Παρότι έχουν προταθεί και άλλα μοντέλα πεδίων πεμπτουσίας, το συγκεκριμένο χαρακτηρίζεται από μία ιδιότητα που δεν επιτρέπει την εκτεταμένη παραβίαση της Αρχής της Ισοδυναμίας, που αποτελεί θεμελιώδη παραδοχή στην οποία στηρίζεται η Γενική Θεωρία της Σχετικότητας. Η μάζα των αντίστοιχων σωματιδίων εξαρτάται από την πυκνότητα ύλης σε κάθε περιοχή του σύμπαντος, εξ ου και το όνομα χαμαιλέοντες. Αφορμή για την εισαγωγή ενός τέτοιου πεδίου είναι η επιβεβαίωση της Αρχής της Ισοδυναμίας μέχρι κάποιο συγκεκριμένο όριο, πέραν του οποίου επιτρέπεται η εισαγωγή νέων μοντέλων αλληλεπιδράσεων που δεν έγιναν ακόμα αντιληπτές σε πληθώρα πειραμάτων. Όλα τα προηγούμενα αναφέρονται εν συντομία στο εισαγωγικό πρώτο κεφάλαιο. Στο δεύτερο κεφάλαιο γίνεται μια παρουσίαση της Αρχής της Ισοδυναμίας και του βαθμού παραβίασης της ο οποίος καθορίζει την ένταση της νέας θεμελιώδους δύναμης (fifth-force). Στο τρίτο κεφάλαιο, γίνεται μια ανασκόπηση του καθιερωμένου κοσμολογικού μοντέλου για το σύμπαν, που από παρατηρήσεις χαρακτηρίζεται από ομοιογένεια, ισοτροπία και σχεδόν επίπεδη γεωμετρία (WMAP-7). Με αυτά τα δεδομένα, καθώς και με τα πρόσφατα αποτελέσματα για ένα επιταχυνόμενα διαστελλόμενο σύμπαν προκύπτει η ανάγκη ύπαρξης ενός πεδίου με τα χαρακτηριστικά ενός σκοτεινού υγρού αρνητικής πίεσης και μάζας σε κοσμολογικές κλίμακες, της τάξης της σταθεράς Hubble στο παρόν (m_\phi\sim H_0\sim 10^{-33}eV). Η ανάγκη ύπαρξης ενός τέτοιου πεδίου (πάντα ως εναλλακτική της κοσμολογικής σταθεράς) παντού στο σύμπαν σε συνδυασμό με την μη ανίχνευση του μέχρι στιγμής σε κανένα πείραμα ή παρατήρηση, συνυπάρχουν στο μοντέλο των Khoury-Weltman για τα σωματίδια χαμαιλέοντες που εξετάζεται στο κεφάλαιο τέσσερα. Επειδή η μάζα του πεδίου εξαρτάται από την τοπική πυκνότητα ύλης, στη Γη η χαμαιλεοντική αλληλεπίδραση έχει πολύ μικρή εμβέλεια σε αντίθεση με την εμβέλεια σε κοσμολογικές κλίμακες και δεν γίνεται αντιληπτή. Επιπλέον η συνεισφορά στην αλληλεπίδραση σε ένα σώμα εκτός Γης από όλο τον όγκο της Γης είναι ελάχιστη και περιλαμβάνει μόνο αυτήν που προκαλείται από ένα λεπτό φλοιό στην επιφάνεια, όπου η τοπική πυκνότητα ύλης ελαττώνεται (thin-shell effect). Η νέα δύναμη το δυναμικό της οποίας είναι της μορφής Yukawa, θα είναι ασθενέστερη τουλάχιστον κατά τρεις τάξεις μεγέθους σε σύγκριση με τη βαρύτητας πειράματα στη Γη. Στο τελευταίο κεφάλαιο γίνεται μια παρουσίαση του CAST (Cern Solar Axion Telescope), στο οποίο θα μπορούσαν να ανιχνευτούν τα σωματίδια χαμαιλέοντες, λαμβάνοντας υπόψη την επέκταση του μοντέλου ώστε να περιλαμβάνει και ζεύξη με το ηλεκτρομαγνητικό πεδίο πέραν των πεδίων της ύλης. Οι χαμαιλέοντες που παράγονται από φωτόνια παρουσία ισχυρού μαγνητικού πεδίου στο θερμό πλάσμα του Ήλιου, φτάνουν στη Γη έχοντας ενέργεια της τάξης του 1keV και μπορούν να εισχωρήσουν στο εσωτερικό του μαγνήτη του CAST. Ο ισχυρός μαγνήτης του πειράματος που είναι ιδίου τύπου με αυτούς που απαρτίζουν τον Μεγάλο Αδρονικό Επιταχυντή (LHC), δημιουργεί μαγνητικό πεδίο της τάξης των 9Τ. Στο εσωτερικό του, οι χαμαιλέοντες θα μπορούσαν να επαναμετατραπούν σε φωτόνια και να ταυτοποιηθούν. Επιπλέον, ένα μικρό ποσοστό των χαμαιλεόντων που αφήνουν την επιφάνεια του Ήλιου μπορούν να μετατραπούν πίσω σε φωτόνια εξαιτίας των μαγνητικών πεδίων πάνω από τη φωτόσφαιρα. Αυτά τα φωτόνια θα έχουν φάσμα ενέργειας που κορυφώνεται στην περιοχή των μαλακών ακτίνων-Χ, οπότε θα δίνουν λύση στο πρόβλημα θέρμανσης του ηλιακού στέμματος (solar corona problem). / In the present Thesis, we review the chameleon field model and its discovery potential at CAST (Cern