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Les éruptions solaires sont des tempêtes de rayonnement électromagnétique, de particules relativistes et parfois de masse coronale provoquées par la libération d’énergie magnétique provenant de la couronne solaire. Si ces tempêtes atteignent l'environnement terrestre, elles peuvent poser un danger à la santé des astronautes en hautes orbites et causer des perturbations importantes sur les systèmes GPS. Dans certains cas, elles peuvent même induire des dommages aux infrastructures technologiques, dont les réseaux électriques. La prédiction des éruptions solaires est donc considérée comme un des plus importants défis de la météorologie spatiale. Par contre, à ce jour, aucune méthode présentée dans la littérature n’est capable de produire des prédictions fiables, ce qui met en évidence la nature complexe du déclenchement des éruptions solaires. Nous présentons donc dans ce mémoire une méthode alternative aux techniques statistiques habituelles, basée sur l'assimilation de données couplée avec des modèles rapides en automate cellulaire appelés modèles d'avalanche. Les modèles d'avalanche sont une simplification drastique de la physique du déclenchement des éruptions solaires. Malgré leur simplicité, ils reproduisent assez bien les statistiques à long terme de la taille des éruptions. Nous présentons dans ce mémoire des analyses empiriques de la capacité prédictive de quatre modèles: le modèle de Lu et Hamilton (LH) (Lu & Hamilton, 1991, ApJ, 412, 841-852), deux modèles à forçage déterministes (D) (Strugarek & Charbonneau, 2014, SoPh, 289(8), 2993-3015) et finalement deux modèles maximisant l'énergie libérée, appelées modèles DMC, qui sont fortement inspirés du modèle présenté par Farhang et al. (2018, ApJ, 859(1), 41). Les modèles DMC ont été développés dans le cadre de cette maîtrise et donc un chapitre de ce mémoire est dédié à leur présentation et aux analyses plus détaillées de leurs caractéristiques. Nous montrons que pour les modèles D ainsi que les modèles DMC, une mémoire existe entre les évènements simulés de grandes tailles, malgré la forte stochasticité de chacun de ces modèles. Nous présentons de plus dans ce mémoire un nouveau protocole de prédiction des éruptions solaires, utilisant l'assimilation de données couplée avec les modèles d'avalanches. Notre protocole se base sur une méthode de recuit simulé pour ajuster la condition initiale du modèle jusqu'à ce qu'elle reproduise de façon satisfaisante une série d'évènements observés. Une fois cette condition initiale optimisée produite, la simulation qui en résulte représente notre prédiction. Nous montrons dans ce mémoire le succès de notre protocole à bien assimiler une centaine d'observations synthétiques (produit par les modèles d'avalanche eux-mêmes)., Solar flares are sudden releases of electromagnetic radiation, relativistic particles and occasionally coronal mass, caused by the release of magnetic energy from the solar corona. They pose a danger to astronauts in high orbits and directly impact the Earth, including significant disturbances on GPS systems, and can even cause damage to technological infrastructures, including electrical networks. Predicting solar flares is therefore considered to be one of the most critical challenges in space weather. However, no method presented in the literature can produce reliable predictions, highlighting the complex nature of the triggering of solar flares. We, therefore, present in this thesis an alternative method to the usual statistical forecasting techniques. Our method is based on data assimilation coupled with computationally inexpensive cellular automaton models called avalanche models. Avalanche models are a drastic simplification of the physics underlying the triggering of solar flares. Despite their simplicity, they reproduce reasonably well the long-term statistics of solar flares sizes. In this thesis, we present empirical analyses of the predictive capabilities of four models: the Lu and Hamilton (LH) model (Lu & Hamilton, 1991, ApJ, 412, 841-852), two deterministic-driven (D) models (Strugarek & Charbonneau, 2014, SoPh, 289(8), 2993-3015) and finally two models using the principle of minimum energy during magnetic reconnection, called DMC models, which are strongly inspired by the models presented by Farhang et al. (2018, ApJ, 859(1), 41). The DMC models were developed during this project; therefore, a chapter of this thesis is dedicated to their presentation and more detailed analyses of their characteristics. We show that for D and DMC models, a memory exists between large simulated events, despite the high stochasticity present within each of these models. We finally present in this thesis a new protocol for predicting solar flares, using data assimilation coupled with avalanche models. Our protocol is based on a simulated annealing method to adjust the initial condition of the model until it satisfactorily reproduces a series of observed events. Once this optimal initial condition is found, the resulting simulation produces our prediction. In this thesis, we show our algorithm's success in assimilating hundreds of synthetic observations (produced by the avalanche models themselves).

