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.

We review the recent discoveries of magnetic fields in different types of massive stars and briefly discuss strategies for spectropolarimetric observations to be carried out in the future.

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Ce mémoire présente une analyse spectro-photométrique de 2880 naines blanches situées dans un rayon de 100 pc du Soleil, plus froides que Teff ∼ 10,000 K, et possédant de la photométrie grizy de Pan-STARRS et une mesure de parallaxe trigonométrique de Gaia. Les données photométriques JHK dans le proche infrarouge sont également incluses, lorsque disponibles, et s’avèrent essentielles pour l’interprétation des naines blanches les plus froides de l’échantillon. Une analyse détaillée de chaque objet individuel est effectuée en utilisant des modèles d’atmosphère de pointe appropriés pour chaque type spectral, y compris les DA, DC, DQ, DZ, les DA riches en hélium, et les naines blanches dites faibles dans l’infrarouge (IR-faint). Les distributions en température et en masse de chaque sous-échantillon sont discutées, ainsi que l’évolution spectrale des naines blanches froides. L’échantillon présente peu d’évidence quant à la transformation des étoiles DA en naines blanches avec une atmosphère riche en hélium par le processus de mélange convectif entre Teff = 10,000 K et ∼6500 K. Cependant, cette tendance change radicalement dans les environs de Teff = 6500–5500 K où la fraction de naines blanches avec une atmosphère riche en hélium atteint ∼45%. Pour les étoiles plus froides (Teff ≲ 5200 K), les résultats indiquent que la majorité des DC ont une atmosphère dominée par l’hydrogène. Un mécanisme possible impliquant la cristallisation et le magnétisme est proposé afin d’expliquer cette transformation soudaine d’une atmosphère riche en hélium en une atmosphère riche en hydrogène. Finalement, cette analyse montre que les naines blanches de type DQ, DZ et DC pourraient former une population plus homogène qu’on ne le pensait auparavant. / This work presents a spectro-photometric analysis of 2880 cool white dwarfs within 100 pc of the Sun and cooler than Teff ∼ 10,000 K, with grizy Pan-STARRS photometry and Gaia trigonometric parallaxes available. The data sets are also supplemented with near-infrared JHK photometry, when available, which is shown to be essential for interpreting the coolest white dwarfs in the sample. A detailed analysis of each individual object is performed using state-of-the-art model atmospheres appropriate for each spectral type including DA, DC, DQ, DZ, He-rich DA, and the so-called IR-faint white dwarfs. The temperature and mass distributions of each subsample are discussed, as well as the spectral evolution of cool white dwarfs. The sample shows little evidence for the transformation of a significant fraction of DA stars into He-atmosphere white dwarfs through the process of convective mixing between Teff = 10,000 K and ∼6500 K, although the situation changes drastically in the range Teff = 6500–5500 K where the fraction of He-atmosphere white dwarfs reaches ∼45%. However, there is strong evidence that at even cooler temperatures (Teff ≲ 5200 K), most DC white dwarfs have H atmospheres. A possible mechanism to account for this sudden transformation from He- to H-atmosphere white dwarfs involving the onset of crystallization and the occurrence of magnetism is presented. Finally, the results drawn from this work have shown that DQ, DZ, and DC white dwarfs may form a more homogeneous population than previously believed.

