Origine et évolution des éjections coronales de masse dans l'héliosphère

Les éjections coronales de masse interplanétaires (ICMEs, pour Interplanetary Coronal Mass Ejections en anglais) proviennent de l'éruption de structures magnétiques complexes dans l'atmosphère de notre étoile. Elles se propagent dans le milieu interplanétaire, où elles peuvent être analysées par des sondes spatiales. Les ICMEs sont connues pour générer des tempêtes géomagnétiques capables de perturber nos technologies sur Terre, c'est pour cela qu'elles constituent une source d'intérêt. L'étude des ICMEs pourrait donc nous permettre de prévoir et de réduire leur impact sur notre technologie. Lorsqu'elles sont assez rapides, les ICMEs peuvent accumuler suffisamment de plasma de vent solaire pour former une gaine turbulente devant elles. Elles sont donc constituées de deux sous-structures principales : une gaine et un éjecta magnétique (ME). L'éjecta magnétique est la partie principale d'une ICME où le champ magnétique est plus intense et plus régulier que celui du soleil ambiant. L'objectif de cette thèse est d'étudier les mécanismes physiques qui se produisent pendant la propagation d'une ICME dans le système solaire. Pour ce faire, nous effectuons d'abord une étude statistique, que l'on appelle la méthode des époques superposées, sur un catalogue de plus de 300 ICMEs où nous considérons les profils des paramètres physiques (tels que l'intensité du champ magnétique, la vitesse, la température, etc) des ICMEs vus à 1 au par la sonde spatiale ACE. En particulier, nous étudions différentes classifications possibles des ICMEs, par exemple en fonction de leur vitesse, de la phase du cycle solaire où elles sont détectées, et de la détection d'un nuage magnétique ou non (MC). Il s'agît d'un sous-ensemble des MEs avec une rotation claire du champ magnétique ainsi qu'une faible température du plasma par rapport au vent solaire. Nous montrons que les ICMEs ne sont pas distribuées en groupes distincts, mais plutôt dans un continuum dans leur espace de paramètres. Nous confirmons que les ICMEs lentes ont un profil plus symétrique que les ICMEs rapides, généralisant ainsi le travail effectué sur un échantillon de 44 ICMEs avec des nuages magnétiques clairement identifiés par Masias-Meza et al. 2016. Nous constatons également que les ICMEs rapides montrent des signes de compression à la fois dans leur éjecta magnétique et dans leur gaine. Parallèlement à cette étude, nous présentons également les résultats de la simulation de la propagation d'un ensemble de tubes de flux Titov-Démoulin (Titov et al. 2014) avec différents champs magnétiques et tailles au sein d'un vent solaire idéalisé. Ceci est réalisé avec le module MHD 3D du code PLUTO sur une grille AMR. Notre grille commence dans la basse couronne et va jusqu'à 2 unités astronomiques. Cela nous permet d'étudier l'effet de l'intensité du champ magnétique ou de la taille d'un tube de flux à l'initiation sur ses propriétés durant la propagation. Ceci met alors en évidence les processus physiques qui se produisent pendant la propagation. Nous constatons que les tubes de flux plus minces tournent différemment des tubes de flux plus épais durant les premières phases de propagation. L'évolution du champ magnétique du tube de flux au cours de sa propagation est en accord avec les lois d'évolution déduites des observations. Nous simulons ensuite les profils que les sondes spatiales auraient mesurés au niveau de Mercure et de la Terre dans nos simulations et nous comparons avec les résultats de Janvier et al. 2019 et Regnault et al. 2020. Les composantes magnétiques des tubes de flux simulés correspondent bien à ce que nous attendons de la théorie (Lundquist et al. 1950). Cette thèse présente ainsi les bases pour modéliser de manière auto-cohérente en 3D l'éruption et la propagation des ICMEs depuis la basse couronne jusqu'à l'orbite de la Terre.