Academic literature on the topic 'Flashs des éruptions'

The Nyiragongo volcano in the western part of the African Rift has the deep fractures that a facilite the upwelling of gases before and after the eruption, especially carbon dioxide (CO2 ). This paper presents the behaviour of carbon dioxide before and after the eruption on 22 May 2021. The Nyiragongo volcano eruption begun on 22 May 2021 at 18:15 LT (Local Time) in Goma. The lava flowed from the flanks of the volcano in two directions, one flow coming to a halt in the northeastern suburbs of Goma, The other flow cut off one kilometre of the national road 4 linking Goma to Butembo, a major regional road vital for suplying Goma town is frequently mentioned causing 32 victims, incorporation of volatile gases to the atmosphere, the destruction of 17 villages in the territory of Nyiragongo and crack in Goma and Gisenyi. The Nyiragongo Volcano is infamous for its extremely fluid lava that flows like water when the lava lake flows. This which is monitored by the scientific community of the Goma Volcanological Observatory (G .V. O), and the lava lake produces a huge amount of gas. CO2 is heavier than air, asphyxiating, and lethal at concentrations greater from 15%. The present paper shows the variation of CO2 near the volcano in monitoring sites to study the behavior one Month before the eruption, the CO2 showed an increasing trend in some sites and a few Months after the eruption we observed a slight decrease of 3% in all the CO2 monitoring sites. Nyiragongo is an important contributor of CO2 and SO2 to the troposphere. This 2021 eruption is similar to the one of 17 January 2002, which caused about 100 people’s death of and the evacuation of several people. The deadliest eruption of Nyiragongo was in 1977, when more than 600 people died. Post-eruption seismic activity was characterised by a large number of earthquakes of magnitude 3.5 or more. A few earthquakes of magnitude greater than 3.5 have been recorded by global seismic networks (USGS), the strongest of which had a magnitude of 5.2 in 2002. Compared to other eruptions that Nyiragongo volcano has experienced, the seismic activity before the eruption of 22 May 2021 was not too alarming. This is because there were no strong earthquakes (greater than or equal to 3.5) that preceded the eruption a few months before, as had been noted in previous eruptions. After the eruption, exceptional seismic activity was noticed. Many earthquakes of magnitude greater than or equal to 3.5 were recorded by the local seismographic network. These earthquakes were felt, the strongest having a magnitude of 5.2