Nous présentons un relevé et une analyse spectroscopiques de plus de 1300 naines blanches brillantes (V < 17.5) et riches en hydrogène. Des spectres dans le domaine du visible avec un rapport signal-sur-bruit élevé ont été obtenus et les données ont ensuite été analysées avec notre méthode spectroscopique habituelle qui compare les profils observés des raies de Balmer à des spectres synthétiques calculés à partir de la dernière génération de modèles d’atmosphère. D’abord, nous présentons une analyse détaillée de 29 naines blanches de type DAO utilisant une nouvelle grille de modèles qui inclut du carbone, de l’azote et de l’oxygène aux abondances solaires. Nous démontrons que l’ajout de ces métaux dans les modèles d’atmosphère est essentiel pour surmonter le problème des raies de Balmer qui empêche un ajustement simultané de toutes les raies de Balmer avec des paramètres atmosphériques cohérents. Nous identifions également 18 naines blanches chaudes de type DA qui souffrent aussi du problème des raies de Balmer. Des spectres dans l’ultraviolet lointain obtenus des archives du satellite FUSE sont ensuite examinés pour démontrer qu’il existe une corrélation entre les abondances métalliques élevées et les cas du problème des raies de Balmer. Les conséquences de ces résultats pour toutes les naines blanches chaudes et riches en hydrogène sont discutées. En particulier, le scénario évolutif pour les naines blanches DAO est révisé et nous n’avons plus besoin d’évoquer l’évolution post-EHB pour expliquer la majorité des étoiles DAO. Finalement, nous élaborons un scénario dans lequel les métaux engendrent un faible vent stellaire qui expliquerait la présence d’hélium dans les étoiles DAO. Ensuite, nous présentons les résultats globaux de notre relevé, ce qui inclut une analyse spectroscopique de plus de 1200 naines blanches de type DA. En premier lieu, nous présentons le contenu spectroscopique de notre échantillon qui contient de nombreuses classifications erronées ainsi que plusieurs naines blanches de type DAB, DAZ et magnétiques. Nous discutons ensuite des nouveaux modèles d'atmosphère utilisés dans notre analyse. De plus, nous utilisons des modèles de naines M pour obtenir de meilleures valeurs des paramètres atmosphériques pour les naines blanches qui sont membres de systèmes binaires DA+dM. Certaines naines blanches uniques et quelques systèmes binaires double-dégénérées sont également analysés de manière plus détaillée. Nous examinons ensuite les propriétés globales de notre échantillon incluant la distribution de masse et la distribution de masse en fonction de la température. Nous étudions également la façon dont les nouveaux profils de raies de Balmer affectent la détermination des paramètres atmosphériques. Nous testons la précision et la robustesse de nos méthodes en comparant nos résultats avec ceux du projet SPY, dans le cadre duquel plus de 300 des mêmes naines blanches ont été analysées d'une manière complètement indépendante. Finalement, nous faisons un retour sur la bande d'instabilité des naines blanches pulsantes de type ZZ Ceti pour voir quels effets ont les nouveaux profils de raies sur la détermination de ses frontières empiriques. / We present a spectroscopic survey and analysis of over 1300 bright (V < 17.5), hydrogen-rich white dwarfs. High signal-to-noise ratio optical spectra were obtained and are then analyzed using our standard spectroscopic technique which compares the observed Balmer line profiles to synthetic spectra computed from the latest generation of model atmospheres. First, we present a detailed analysis 29 DAO white dwarfs using our new up-to-date model atmosphere grids in which we have included carbon, nitrogen, and oxygen at solar abundances. We demonstrate that the inclusion of these metals in the model atmospheres is essential in overcoming the Balmer-line problem, which manifests itself as an inability to fit all the Balmer lines simultaneously with consistent atmospheric parameters. We also identify 18 hot DA white dwarfs that also suffer from the Balmer-line problem. Far ultraviolet spectra from the {\it FUSE} archive are then examined to demonstrate that there exists a correlation between higher metallic abundances and instances of the Balmer-line problem. The implications of these findings for all hot, hydrogen-rich white dwarfs are discussed. Specifically, the possible evolutionary scenario for DAO white dwarfs is revised and post-EHB evolution need no longer be invoked to explain the evolution for the majority of the DAO stars. Finally, we discuss how the presence of metals might drive a weak stellar wind which in turn could explain the presence of helium in DAO white dwarfs. We then present the complete results from our survey, including the spectroscopic analysis of over 1200 DA white dwarfs. First we present the spectroscopic content of our sample which includes many misclassifications as well as several DAB, DAZ and magnetic white dwarfs. We then discuss the new model atmospheres we employ in our analysis. In addition, we use M dwarf templates to obtain better estimates of the atmospheric parameters for those white dwarfs which are in DA+dM binary systems. A handful of unique white dwarfs and double-degenerate binary systems are also analyzed in greater detail. We then examine the global properties of our sample including the mass distribution and mass distribution as a function of temperature. Next, we look at how the new Balmer-line profiles affect the determination of the atmospheric parameters. We then proceed to test the accuracy and robustness of our method by comparing our results to those of the SPY survey which has analyzed over 300 of the same white dwarfs in a completely independent manner. Finally, we also re-visit the ZZ Ceti instability strip and how the determination of its empirical boundaries is affected by the latest line profile calculations.

