We find two chemically distinct populations separated relatively cleanly in the [Fe/H]-[Mg/Fe] plane, but also distinguished in other chemical planes, among metal-poor stars (primarily with metallicities [Fe/H] < -0.9) observed by the Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment (APOGEE) and analyzed for Data Release 13 (DR13) of the Sloan Digital Sky Survey. These two stellar populations show the most significant differences in their [X/Fe] ratios for the alpha-elements, C+N, Al, and Ni. In addition to these populations having differing chemistry, the low metallicity high-Mg population (which we denote "the HMg population") exhibits a significant net Galactic rotation, whereas the low-Mg population (or "the LMg population") has halo-like kinematics with little to no net rotation. Based on its properties, the origin of the LMg population is likely an accreted population of stars. The HMg population shows chemistry (and to an extent kinematics) similar to the thick disk, and is likely associated with in situ formation. The distinction between the LMg and HMg populations mimics the differences between the populations of low-and high-a halo stars found in previous studies, suggesting that these are samples of the same two populations.

La formation et l'évolution du disque épais de la Voie Lactée restent controversées. Nous avons utilisé un modèle de synthèse de la population de la Galaxie, le Modèle de la Galaxie de Besançon (Robin et al., 2003), qui peut être utilisé pour l'interprétation des données, étudier la structure galactique et tester différents scénarios de formation et évolution Galactique. Nous avons examiné ces questions en étudiant la forme et la distribution de métallicité du disque mince et du disque épais en utilisant l'approche de synthèse de la population. Nous avons imposé sur des simulations les erreurs d'observation et les biais afin de les rendre directement comparables aux observations. Nous avons corrigé les magnitudes et les couleurs des étoiles de la simulation, en utilisant un modèle d'extinction. Les modèles d'extinction disponibles ne reproduisent pas toujours la quantité exacte d'extinction le long de la ligne de visée. Un programme a été développé pour corriger la distribution de l'extinction en fonction de la distance le long de ces lignes. Les extinctions correctes ont ensuite été appliquées sur les simulations du modèle. Nous avons étudié la forme du disque mince en utilisant des données photométriques aux basses latitudes du sondage SDSS-SEGUE. Nous avons comparé qualitativement et quantitativement les observations et les simulations et nous avons essayé de contraindre la fonction de masse initiale. En utilisant la spectroscopie du relevé SEGUE, nous avons sélectionné les étoiles du turn-off de la séquence principale (MSTO) (Cheng et al 2012) et des géantes K pour étudier la distribution de métallicité du disque mince et du disque épais. Nous avons calculé une estimation de distance pour chaque étoile à partir de la relation entre les températures effectives et magnitudes absolues pour les catalogues observés et simulés. Ces deux catalogues ont les mêmes biais sur les distances, elles sont donc comparables. Nous avons développé un outil basé sur une méthode MCMC-ABC pour déterminer la distribution de la métallicité et étudier les corrélations entre les paramètres ajustés. Nous avons confirmé la présence d'un gradient de métallicité radiale de -0.079 ± 0.015 dex kpc−1 pour le disque mince. Nous avons obtenu une métallicité du disque épais au voisinage solaire de -0.47 ± 0.03 dex, compatible avec les résultats obtenus par les études précédentes. De plus, le disque épais ne montre pas de gradient, mais les données sont compatibles avec un gradient positif intérieur suivi d'un négatif extérieur. Nous avons ensuite appliqué les outils développés au relevé spectroscopique Gaia-ESO et calculé la distribution de métallicité des étoiles F/G/K dans le disque mince et épais en supposant une formation en deux époques du disque épais de la Voie Lactée. Nous avons obtenu une métallicité locale dans le disque épais de -0.23 ± 0.04 dex légèrement plus élevée que celle obtenue avec SEGUE mais en accord avec Adibekyan et al. (2013) et un gradient de métallicité radiale du disque épais en accord avec notre analyse précédente des données de SEGUE et la littérature. La métallicité locale est en accord avec la littérature au niveau de 3σ mais parce que les données GES sont préliminaires, une analyse plus approfondie avec plus de données et de meilleurs calibrations doit être faite. L'existence d'un gradient plat dans le disque épais peut être une conséquence d'une formation à