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X-rays and extreme ultraviolet (EUV) light are emitted by excited particles in the solar corona because of its intense activity and extreme temperatures. Recent solar space telescopes in this spectral region showed increased performances thanks to the interference multilayer mirrors on-board. This thesis aims at enhancing such optical coatings, starting with an evaluation of EUV optical constant values available in the literature to select materials more accurately, and to refine optical simulations. This work allows us to introduce better simulations for an accurate calibration of the EUV Full Sun Imager aboard Solar Orbiter. Also, we show that mastering thin films deposition and optical and structural characterization techniques allowed us to develop new Al/Sc-based multilayer coatings reaching record reflectivity values above 40 nm wavelength, which is still a quite unexplored region. These thesis results pave the way for a new and highly efficient generation of solar observation instruments in the EUV, but they also have a remarkable impact in a wider scientific community in need for ever more efficient optical instrumentation in the EUV such as synchrotrons, EUV lithography, X-ray diagnostics, or even X-ray microscopy.; Par son activité intense et ses hautes températures, l’atmosphère solaire émet des rayonnements X et ultraviolets extrêmes (EUV) porteurs d’informations sur sa structure. Les télescopes spatiaux observant le Soleil dans ce domaine spectral atteignent des performances accrues grâce aux miroirs interférentiels multicouches. Cette thèse contribue à améliorer l’efficacité de ces revêtements optiques. On y évalue les constantes optiques des matériaux dans l’EUV pour les sélectionner plus précisément et affiner les simulations, ce qui nous permet d’établir des modélisations plus précises pour l’étalonnage du télescope EUV plein champ de Solar Orbiter. On propose aussi de nouveaux revêtements à base d’aluminium et de scandium ayant atteint des réflectivités record au-delà de 40 nm de longueur d’onde. S’agissant d’une région spectrale EUV encore peu explorée, les résultats de ces travaux ouvrent la voie à une nouvelle génération d’instruments d’observation solaire. Leurs conséquences sont aussi remarquables pour une communauté scientifique plus étendue ayant besoin d’instrumentation optique adaptée dans le domaine X/EUV pour les synchrotrons, la lithographie EUV, les diagnostics X, ou encore la microscopie X.

Helioseismology is one of the most successful fields of astrophysics. The observation and characterization of solar oscillation has allowed solar seismologists to study the internal structure and dynamics of the Sun with unprecedented thoroughness. Ground-based networks and dedicated space missions have delivered data of exquisite quality, enabling the development of sophisticated inference techniques. The achievements of the fields count, amongst other, the determination of solar photospheric helium abundance, unacessible to spectroscopic constraints, the precise positioning of the base of the convective zone and the demonstration of the importance of microscopic diffusion in stellar radiative regions. Helioseismology played also a key role in validating the framework used to compute solar and stellar models and played an important role in the so-called solar neutrino problem. In the current era of astrophysics, with the increasing importance of asteroseismology to precisely characterize stars, the Sun still plays a crucial calibration role, acting as a benchmark for stellar models. With the revision of the solar abundances and the current discussions related to radiative opacity computations, the role of the Sun as a laboratory of fundamental physics is undisputable. In this brief review, I will discuss some of the inference techniques developed in the field of helioseismology, dedicated to the exploitation of the solar global oscillation modes., Comment: To appear in the proceedings of the meeting "How Much do we Trust Stellar Models?" held in Li\`ege in Sept 2018

