Les galaxies sont des systèmes complexes où la dynamique et l'évolution chimique sont intimement liées. Afin d'étudier la formation et l'évolution des galaxies, nous avons développé un nouveau code chemodynamique nous permettant de traiter simultanément et de manière cohérente la dynamique et l'évolution chimique. Notre code décrit le milieu interstellaire et les principaux processus physiques y prennant place. La formation et l'évolution stellaire sont traitées selon un schéma de recyclage non-instantané. Une des originalités du code réside dans le suivi des abondances individuelles de plusieurs éléments chimiques. Celui-ci permet le calcul du refroidissement du gaz conformément à sa composition chimique, l'étude de l'évolution de celle-ci et des gradients d'abondances, aussi bien spatialement que temporellement.<br /><br />Les premiers tests effectués montrent l'importance du suivi des abondances individuelles des éléments, car celles-ci influent sur le refroidissement du gaz et par conséquent sur l'historique de formation stellaire et de l'enrichissement chimique. Notre description à deux phases du milieu interstellaire nous permet de reproduire trois milieux distincts en accord avec les observations. La pente de la fonction de masse initiale des amas stellaires est semblable à celle observée. Finalement, grâce à ce nouveau code chemodynamique, nous sommes en mesure d'étudier les différents mécanismes physiques impliqués dans l'évolution des galaxies aussi bien du point de vue dynamique que chimique.

Thèse numérisée par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Contexte. Les étoiles naissent ensemble dans des nuages moléculaires géants. Si nous faisons l’hypothèse qu’ils étaient à l’origine chimiquement homogènes et bien mélangés, nous nous attendrions à ce que les étoiles issues d’un même nuage aient la même composition chimique. La plupart des groupes d’étoiles sont perturbés lors de leur évolution dans la galaxie et l’information dynamique est perdue. Ainsi la seule possibilité que nous ayons de reconstruire l’histoire de la formation stellaire est d’analyser les abondances chimiques que l’on observe aujourd’hui.But. La technique de marquage chimique a pour but de retrouver les amas d’étoiles dissociés en se basant uniquement sur leur composition chimique. Nous évaluons la viabilité de cette technique pour retrouver les étoiles qui sont nées dans un même amas mais qui ne sont plus gravitationnellement liées.Méthodes. Nous avons créé une librairie de spectres stellaires de haute qualité afin de faciliter l’évaluation des analyses spectrales. Nous avons développé notre propre outil d’analyse spectrale, nommée iSpec, capable d’homogénéiser les spectres stellaires venant de tous types d’instruments et de dériver les paramètres atmosphériques et les abondances chimiques. Finalement, nous avons compilé des spectres stellaires d’étoiles de 32 amas ouverts, nous avons dérivé de façon homogène les paramètres atmosphériques et les abondances de 17 espèces, et nous avons utilisé des algorithmes d’apprentissage automatique pour grouper les étoiles en se basant sur leur composition chimique.Résultats. Nous avons trouvé que les étoiles à des étapes d’évolution différentes ont des motifs chimiques distincts qui peuvent être dus à des effets NLTE,de diffusion atomique, de mélange et de corrélation à partir des déterminations de paramètres atmosphériques. Quand nous séparons les étoiles suivant leur stade d’évolution, nous observons qu’il y a un important degré de recouvrement dans la détermination des signatures chimiques des amas ouverts. Ceci rend difficile de retrouver les groupes d’étoiles nées ensemble en utilisant la technique de marquage chimique. / Context. Stars are born together from giant molecular clouds and, if weassume that they were chemically homogeneous and well-mixed, we expect them toshare the same chemical composition.Most of the stellar aggregates are disrupted while orbiting the Galaxy and thedynamic information is lost, thus the only possibility to reconstruct the stellarformation history is to analyze the chemical abundances that we observe today.Aims. The chemical tagging technique aims to recover disrupted stellarclusters based merely on their chemical composition. We evaluate the viability of thistechnique to recover conatal stars that are not gravitationally bound anymore.Methods. We built a high-quality stellar spectra library to facilitate theassessment of spectral analyses. We developed our own spectral analysisframework, named iSpec, capable of homogeneizing stellar spectra and derivingatmospheric parameters/chemical abundances. Finally, we compiled stellar spectrafrom 32 Open Clusters, homogeneously derived atmospheric parameters and 17abundance species, and applied machine learning algorithms to group the starsbased on their chemical composition. This approach allows us to evaluate theviability of the chemical tagging technique.Results. We found that stars in different evolutionary stages havedistinguished chemical patterns may be due to NLTE effects, atomic diffusion, mixingand correlations from atmospheric parameter determinations. When separating starsper evolutionary stage, we observed a high degree of overlapping among OpenCluster’s chemical signatures, making it difficult to recover conatal aggregates byapplying the chemical tagging technique.

