Ma thèse s'inscrit dans le contexte du développement de GRAVITY, instrument de deuxième génération du VLTI, dont la première lumière est prévue pour 2014. GRAVITY pourra recombiner jusqu'à quatre télescopes en bande K (~2,2 µm). Par stabilisation de la phase sur une étoile de référence de magnitude aussi faible que K=10, il permettra de réaliser des mesures astrométriques avec une précision de 10 µas sur des objets jusqu'à K=15, et des images à référence de phase jusqu'à K=16 avec une résolution de 4 mas. Mon travail de thèse consiste à développer les algorithmes du suiveur de franges de GRAVITY, sous-système essentiel pour permettre à l'instrument d'atteindre ces limites de sensibilité inégalées en interférométrie longue base infrarouge. Pour rendre possible des intégrations supérieures à 100 s sur la voie scientifique, il devra stabiliser les différences de marche à des résidus inférieurs à 350 nm rms sur l'étoile de référence, malgré les perturbations provoquées par le piston atmosphérique, des vibrations instrumentales, et des variations de flux des faisceaux recombinés. Dans ce but, j'ai réalisé des simulations numériques de la boucle de contrôle dans son ensemble, en modélisant de façon réaliste les différentes sources de perturbations générant des fluctuations de différence de marche et des variations de flux dans les faisceaux recombinés. J'ai ainsi démontré que, par l'utilisation d'un contrôleur prédictif basé sur un filtre de Kalman utilisant un modèle des perturbations pour calculer les commandes aux actionneurs, les franges seront stabilisées à 310 nm rms sur une étoile de magnitude 10 dans les conditions d'observation attendues au VLTI en 2014. J'ai montré cependant que ces performances diminuaient fortement pour des conditions moins favorables. De plus, j'ai analysé l'efficacité du contrôleur Kalman pour compenser le piston atmosphérique et les vibrations par rapport aux algorithmes actuellement utilisés au VLTI. À partir de mesures sur ciel avec l'instrument PRIMA, j'ai montré que les perturbations sont mieux corrigées avec un contrôleur Kalman qu'avec le suiveur de franges de PRIMA. De plus, j'ai démontré par des simulations numériques que le filtre Kalman est plus efficace pour compenser les vibrations que l'algorithme VTK, consacré à leur correction au VLTI. J'ai également développé un démonstrateur de laboratoire du suiveur de franges de GRAVITY, dans le but d'en valider expérimentalement la boucle de contrôle. J'ai ainsi pu analyser des spécificités absentes des simulations initiales, telles que la procédure d'étalonnage, et l'analyse de biais induits par une dispersion spectrale imparfaite. Enfin, j'ai participé à un programme astrophysique pour lequel j'ai réalisé et analysé des observations interférométriques de la binaire X à forte masse Vela X-1 en infrarouge. J'ai mesuré un vent stellaire de tailles differentes dans les bandes H et K, démontrant la présence soit d'un fort gradient de température, soit d'évènements temporaires dans le vent. Une fois GRAVITY opérationnel, cette étude préliminaire sera étendue à des binaires X moins lumineuses, grâce à sa sensibilité inédite en interférométrie infrarouge. Pour conclure, mon travail de thèse a permis de démontrer que les performances du suiveur de franges sont compatibles avec les spécifications de GRAVITY, en faisant par conséquent le premier suiveur de franges à quatre télescopes à fonctionner sur des sources faibles, et ce malgré des perturbations importantes. GRAVITY et son suiveur de franges ouvrent ainsi la voie à des observations astrophysiques inédites en interférométrie optique.