The ability to model, simulate and predict magnetic reconnection (MR) is a stumbling block in order to predict space weather and geomagnetic storms, which can lead to great perturbation of satellites. Some fundamental aspects of MR are not yet well understood. The scientific issue at stake is the proper description of the unsteady energy transfer from magnetic energy to kinetic and thermal energy, which is still out of reach for the standard Magneto-hydrodynamics (MHD) models. The first objective of the present project is to develop a coherent fluid model for magnetized plasmas out of thermal and chemical equilibrium with a detailed description of the dissipative effects based on kinetic theory of gases, which thus inherits a proper mathematical structure. The second goal is the development of a new numerical strategy, with high accuracy and robustness, based on a massively parallel code with adaptive mesh refinement able to cope with the full spectrum of scales of the model and related stiffness. The whole set of transport coefficients, thermodynamics relations and chemical rates in this magnetized two-temperature setting will be studied and compared to the one in the literature used in the field. Then, we will show that the model and related numerical strategy, obtained from this transdisciplinary work involving engineering, plasma physics, solar physics, mathematics, scientific computing and HPC, is able to properly reproduce the physics of MR. The validation of the approach through a series of test-cases relevant for the application to the dynamics of solar atmosphere in connection with VKI and NASA will provide a tool, open to the community, capable of resolving several critical scientific and technological issues., La capacité de modéliser, simuler et prédire le phénomène de reconnexion magnétique est un enjeu crucial pour de nombreuses applications (ITER, plasmas astrophysiques) et impacte la prédiction du « temps solaire » et des « orages magnétiques » pouvant perturber les satellites. L’enjeu scientifique fondamental est la description du transfert instationnaire d’énergie magnétique en énergie cinétique et thermique, encore hors d’atteinte des modèles magnéto-hydrodynamique (MHD) actuels. L’objectif premier de la thèse est le développement d’un modèle fluide cohérent de plasma magnétisé hors équilibrethermique et chimique avec une description détaillée des effets dissipatifs basée sur la théorie cinétique des gaz et une bonne structure mathématique. Le second repose sur le développement d’une stratégie numérique innovante, précise et robuste, dans un code de calcul massivement parallèle avec adaptation demaillage permettant de capturer tout le spectre d’échelle en jeu et la raideur numérique en résultant. L’ensemble des coefficients de transport, la thermodynamique et la chimie correspondante seront étudiés et comparés aux données préalablement utilisées dans le domaine. Puis on montrera que le modèle et sa simulation, issus d’un travail transdisciplinaire impliquant ingénierie, physique des plasmas, physique solaire, mathématique, et calcul scientifique et parallèle, est capable de reproduire correctement la physique du phénomène. La validation de l’approche à travers une série de cas test issus de l’application à la dynamique de l’atmosphère solaire en lien avec la NASA et le VKI permettra de disposer d’un outil, ouvert à la communauté, capable de lever plusieurs verrous scientifiques et technologiques.

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.