Les systemes de raies d'absorption observes a haute resolution dans le spectre des quasars sont des outils puissants pour etudier le gaz baryonique dans l'Univers et son evolution. Tandis que les nuages de gaz diffus du milieu intergalactique, la foret Lyman-alpha, dominent la densite de masse des baryons a grand decalage spectral, les systemes d'absorption Lyman-alpha lorentziens de grandes densites de colonne en hydrogene neutre dominent la densite de masse du gaz neutre a tout decalage spectral. Ces derniers sont probablement associes a des etapes-cles de la formation et de l'evolution des galaxies. Dans cette these, je presente des travaux dont l'objectif est de mieux cerner les proprietes physiques et de contraindre la nature des systemes lorentziens. Apres une introduction et une revue detaillee de nos connaissances dans le domaine, je decris ma propre analyse des abondances chimiques et de la cinematique du gaz neutre a grand decalage spectral. Je fais ensuite le lien entre ces objets et l'identification optique des galaxies responsables de l'absorption a decalage spectral intermediaire en etudiant plus particulierement l'histoire nucleosynthetique du gaz et la possibilite de l'existence de poussieres a z_abs plus petit que 1.7. L'application des techniques de la spectroscopie integrale de champ m'a en outre permis de rechercher l'emission Lyman-alpha des regions de formation d'etoiles associees aux systemes lorentziens de decalages spectraux les plus grands, emission que j'interprete dans le cadre de plusieurs modelisations originales. La derniere partie de la these est dediee au projet d'etude de l'association de la foret Lyman-alpha avec les grandes structures et les halos galactiques de notre Univers local, et je presente dans ce contexte les resultats d'un releve efficace de quasars brillants situes a l'arriere-plan de l'amas de galaxies de Coma.

Nous étudions la migration radiale des étoiles, et testons son impact sur l’évolution chimique de la Voie Lactée. Pour cela nous utilisons une simulation N-corps+SPH (Gadget-3) de galaxie fortement barrée, afin d’étudier la migration radiale induite par la barre. Nous examinons un nouveau mécanisme de migration radiale: une fraction des étoiles piégées à la corotation de la barre, se déplacent avec le rayon de corotation lorsque celui-ci va vers l’extérieur (quand la vitesse de rotation de la barre diminue, du fait de son évolution séculaire). Nous montrons que ce mécanisme affecte principalement les régions externes du disque, à condition que la corotation atteigne ces régions. Nous montrons également que ce mécanisme n’a pas d’effets dans la Voie Lactée, car les estimations observationnelles des caractéristiques de la barre, indiquent que la corotation est loin des zones externes. Nous analysons également la migration radiale dans cette simulation, afin de construire un modèle empirique de diffusion stellaire dans le disque, et nous incluons ce modèle dans un code semi-analytique d’évolution chimique de galaxie. Nous testons la validité de cette approche en vérifiant que les galaxies simulées N-corps+SPH et semi-analytique ont des propriétés morphologiques et chimiques similaires. Nous appliquons ensuite notre modèle à la Voie Lactée, en adaptant les paramètres du modèle. Puis, nous comparons les résultats obtenus avec un grand nombre d’observations concernant le voisinage solaire (relation âge-métallicité, distribution de métallicité, relation a/Fe vs Fe/H et la bimodalité disque mince - disque épais) , et les gradients radiaux d’abondance. / We study the radial migration of stars, and test its impact on the chemical evolution of the Milky Way. For this we use a simulation-body + SPH (Gadget-3) strongly barred galaxy to study the radial migration induced by the bar. We examine a new mechanism of radial migration: a fraction of stars trapped at corotation with the bar, move with the corotation radius when it goes outwards (when the rotational speed of the bar decreases, because of its secular evolution). We show that this mechanism affects mainly the outer regions of the disc, provided that the corotation reaches these regions. We also show that the mechanism has no effects in the Milky Way, as the observational estimates of the characteristics of the bar indicates that the corotation is not in the outer regions. We also analyze the radial migration in this simulation to construct an empirical model of diffusion in the stellar disk, and we include this model in a semi-analytic code of chemical evolution of galaxy. We test the validity of this approach by ensuring that the galaxies simulated with N-body + SPH and semi-analytic have similar morphological and chemical properties. We then apply our model to the Milky Way, by adapting the model parameters. Then, we compare the results obtained with a large number of observations on the solar neighborhood (age-metallicity relation, metallicity distribution, relationship O/Fe vs. Fe/H and bimodality thin disk - thick disk), and radial gradients of abundances.