Nous présentons un relevé et une analyse spectroscopiques de plus de 1300 naines blanches brillantes (V < 17.5) et riches en hydrogène. Des spectres dans le domaine du visible avec un rapport signal-sur-bruit élevé ont été obtenus et les données ont ensuite été analysées avec notre méthode spectroscopique habituelle qui compare les profils observés des raies de Balmer à des spectres synthétiques calculés à partir de la dernière génération de modèles d’atmosphère. D’abord, nous présentons une analyse détaillée de 29 naines blanches de type DAO utilisant une nouvelle grille de modèles qui inclut du carbone, de l’azote et de l’oxygène aux abondances solaires. Nous démontrons que l’ajout de ces métaux dans les modèles d’atmosphère est essentiel pour surmonter le problème des raies de Balmer qui empêche un ajustement simultané de toutes les raies de Balmer avec des paramètres atmosphériques cohérents. Nous identifions également 18 naines blanches chaudes de type DA qui souffrent aussi du problème des raies de Balmer. Des spectres dans l’ultraviolet lointain obtenus des archives du satellite FUSE sont ensuite examinés pour démontrer qu’il existe une corrélation entre les abondances métalliques élevées et les cas du problème des raies de Balmer. Les conséquences de ces résultats pour toutes les naines blanches chaudes et riches en hydrogène sont discutées. En particulier, le scénario évolutif pour les naines blanches DAO est révisé et nous n’avons plus besoin d’évoquer l’évolution post-EHB pour expliquer la majorité des étoiles DAO. Finalement, nous élaborons un scénario dans lequel les métaux engendrent un faible vent stellaire qui expliquerait la présence d’hélium dans les étoiles DAO. Ensuite, nous présentons les résultats globaux de notre relevé, ce qui inclut une analyse spectroscopique de plus de 1200 naines blanches de type DA. En premier lieu, nous présentons le contenu spectroscopique de notre échantillon qui contient de nombreuses classifications erronées ainsi que plusieurs naines blanches de type DAB, DAZ et magnétiques. Nous discutons ensuite des nouveaux modèles d'atmosphère utilisés dans notre analyse. De plus, nous utilisons des modèles de naines M pour obtenir de meilleures valeurs des paramètres atmosphériques pour les naines blanches qui sont membres de systèmes binaires DA+dM. Certaines naines blanches uniques et quelques systèmes binaires double-dégénérées sont également analysés de manière plus détaillée. Nous examinons ensuite les propriétés globales de notre échantillon incluant la distribution de masse et la distribution de masse en fonction de la température. Nous étudions également la façon dont les nouveaux profils de raies de Balmer affectent la détermination des paramètres atmosphériques. Nous testons la précision et la robustesse de nos méthodes en comparant nos résultats avec ceux du projet SPY, dans le cadre duquel plus de 300 des mêmes naines blanches ont été analysées d'une manière complètement indépendante. Finalement, nous faisons un retour sur la bande d'instabilité des naines blanches pulsantes de type ZZ Ceti pour voir quels effets ont les nouveaux profils de raies sur la détermination de ses frontières empiriques. / We present a spectroscopic survey and analysis of over 1300 bright (V < 17.5), hydrogen-rich white dwarfs. High signal-to-noise ratio optical spectra were obtained and are then analyzed using our standard spectroscopic technique which compares the observed Balmer line profiles to synthetic spectra computed from the latest generation of model atmospheres. First, we present a detailed analysis 29 DAO white dwarfs using our new up-to-date model atmosphere grids in which we have included carbon, nitrogen, and oxygen at solar abundances. We demonstrate that the inclusion of these metals in the model atmospheres is essential in overcoming the Balmer-line problem, which manifests itself as an inability to fit all the Balmer lines simultaneously with consistent atmospheric parameters. We also identify 18 hot DA white dwarfs that also suffer from the Balmer-line problem. Far ultraviolet spectra from the {\it FUSE} archive are then examined to demonstrate that there exists a correlation between higher metallic abundances and instances of the Balmer-line problem. The implications of these findings for all hot, hydrogen-rich white dwarfs are discussed. Specifically, the possible evolutionary scenario for DAO white dwarfs is revised and post-EHB evolution need no longer be invoked to explain the evolution for the majority of the DAO stars. Finally, we discuss how the presence of metals might drive a weak stellar wind which in turn could explain the presence of helium in DAO white dwarfs. We then present the complete results from our survey, including the spectroscopic analysis of over 1200 DA white dwarfs. First we present the spectroscopic content of our sample which includes many misclassifications as well as several DAB, DAZ and magnetic white dwarfs. We then discuss the new model atmospheres we employ in our analysis. In addition, we use M dwarf templates to obtain better estimates of the atmospheric parameters for those white dwarfs which are in DA+dM binary systems. A handful of unique white dwarfs and double-degenerate binary systems are also analyzed in greater detail. We then examine the global properties of our sample including the mass distribution and mass distribution as a function of temperature. Next, we look at how the new Balmer-line profiles affect the determination of the atmospheric parameters. We then proceed to test the accuracy and robustness of our method by comparing our results to those of the SPY survey which has analyzed over 300 of the same white dwarfs in a completely independent manner. Finally, we also re-visit the ZZ Ceti instability strip and how the determination of its empirical boundaries is affected by the latest line profile calculations.