Research in solar and stellar physics has been tremendously influenced these past decades by the use of seismic techniques that allowed us for the first time to explore the interior of stars. For the Sun, it is possible to go even further with high resolution and high cadence imaging. Thus, since the years 2000 a new field as emerged called “local helioseismology” that gives us the ability to probe in details and in quasi real time the most superficial layers beneath the solar photosphere.The first part of this document reports my activities and contribution in the field of local helioseismology. I show how I actively contributed to the development of the numerical tools that were needed to analyze the new high resolution images provided by the American ground-based network GONG and the NASA/ESA S0HO spacecraft. Then, I worked to set new constraints on the Kinematic flux transport solar dynamo models by studying the meridional circulation, active zones dynamics or the torsional oscillations of the rotation rate. This led me to contribute to the debate on the seat of the solar dynamo and the various characteristics of its main components. In the second part, I present my contribution to the development of the new solar astrometry facility PICARD-SOL that was set up at Calern observatory (OCA) in the framework of the space mission PICARD dedicated to the measurement and monitoring of the solar diameter. Solar astrometry from direct high resolution imaging has replaced the traditional astrolabe technics and has raised new challenges in order to take into account turbulence and astronomical refraction effects in ground based data analysis. My future work is then placed in perspective within the framework of the new instrumental projects and the development of space weather.; La recherche en physique solaire et stellaire a été très largement influencée ces dernières décennies par l’application des techniques de sismologie permettant pour la première fois de sonder l’intérieur des étoiles. Pour le Soleil, il est possible d’aller encore plus loin avec l’imagerie à haute résolution et haute cadence. Ainsi depuis les années 2000 s’est développée une branche particulière de l’héliosismologie appelée «héliosismologie locale» permettant de sonder en détails et en temps quasi-réel notamment les couches les plus superficielles de la photosphère.La première partie de ce manuscrit concerne mes activités dans le domaine de l’héliosismologie à haute résolution. Je montre comment j’ai contribué activement au développement des outils nécessaires à l’exploitation des nouvelles observations à haute résolution des réseaux américains GONG et sonde spatiale SOHO. Avec ces outils, j’ai ensuite cherché à apporter des contraintes aux modèles cinématiques de la dynamo en étudiant notamment la circulation méridienne, la dynamique autour des zones actives et les oscillations de torsion. J’ai ainsi pu contribuer aussi au débat sur le siège possible de la dynamo et la caractérisation de ses composantes. Dans la seconde partie, je présente ma contribution aux développements de la base instrumentale PICARD-SOL développée sur le site de Calern (OCA) dans le cadre de la mission spatiale PICARD pour la mesure et le suivi à long terme durayon solaire. L’astrométrie solaire par imagerie directe est venue se substituer aux techniques d’astrolabe utilisées auparavant en posant de nouveaux challenges pour la prise en compte des effets de turbulence et de réfraction. La poursuite de ces travaux est placée ensuite en perspective dans le cadre des projets instrumentaux actuels et le développement de la météorologie de l’espace.

