La formation et la propagation des éjections de masse coronale (CMEs) peuvent générer des ondes de choc dans la couronne solaire. Ces ondes de choc peuvent mener à des orages géomagnétiques très intenses et modifier les flux de particules énergétiques dans l'héliosphère interne. Les "flares" solaires générés par la reconnexion magnétique sont également des accélérateurs efficaces de particules. Les ondes de choc et les flares survenant simultanément, il est difficile d'isoler les contributions relatives de ces accélérateurs de particules à très haute énergie.
Dans le but d'améliorer notre compréhension de ces processus d'accélération, cette thèse examine la relation intriquée entre les ondes de choc poussées par les CMEs, leurs flares associés et les événements à particules énergétiques solaires (SEPs) résultants.
Des techniques d'observation et de modélisation sont nécessaires pour isoler les effets de chaque source. Les données obtenues des missions STEREOs, SOHO, SDO, et plus récemment PSP et Solar Orbiter, offrent des mesures in-situ et des observations à distance de ces phénomènes complexes.
L'évolution des ondes de pression/choc de la couronne solaire au milieu interplanétaire peut être modélisée par imagerie multipoints. Une étude paramétrique de 33 ondes de pression observées entre 2011 et 2017 et reconstruites par cette technique a été réalisée. Un profil standard d'expansion et de propagation des ondes de choc est établi, révélant une expansion quasi-sphérique durant la phase d'expansion initiale de la CME. Un facteur de correction est proposé pour prendre en compte les effets de projection dans les estimations de vitesse obtenues à partir d'un seul point de vue.
L'étude des flux de rayons X mous et durs (SXR et HXR) émis par les flares associés à ces chocs a confirmé l'effet Neupert déjà connu et la forte corrélation entre leurs maxima. La vitesse de l'onde de choc est corrélée temporellement avec le SXR, et son accélération avec le HXR. Une relation déjà établie entre la vitesse radiale du choc et le maximum du flare SXR est mise à jour en incluant des CMEs très rapides. Dans celle-ci, tous les flares de classe X sont associés à des CMEs atteignant au moins 1000 km/s.
Les propriétés magnéto-hydrodynamiques (MHD) du choc en expansion et les lignes de champ magnétique dans la couronne peuvent être dérivées en utilisant des simulations MHD. À mesure que le choc évolue, sa géométrie et sa cinématique se modifient rapidement le long des lignes de champ magnétique connectées aux satellites mesurant les SEPs. L'étude d'un événement particulier a révélé des corrélations entre l'évolution temporelle des paramètres du choc et les propriétés des événements SEPs associés. Une forte concordance temporelle est observée entre la formation du choc modélisé et les estimations des temps d'injection des électrons et des protons le long des lignes magnétiques considérées, suggérant un processus d'accélération commun. Le rapport électron/proton élevé en début d'événement SEP correspond à la phase quasi-perpendiculaire du choc.
L'étude conjointe des rapports d'abondance comme Fe/C avec l'évolution de la géométrie du choc nous révèle que, contrairement aux résultats d'études antérieures, un ratio Fe/C élevé à haute énergie n'est pas toujours lié à une géométrie quasi-perpendiculaire du choc. En revanche, les observations suggèrent que l'activité solaire avant l'événement joue un rôle important dans la modification de la composition coronale locale, affectant ainsi la composition des SEPs indépendamment de l'efficacité de l'accélération des chocs. Avec l'utilisation de codes de transport de particules dans lesquels nous intégrons ces chocs, des comparaisons entre observations et simulations sont réalisées pour identifier les paramètres clés du choc dans le processus d'accélération. |
Coronal and interplanetary shock waves are produced by fast and wide coronal mass ejections (CMEs). They are major drivers of space-weather phenomena as they can directly perturb the near-Earth environment and induce significant changes in heliospheric particle radiation levels. These shock fronts are thought to accelerate solar particles to high energies through diffusive-shock acceleration. Another known efficient solar particle accelerator is the solar flare, another by-product of a forming CME through magnetic reconnection. Since shock waves and flares occur concomitantly, it is difficult to distinguish the relative contributions of the two accelerators.
In order to contribute to improve our understanding of these acceleration processes, this thesis investigates the intricate relationship between these CME-driven shock waves, their associated X-ray flares, and their resulting solar energetic particles (SEPs) events.
Advanced observational and modelling techniques are required to isolate the effects of each source. Over the last decades, instruments on STEREOs, SOHO, SDO, and more recently PSP and Solar Orbiter spacecrafts provide in-situ measurements and remote-sensing observations of these complex events.
The evolution of CME-driven shock waves from the corona into the interplanetary medium can be modelled with 3D ellipsoids derived from multi-viewpoint imagery. A parametric study was carried out on 33 strong pressure waves observed between 2011 and 2017 and reconstructed using this technique. A classical expansion and propagation profile for a shock wave in the corona has been established, revealing a spherical expansion until that the propagation speed became constant. A correction factor has also been proposed to take account of the projection effect in the speed estimates from a single point of view.
A study of the soft and hard X-ray (SXR and HXR) fluxes of flares associated with these shocks confirmed the well-known Neupert effect and the strong correlation between the maximum of these fluxes.
The shock wave speed is temporally correlated with the SXR flux and the shock wave acceleration with the HXR flux. An already established correlation between the radial velocity of the shock wave and the maximum SXR flare is updated with our sample of strong events. In this one, all X-class flares are associated with CMEs reaching speeds of at least 1000 km/s.
The magneto-hydrodynamic (MHD) properties of the expanding shock and the magnetic field lines in the corona can be derived using MHD cubes. As the shock evolves, its geometry and kinematics change rapidly along the magnetic field lines connected to the spacecraft that record the SEPs. Through the study of a particular event, we found temporal correlations between the early evolution of shock wave parameters and the associated SEP event properties. A strong temporal agreement is found between the formation of the modelled shock wave and the estimated release times for both electrons and protons, suggesting a common acceleration process.
The elevated electron-to-proton ratio during the early SEP event phase coincide with the highly quasi-perpendicular phase of the shock, suggesting that its rapid evolution as it transits from the low to the high corona modifies the conditions under which particles are accelerated.
The combined study of abundance ratios such as Fe/C with the early evolution of the shock geometry reveals that, contrary to the results of previous studies, a high Fe/C at high energy is not systematically linked to a quasi-perpendicular shock geometry. On the other hand, the observations suggest that pre-event solar activity plays a significant role in modifying the local coronal composition, thus affecting SEPs composition independent of shock acceleration efficiency. Using particle transport codes in which we integrate these shocks, comparisons between observations and simulations are made to identify the key shock parameters in the acceleration process. |