L'exoplanétologie est une science jeune qui n'a véritablement démarré qu'en 1995 avec la découverte d'une exoplanète géante en orbite rapprochée autour de l'étoile solaire 51 Pegasi. Mes premières recherches dans de domaine datent de 1999 et concernent la mission spatiale Corot qui a conduit depuis 2006 à la détection de plus d'une trentaine de nouvelles exoplanètes très diverses. J'ai pleinement participé à l'aventure de Corot, en commençant par l'estimation du nombre de planètes détectables de 1999 à 2003, en poursuivant par la recherche et la caractérisation des signaux d'éclipses partielles, ou transits, lorsque les données furent disponibles à partir de 2007, pour finir par la mesure des propriétés physiques et orbitales des exoplanètes détectées, notamment Corot-7b en 2009, la première exoplanète rocheuse au rayon et à la masse mesurés, et Corot-8b en 2010, un mini-saturne dense. Je travaille actuellement au calcul de la probabilité de la nature planétaire de tous les signaux de transits détectés par la mission. Mes autres travaux de recherche concernent deux techniques de haute résolution angulaire pour la détection directe d'exoplanètes : l'interférométrie à longue base dans l'infrarouge et la coronographie dans le visible. En interférométrie, j'ai contribué à la précision de l'étalonnage des instruments en compilant deux catalogues d'étoiles-étalons, j'ai mesuré les propriétés d'un prototype de fibre monomode dans l'infrarouge moyen, et j'ai observé des étoiles naines, géantes et doubles. Mon résultat majeur est la détection directe du compagnon faible de l'étoile Theta Draconis. Enfin, en coronographie, j'ai développé en 2006 une méthode de correction de tavelures à l'aide d'un miroir déformable dans le cadre du projet Terrestrial Planet Finder Coronagraph de la Nasa. En cas de sélection du projet Echo par l'Esa en février 2014, mes recherches futures pourraient concerner la spectrométrie par transmission de l'atmosphère d'exoplanètes à courte période.

Ces dernières années, une série d' expériences utilisant des sources naturelles et artificielles de neutrinos ont prouvé que ces particules oscillent; la mesure des paramètres de leur matrice de mélange est en cours et elle guide la conception de futures appareillages et expériences. Théoriquement, cette découverte prouve que les neutrinos sont massives et qu' au moins une extension minimale du Modèle Standard de la physique des particules est nécessaire. Nous décrivons quelques conséquences que cette nouvelle connaissance a sur des systèmes cosmologiques et astrophysiques. En particulier, nous discutons: i) les implications pour les propriétés du fond de neutrinos cosmiques, à la fois dans le scénario minimal et dans certaines extensions non standard; ii) les contraintes cosmologiques actuelles et futures sur la durée de vie des neutrinos; iii) les implications fascinantes de la non-linéairité due à l' auto-réfraction dans l' évolution de la saveur des flux de neutrinos émis par la proto-étoile à neutrons produite lors d' un phénomène de supernova à effondrement de coeur. Enfin, nous décrivons certaines des orientations de recherche possibles pour les années à venir.

Ce manuscrit rassemble une série de travaux observationnels et phénoménologiques relatifs à des objets compacts variables du centre de notre Galaxie, à savoir le trou noir supermassif central, Sagittarius A*, et des étoiles à neutrons hébergées par des sursauteurs X. La première partie traite de la source Sgr A*, sujette à des éruptions quotidiennes, dont les mécanismes déclencheurs et les processus de rayonnement sont encore inconnus. Cette activité éruptive a été sondée par l'intermédiaire de plusieurs vastes campagnes d'observations multi-longueurs d'onde (en rayons gamma, rayons X, infrarouge et submillimétrique) étalées entre 2007 et 2009. Des données recueillies simultanément par les instruments XMM-Newton/EPIC, INTEGRAL/ISGRI+JEM-X, Fermi/LAT, VLT/NACO+VISIR et APEX/LABOCA, lors de plusieurs nouvelles éruptions majeures, ont ainsi permis de caractériser en détail le comportement spectro-temporelle de ces dernières et de contraindre les modèles d'émissions non-thermiques du milieu radiatif (synchrotron, Compton inverse, plasmoïde en expansion). Dans un second temps, une vingtaine de sursauts X de type I en provenance de deux binaires X de faible masse, transitoires, du noyau Galactique, GRS 1741.9-2853 et AX J1745.6-2901, ont été examinés à travers les données de différents satellites X de basse énergie (2-30 keV). Ces observations ont été discutées dans le cadre théorique, relativement bien établi, d'explosions thermonucléaires d'un mélange hydrogène-hélium, amassé à la surface d'étoiles à neutrons accrétantes.