Axion Solar Telescope). The introduction of this new scalar field, of the so called quintessence type, is an alternative way of modeling the ubiquitous dark energy in the Universe, which drives its accelerated expansion. Moreover, the coupling of chameleons to photons enriches their discovery potential by experiments already operating such as CAST. Due to the fact that the mass of the field depends on the local matter density, in a dense environment such as the earth's surface the chameleon particle becomes heavy and undetectable. On the contrary, in cosmological scales the mass of the field is reduced to values related to the present Hubble's constant value (m_\phi\sim H_0\sim 10^{-33}eV) in order to coincide with the dark energy budget. This Thesis is organized in five chapters. The first chapter serves as a quick introduction to the subject of the current Thesis and the reasons for introducing a new field are stated. The second chapter refers to the Principle of Equivalence (E.P), a foundational principle of Einstein's General Relativity. It states that the gravitational mass of a freely falling body is proportional to its inertial mass. The level of verification of the former principle is of crucial importance for the characteristics of a quintessence field. If the E.P is not valid below a certain length scale, then the introduction of a quintessence field also implies the excistence of a new fundamental force in nature (fifth-force). In the third chapter, a small review of the standard cosmological model is made, which in combination with the results for an accelerated universe, leads to the necessity of introducing a new form of energy, dark energy. This form of energy behaves like a dark fluid of negative pressure (repulsive force) that tends to expand spacetime. It is modeled by adding the cosmological constant Λ, in Einstein's field equations or by introducing quintessence fields as the case of this Thesis. As already mentioned, the excistence of a quintessence field yields to violation of the Equivalence Principle. To overcome an extensive violation of the E.P the chameleon model is ``equipped'' by the peculiar property of its mass dependance on the environmental density. A second phenomenon related to the former property and the suppression of the E.P violation, is the ``Thin Shell Effect''. It simply states that the chameleonic profile of a large object is suppresed inside its bulk, and only a thin shell near its surface produces the chameleon force which is exerted on other massive bodies. This effect interprets the weakness and to date not discovered possible fifth-force. The fourth chapter ends up with a discussion on the fifth-force mediated by the chameleon particle. It is estimated that if such force exists, is about 3 orders-of-magnitude weaker than gravity. In the final chapter of this Thesis, the CAST experiment is presented. CAST has been operating for over ten years, searching for axions emitted by the Sun. It is believed that photons can oscillate to chameleons in the presence of a strong magnetic field in the Sun, travel through space and reach the Earth's surface where they can reconvert to photons inside the helioscope's pipe. The spectrum of the chameleons reaching the Earth is peaked at sub-keV region. Furthermore a small part of the chameleons leaving the Sun are converted back to photons over the photosphere due to the magnetic fields present there. These photons have energy lying in the soft X-ray region, hence addressing the solar corona problem.