Helio- and asteroseismology (SoHo, CoRoT, KEPLER...) have produced observed acousticoscillations of thousands stars. The characteristics of these oscillations are deeply linkedto the transport of radiation inside the stars. However, the comparisons of seismic dataof Sun and stars with model predictions have led to significant discrepancies, which couldbe due to a bad knowledge of production and transport of energy.Beta-Cephei are pulsating stars, progenitors of supernovae and thus deeply linked to ourunderstanding of stellar medium enrichment. Their study has shown some difficulty topredict the observed oscillation modes, which are directly linked to a bump of the opacityof the elements of the iron group (Cr, Fe, Ni) at log T = [5.25 - 5.3] through their pulsatingmechanism called the kappa-mechanism. We show that the different parameters of the stars(mass, age, metallicity) have a great influence on the amplitude of the bump, and thenon the structure of the considered star.The mastery of the kappa-mechanism that produces the pulsation of these stars supposes afine determination of the peak opacity of the iron group in their envelopes. We presentthe final results of an experiment conducted at LULI 2000 in 2011 on Cr, Fe and Ni anda theoretical comparison between OP, ATOMIC and SCO-RCG codes. We show how toimprove the opacity in the range of temperature around log T = 5.3.The Sun is, as being our closest star, a privilege place to test and validate physics. However,the solar physics is not yet completely understood. Indeed, since the recent update ofthe solar composition, there are significant differences between solar models predictionsand seismic data, clearly visible on the solar sound speed profile comparison. The well establishedlarge discrepancy (Turck-Chièze, 2001; Turck-Chièze et al., 2004; Turck-Chièzeet al., 2011; Christensen-Dalsgaard et al., 2009; Basu et al., 2014) could be linked toradiative transfer issue. Two directions of investigations are possible. One possibility toexplain this gap could be that the Sun produces slightly more energy than it liberates onits surface (around 5%). This energy could be transformed into macroscopic motions inthe radiative zone, which are not taken into account in the solar standard model. Anotherexplanation could be that the calculations of energy transport are not accurately takeninto account either on the calculation of the Rosseland mean values and (or) in the treatmentof the radiative acceleration. This could have some impact on the determination ofthe internal solar abundances.Unfortunately, there are very few experiments to validate these calculations (Bailey et al.,2009, 2015). That’s why we are proposing an opacity experiment on a high-energy laserlike LMJ, in the conditions of the radiative zone (T = [2 x 10^6 - 15 x 10^6 K] and rho = [0.2 -150 g/cm3]). The aim is to measure the opacity of the most important contributors tothe global opacity in this solar area : iron, oxygen and silicon. We are using a technicalapproach called the Double Ablation Front, driven by plasma radiative effects to reachthese high temperatures and densities at LTE and validate or not plasma effects and linewidths. I will show the principle of this technique and the results of our simulations onseveral elements.In parallel, we are also exploiting new opacity calculations thanks to the OPAS code(Blancard et al., 2012) at the conditions of the solar radiative zone. I will show the impactof these calculations on the solar model and on the age of solar-like stars.; Les progrès de l’hélio- et plus généralement de l’astérosismologie permettent aujourd’huide sonder les étoiles avec une précision jusqu’à présent inégalée. Des informations crucialessur leur structure interne sont ainsi extraites des observations des oscillations stellaires.Ces observations, comparées aux prédictions théoriques obtenues par les codes de structurestellaire font apparaître des différences significatives, qui pourraient être liées entre autreà une mauvaise connaissance de la production et du transport de l’énergie dans les étoiles.Les Bêta-Céphei sont des étoiles pulsantes progéniteurs de supernovae et de ce fait, intrinsèquementliées à notre compréhension de l’enrichissement du milieu interstellaire. Leurétude montre des difficultés à prédire leurs modes d’oscillation, qui sont générés par unpic d’opacité des éléments du groupe du fer (dominé par les éléments chrome, fer, nickel)autour de log T = 5.3 via le kappa-mécanisme. Dans la première partie de ce manuscrit, nousallons exposer le fonctionnement de ce mécanisme et nous montrerons qu’il suppose unedétermination fine des paramètres de l’étoile (masse, âge et métallicité) mais aussi desopacités des trois éléments précédemment cités compte-tenu de leur implication directedans les pulsations de ces étoiles. Nous exposerons ensuite le résultat d’une expériencemenée au LULI en 2011 sur ces trois éléments ainsi que le résultat de comparaisons théoriquesde calculs d’opacité utilisés en astrophysique avec de nouveaux calculs d’opacité.Notre étoile hôte, le Soleil, est un endroit privilégié pour tester et valider nos connaissancesde la physique stellaire. Cependant, il apparaît que la physique solaire n’est pasentièrement bien comprise. En effet, il existe des différences entre les modèles solaires etles observations sismiques, visibles par exemple sur le profil de vitesse du son (Turck-Chièze, 2001; Turck-Chièze et al., 2004; Turck-Chièze et al., 2011; Christensen-Dalsgaardet al., 2009; Basu et al., 2014). Ces différences bien établies conduisent à ré-examiner lescalculs de transfert de rayonnement dans la zone radiative solaire. La seconde partie dece manuscrit sera consacrée à cet axe de recherche et à toutes ces difficultés, avec la miseen place d’une nouvelle plateforme expérimentale dédiée à la mesure des opacités dans lesconditions solaires. Une étude détaillée de la façon dont les opacités sont utilisées dansles codes de structure stellaire, ainsi que la prise en compte de nouveaux calculs serontégalement présentées.