La résolution angulaire des observations à partir du sol est limitée par la turbulence atmosphérique qui déforme aléatoirement le front d'onde de la lumière d'un objet céleste. L'optique adaptative a été développée pour corriger cette déformation en temps réel. Cependant, cette correction n'est souvent que partielle, et une déconvolution de l'image s'impose dans le but d'effectuer une photométrie de bonne précision. La première partie de ce manuscrit est consacrée à l'estimation de la réponse impulsionnelle pour le système d'optique adaptative ADONIS du télescope de 3.6m de PUEO. La variabilité des conditions atmosphériques rend difficile sa calibration par l'observation d'une source quasi-ponctuelle. Pour cela, j'ai utilisé la méthode développée pour le système d'optique adaptative PUEO, qui estime la réponse impulsionnelle à partir des mesures de son senseur de courbure, et je l'ai adaptée au système ADONIS (basé sur un senseur de Shack-Hartmann). J'ai appliqué la méthode à des données obtenues dans différentes conditions atmosphériques et je discute ses limites. En particulier, le modèle ne peut pas reproduire une certaine aberration variable dont l'origine est probablement due à la présence d'une turbulence locale et non-stationnaire. Cette turbulence est clairement mise en évidence par le comportement spatial et temporel de la phase résiduelle. Dans la deuxième partie de cette thèse, je présente et discute les résultats d'une étude sur la variabilité photométrique des étoilesYY Orionis qui sont des étoiles jeunes montrant dans leurs spectres la signature de l'accrétion de matière. En particulier, une variabilité photométrique a pu être détectée pour l'étoile YY Ori. J'interprète cette variabilité par la présence d'une tache chaude relativement importante sur la surface de l'étoile, apparaissant et disparaissant périodiquement au cours de la rotation stellaire.

Notre travail se concentre sur le rôle de la phase moléculaire froide et dense dans l'évolution des galaxies spirales. Cette phase p eut jouer le rôle de réservoir de gaz à faible taux de formation stellaire dans les parties externes des disques. Après une présentation générale des propriétés des galaxies, en particulier des galaxies spirales, leur milieux interstellaire et leur évolution dynamique, nous passons en revue les simulations numériques hydrodynamiques contemporaines et l'implémentation de la physique baryonique. Nous présentons ensuite la série de simulations que nous avons e ffectuées. Ces simulations incluent du refroidissement jusqu'à basse température, en prenant notamment en compte de l'hydrogène moléculaire. Nous testons en particulier l'infl uence de l'hydrogène moléculaire dans des simulations avec di fférentes efficacités de rétroactions énergétique stellaire, et obtenons que le dihydrogène permet dans tous les cas une faible formation d'étoiles dans les parties externes des disques. Les disques gazeux ont de plus tendance à s'épaissir à grands rayons du fait de la rétroaction stellaire renforcée par la présence de dihydrogène. L'hydrogène moléculaire peut donc jouer le rôle de réservoir de matière baryonique dans les parties externes des galaxies spirales qui accrètent du gaz par les fi laments cosmiques tout au long de leur vie.

Les étoiles de type solaire se forment par l'effondrement d'un nuage moléculaire, durant lequel la matière s'organise autour de l'étoile en formation sous la forme d'un disque, appelé disque protoplanétaire. Dans ce disque se forment les planètes, comètes et autres objets du système stellaire. La nature de ces objets peut donc avoir un lien avec l'histoire de la matière du disque.J'ai étudié l'évolution chimique et physique de cette matière, du nuage au disque, à l'aide du code de chimie gaz-grain Nautilus.Une étude de sensibilité à divers paramètres du modèle (comme les abondances élémentaires et les paramètres de chimie de surface) a été réalisée. Notamment, la mise à jour des constantes de vitesse et des rapports de branchement des réactions de notre réseau chimique s'est avérée influente sur de nombreux points, comme les abondances de certaines espèces chimiques, et la sensibilité du modèle à ses autres paramètres.Plusieurs modèles physiques d'effondrement ont également été considérés. L'approche la plus complexe et la plus consistante a été d'interfacer notre code de chimie avec le code radiatif magnétohydrodynamique de formation stellaire RAMSES, pour modéliser en trois dimensions l'évolution physique et chimique de la formation d'un jeune disque. Notre étude a démontré que le disque garde une trace de l'histoire passée de la matière, et sa composition chimique est donc sensible aux conditions initiales.