L'étude de la composition chimique et de la cinématique des étoiles de la Voie Lactée est essentielle afin de comprendre comment les grandes structures de notre Galaxie se sont formées. Les étoiles de faible masse gardent en mémoire dans leur atmosphère la composition chimique du milieu interstellaire dans lequel elles sont nées, et leur cinématique est essentielle afin de caractériser les différentes populations stellaires. Dans cette thèse, nous étudions le disque galactique, composante majeure de notre Galaxie. Dans le cadre de la mission spatiale Gaia, nous avons développé une procédure automatique de mesure d'abondances chimiques, GAUGUIN, utilisée dans le cadre du Gaia-ESO Survey GES (abondances chimiques d'éléments alpha et du pic du fer pour 10000 étoiles) et du projet AMBRE (abondances de lithium pour 7300 étoiles). GAUGUIN va être intégré au pipeline d'analyse des spectres RVS de Gaia. Nous avons étudié l'évolution des dispersions des vitesses dans le disque galactique en fonction du [Mg/Fe], utilisé comme proxy de l'âge. A partir de 6800 étoiles de GES, nous avons détecté la présence d'étoiles du disque épais cinématiquement froides mais avec des valeurs élevées du rapport [Mg/Fe], donc possiblement âgées. Dans le contexte d'un milieu turbulent, nous discutons la présence de ces étoiles dans le cadre des différents modèles de formation du disque galactique. Nous avons également montré que l'abondance du lithium dans le disque montre une croissance avec la métallicité sur le domaine -1<[M/H]<+0 dex et décroît pour les métallicités super-solaires. Enfin, le disque mince et le disque épais seraient caractérisés par des évolutions chimiques différentes en abondance de lithium. / Studying both the chemical composition and kinematics of Milky Way stars is essential to understand how big structures of our Galaxy are formed. Indeed, low-mass stars retain in their photosphere the chemical composition of the interstellar medium is which they were born. Additionally, the kinematics are essential to characterize stellar populations. In this thesis, we focus on the galactic disc, a major component of the Milky Way. In the context of the Gaia mission, we have developed an automatic procedure GAUGUIN, devoted to deriving chemical abundances. We first applied our method to the Gaia-ESO Survey (GES) data to derive alpha and iron-peak chemical abundances for 10000 stars. We then derived lithium abundances for 7300 stars from the AMBRE project. GAUGUIN is well adapted to massive spectroscopic surveys, both in terms of computation time and accuracy. GAUGUIN will be soon integrated into the RVS DPAC analysis pipeline of the Gaia mission. We studied the velocity dispersions in the galactic disc as a function of the [Mg/Fe] ratio, used as an age proxy. Thanks to 6800 GES stars, we detected thick disc stars with cool kinematics and high [Mg/Fe] ratio, so presumably old. In the generally turbulent context of the primitive galactic disc, this thesis places these results in the framework of the different disc formation and evolution scenarios. We also showed that the lithium abundance in the galactic disc increases as a function of the metallicity in the domain -1<[M/H]+0 dex and decreases at super-solar metallicities. Finally, the thin and the thick discs could be characterized by different lithium abundance evolutions.