Progress in our understanding of the solar corona properties is highly dependant of the emipirical or semi-empirical determination of the plasma fundamental parameters, such as magnetic field, density and temperature. However, there is no direct measurements of such quantities; the integration along the line of sight considerably complicates the interpretations of the observations, due to the superimposition of structures with different properties. To avoid this ambiguity, there exist several tools, including the Differential Emission Measure (DEM) and the tomography reconstruction technique. The former provides the quantity of emitting material as a function of the temperature, whereas the latter is able to reconstruct the three dimensional distribution of the coronal emissivity. Coupling these two techniques leads to a three dimensional diagnostic of the temperature and density. The inversion code used in this work is currently one of the two codes in the world able to perform this coupling. The method described in this work has been developed in order to estimate the robustness of the spectroscopic diagnostics using the DEM formalism, using a new characterisation method taken into account the different uncertainty sources involved in the inversion process. Using a probabilistic approach, this technique is able to calibrate a priori the DEM inversion problem and thus allows to study the inversion behavior and limitations in the context of simple DEMs models. The advantage of this method is its ability to provide confidence level on the reconstructed DEMs computed from real data. First applied to the SDO/AIA (Atmospheric Imaging Assembly) imager in the case of simple models able to represent a variety of plasma conditions, our results show that DEM inversion of isothermal or near-isothermal plasmas is robust, whereas the multithermal solutions are less accurate but also biased to secondary solutions. We also applied the method to the Hinode/EIS (EUV Imaging Spectrometer) spectrometer, using a power law DEM, typical of active regions DEM, from which the slope provides important constraints related to the coronal heating frequency. Our results point out that the different uncertainty sources are currently too high to allow exploitable measurements of this frequency. The last part is dedicated to the three-dimensional reconstructions obtained by coupling tomography and DEM tools, focusing on polar structures. First reconstructions obtained using AIA data, our results allow to study the evolution of the temperature and density as a function of altitude, showing polar plumes denser and hotter than their surrondings.; L'évolution de notre compréhension des propriétés de la couronne solaire dépend largement de la détermination empirique ou semi-empirique des paramètres fondamentaux du plasma, tels que le champ magnétique, la densité et la température, mais pour lesquels il n'existe pas de mesure directe. L'intégration le long de la ligne de visée complique considérablement l'interprétation des observations, du fait de la superposition de structures aux propriétés physiques différentes. Pour lever cette ambiguïté, on dispose de plusieurs outils, dont la mesure d'émission différentielle (ou DEM; Differential Emission Measure), qui permet d'obtenir la quantité de plasma en fonction de la température le long de la ligne de visée, et la tomographie, qui permet, elle, d'obtenir la distribution spatiale de l'émissivité. Le couplage de ces deux outils permet d'obtenir un diagnostic tridimensionnel en température et densité de la couronne. A l'heure actuelle, le code utilisé dans ce travail est l'un des deux seuls au monde capables de réaliser ce couplage. Cependant, ces deux méthodes requièrent un processus d'inversion, dont les difficultés intrinsèques peuvent fortement limiter l'interprétation des résultats. La méthode développée dans cette thèse s'attache à évaluer la robustesse des diagnostics spectroscopiques par DEM, en proposant une nouvelle technique de caractérisation tenant compte des différentes sources d'incertitudes mises en jeu. En utilisant une approche probabiliste, cette technique permet d'étalonner a priori le problème d'inversion, et ainsi d'étudier son comportement et ses limitations dans le cadre de modèles simples. L'avantage de ce type d'approche est sa capacité à fournir des barres d'erreurs associées aux DEMs reconstruites à partir de données réelles. La technique développée a d'abord été appliquée à l'imageur SDO/AIA dans le cas de modèles de DEMs simples mais capables de représenter une grande variété de conditions physiques au sein de la couronne. Si l'inversion de plasmas proches de l'isothermalité apparaît robuste, nos résultats montrent qu'il n'en va pas de même pour les plasmas largement distribués en température, pour lesquelles les DEMs reconstruites sont à la fois moins précises mais aussi biaisées vers des solutions secondaires particulières. La technique a ensuite été appliquée au spectromètre Hinode/EIS, en utilisant un modèle de DEM représentant la distribution en loi de puissance des DEMs des régions actives, dont la pente permet de fournir des contraintes relatives à la fréquence des événements de chauffage coronal. Nos résultats montrent que les sources d'incertitudes sont à l'heure actuelle trop élevées pour permettre une mesure exploitable de la fréquence. La dernière partie est consacrée aux reconstructions tridimensionnelles obtenues par couplage tomographie/DEM, en s'intéressant aux structures polaires. Premières reconstructions réalisées avec AIA, nos résultats permettent d'étudier l'évolution en température et densité en fonction de l'altitude, montrant la présence de plumes polaires plus chaudes et denses que leur environnement.