Analyzing stellar spectra plays a big role in understanding the evolution of our galaxy. Having good data for spectral line properties is very important when analyzing these spectra. One part of the Gaia-ESO public spectroscopic survey (GES) is to gather data for spectral line properties from stellar spectra. The scope of this project is to study one of these properties, the spectral line width caused by collisional broadening by hydrogen. Collisional broadening by hydrogen occurs when a hydrogen atom collides with a particle. The goal of this project is to successfully calculate the collisional spectral line broadening of iron lines where new data is missing from the GES using modern quantum mechanical calculations. These calculations are done using the ABO theory, which is more advanced than previously established theory.A table of Fe-I (Neutral iron) spectral lines without collisional broadening data in the GES has been provided. Using the ABO theory and the accompanying ABO cross section calculator code, estimates of collisional broadening by hydrogen have been calculated for these lines. The new calculations predict that the line width of the spectral lines are typically twice as large compared to older estimates calculated using simpler theory. This new data can be expected to improve stellar spectrum analysis in the Gaia-ESO survey spectra. / Analys av stjärnspektran spelar en stor roll i vår förståelse av vintergatans utveckling. Att ha bra data för spektrallinjers egenskaper är oerhört viktigt vid analys av dessa spektran. En del i Gaia-ESO public spectroscopic survey (GES) är att samla in data för dessa spektrallinjers egenskaper ur stjärnspektran. Omfattningen av detta projekt innefattar att titta närmare på en av dessa egenskaper, spektrallinjebreddning orsakad av kollisionsbreddning av väte. Kollisionsbreddning av väte uppstår när en väteatom kolliderar med en annan partikel. Målet med projektet är att med framgång beräkna kollisionsbreddningen av spektrallinjer från järn där ny data saknas ur GES genom att använda moderna kvantmekaniska beräkningar. Dessa beräkningar är gjorda med den så kallade ABO-teorin, vilken är mer avancerad än tidigare etablerade teorier. En tabell med Fe-I (neutralt järn) spektrallinjer utan kollisionsbreddningsdata i GES har tillhandahållits. Med hjälp av ABO-teorin och den medföljande ABO-tvärsnittsräknar-koden har beräkningar av kollisionsbreddning med väte utförts för dessa linjer. De nya beräkningarna förutser att spektrallinjernas bredd blir typiskt två gånger så stor jämfört med de äldre beräkningarna gjorda med enklare teori. Denna nya data kan förväntas att förbättra analysen av stjärnspektrum ur Gaia-ESO kartläggningen.