The objective of this thesis is to create Gaussian 1D filters with rotating kernel theory which enables to program algorithm for noise reduction and beam structure highlighting in a digital picture of the solar corona. A fragment of original picture of solar corona and of pictures filtred by this algorithm is in the enclosure.

The objective of this thesis is to create Gaussian 1D filters with rotating kernel theory which enables to program algorithm for noise reduction and beam structure highlighting in a digital picture of the solar corona.

Il a été découvert récemment que les pulsations d’intensité de longue période (entre 3 et 16 heures) sont très répandues dans la couronne solaire et en particulier dans les boucles coronales. Les processus de chauffage des boucles coronales, qui permettent de porter le plasma à des températures de l’ordre du million de degrés et de le maintenir confiné à ces températures,restent mal compris. Ces pulsations dans l’extrême ultraviolet amènent de nouvelles contraintes observationnelles pour les modèles de boucles coronales et par conséquent pour mieux comprendre leur dynamique et leur chauffage. Le thème central de cette thèse est l’exploration des origines physiques possibles pour ce phénomène.J’ai dans un premier temps utilisé un code de détection, initialement développé pour les données de l’imageur SoHO/EIT, sur l’archive de l’instrument SDO/AIA. J’ai pu détecter des milliers d’événements sur six ans de données,la moitié d’entre eux se concentrant dans des régions actives et environ la moitié encore de ces événements pouvant êtreclairement identifiés dans des boucles. Parmi ces milliers d’événements, j’ai sélectionné trois cas associés à des boucles, avecun signal de détection fort et permettant d’explorer une large gamme de périodes.Grâce à l’utilisation des six bandes coronales d’AIA, j’ai pu dans un deuxième temps réaliser une analyse de lastructure thermique de ces boucles via la reconstruction de la mesure d’émission différentielle (DEM, pour Differential Emission Measure) et l’étude des décalages temporels entre les intensités des six bandes. La température et la densité du plasma reconstruites évoluent de façon périodique avec un retard temporel entre ces deux quantités. Ce comportement,caractéristique de cycles d’évaporation et de condensation du plasma, m’a permis de rapprocher ces pulsations d’intensité à un phénomène bien connu dans les simulations numériques et pour des structures comme les protubérances et la pluie coronale : l’absence d’équilibre thermique ou thermal non-equilibrium (TNE). Une analyse des caractéristiques des spectres de puissances observés a permis par ailleurs de confirmer cette conclusion. Le TNE intervient lorsque le chauffage dans les boucles est stratifié en altitude, avec un chauffage plus important à basse altitude et lorsque le chauffage est quasi-constant.L’identification non ambigüe du TNE dans les boucles a donc des implications très importantes pour la compréhension du chauffage des boucles.Dans un troisième temps, je me suis attachée à reproduire ces pulsations d’intensité par la simulation et à déterminer les propriétés intrinsèques des boucles qui favorisent l’apparition de ces cycles d’évolution dans certaines boucles. J’ai notamment utilisé des extrapolations du champ magnétique des trois régions étudiées en détail avec AIA, pour étudier la géométrie de boucles. Ces géométries ont ensuite été utilisées en entrée du code de simulation hydrodynamique 1D. J’ai alors balayé l’espace des paramètres des fonctions de chauffage utilisées et pu déterminer que les conditions d’apparition de cycles de TNE proviennent d’une combinaison de la géométrie de la boucle et des paramètres du chauffage (asymétrie et puissance). Ce qui explique que certaines boucles présentent des pulsations d’intensité et d’autres non. J’ai de plus étudiéune simulation en particulier, dont les paramètres physiques du plasma sont proches de ceux observés pour un cas étudié avec AIA. Les intensités EUV alors simulées reproduisent bien celles observées. Le modèle étudié permet d’expliquer les pulsations observées en terme de cycles d’évaporation et de condensation. / Long-period EUV intensity