Progress in our understanding of the solar corona properties is highly dependant of the emipirical or semi-empirical determination of the plasma fundamental parameters, such as magnetic field, density and temperature. However, there is no direct measurements of such quantities; the integration along the line of sight considerably complicates the interpretations of the observations, due to the superimposition of structures with different properties. To avoid this ambiguity, there exist several tools, including the Differential Emission Measure (DEM) and the tomography reconstruction technique. The former provides the quantity of emitting material as a function of the temperature, whereas the latter is able to reconstruct the three dimensional distribution of the coronal emissivity. Coupling these two techniques leads to a three dimensional diagnostic of the temperature and density. The inversion code used in this work is currently one of the two codes in the world able to perform this coupling. The method described in this work has been developed in order to estimate the robustness of the spectroscopic diagnostics using the DEM formalism, using a new characterisation method taken into account the different uncertainty sources involved in the inversion process. Using a probabilistic approach, this technique is able to calibrate a priori the DEM inversion problem and thus allows to study the inversion behavior and limitations in the context of simple DEMs models. The advantage of this method is its ability to provide confidence level on the reconstructed DEMs computed from real data. First applied to the SDO/AIA (Atmospheric Imaging Assembly) imager in the case of simple models able to represent a variety of plasma conditions, our results show that DEM inversion of isothermal or near-isothermal plasmas is robust, whereas the multithermal solutions are less accurate but also biased to secondary solutions. We also applied the method to the Hinode/EIS (EUV Imaging Spectrometer) spectrometer, using a power law DEM, typical of active regions DEM, from which the slope provides important constraints related to the coronal heating frequency. Our results point out that the different uncertainty sources are currently too high to allow exploitable measurements of this frequency. The last part is dedicated to the three-dimensional reconstructions obtained by coupling tomography and DEM tools, focusing on polar structures. First reconstructions obtained using AIA data, our results allow to study the evolution of the temperature and density as a function of altitude, showing polar plumes denser and hotter than their surrondings.; L'évolution de notre compréhension des propriétés de la couronne solaire dépend largement de la détermination empirique ou semi-empirique des paramètres fondamentaux du plasma, tels que le champ magnétique, la densité et la température, mais pour lesquels il n'existe pas de mesure directe. L'intégration le long de la ligne de visée complique considérablement l'interprétation des observations, du fait de la superposition de structures aux propriétés physiques différentes. Pour lever cette ambiguïté, on dispose de plusieurs outils, dont la mesure d'émission différentielle (ou DEM; Differential Emission Measure), qui permet d'obtenir la quantité de plasma en fonction de la température le long de la ligne de visée, et la tomographie, qui permet, elle, d'obtenir la distribution spatiale de l'émissivité. Le couplage de ces deux outils permet d'obtenir un diagnostic tridimensionnel en température et densité de la couronne. A l'heure actuelle, le code utilisé dans ce travail est l'un des deux seuls au monde capables de réaliser ce couplage. Cependant, ces deux méthodes requièrent un processus d'inversion, dont les difficultés intrinsèques peuvent fortement limiter l'interprétation des résultats. La méthode développée dans cette thèse s'attache à évaluer la robustesse des diagnostics spectroscopiques par DEM, en proposant une nouvelle technique de caractérisation tenant compte des différentes sources d'incertitudes mises en jeu. En utilisant une approche probabiliste, cette technique permet d'étalonner a priori le problème d'inversion, et ainsi d'étudier son comportement et ses limitations dans le cadre de modèles simples. L'avantage de ce type d'approche est sa capacité à fournir des barres d'erreurs associées aux DEMs reconstruites à partir de données réelles. La technique développée a d'abord été appliquée à l'imageur SDO/AIA dans le cas de modèles de DEMs simples mais capables de représenter une grande variété de conditions physiques au sein de la couronne. Si l'inversion de plasmas proches de l'isothermalité apparaît robuste, nos résultats montrent qu'il n'en va pas de même pour les plasmas largement distribués en température, pour lesquelles les DEMs reconstruites sont à la fois moins précises mais aussi biaisées vers des solutions secondaires particulières. La technique a ensuite été appliquée au spectromètre Hinode/EIS, en utilisant un modèle de DEM représentant la distribution en loi de puissance des DEMs des régions actives, dont la pente permet de fournir des contraintes relatives à la fréquence des événements de chauffage coronal. Nos résultats montrent que les sources d'incertitudes sont à l'heure actuelle trop élevées pour permettre une mesure exploitable de la fréquence. La dernière partie est consacrée aux reconstructions tridimensionnelles obtenues par couplage tomographie/DEM, en s'intéressant aux structures polaires. Premières reconstructions réalisées avec AIA, nos résultats permettent d'étudier l'évolution en température et densité en fonction de l'altitude, montrant la présence de plumes polaires plus chaudes et denses que leur environnement.