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L'archéologie galactique consiste à disséquer et analyser les nombreuses composantes de la Voie Lactée afin de mettre en évidence et distinguer les processus physiques qui contribuent à sa formation et son évolution. Ceci est possible grâce à une estimation précise des positions, des vitesses ainsi que des propriétés de l'atmosphère stellaire des étoiles individuelles qui appartiennent aux différents populations stellaires qui composent chacune de ces composantes. De ce fait, ce domaine dépend non seulement d'observations photométriques, astrométriques et spectroscopiques permettant de mesurer en détail les propriétés stellaires mentionnées mais également de modèles théoriques précis afin de les confronter avec les données observationnelles. Au cours de cette thèse, j'ai mené une étude détaillée sur les effets de fonction de sélection sur les abondances métalliques en utilisant des sondages spectroscopiques aux grandes échelles, suivi d'observations spectroscopiques de petites et grandes résolutions sur les parties internes de la Voie Lactée afin de caractériser la nature chimique du bulbe galactique ainsi que le taux de formation stellaire dans la zone centrale moléculaire (CMZ). Avec les présents et futurs grands sondages dédiés à l'archéologie galactique tels que APOGEE, RAVE, LAMOST, GALAH, etc.., il est essentiel de connaître la fonction de sélection spécifique qui est associée à la stratégie de ciblage de chacun de ces sondages. En utilisant des champs communs et des lignes de visée similaires entre APOGEE, LAMOST, GES et RAVE, et tout en considérant des modèles de synthèse de population stellaire, J'ai étudié les effets de fonction de sélection sur la fonction de distribution de la métallicité (MDF) et sur le gradient vertical de métallicité dans le voisinage solaire. Mes résultats indiquent qu'il y a un négligeable effet de fonction de sélection sur la MDF ainsi que sur le gradient vertical de métallicité. Ces résultats suggèrent alors que différents sondages spectroscopiques (de différentes résolutions et de longueurs d'onde) peuvent être combinés dans des études similaires à condition que les métallicité soient placées sur la même échelle. Tandis que de plus en plus d'observations spectroscopiques des régions externes du bulbe de la Voie Lactée révèlent la complexité de sa morphologie, sa cinétique et de sa nature chimique, les études détaillées sur les abondances chimiques de la région interne du bulbe (400-500 pc) font en revanche défaut. Je présenterai alors des spectres de haute résolution dans la bande K d'étoiles géantes K/M issues de cette région obscure et obtenus à partir du spectrographe de haute résolution dans l'infrarouge, CRIRES (R-50,000) situé au VLT. Je discuterai ensuite la MDF et les abondances chimiques détaillées de notre échantillon dans cette région et également la symétrie Nord-Sud dans la MDF le long du petit axe du bulbe. Un enjeu majeur dans les modèles d'évolution chimique est le manque de connaissance vis à vis de l'histoire et du taux de la formation stellaire de la Voie Lactée. La partie centrale de la Voie Lactée (<200 pc), appelée communément la zone centrale moléculaire, possède un grand réservoir de gaz moléculaire avec des indications d'activités de formation stellaire durant les 100 000 dernières années. J'ai utilisé des spectres KMOS (VLT) de petite résolution afin d'identifier et analyser les objects stellaires jeunes et massifs (YSOs) et afin d'estimer le taux de formation stellaire dans la CMZ en utilisant la méthode de contage YSO. / Galactic archaeology deals with dissecting the Milky Way into its various components with the objective to disentangle processes contributing to the Milky Way formation and evolution. This relies on precise estimation of positions, velocities as well as stellar atmosphere properties of individual stars belonging to different stellar populations that make up each of these components. Thus this field relies on photometric, astrometric and spectroscopic observations to measure the above mentioned stellar properties in detail in addition to accurate models to compare the observed results with. In this thesis, I have carried out a detailed study of selection function effects on metallicity trends using larges scale spectroscopic surveys, followed by high and low resolution spectroscopic observations towards the inner Milky Way to characterise the chemical nature of the inner Galactic bulge and to measure the star formation rate in the central molecular zone (CMZ), respectively. With ongoing and upcoming large Galactic archaeology spectroscopic surveys such as APOGEE, RAVE, LAMOST, GALAH etc, it is essential to know the specific selection function which is related to the targeting strategy of each of them. By using common fields along similar lines of sight between APOGEE, LAMOST, GES and RAVE, and together with stellar population synthesis models, I investigate the selection function effect on the metallicity distribution function (MDF) and the vertical metallicitiy gradients in the solar neighborhood. My results indicate that there is negligible selection function effect on the MDF and the vertical metallicity gradients. These results suggest that different spectroscopic surveys (different resolutions and wavelength range) can be combined for such studies provided their metallicities are put on the same scale. While more and more spectroscopic observations of the outer bulge regions reveal the complex morphological, kinematic and chemical nature of the Milky Way bulge, there is a lack of detailed chemical abundances studies in the inner bulge region (400-500 pc). I will present high resolution K-band spectra of K/M giants in this highly obscured region obtained using the high resolution infrared spectrograph, CRIRES (R-50,000), on VLT. I will discuss the MDF and detailed chemical abundances of our sample in this region as well as the North-South symmetry in MDF along the bulge minor axis. A major challenge in the chemical evolution models is the lack of knowledge about the star formation history and the star formation rate in the Milky Way. The inner 200 pc of the Milky way, the so called central molecular zone, has a large reservoir of molecular gas with the evidence of star formation activity during the last 100,000 years. I used low resolution KMOS spectra (VLT) to identify and analyse massive young stellar objects (YSOs) and estimated the star formation rate in the CMZ using the YSO counting method.