pulsations (periods from 3 to 16 hours) have been found recently to be very common in thesolar corona and especially in coronal loops. The heating mechanism(s) of solar coronal loops that generate million-degreeplasma and maintain it confined at this temperature remain unknown. These intensity pulsations (extreme ultraviolet)provide new constraints for loops models and thus to better understand coronal loops dynamics and heating. The centraltopic of this thesis is to explore the possible physical explanations for this phenomenon.First, I used a detection code, initially developed for SoHO/EIT images, on the SDO/AIA archive. I detected thousandsof events in the six years of data, half of them corresponding to active regions and about the half of whom are identifiedas corresponding to coronal loops. I selected three cases of long-period intensity pulsation events in loops, with a cleardetection signal and allowing to scan different periods.Second, using the six coronal channels of AIA, I made a detailed study of the thermal structure of these loops. I usedboth differential emission measure (DEM) reconstructions and an analysis of the time-lags between the intensities in thesix channels. The temperature and the density are found to be periodic with a time delay between these two physicalparameters of the plasma. This behavior is characteristic of evaporation and condensation cycles of the plasma and itallowed me to connect these intensity pulsations to thermal non-equilibrium (TNE), a well-know phenomenon in numericalsimulations and for structures such as prominences and coronal rain. Moreover, an analysis based only on the shape ofpower spectra allowed to confirm this conclusion. TNE happens when the heating is highly-stratified (mainly concentratedat low altitudes) and quasi-constant. Unambiguous identification of TNE in coronal loops has thus important implicationsfor understanding coronal heating.Third, I aimed at reproducing the observed intensity pulsations by simulations and at determining the intrinsicproperties of coronal loops that favor these particular cycles of evolution. I made extrapolations of the magnetic fieldfor the three regions studied to determine the loops geometry. These geometries have been then used as inputs for 1Dhydrodynamic simulations. I conducted a parameter space study that revealed that the TNE cycles occurrence is sensitiveto a combination of the loop geometry and heating parameters (asymmetry and heating power). This allows me to explainwhy these pulsations are encountered in some loops but not in all. I studied one simulation in particular, matching theobserved characteristics of the plasma evolution. I derived the corresponding AIA synthetic intensities which reproducedthe main characteristics of the observed pulsations. This model allows me to explain the observed pulsations as evaporationand condensation cycles.

Solar flares and eruptions are manifestations of violent releases of magnetic energy from the solar atmosphere. They are powered by magnetic reconnection, a mechanism in which magnetic field lines change their connectivities to reach a lower-energetic state. Theoretical predictions regarding the generalised three-dimensional magnetic reconnection are imposed by the standard flare model in 3D. In this work we present the results of five peer-reviewed publications in which we focused on different predicted aspects of magnetic reconnection in 3D. We analyse evolution and morphology of seven eruptive flares, primarily using observations of the Atmospheric Imaging Assembly onboard the Solar Dynamics Observatory. In the first publication, (Lörinčík et al., 2019a), we interpreted variations of velocities of slipping flare kernels using the mapping norm of field line connectivity simulated via the model. In Lörinčík et al. (2019b) we showed that the observed conversion of filament strands to flare loops is a signature of the 'ar-rf' reconnection geometry between erupting flux rope and overlying coronal arcades. In another observation (Dudík, Lörinčík et al. (2019)), all constituents of this geometry were successfully identified together with the constituents of the 'rr-rf' geometry between two...

