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Understanding solar irradiance variations,in particular in the ultraviolet wavelength range, is essential for climate modelling. Solar irradiance models are precious for reconstructing the spectral solar irradiance (SSI) in the absence of observations or when they lack stability. However, they come with their assumptions. Here we aim here to constrain these in the UV by characterising the contrast of solar magnetic features in the UV.From solar images taken by the Solar Dynamic Observatory (SDO) between 2010 and 2016, we quantify UV contrasts the first time. The study of the contrast of the solar structures and their segmentation shows that photometric thresholds are necessary to properly segment solar structures, mainly in the UV, because of the coexistence of both dark and bright structures for the same value of the magnetic field. Some pixels that are classified as quiet-Sun by the SATIRE-S model actually belong to faculae, but they are too few to have a significant impact on SSI reconstructions. Our results highlight the importance of multi-wavelength observations for better constraining the identification of structures. Distinguishing network and faculae is essential for such reconstructions over a long period, and using a network with magnetically variable contrast improves SSI reconstruction, Finally, we find no evidence of contrast variations during the solar cycle.We also present results on the correlations between Hα and Ca II emissions of Sun-like stars. We show that the hypothesis of Meunier et al., 2009 to explain the anti-correlations of certain stars corresponds to our observations.; Comprendre les variations de l’irradiance solaire, notamment dans le domaine UV, est essentiel pour les modèles climatiques. Les modèles d’irradiance sont précieux pour reconstruire l'irradiance solaire spectrale (SSI) en l'absence d'observations ou lorsque celles-ci manquent de stabilité. Cependant, ils font certaines hypothèses sur les structures solaires. Nous visons ici à contraindre ces hypothèses en caractérisant le contraste UV des structures solaires. Grâce aux données du satellite Solar Dynamic Observatory (SDO)entre 2010 et 2016, nous quantifions pour la première fois les contrastes dans l'UV. L'étude du contraste des structures solaires et de leur segmentation montre que des seuils photométriques sont nécessaires pour segmenter correctement les structures solaires, principalement en UV, en raison de la coexistence de structures sombres et brillantes pour la même valeur du champ magnétique. Certains pixels classés parmi le Soleil calme par le modèle SATIRE-S appartiennent en fait aux facules, mais ils sont trop peu nombreux pour avoir un impact sur les reconstructions de SSI. Nos résultats soulignent l'importance des observations multi-longueurs d'onde pour mieux contraindre l'identification des structures. Distinguer réseau et facule est essentiel pour reconstruire la SSI sur une longue période, et la prise en compte de la dépendance du contraste du réseau par rapport au champ magnétique améliore la reconstruction de la SSI. Enfin, nous ne trouvons aucun indice de variations du contraste durant le cycle solaire.Nous présentons aussi des résultats sur les corrélations entre les émissions Hα et Ca II des étoiles de type solaire. Nous montrons que l’hypothèse de Meunier et al., 2009 pour expliquer les anti-corrélations de certaines étoiles est confirmée par nos résultats.

Understanding solar irradiance variations,in particular in the ultraviolet wavelength range, is essential for climate modelling. Solar irradiance models are precious for reconstructing the spectral solar irradiance (SSI) in the absence of observations or when they lack stability. However, they come with their assumptions. Here we aim here to constrain these in the UV by characterising the contrast of solar magnetic features in the UV.From solar images taken by the Solar Dynamic Observatory (SDO) between 2010 and 2016, we quantify UV contrasts the first time. The study of the contrast of the solar structures and their segmentation shows that photometric thresholds are necessary to properly segment solar structures, mainly in the UV, because of the coexistence of both dark and bright structures for the same value of the magnetic field. Some pixels that are classified as quiet-Sun by the SATIRE-S model actually belong to faculae, but they are too few to have a significant impact on SSI reconstructions. Our results highlight the importance of multi-wavelength observations for better constraining the identification of structures. Distinguishing network and faculae is essential for such reconstructions over a long period, and using a network with magnetically variable contrast improves SSI reconstruction, Finally, we find no evidence of contrast variations during the solar cycle.We also present results on the correlations between Hα and Ca II emissions of Sun-like stars. We show that the hypothesis of Meunier et al., 2009 to explain the anti-correlations of certain stars corresponds to our observations., Comprendre les variations de l’irradiance solaire, notamment dans le domaine UV, est essentiel pour les modèles climatiques. Les modèles d’irradiance sont précieux pour reconstruire l'irradiance solaire spectrale (SSI) en l'absence d'observations ou lorsque celles-ci manquent de stabilité. Cependant, ils font certaines hypothèses sur les structures solaires. Nous visons ici à contraindre ces hypothèses en caractérisant le contraste UV des structures solaires. Grâce aux données du satellite Solar Dynamic Observatory (SDO)entre 2010 et 2016, nous quantifions pour la première fois les contrastes dans l'UV. L'étude du contraste des structures solaires et de leur segmentation montre que des seuils photométriques sont nécessaires pour segmenter correctement les structures solaires, principalement en UV, en raison de la coexistence de structures sombres et brillantes pour la même valeur du champ magnétique. Certains pixels classés parmi le Soleil calme par le modèle SATIRE-S appartiennent en fait aux facules, mais ils sont trop peu nombreux pour avoir un impact sur les reconstructions de SSI. Nos résultats soulignent l'importance des observations multi-longueurs d'onde pour mieux contraindre l'identification des structures. Distinguer réseau et facule est essentiel pour reconstruire la SSI sur une longue période, et la prise en compte de la dépendance du contraste du réseau par rapport au champ magnétique améliore la reconstruction de la SSI. Enfin, nous ne trouvons aucun indice de variations du contraste durant le cycle solaire.Nous présentons aussi des résultats sur les corrélations entre les émissions Hα et Ca II des étoiles de type solaire. Nous montrons que l’hypothèse de Meunier et al., 2009 pour expliquer les anti-corrélations de certaines étoiles est confirmée par nos résultats.