partir d’un gaz turbulent et bien homogène, ou bien un fort mélange radial a brassé après coup les étoiles. / The formation and evolution of the thick disc of the Milky Way remain controversial. We made use of a population synthesis model of the Galaxy, the Besançon Galaxy Model (Robin et al. 2003), which can be used for data interpretation, study the Galactic structure and test different scenarios of Galaxy formation and evolution. We examined these questions by studying the shape and the metallicity distribution of the thin and thick disc using the population synthesis approach. We imposed on simulations observational errors and biases to make them directly comparable to observations. We corrected magnitudes and colors of stars, from the simulation, using an extinction model. The available extinction models do not always reproduce the exact quantity of extinction along the line of sight. A code to correct the distribution of extinction in distance along these lines have been developed and the corrected extinctions have been applied on model simulations. We studied the shape of the thin disc using photometric data at low latitudes from the SDSS-SEGUE survey. We compared qualitatively and quantitatively observations and simulations and try to constrain the Initial Mass Function. Using the spectroscopic survey SEGUE we selected Main Sequence Turnoff (MSTO) stars (Cheng et al 2012) and K giants to study the metallicity distribution of the thin and thick discs. We computed a distance for each star from the relation between effective temperatures and absolute magnitudes for the observed and simulated catalogs. These two catalogues have the same biases in distances, therefore are comparable. We developed a tool based on a MCMC-ABC method to determine the metallicity distribution and study the correlations between the fitted parameters. We confirmed a radial metallicity gradient of -0.079 ± 0.015 dex kpc−1 for the thin disc. We obtained a solar neighborhood metallicity of the thick disc of -0.47 ± 0.03 dex similar to previous studies and the thick disc shows no gradient but the data are compatible with an inner positive gradient followed by a outer negative one. Furthermore, we have applied the developed tools to the Gaia-ESO spectroscopic survey and computed the metallicity distribution of F/G/K stars in the thin and thick disc assuming a two epoch formation for the thick disc of the Milky Way. We obtained a local metallicity in the thick disc of -0.23 ± 0.04 dex slightly higher than the one obtained with SEGUE but in agreement with Adibekyan et al. (2013) and a radial metallicity gradient for the thick disc in agreement with our previous analysis of SEGUE data and the literature. The local metallicity is in fair agreement with literature at the 3σ level but because the GES data is an internal release under testing further analysis with more data and better calibrations have to be done. The existence of a flat gradient in the thick disc can be a consequence of an early formation from a highly turbulent homogeneous well mixed gas, unless it has suffered heavy radial mixing later on.

Les étoiles enregistrent le passé dans leurs âges, leurs compositions chimiques et leur cinématique. Elles peuvent fournir des contraintes détaillées sur les premières époques de la formation des galaxies, jusqu’aux redshifts supérieurs à deux (un recul d’environ 10 milliards d’années). En particulier, les âges stellaires sont essentiels pour la compréhension de l’histoire de la Voie Lactée et pour la comparaison avec les modèles d’évolution galactique.L’avènement de la mission spatiale Gaia ouvre la voie à l’estimation de l’âge pour de grands échantillons d’étoiles. En particulier, les méthodes basées sur l’ajustement d’isochrones peuvent être utilisées. En plus, les distances précises mesurées par Gaia permettent de développer les estimateurs d’âge indirects basés sur l’horloge d’évolution de la population stellaire. En fait, les schémas d’abondance chimique, imprimés sur les atmosphères stellaires, représentent les conditions du gaz au moment de la formation des étoiles à des redshifts supérieurs à deux. Les produits d’évolution chimique de différents canaux nucléosynthétiques peuvent donc fournir une approximation temporelle, qui, après l’étalonnage, peut être utilisé comme un estimateur d’âge.Cette thèse est centrée sur l’utilisation d’horloge chimique particulière : l’abondance [Y/Mg]. À cette fin, les premières données astrométriques de la mission Gaia ont été combinées avec des données spectroscopiques à haute résolution du catalogue AMBRE HARPS. Tout d’abord, l’identification des objets d’AMBRE a été améliorée grâce