Habilitation à Diriger des Recherches : Scale invariant stochastic processes and multiresolution analysis for the modeling of physical systems., Habilitation à Diriger des Recherches : Processus aléatoires invariants d'échelle et analyse multirésolution pour la modélisation d'observations de systèmes physiques

Thèse numérisée par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal.

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).

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

The purpose of the CALAS project is the study of supergranulation, a large scale pattern on the photosphere. The origin of supergranulation is still quite controversed and needs observations with very high spatial resolution on a wide field of view. The CALAS project is an answer to those requirements by building a camera with large field and high resolution, installed at Lunette Jean Rösch, a 50cm refractor on top of Pic du Midi. This camera uses CMOS sensors which advantages are the reading speed, the low cost and large dimensions available. We made a complete acquisition syste: the camera and its control and reading electronics with its acquiring software, along with a suitable disk system for the large amount of data.The other part of the project was to design an optical bench on two optical channels allowing the observation of the solar surface both with imagery and with Doppler and magnetography, using magneto-optical filters. Part of the work also consisted in adapting and improving Lunette Jean Rösch.During this project I made numerous observing missions at LJR and also participated a Joint Observing Programwhich purpose was the study of the photospheric flows in the vincinity of filaments.At the end of this thesis, the first large field and high resolution observationsof the photosphere have been made at Lunette Jean Rösch, and their quality is quite promising for the next scientific use.; L'objet du projet CALAS est l'étude de la supergranulation solaire, structure à grande échelle de la photosphère. L'origine de la supergranulation est encore controversée et nécessite des observations à très haute résolution spatiale sur un grand champ de vue. Le projet CALAS répond à ces exigences en proposant de concevoir une caméra rapide combinant grand champ et haute résolution, installée à la Lunette Jean Rösch, réfracteur de 50 cm de diamètre situé au Pic du Midi. Cette caméra utilise des capteurs CMOS (Complementary Metal Oxide Semi-conductor) dont les avantages sont notamment la rapidité de lecture, le coût réduit et de grands formats disponibles.Nous avons conçu une chaîne d'acquisition complète, comprenant la caméra et son électronique de commande, une électronique de lecture couplée à un logiciel de prise de vues, et un système de stockage des données.Le projet a également consisté à concevoir un banc optique sur deux voies permettant l'observation de la surface solaire en mode imagerie mais aussi en mode Doppler et magnétographie, par l'utilisation d'un filtre magnéto-optique. Le travail a également nécessité d'étudier l'intégration de CALAS au sein de la Lunette Jean Rösch, en participant à la jouvence de cet instrument.Enfin, au cours de ce projet, outre de nombreuses missions d'observation à la Lunette Jean Rösch, j'ai également été amené à participer à une campagne internationale d'observations coordonnées consacrée à l'étude des mouvements de la photosphère dans l'environnement de filaments. A l'issue de cette thèse, les premières observations à grand champ et haute résolution de la photosphère solaire ont été réalisées à la LJR, et leur excellente qualité se révèle déjà tout à fait prometteuse pour la suite de l'exploitation scientifique.

The purpose of the CALAS project is the study of supergranulation, a large scale pattern on the photosphere. The origin of supergranulation is still quite controversed and needs observations with very high spatial resolution on a wide field of view. The CALAS project is an answer to those requirements by building a camera with large field and high resolution, installed at Lunette Jean Rösch, a 50cm refractor on top of Pic du Midi. This camera uses CMOS sensors which advantages are the reading speed, the low cost and large dimensions available. We made a complete acquisition syste: the camera and its control and reading electronics with its acquiring software, along with a suitable disk system for the large amount of data.The other part of the project was to design an optical bench on two optical channels allowing the observation of the solar surface both with imagery and with Doppler and magnetography, using magneto-optical filters. Part of the work also consisted in adapting and improving Lunette Jean Rösch.During this project I made numerous observing missions at LJR and also participated a Joint Observing Programwhich purpose was the study of the photospheric flows in the vincinity of filaments.At the end of this thesis, the first large field and high resolution observationsof the photosphere have been made at Lunette Jean Rösch, and their quality is quite promising for the next scientific use.; L'objet du projet CALAS est l'étude de la supergranulation solaire, structure à grande échelle de la photosphère. L'origine de la supergranulation est encore controversée et nécessite des observations à très haute résolution spatiale sur un grand champ de vue. Le projet CALAS répond à ces exigences en proposant de concevoir une caméra rapide combinant grand champ et haute résolution, installée à la Lunette Jean Rösch, réfracteur de 50 cm de diamètre situé au Pic du Midi. Cette caméra utilise des capteurs CMOS (Complementary Metal Oxide Semi-conductor) dont les avantages sont notamment la rapidité de lecture, le coût réduit et de grands formats disponibles.Nous avons conçu une chaîne d'acquisition complète, comprenant la caméra et son électronique de commande, une électronique de lecture couplée à un logiciel de prise de vues, et un système de stockage des données.Le projet a également consisté à concevoir un banc optique sur deux voies permettant l'observation de la surface solaire en mode imagerie mais aussi en mode Doppler et magnétographie, par l'utilisation d'un filtre magnéto-optique. Le travail a également nécessité d'étudier l'intégration de CALAS au sein de la Lunette Jean Rösch, en participant à la jouvence de cet instrument.Enfin, au cours de ce projet, outre de nombreuses missions d'observation à la Lunette Jean Rösch, j'ai également été amené à participer à une campagne internationale d'observations coordonnées consacrée à l'étude des mouvements de la photosphère dans l'environnement de filaments. A l'issue de cette thèse, les premières observations à grand champ et haute résolution de la photosphère solaire ont été réalisées à la LJR, et leur excellente qualité se révèle déjà tout à fait prometteuse pour la suite de l'exploitation scientifique.