Radiative transfer is an essential theory in astrophysics. Developing new realistic numerical tools, faster and more precise, is still relevant to improve data exploitation of numerous existing and future instruments. The first part of my work was to develop a new non Local Thermodynamical Equilibrium (non-LTE) radiative transfer code in 2D cartesian geometry for multilevel atoms. This code is based on Gauss-Seidel/Successive Over-Relaxation (SOR) algorithms combined with multigrid techniques (Paletou & Léger 2007, Léger et al. 2007). The second part was to apply this code to the study of the He I spectrum in solar prominences. Some of its multiplets are often used to diagnose the magnetic field in those structures. The atomic fine structure of He I is taken into account, which allows to synthesize spectral lines directly comparable with high spectral resolution observations made at THéMIS for example. Geometrical effects are highlighted in the formation of those multiplets. Finally first computations of He I spectrum considering filamentary structures in 2D geometry have been made (Léger & Paletou 2008).; Le transfert radiatif est une théorie indispensable à l'astrophysique. Le développement d'outils numériques réalistes, plus rapides et plus précis, est d'actualité pour améliorer l'exploitation des données de nombreux instruments déjà existants et futurs. La première partie de mon travail de thèse a consisté à développer un nouveau code radiatif hors Equilibre Thermodynamique Local (hors-ETL) en géométrie 2D cartésienne pour des atomes à plusieurs niveaux d'énergie. Ce code repose sur des algorithmes de type Gauss-Seidel/Successive Over-Relaxation (SOR) combinés à des techniques multi-grille (Paletou & Léger 2007, Léger et al. 2007). La seconde partie de ma thèse a consisté à appliquer ce code à l'étude du spectre de He I des protubérances solaires. Certains de ses multiplets sont largement utilisés pour le diagnostic du champ magnétique dans ces structures. La structure fine atomique de He I est prise en compte, ce qui permet de synthétiser des raies spectrales directement comparables aux observations obtenues à haute résolution spectrale, par exemple avec THéMIS. Des effets de géométrie sont mis en évidence sur la formation de ces multiplets. Enfin les premiers calculs du spectre de He I considérant des structures filamentaires en 2D ont été effectués (Léger & Paletou 2008).

Radiative transfer is an essential theory in astrophysics. Developing new realistic numerical tools, faster and more precise, is still relevant to improve data exploitation of numerous existing and future instruments. The first part of my work was to develop a new non Local Thermodynamical Equilibrium (non-LTE) radiative transfer code in 2D cartesian geometry for multilevel atoms. This code is based on Gauss-Seidel/Successive Over-Relaxation (SOR) algorithms combined with multigrid techniques (Paletou & Léger 2007, Léger et al. 2007). The second part was to apply this code to the study of the He I spectrum in solar prominences. Some of its multiplets are often used to diagnose the magnetic field in those structures. The atomic fine structure of He I is taken into account, which allows to synthesize spectral lines directly comparable with high spectral resolution observations made at THéMIS for example. Geometrical effects are highlighted in the formation of those multiplets. Finally first computations of He I spectrum considering filamentary structures in 2D geometry have been made (Léger & Paletou 2008).; Le transfert radiatif est une théorie indispensable à l'astrophysique. Le développement d'outils numériques réalistes, plus rapides et plus précis, est d'actualité pour améliorer l'exploitation des données de nombreux instruments déjà existants et futurs. La première partie de mon travail de thèse a consisté à développer un nouveau code radiatif hors Equilibre Thermodynamique Local (hors-ETL) en géométrie 2D cartésienne pour des atomes à plusieurs niveaux d'énergie. Ce code repose sur des algorithmes de type Gauss-Seidel/Successive Over-Relaxation (SOR) combinés à des techniques multi-grille (Paletou & Léger 2007, Léger et al. 2007). La seconde partie de ma thèse a consisté à appliquer ce code à l'étude du spectre de He I des protubérances solaires. Certains de ses multiplets sont largement utilisés pour le diagnostic du champ magnétique dans ces structures. La structure fine atomique de He I est prise en compte, ce qui permet de synthétiser des raies spectrales directement comparables aux observations obtenues à haute résolution spectrale, par exemple avec THéMIS. Des effets de géométrie sont mis en évidence sur la formation de ces multiplets. Enfin les premiers calculs du spectre de He I considérant des structures filamentaires en 2D ont été effectués (Léger & Paletou 2008).