Les éjections de masse coronale (CME) sont des éruptions impulsives de plasmas dans la couronne solaire. Leur interaction avec la magnétosphère de la Terre peut induire des conditions extrêmes de la météorologie de l’espace, avec un impact important sur les activités humaines liées aux technologies de pointe. Une compréhension approfondie de l'évolution des CMEs et de leurs progéniteurs est extrêmement importante pour prédire les éruptions de CMEs et les phénomènes de météorologie de l'espace qui en découlent. Dans cette thèse, à l'aide de simulations numériques et d'observations spatiales, nous étudions la cinématique, les propriétés thermiques et l'évolution du champ magnétique des tubes de flux dans les progéniteurs de CMEs et les CMEs elles-mêmes, avec en particulier le rôle spécifique de la reconnexion magnétique. Nous avons découvert que l'initiation des CMEs avant leur éruption impulsive est un processus couplé à plusieurs processus physiques. Nous avons montré que l'initiation des CMEs est d'abord déclenchée et pilotée par la reconnexion dans des tubes de flux hyperboliques, puis par le couplage de l'instabilité de tore et de cette même. Nous avons aussi montré que les cœurs chauds avant l'éjection impulsive sont formés par les lignes de champ des tubes de flux torsadés chauds, ces dernières étant progressivement formées et chauffées par la reconnexion glissante, dans des feuillets de courant minces entourant le tube de flux. Nous avons également étudié l'évolution du flux magnétique dans les CMEs, et avons trouvé que le tube torsadé pré-éruptif lui-même, plutôt que la reconnexion magnétique pendant l'éruption, est très probablement le principal contributeur au flux toroïdal de la CME. Plus spécifiquement, la reconnexion magnétique augmente d'abord, puis diminue le flux toroïdal des tubes de flux de la CME pendant l'éruption. En outre, nous avons étudié deux nouveaux phénomènes observationnels liés aux CMEs and flashs des éruptions dans la basse atmosphère solaire, notamment des manifestations de la croissance et de la déformation des tubes de flux des CMEs et de leurs progéniteurs, induites par la reconnexion magnétique. Enfin, nous avons proposé deux méthodes pour l'identification des points d’ancrage des tubes de flux associés aux CMEs, qui seront d'une grande utilité pour des futurs travaux visant à étudier leurs évolutions dans la couronne solaire et dans l'espace interplanétaire
Coronal mass ejections (CMEs) are impulsive eruptions of plasmas in the solar corona. Their interaction with the Earth's magnetosphere can induce extreme space weather conditions, with a major impact on human activities related to advanced technologies. A thorough understanding of the evolution of CMEs and their progenitors is extremely important for predicting CME eruptions and their related space weather. In this thesis, using numerical simulations and space observations, we study the kinematics, thermal properties and magnetic field evolution of flux ropes in CME progenitors and CMEs, and especially, the specific role of magnetic reconnection. We have discovered that the initiation of CMEs before their impulsive rise is a multiple-physics coupled-process. We have shown that the initiation of CMEs is first triggered and driven by the reconnection in hyperbolic flux tubes, and then driven by the coupling of torus instability and reconnection. We have also shown that the hot channel before the impulsive ejection is built up by hot flux rope field lines, the latter of which are progressively formed and heated by slipping reconnection in thin current sheets surrounding the flux rope. We also studied the evolution of magnetic flux in CMEs, and found that the pre-eruptive flux rope, rather than the magnetic reconnection during the eruption, is most likely the main contributor to the toroidal flux of the CME. More specifically, the magnetic reconnection first increases and then decreases the toroidal flux of the CME flux rope during the eruption. In addition, we studied two new observational phenomena related to CMEs and flares in the solar lower atmosphere, which are manifestations of the growth and deformation of flux ropes in CME progenitors and CMEs induced by magnetic reconnection. Finally, we have proposed two methods for identifying the footpoints of flux ropes associated with CMEs, which will be very useful for future work aimed at studying their evolution in the solar corona and interplanetary space

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 cadenc
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

La Nébuleuse du Crabe, contenant en son centre une étoile à neutrons très magnétisée – le pulsar du Crabe, était essentiellement considérée comme une chandelle standard stable dans les rayons-gamma. Récemment, ce point de vue a été contredit par des éruptions en rayons-gamma observées par les satellites spatiaux AGILE/Fermi-LAT. Même si le vent magnétique relativiste du pulsar est considéré comme la source d’énergie, le mécanisme physique à la base de ces événements éruptifs est encore un mystère. Nous avons, dans cette thèse, amélioré la compréhension d’un mécanisme basé sur la reconnexion magnétique rapide, partant du modèle du vent magnétique généré par le pulsar central qui perd son énergie rotationnelle. En effet, la structure du vent magnétique implique la présence des stries à lignes de champ magnétique de polarités alternées (d’où le nom "vent strié") à travers le plan équatorial du pulsar. Dans un modèle simplifié local, nous supposons l’initiation de la dynamique à partir d’une configuration à double nappe de courant (induite par la structure magnétique) dans le repère du vent strié
The Crab Nebula, containing in its center a highly magnetized neutron star - the Crab pulsar, was essentially considered as a standard steady-state candle in gamma rays. Recently, this point of view has been challenged by gamma-ray flares observed by space satellites AGILE/Fermi-LAT. Even if the relativistic magnetic wind of the pulsar is considered to be the source of energy, the physical mechanism underlying these eruptive events is still a mystery. In this thesis, we improved the understanding of a mechanism based on fast magnetic reconnection, starting from the model of the magnetic wind generated by the central pulsar which loses its rotational kinetic energy. Indeed, the structure of the magnetic wind implies the presence of stripes with magmatic field lines of alternating polarities (hence the name "striped wind") through the equatorial plane of the pulsar. In a simplified local model, we assume the initiation of the dynamics from a double-current sheet configuration (induced by the magnetic structure) in the striped wind reference

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).