Fotografování sluneční koróny patří mezi nejobtížnější úlohy astrofotografie a zároveň je jednou z klíčových metod pro studium koróny. Tato práce přináší ucelený souhrn metod pro pozorování sluneční koróny pomocí snímků. Práce obsahuje nutnou matematickou teorii, postup pro zpracování snímků a souhrn adaptivních filtrů pro vizualizaci koronálních struktur v digitálních obrazech. Dále přináší návrh nových metod určených především pro obrazy s vyšším obsahem šumu, než je běžné u obrazů bílé koróny pořízených během úplných zatmění Slunce, např. pro obrazy pořízené pomocí úzkopásmových filtrů. Fourier normalizing-radial-graded filter, který byl navržen v rámci této práce, je založen na aproximaci hodnot pixelů a jejich variability pomocí trigonometrických polynomů s využitím dalších vlastností obrazu.

Les grands événements de la couronne solaire (comme les flares avec une énergie de l'ordre de 10²³ J) ne suffisent pas à maintenir cette dernière aux températures de plus de un million de degrés qui y sont mesurées. La couronne doit alors être chauffée aux petites échelles, soit de façon continue, soit de façon intermittente. C'est pourquoi afin d'expliquer la température élevée de la couronne, beaucoup d'attention a été accordée aux distributions des énergies dissipées dans les plus petits événements (de l'ordre du mégamètre). En effet, si la distribution en énergie est assez pentue, les plus petits événements, qui sont inobservables, pourraient être les plus gros contributeurs à l'énergie totale dissipée dans la couronne. Des observations précédentes ont montré une large distribution en énergie mais ne permettent pas de conclure sur la valeur précise de la pente, et ces résultats s'appuient sur une estimation peu précise de l'énergie. D'autre part, des études spectroscopiques plus détaillées de structures comme les points brillants coronaux ne fournissent pas assez d'informations statistiques pour calculer leur contribution totale au chauffage. Nous voulons obtenir une meilleure estimation des distributions en énergies dissipées dans les événements de chauffage coronaux en utilisant des données de haute résolution dans plusieurs bandes de l'Extrême Ultra-Violet (EUV).Pour estimer les énergies correspondant aux événements de chauffage et déduire leur contribution, nous détectons des embrillancements dans cinq bandes EUV de l'instrument Atmospheric Imaging Assembly (AIA) à bord du satellite Solar Dynamics Observatory (SDO). Nous combinons les résultats de ces détections et nous utilisons des cartes de température et de mesure d'émission calculées à partir des mêmes observations pour calculer les énergies. Nous obtenons des distributions des surfaces, des durées de vie, des intensités et des énergies (thermique, radiative et de conduction) des événements. Ces distributions sont des lois de puissance, dont les paramètres indiquent que la population d'événements que nous avons observé n'est pas suffisante pour expliquer entièrement les températures coronales. Cependant, plusieurs processus physiques et biais observationnels peuvent être avancés pour expliquer l'énergie manquante. / To explain the high temperature of the corona, much attention has been paid to the distribution of energy in dissipation events. Indeed, if the event energy distribution is steep enough, the smallest, unobservable events could be the largest contributors to the total energy dissipation in the corona. Previous observations have shown a wide distribution of energies but remain inconclusive about the precise slope. Furthermore, these results rely on a very crude estimate of the energy. On the other hand, more detailed spectroscopic studies of structures such as coronal bright points do not provide enough statistical information to derive their total contribution to heating. We aim at getting a better estimate of the distributions of the energy dissipated in coronal heating events using high-resolution, multi-channel Extreme Ultra-Violet (EUV) data. To estimate the energies corresponding to heating events and deduce their distribution, we detect brightenings in five EUV channels of the Atmospheric Imaging Assembly (AIA) onboard the Solar Dynamics Observatory (SDO). We combine the results of these detections and we use maps of temperature and emission measure derived from the same observations to compute the energies. We obtain distributions of areas, durations, intensities, and energies (thermal, radiative, and conductive) of events. These distributions are power-laws, but their parameters indicate that a population of events like the ones we observe is not sufficient to fully explain coronal temperatures. However, several processes or observational biases can be advanced to explain the missing energy.