Le bulbe Galactique, est cruciale pour comprendre les processus physiques responsables de la formationde la galaxie. L'étude spectroscopique des étoiles vieilles de faible masse permettre de caractériser endétail la chimie et la cinématique du bulbe. Dans cette thèse, nous avons utilisé des données provenantdu Gaia-ESO survey pour mener une étude détaillée du système du disque ainsi que du bulbeGalactique. La distribution de métallicité du bulbe est bimodale. La population riche en métaux montreune cinématique typique de la barre. Elle présente une caractéristique de double RC et recouvre laséquence du disque mince à haute métallicité dans le plan [Mg/Fe] vs. [Fe/H]. Nous associons cesétoiles avec celles de la barre formée à la suite de l'évolution séculaire du disque mince primordial.D'autre part, la population pauvre en métaux présente une cinématique chaude et ne participe pas à laforme en X du bulbe. Ces étoiles semblent imiter la distribution de celles du disque épais dans le plan[Mg/Fe] vs. [Fe/H]. Quand nous comparons la position en métallicité du genou de cette distribution,qui se trouve à [Fe/H]=-0.37+/-0.09 dex, elle est plus élevée de 0.6 dex par rapport au disque épais. Unmodèle d'évolution chimique permet de bien ajuster cette distribution pour les étoiles du bulbe ensupposant un épisode de formation stellaire rapide (<1 Gyr) et intense. L'origine du bulbe pauvre enmétaux reste encore relativement incomprise, mais divers projets futurs devraient permettre de faire ladistinction entre les processus violents ou ceux liés à une évolution séculaire qui ont pu contribuer à saformation / The Galactic bulge, as a massive and old Galactic component, is key to understand the physicalprocesses responsibles for the formation of the Galaxy. The spectroscopic study of long lived low massstars represents an opportunity to characterize the detailed chemical and kinematical patterns of theeventual mix of stellar populations building up the bulge. In this thesis we made use of data comingfrom the Gaia-ESO survey to conduct a detailed analysis of the disk system as well as bulge stellarpopulations. The bulge metallicity distribution function is bimodal. The metal-rich population exhibitsbar-like kinematics, displays the double RC feature and overlaps the metal-rich end of the thin disksequence in the [Mg/Fe] vs. [Fe/H] plane. We associate these stars with the bar X-shape bulge formedas the product of secular evolution of the early thin disk. On the other hand, the metal-poor populationpresents isotropic hot kinematics and does not participate in the X-shaped bulge. When compared to thethick disk, bulge stars seem to mimic their distribution in the [Mg/Fe] vs. [Fe/H] plane. Whencomparing the metallicity position of the so called ``knee'', that of the bulge is found to be at [Fe/H]=-0.37+/-0.09 dex, being 0.6 dex higher than that of the thick disk. A chemical evolution model suitablyfits the whole bulge sequence by assuming a fast (<1 Gyr) intense burst of star formation taking place atearly epochs. The origin of the metal-poor bulge still remains unconstrained, but further research shouldallow to distinguish between violent processes or secular evolution for its origin

Le gaz neutre dans les galaxies commence seulement à révéler ses secrets. FUSE permet depuis peu de sonder la phase atomique diffuse vers les régions Hii extragalactiques, sièges d'une intense formation d'étoiles. La méthode fait appel à l'analyse du profil des raies d'absorption d'espèces métalliques, telles que Ni, Oi, Si ii, Pii, Ar i ou encore Fe ii, afin de calculer leurs quantités, et d'estimer les abondances des éléments (c'est-à-dire rapportées à la quantité d'hydrogène). Les objets parmi les plus intéressants sont les galaxies bleues compactes. Peu évoluées chimiquement, elles offrent l'opportunité de comprendre l'interaction entre les flambées d'étoiles y prenant place et le milieu interstellaire environnant. Un des enjeux majeurs consiste à éprouver les modèles d'évolution chimique des galaxies en comparant les mesures d'abondances chimiques dans le gaz neutre aux habituelles estimations dans le gaz ionisé de leurs régions Hii. Ce travail de thèse comporte une étude de la galaxie bleue compacte IZw36, qui s'inscrit dans l'échantillon grandissant des galaxies dont le gaz neutre a été étudié avec FUSE, dont IZw18. Le résultat montre que le gaz neutre a déjà été enrichi en métaux, et n'est donc pas de composition chimique primordiale. D'autre part, les métaux semblent sous-abondants dans la phase neutre par rapport à la phase ionisée. Dans notre démarche pour confirmer ces résultats et approfondir la méthode utilisée, une nouvelle approche a consisté à observer les régions Hii géantes dans les galaxies spirales. NGC604, dans M33, est la première région de ce type a être étudiée avec FUSE. L'influence de l'étendue de la source sur les profils des raies d'absorption, le continu stellaire, l'ionisation, sont autant de paramètres qu'il a été possible d'analyser. Finalement, il apparaît que l'azote, l'oxygène et l'argon sont déficients dans le gaz neutre de NGC604, tandis que le fer est similaire dans les phases neutre et ionisée. À ce point, plusieurs raisons physiques peuvent être invoquées pour expliquer ces résultats, mais de futurs travaux seront nécessaires, notamment pour étudier l'influence de composantes saturées non résolues.