The Sun is an active star and one manifestation of its activity is the production of solar flares. It is currently admitted that solar flares are caused by the release of magnetic energy during the process of magnetic reconnection in the solar upper atmosphere, the solar corona. During these flares, a large fraction of the magnetic energy is transferred to the acceleration of particles (electrons and ions). However, the details of particle acceleration during flares are still not completely understood. Several scenarios and models have been developed to explain particle acceleration. In some of them, electric fields, produced at the location of current sheets, which can be fragmented or collapsing, and which are preferentially located on quasi-separatrix layers (QSLs), are accelerating particles. To investigate a possible link between energetic particles and direct electric fields produced at current sheet locations, we looked for a correlation between X-ray emission from energetic electrons and electric currents which can be measured at the photospheric level. We used the Reuven Ramaty High Energy Solar Spectrometric Imager (RHESSI) data to produce spectra and images of the X-ray emissions during GOES X-class flares, and spectropolarimetric data from the Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) onboard the Solar Dynamics Observatory (SDO) to calculate the vertical current densities from the reconstructed 3D vector magnetic field. A correlation between the coronal X-ray emissions (tracing the energetic electrons near the acceleration site) and the strong current ribbons at the photospheric level (tracing the coronal current sheet) was found in the five studied X-class flares. Moreover, thanks to the 12-minute time cadence of SDO/HMI, we could study for the first time the time evolution of electric currents: in several flares, a change in the current intensity, occurring during the flare peak, was found to be spatially correlated with X-ray emission sites. These observations enlighten a common evolution of both electric currents and X-ray emissions during the flare, and both evolutions are interpreted as consequences of the magnetic reconnection process.X-ray observations provide the most direct diagnostic of energetic electrons produced during solar flares. However, it is important to understand the propagation of energetic electrons between the acceleration site and the X-ray emission sites. In several events, energetic electrons seem to be trapped in the coronal source on the top of the loop (somehow close to the acceleration region). One way to explain this trapping is to assume that turbulent magnetic fields are responsible for a diffusive transport of the electrons. In the case of one flare, we used imaging spectroscopy to study the electron spectra in the coronal X-ray sources and in each of the two footpoints. We showed that there is a significant excess of energetic electrons leaving the coronal source, compared to the number of energetic electrons precipitating in the footpoint sources. This suggests that a large amount of energetic electrons was trapped in the coronal source; in the case of a diffusive transport model, the estimated mean free path in this event would be in the range 10$^{8}$ - 10$^{9}$ m, which is smaller than the loop itself and thus implies an efficient turbulent trapping. These observations are in agreement with observations of the same event in the microwave range (radio gyrosynchrotron emissions).Finally, I participated in the software development for the STIX instrument which will be launched on the Solar Orbiter mission. During my PhD, the software team focused on the simulation of the onboard software. I wrote the calibration module and the detector failure detection module. I also tested the rate control regime module and the flare location module. This work was carried out to simulate the real onboard software which is written by a private company, to verify the proper functioning of the software; and on the other hand, the testing of the flare location module determined which values of the threshold parameters should be used to have a good chance to locate properly a flaring event. I also participated in the test of a first version of the analysis software producing photon spectra. I used data from several flares observed by RHESSI to simulate an input photon flux and spectrum, to then visualize what would be the count and photon fluxes derived from STIX observations., Le soleil est une étoile active, et les éruptions solaires sont une des manifestations de cette activité. Il est admis que l'énergie disponible pour les éruptions solaires a une origine magnétique, et est transmise au milieu lors de phénomènes de reconnexion magnétique dans la couronne. Une partie de cette énergie permet d'accélérer les particules du milieu (électrons et ions). Cependant, les détails concernant les conditions dans lesquelles les particules sont accélérées et se propagent des régions d'accélération aux sites d'interaction lors des éruptions solaires ne sont pas encore tous compris.Plusieurs modèles d'accélération de particules ont été développés dans le cadre de l'étude des éruptions solaires. Dans certains modèles, les particules sont accélérées par un champ électrique généré au niveau de couches de courants électriques, qui peuvent être fragmentées, et qui sont préférentiellement localisées