Globular clusters are tracers of the formation and evolution of their host galaxies. Kinematics, chemical abundances, age and position of the clusters allows tracing interactions between Milky Way and surrounding galaxies and outlines their chemical enrichment history. In this thesis we analyse mid-resolution spectra of about 800 red giant stars in 51 Galactic globular clusters. It is the first time that [Fe/H] and [Mg/Fe] derived in a consistent way are published for such a huge sample of globular clusters, almost 1/3 of the total number of catalogued clusters. Our metallicities are showed to be more precise than previous works based on mid-resolution spectroscopy. A turnover at [Fe/H] ~ -1.0 is found in the plot [Fe/H] vs. [Mg/Fe] for bulge and halo, although bulge seems to have a more metal-rich turnover, i.e, bulge has more efficient formation than the halo. Comparing the abundances with age the timescale for SNIa to start to become important is 1Gyr. [Fe/H] vs. age corroborates the different star formation efficiency of bulge and halo while [Mg/Fe] does not follow that. Halo was formed in mini halos or dwarf galaxies, and two multiple population clusters had their origin analysed to check it. M 22 seems to have been formed in the Milky Way while NGC 5824 possibly was originated in a dwarf galaxy, although our results are inconclusive for NGC 5824. The Galactic bulge seems to have been formed fast i.e., probably the oldest globular cluster is there. In fact HP 1 has a bluer horizontal branch than expected for its metallicity and we interpret that as an age effect. We determine its distance using light curves of variable stars in order to constrain future age determinations via colour-magnitude diagram. Finally, we investigate interaction between Milky Way and its neighbour galaxy SMC. We find that some star clusters are being stripped out of the SMC main body, which is consistent with tidal stripping scenario for the interaction between the galaxies, instead of ram pressure that would only affect gas. / Aglomerados globulares são traçadores da formação e evolução de suas galáxias. Cinemática, abundâncias químicas, idades e posições dos aglomerados permitem traçar interações entre Via Láctea e galáxias vizinhas e suas histórias de enriquecimento químico. Nesta tese analisamos espectros de média resolução de mais de 800 estrelas gigantes vermelhas em 51 aglomerados globulares Galácticos. É a primeira vez que [Fe/H] and [Mg/Fe] determinados de modo consistente são publicados para uma amostra desse porte, ~1/3 dos objetos catalogados. Nossas metalicidades são mais precisas que trabalhos anteriores similares. Uma quebra em [Fe/H] ~ -1.0 é encontrada no gráfico [Fe/H] vs. [Mg/Fe] para o bojo e halo, embora bojo parece ter uma quebra em [Fe/H] maior, i.e, bojo tem formaçãao mais eficiente que o halo. Comparando abundâncias com idade, a escala de tempo para SNIa ficar importante é 1Gano. [Fe/H] vs. idade corrobora diferentes eficiências de formação do bojo e halo, mas [Mg/Fe] vs. idade não mostra isso. O halo foi formado em mini halos ou galáxias anãs, e dois aglomerados com dispersão em [Fe/H] tiveram suas origens analisadas. M 22 parece ter sido formado na Via Láctea e NGC 5824 possivelmente foi originado em uma galáxia anã, embora os resultados são inconclusivos para NGC 5824. O bojo parece ter sido formado rapidamente e deve possuir o aglomerado mais velho. De fato, HP 1 tem um ramo horizontal mais azul que o esperado para sua metalicidade e vemos isso como um efeito da idade. Determinamos sua distância usando curvas de luz de RR Lyrae de maneira a restringir futuras determinações de idade via diagrama cor-magnitude. Finalmente, investigamos a interação entre Via Láctea e sua galáxia vizinha SMC. Encontramos aglomerados sendo removidos do corpo central da SMC, consistente com cenário de remoção por força de maré para a interação entre as galáxias, em vez de ``ram pressure\'\' que afeta só gás.