à la correspondance avec le catalogue 2MASS et la Gaia DR1. Au total, 6776 étoiles ont été identifiées.Deuxièmement, afin d’obtenir des estimations précises du rapport d’abondance [Y/Mg] pour les étoiles du disque galactique, l’outil automatisé GAUGUIN, intégré à la chaîne Gaia DPAC APSIS, a été optimisé et testé. En particulier, les capacités d’estimation d’abondances chimiques ont été améliorées pour des grilles de spectres synthétiques irrégulières, couvrant une large gamme de paramètres atmosphériques stellaires.Troisièmement, le ratio [Y/Mg] a été estimé pour environ 2000 étoiles à partir des données spectroscopiques d’AMBRE HARPS. Les erreurs internes et externes des abondances ont été soigneusement analysées. Les étoiles étudiées appartiennent principalement aux disques mince et épais galactique, dans la gamme de métallicité allant de –1,0 dex à 0,5 dex.Quatrièmement, grâce à l’estimation d’âge basée sur l’adaptation des isochrones pour 342 "turn-off" étoiles d’échantillon, la sensibilité à l’âge du rapport [Y/Mg] a été étudié. L’analyse révèle une corrélation claire entre [Y/Mg] et l’âge pour les étoiles du disque mince de différentes métallicités. Cela correspond aux études antérieures sur les étoiles de type solaire. De plus, aucune dépendance à la métallicité avec l’âge stellaire n’est détectée, donc le ratio [Y/Mg] peut être utilisé comme un indicateur fiable d’âge. Enfin, la relation [Y/Mg] versus l’âge présente une discontinuité entre les étoiles du disque épais autour de 9–10 Gyrs. Pour ces étoiles, la corrélation est différente et a une tendance probablement plus forte avec l’âge. Cela reflète la différence dans les histoires d’évolution chimique pour les deux composantes du disque. / Stars record the past in their ages, chemical compositions and kinematics. They can provide unprecedented detailed constraints on the early epochs of galaxy formation, back to redshifts greater than two (a look-back time of around 10 billion years). In particular, stellar ages are crucial to the understanding of the Milky Way history and for comparison with galactic evolution models. The advent of the Gaia space mission has opened the path to stellar age estimations for large samples of stars, in particular, based on isochrone fitting methods. In addition, Gaia precise distances allow to develop indirect age estimations based on the stellar population chemical evolution clock. In fact, the chemical abundance patterns imprinted on stellar atmospheres represent the gas conditions at the time of the stars’ formation back to redshifts greater than two. The chemical evolution products of different nucleosynthetic channels can therefore provide a time proxy. After calibration, it can be used as an age estimator.This thesis is focussed on the use of a particular chemical clock, the [Y/Mg] abundance. To this purpose, the astrometric Gaia mission data from the first data release was combined with high resolution spectroscopic data from the AMBRE-HARPS catalogue. First of all, the object identification of the AMBRE archival data was improved, thanks to a cross match with the 2MASS catalog, and later the Gaia DR1. In total, 6776 different stars have been identified.Secondly, in order to obtain precise estimations of the [Y/Mg] abundance ratio for galactic disc stars, the automated GAUGUIN tool integrated in the Gaia DPAC APSIS chain, has been optimized and tested. In particular, the abundance estimation capabilities of the APSIS GAUGUIN tool have been improved for irregularly distributed synthetic spectra grids, spanning a large range in stellar atmospheric parameters.Thirdly, the [Y/Mg] abundance ratio has been estimated for about 2000 stars from the AMBRE HARPS spectroscopic data. In addition, the internal and external errors of the abundances were carefully analysed. The studied stars belong mainly to the galactic thin and thick disc, in the metallicity range from --1.0 dex to 0.5 dex.Fourth, thanks to the isochrone fitting age estimations of 342 turn-off stars of the sample, the age sensitivity of the [Y/Mg] ratio has been studied. The analysis reveals a clear correlation between [Y/Mg] and age for thin disk stars of different metallicities, in synergy with previous studies of Solar type stars. In addition, no metallicity dependence with stellar age is detected, allowing to use the [Y/Mg] ratio as a reliable age proxy.Finally, the [Y/Mg] vs. age relation presents a discontinuity between thin and thick disk stars around 9–10 Gyrs. For thick disk stars, the correlation has a different zero point and probably a steeper trend with age, reflecting the different chemical evolution histories of the two disk components.