au niveau de surfaces quasi-séparatrices. Afin d'étudier le lien entre l'accélération de particules et le champ électrique direct produit au niveau de couches de courants, nous avons recherché s'il y avait des corrélations entre les sites d'émission des particules énergétiques et les courants électriques mesurés au niveau de la photosphère. Les observations X (dur) représentent les diagnostics les plus directs des électrons énergétiques produits pendant les éruptions solaires (rayonnement de freinage des électrons dans l'atmosphère solaire) et nous avons donc utilisé les observations X du satellite RHESSI (Reuven Ramaty High Energy Solar Spectrometric Imager) afin de produire des images et des spectres du rayonnement X dur des électrons énergétiques. Afin de caractériser les courants électriques dans la région éruptive, nous avons utilisé les données spectropolarimétriques de l'instrument HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) du satellite SDO (Solar Dynamic Observatory) et nous avons calculé les densités de courants verticales photosphériques à partir du champ magnétique vectoriel reconstruit. Une corrélation entre les émissions X coronales (dues aux particules énergétiques proches du site d'accélération) et les rubans de forte densité de courants photosphériques (traces des couches de courants coronales) a été mise en évidence pour les cinq éruptions de classe X étudiées. De plus, grâce à la cadence temporelle de 12 minutes de SDO/HMI, nous avons pu étudier pour la première fois l'évolution des courants électriques au cours des éruptions: pour plusieurs éruptions, un changement localisé d'intensité des courants électriques a eu lieu au cours de l'éruption, et est co-spatial avec l'apparition de nouvelles sources d'émissions X. Ces observations montrent qu'il y a un lien entre évolution des courants électriques et des émissions de particules énergétiques au cours de l'éruption ; ces deux évolutions sont interprétées comme deux conséquences du phénomène de reconnexion magnétique.Les sites d'émissions X ne sont pas nécessairement co-spatiaux avec les régions d'accélération des particules et il est donc crucial de comprendre également les mécanismes de transport de ces particules entre le site d'accélération et le site d'émissions X. Les observations récentes de RHESSI, en particulier les observations de spectro-imagerie, ont montré dans certains cas, qu'un pourcentage important des électrons énergétiques semblait piégé dans la couronne, dans la partie haute des boucles magnétiques, et donc proche des sites présumés d'accélération. Un mécanisme possible pour expliquer ces phénomènes de piégeage intense serait lié à la diffusion des particules, due à des fluctuations turbulentes du champ magnétique, et qui entraînerait un transport non-collisionnel diffusif des particules du haut de l'arche (au voisinage des sites d'accélération) à leurs pieds. Nous avons étudié dans ce contexte le cas de l'éruption du 21 mai 2004. L'utilisation de la technique de spectro-imagerie X nous a permis de comparer les spectres et les flux d'électrons entre la source coronale (haut de la boucle) et les sources situées aux pieds de la boucle. Nous avons montré qu'une partie des électrons énergétiques est effectivement piégée dans la couronne, et expliqué ce piégeage par un transport diffusif avec un libre parcours moyen des électrons de $10^8$-$10^9$ centimètres, ce qui est plus petit que la taille typique des boucles coronales. Le résultat de l'analyse des observations X est en accord avec ceux obtenus (et publiés) d'observations radio du rayonnement gyrosynchrotron des électrons de la même éruption, dans le domaine du GHz ; en comparant les résultats des observations dans ces deux domaines de longueur d'onde, nous avons montré que le piégeage des particules était plus important pour les particules de plus haute énergie responsables du rayonnement radio, ce qui semble indiquer que le processus de diffusion par les ondes serait dépendant de l'énergie des particules. Dans le proche futur, l'instrument STIX (Spectrometer/Telescope for Imaging X-rays) à bord de la mission Solar Orbiter fournira des données de spectro-imagerie X. Une partie de ma thèse a été consacrée à la préparation de l'expérience STIX. Certaines caractéristiques de cette expérience (en particulier celles liées aux développements de logiciels auxquels j'ai contribué) sont décrites dans le manuscrit. Lors de mon travail de thèse, l'équipe de développement logiciel avait pour premier objectif la simulation du logiciel de bord de STIX ; au sein de cette équipe, j'ai écrit les modules d'étalonnage en énergie et de détection des défaillances des détecteurs. J'ai également testé les modules responsables de l'activation des régimes de contrôle et de la localisation grossière des éruptions solaires. Ce travail avait pour objectif la vérification du bon fonctionnement du logiciel de bord de l'instrument, écrit par ailleurs dans le cadre d'un contrat avec une entreprise privée. D'autre part, les différents tests exercés sur ce simulateur du logiciel de bord ont permis de déterminer les valeurs les plus idéales des différents paramètres dans ce logiciel. J'ai également participé aux tests d'une première version du logiciel d'analyse de spectres. J'ai utilisé les données d'éruptions observées par RHESSI, afin de visualiser la réponse de l'instrument STIX et les spectres résultant.