Une émission gamma à 511 keV est observée depuis le début des années 1970 dans la direction du centre Galactique. Cette émission est la signature de l'annihilation d'électrons avec des positrons qui sont les antiparticules des électrons. Malheureusement, l'origine de ces positrons galactiques reste à l'heure actuelle un mystère. De nombreuses sources de positrons ont été proposées mais elles présentent toutes des difficultés à expliquer cette émission d'annihilation galactique. Celle-ci possède une distribution spatiale particulière. Depuis 2002, le spectromètre SPI à bord de l'observatoire spatial INTEGRAL révèle une émission fortement concentrée dans le bulbe galactique et une faible émission en provenance du disque galactique. Cette distribution spatiale est totalement atypique car elle ne ressemble à aucune distribution galactique connue, que ce soit d'une population stellaire ou d'un gaz interstellaire. L'hypothèse selon laquelle les positrons s'annihilent à proximité de leur source (c.-à-d. que la distribution spatiale de l'émission d'annihilation est identique à la distribution spatiale des sources) a donc été remise en cause. Des études récentes semblent suggérer que les positrons pourraient se propager loin de leur source avant de s'annihiler. Ceci permettrait de résoudre éventuellement l'énigme sur l'origine des positrons galactiques. Cette thèse a été consacrée à modéliser la propagation puis l'annihilation des positrons dans la Galaxie, dans le but de comparer des modèles spatiaux de l'émission d'annihilation aux dernières données mesurées par SPI/INTEGRAL. Cette méthode nous permet en effet de poser des contraintes sur l'origine des positrons galactiques. Nous avons donc développé un code de simulation Monte Carlo de transport des positrons dans la Galaxie dans lequel nous avons implémenté toutes les connaissances théoriques et observationnelles de la physique des positrons (sources, modes de transport, pertes en énergie, modes d'annihilation) et du milieu interstellaire de la Galaxie (distributions du gaz interstellaire, champs magnétiques galactiques, structure des phases gazeuses). Dues aux incertitudes entourant de nombreux paramètres physiques (champs magnétique du halo galactique, structure des phases du milieu interstellaire, etc.), nous avons implémenté plusieurs modèles pouvant potentiellement rendre compte de ces paramètres. Ces paramétrages différents de la Galaxie nous ont ainsi permis d'estimer leur impact sur la propagation et l'émission d'annihilation des positrons. Nous avons appliqué ce code à l'étude des positrons émis par la décroissance β+ de l'26Al, du 44Ti et du 56Ni qui sont continûment produits dans la Galaxie au coeur des étoiles massives et des explosions de supernovae. Nous avons étudié ces sources car l'idée que celles-ci pourraient expliquer l'émission d'annihilation galactique est largement répandue depuis des décennies. Nous avons montré que, peu importe le paramétrage de la Galaxie, ces positrons permettent d'expliquer l'émission du disque mais pas la totalité de l'émission du bulbe. La raison est simple : ces positrons ne se propagent pas très loin de leur source avant de s'annihiler. Dans ce cadre, une source supplémentaire de positrons dans le bulbe est nécessaire pour rendre compte de la totalité de l'émission. Nous avons montré qu'une source transitoire de positrons (d'énergie ~MeV) située au centre de la Galaxie pourrait expliquer l'émission du bulbe.

