Origin and evolution of coronal mass ejections in the heliosphere

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.Interplanetary Coronal Mass Ejections (ICMEs) originate from the eruption of complex magnetic structures occurring in our star's atmosphere. They propagate in the interplanetary medium, where they can be probed by spacecraft. ICMEs are known to generate geomagnetic storms that can disturb our technologies on earth, this is why they are a subject of interest.Studying ICMEs could, therefore, allow us to predict and lower their impact in our technology. When they are fast enough, ICMEs can accumulate enough solar wind plasma to form a turbulent sheath ahead of them. They therefore consist of two main substructures : a sheath and a magnetic ejecta (ME). The magnetic ejecta is the main body of an ICME where the magnetic field is more intense and with less variance than that of the ambient solar wind. The aim of this PhD is to study the physical mechanisms that happen during the propagation of an ICME. To do so, we first run a statistical study using the superposed epoch analysis technique on a catalogue of more than 300 ICMEs where we consider the profiles of the physical parameters (like the magnetic field intensity, the speed, temperature, etc) of the ICMEs seen at 1~au by the ACE spacecraft. In particular, we investigate different possible classifications of ICMEs, for example based on their speeds, the phase of the solar cycle when they are detected, and the detection of an associated magnetic cloud (MC) or not. MCs are a subset of MEs with a clear rotation of the magnetic field as well as a low plasma temperature compared with the solar wind. We show that ICMEs are not distributed in distinct clusters but rather in a continuum in their parameter space. We confirm that slow ICMEs have a more symmetric profile than fast ICMEs, therefore generalizing the work made on a sample of 44 ICMEs with clearly identified magnetic clouds by Masias-Meza et al. 2016. We also find that fast ICMEs show signs of compression in both their magnetic ejecta and in their sheath. In parallel, we also present the simulation results of the propagation of a set of Titov-Démoulin flux ropes (Titov et al. 2014) with different magnetic fields and sizes within an idealized solar wind. This is done with the 3D MHD module of the PLUTO code on an AMR grid. Our grid starts in the low corona and goes up to 2 astronomical units. This allows us to study the effect of the magnetic field intensity or of the size of the flux rope at the initiation on its properties during the propagation, highlighting the physical processes happening during the propagation. We find that thinner flux ropes rotate differently than thicker ones in the initial phase of the propagation. The evolution of the magnetic field of the flux rope during the propagation agrees with evolution laws deduced from observations. We then simulate in situ profiles that spacecrafts would have measured at Mercury and at the Earth, and we compare with the results of Janvier et al. 2019 and Regnault et al. 2020. The magnetic components of the simulated flux rope match well with what we are expecting from theory (Lundquist et al. 1950). This thesis therefore presents the grounds for modelling self-consistently in 3D the eruption and propagation of ICMEs from the low corona up to the orbit of the Earth