Cette étude présente un projet de télescope H alpha pour la surveillance de l'activité solaire et la météorologie spatiale: enjeux scientifiques et solutions techniques envisageables

J.-C. Vial Président M. R. E. Proctor Examinateur J. Sommeria Examinateur J.-P. Zahn Rapporteur T. Passot Rapporteur F. Lignières Invité M. Rieutord Directeur de thèse; Velocity fields measurements of turbulent flows in the solar photosphere reveal three distinct horizontal scales: granulation (1 000 km), mesogranulation (7 000 km) and supergranulation (30 000 km). Granulation is known to result from radiative cooling of hot ascending gas close to the surface, but the origin of mesogranulation and supergranulation remains largely unknown. Several convection models were developed in the course of this PhD research in order to investigate possible formation mechanisms for these large-scale flows. A theoretical study of the convective instability in the linear regime has first been attempted. The model relies on a fully compressible description of the fluid movements when a vertical permanent magnetic field and fixed thermal flux boundary conditions (that are relevant on large scales) are imposed. Very elongated convection cells are shown to be preferred as convection sets in and scales comparable to supergranulation can be obtained for realistic values of the magnetic field. Direct numerical simulations of fully compressible turbulent convection in a very large aspect ratio domain have then been carried out to investigate turbulent dynamics on large scales. These simulations have been performed using a DNS code which was partly developed during the thesis. Two distinct scales come out of the numerical experiment: the first one is comparable to granulation and is only found in the surface layers. The second one is an energetic mesoscale with horizontal extent larger than the granular pattern but still smaller than the size of the computational domain. It is visible at all depths and is found to have a genuine convective origin. As solar mesogranulation bears some resemblance with this pattern, it is conjectured that it may be the dominant convective scale below the photospheric surface and would be partly hidden by granulation. A third approach has finally been proposed, that deals with the possibility that supergranulation may result from a large-scale instability of granulation. The first steps towards a computation of turbulent transport coefficients of convective flows have been done by developing a code based on the mean-field hydrodynamic theories of the AKA effect and turbulent viscosity.; Les mesures des champs de vitesse turbulents dans la photosphère solaire font apparaître trois échelles horizontales distinctes : la granulation (1~000~km), la mésogranulation (7~000~km), et la supergranulation (30~000~km). La granulation résulte du refroidissement radiatif brutal à la surface du gaz chaud et montant. En revanche, l'origine de la mésogranulation et de la supergranulation est en grande partie inconnue. Au cours de cette thèse, plusieurs modèles de convection ont été élaborés afin de mettre en évidence des mécanismes de formation de ces écoulements à grande échelle. Une première approche théorique a consisté à étudier l'instabilité convective dans le domaine linéaire en présence de champ magnétique, de stratification en densité, et de conditions aux limites de flux thermique, pertinentes aux grandes échelles. Cette étude a montré que des cellules de convection très allongées étaient favorisées et qu'une échelle supergranulaire pouvait être obtenue pour des valeurs réalistes de champ magnétique. Dans un deuxième temps, des simulations numériques directes de convection turbulente compressible avec un rapport d'aspect très important ont été réalisées afin d'étudier la dynamique aux grandes échelles. Ces simulations, effectuées à l'aide d'un code DNS développé en partie durant la thèse, ont permis de mettre en évidence la formation de deux échelles horizontales distinctes. La première, comparable à la granulation, n'est visible qu'à proximité de la surface. La seconde est une mésoéchelle très énergétique, de taille intermédiaire entre la dimension horizontale du domaine et la granulation. Elle est présente à toutes les profondeurs et son origine est convective. La mésogranulation solaire, au vu de ses ressemblances avec ce motif, pourrait donc dominer la dynamique convective sous la surface tout en étant masquée par la granulation. Une troisième approche, visant à étudier la possibilité que la supergranulation résulte d'une instabilité à grande échelle de la granulation, a finalement été proposée. A cette fin, les premiers pas vers un calcul de coefficients de transport turbulent pour des écoulements convectifs ont été faits en développant un code s'appuyant sur le formalisme de théories hydrodynamiques de champ moyen pour l'effet AKA et la viscosité turbulente.