Cette thèse a pour but de faire le lien entre l’évolution des galaxies, leur morphologie et les processus physiques internes, notamment la formation stellaire comme le résultat du milieu interstellaire turbulent et multiphase, en utilisant les simulations cosmologiques zoom-in, les simulations des galaxies isolées et en interaction, et le modèle analytique de la formation stellaire. Dans le chapitre 1, j’explique la motivation pour cette thèse et je passe brièvement en revue le contexte nécessaire lié à la formation des galaxies et la modélisation en utilisant les simulations numériques. Tout d’abord, j’explore l’évolution de la morphologie des galaxies du type de la Voie Lactée dans la série des simulations cosmologiques zoom-in à travers l’analyse des barres. J’analyse l’évolution de la fraction des barres avec le redshift, sa dépendance en fonction de la masse stellaire et l’histoire d’accrétion de galaxies individuelles. Je montre en particulier, que la fraction de barres décroit avec le redshift croissant, en accord avec les observations. Ce travail montre également que les résultats obtenus suggèrent que l’époque de la formation des barres correspond à la transition entre une phase précoce “violente” de la formation de galaxies spirales à z > 1, pendant laquelle elles sont souvent perturbées par les fusions avec les galaxies de masse comparable ou par multiple fusions avec les galaxies de petite masse, mais aussi les instabilités violentes de disque, et une phase "séculaire" tardive à z < 1, quand la morphologie finale est généralement stabilisée vers une structure dominée par le disque. Cette analyse est présentée dans le chapitre 2. Étant donné que ces simulations cosmologiques forment trop d'étoiles trop tôt par rapport aux populations de galaxies observées, je me concentre dans le chapitre 3 sur la formation stellaire dans un échantillon de simulation de galaxies en isolation, à bas redshift, et à résolution du parsec et sous-parsec. J'étudie l'origine physique de leurs relations de formation stellaire avec les cassures, et montre que le seuil de densité surfacique pour une formation stellaire efficace peut être lié à la densité caractéristique d'apparition de turbulence supersonique. Ce résultat s'applique aussi bien aux galaxies qui fusionnent, dans lesquelles l'augmentation de la turbulence compressive déclenchée par les marées compressives les conduit au régime de sursaut de formation d'étoiles. Un modèle analytique idéalisé de formation stellaire liant la densité surfacique de gaz au taux de formation stellaire comme une fonction de la présence de turbulence supersonique et la structure associée du milieu interstellaire est ensuite présenté dans le chapitre 4. Ce modèle prédit une cassure à basse densité de surface qui est suivie par un régime de loi de puissance à haute densité dans différents systèmes en accord avec les relations de formation stellaire des galaxies observées et simulées. La dernière partie de cette thèse est dédiée à la technique alternative de zoom-in cosmologique (Martig et al. 2009) et son implémentation dans le code à raffinement de maillage adaptatif RAMSES. Dans le chapitre 5, je présente les caractéristiques de base de cette technique aussi bien que certains de nos tout premiers résultats dans le contexte de l'accrétion cosmologique diffuse. / This thesis aims at making the link between galaxy evolution, morphology and internal physical processes, namely star formation as the outcome of the turbulent multiphase interstellar medium, using the cosmological zoom-in simulations, simulations of isolated and merging galaxies, and the analytic model of star formation. In Chapter 1, I explain the motivation for this thesis and briefly review the necessary background related to galaxy formation and modeling with the use of numerical simulations. I first explore the evolution of the morphology of Milky-Way-mass galaxies in a suite of zoom-in cosmological simulations through the analysis of bars. I analyze the evolution of the fraction of bars with redshift, its dependence on the stellar mass and accretion history of individual galaxies. I show in particular, that the fraction of bars declines with increasing redshift, in agreement with the observations. This work also shows that the obtained results suggest that the bar formation epoch corresponds to the transition between an early "violent" phase of spiral galaxies formation at z > 1, during which they are often disturbed by major mergers or multiple minor mergers as well as violent disk instabilities, and a late "secular" phase at z < 1, when the final morphology is generally stabilized to a disk-dominated structure. This analysis is presented in Chapter 2. Because such cosmological simulations form too many stars too early compared to observed galaxy populations, I shift the focus in Chapter 3 to star formation in a sample of low-redshift galaxy simulations in isolation at parsec and sub-parsec resolution. I study the physical origin of their star formation relations and breaks and show that the surface density threshold for efficient star formation can be related to the typical density for the onset of supersonic turbulence. This result holds in merging galaxies as well, where increased compressive turbulence triggered by compressive tides during the interaction drives the merger to the regime of starbursts. An idealized analytic model for star formation relating the surface density of gas and star formation rate as a function of the presence of supersonic turbulence and the associated structure of the ISM is then presented in Chapter 4. This model predicts a break at low surface densities that is followed by a power-law regime at high densities in different systems in agreement with star formation relations of observed and simulated galaxies. The last part of this thesis is dedicated to the alternative cosmological zoom-in technique Martig et al. 2009 and its implementation in the Adaptive Mesh Refinement code RAMSES. In Chapter 5, I will present the basic features of this technique as well as some of our very first results in the context of smooth cosmological accretion.

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.