Tesi sul tema "Abondaces chimiques"

Malgré des années de travaux théoriques et observationnels intensifs, nous sommes toujours loin d'une complète compréhension de l'univers proche, la Voie Lactée (MW) et ses galaxies voisines. Parmi les satellites de la MW, le Petit et le Grand Nuage de Magellan (LMC) sont particulièrement intéressants puisqu'ils forment le plus proche exemple de galaxies en interaction gravitationnelle et hydrodynamique, et partant, constituent un laboratoire unique pour étudier les effets des marées et l'échange de matière sur l'évolution chimique et l'histoire de la formation stellaire d'une galaxie. Le LMC est une galaxie de petite masse barrée à disque, prototype des galaxies riches en gaz que l'on pense jouer un rôle important dans la construction des grandes galaxies dans le cadre du ΛCDM. De plus, avec sa métallicité actuelle d'environ le tiers de la métallicité solaire, le chemin d'enrichissement chimique suivi par le LMC donne un grand poids aux yields des générations stellaires pauvres en métaux, ce qui fait du LMC un environnement idéal pour étudier la nucléosynthèse aux basses métallicités. Ce travail de doctorat vise à: 1) caractériser chimiquement la population de la barre du LMC, 2) comparer les tendances des éléments de la MW et du LMC et interpréter les différences ou ressemblance en termes d'évolution chimique et/ou de processus nucléosynthétiques (contraintes sur les sites et les processus nucléosynthétiques), 3) comparer l'évolution chimique de la barre et du disque interne du LMC et interpréter les différence ou ressemblance dans le contexte de la formation de la barre. Nos résultats montrent que l'histoire chimique du LMC a connu un forte contribution des supernovae de type I ainsi qu'un fort enrichissement en éléments s par les vents d'étoiles AGB pauvres en métaux. Par rapport à la MW, les étoiles massives ont eu une contribution plus petite à l'enrichissement chimique du LMC. Les différences observées entre la barre et le disque parlent en faveur d'un épisode de formation stellaire accrue il y a quelques Gyr, ayant lieu dans les zones centrales du LMC et conduisant à la formation de la barre. Ceci est en accord avec les histoires de la formation stellaire récemment dérivées.

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.

Presentation des resultats et difficultes rencontres en abordant les problemes d'evolution des galaxies et plus precisement de la galaxie. Un exemple d'application sur les etoiles naines f montre qu'elles ne subissent aucune anomalie d'abondances en elements lourds par la physique particuliere de leurs atmospheres. La spectrometrie a basse resolution ( equiv. A 2a) est abordee. Une application a la structure galactique et a la photometrie rgu de bale est presentee. Le spectrometre multifentes essefem qui repond au besoin de spectrographie statistique est presente et discut

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

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

Le bulbe de la Voie Lactée présente des caractéristiques contradictoires. D'une part sa morphologie est proche de celles des galaxies tardives barrées, dont la formation est reliée aux instabilités du disque ("pseudo-bulbe"). D'autre part, il semble constitué de populations stellaires vieilles et métalliques qui évoque les sphéroïdes des galaxies précoces (bulbes classiques). C'est dans ce contexte que se place le travail de cette thèse. Profitant de l'installation de l'instrument FLAMES au VLT, nous avons observé 5 échantillons d'environ 230 étoiles géantes du bulbe dans des champs distribués perpendiculairement au plan galactique entre b=-3° et b=-12°. Pour toutes ces étoiles, des spectres à moyenne résolution (R~ 20000) ont été acquis avec le spectrographe FLAMES/GIRAFFE et 55 de ces étoiles ont également été observées avec le spectrographe haute résolution FLAMES/UVES (R~48000). Ce travail de thèse s'est concentré à la fois sur l'analyse des 55 étoiles UVES, pour lesquelles nous avons obtenu les abondances détaillées d'oxygène, magnésium, aluminium et sodium et de fer; ainsi que sur l'un des cinq échantillons GIRAFFE, constitué uniquement d'étoiles du red clump, dans la fenêtre de Baade (l = 1°, b = -4°) pour lesquelles les métallicités individuelles ([Fe/H]) ont été mesurées. Pour ce travail, une méthode automatisée spécifique a été développée afin de surmonter les difficultés d'analyse propres à ces étoiles riches en métaux et affectées par un fort rougissement. Notre étude établit, pour la première fois sur un grand échantillon (220 étoiles), une distribution en métallicités (DM) du bulbe dans la fenêtre de Baade entièrement basée sur des métallicités déduites de l'analyse de spectres à moyenne-haute résolution et par conséquent plus précise que celles connues jusqu'à présent. Cette meilleure précision a permis de confirmer certaines caractéristiques ainsi que d'en mettre en évidence de nouvelles: (i) une diminution abrupte du nombre d'étoiles avec [Fe/H]>0. 5 particulièrement significative, (ii) une très forte proportion d'étoiles avec des métallicités sursolaires (50% des étoiles avec [Fe/H]>0. 16, 25% des étoiles avec [Fe/H]>0. 38) (iii) un très petit nombre d'étoiles pauvres en métaux (environ 2 % des étoiles avec [Fe/H]<-0. 7) visibles jusqu'à [Fe/H ]= -1. 1. Les abondances de O, Na, Mg et Al déduites des spectres UVES montrent que le bulbe a suivi une évolution chimique bien distincte des disques mince et épais. Les étoiles du bulbe sont plus enrichies en éléments -α (O et Mg) que celles du disque, ce qui suggère un temps caractéristique de formation plus court dans le bulbe. La comparaison de la DM et des abondances en éléments -α à celles prédites par des modèles d'évolution chimique indique une formation stellaire extrêmement efficace et rapide qui se serait interrompue brutalement à la suite d'une perte du gaz (vents). Certains modèles nécessitent également une IMF favorisant les étoiles massives. De plus, une inspection dans le détail de la nucléosynthèse des étoiles massives a montré que: (i) le rapport [O/Mg] des étoiles du bulbe suit et prolonge celui des étoiles des disques galactiques et sa décroissance aux fortes métallicités n'est pas prédite par les modèles des supernovae; (ii) le rapport [Na/Mg] augmente avec [Mg/H] suivant trois séquences distinctes dans les disques mince, épais et dans le bulbe. Ceci semble indiquer la présence d'une autre source de production de Na (AGB) qui s'ajouterait à celles des étoiles massives
The Milky Way bulge shows contradictory features. Its structure and shape are close to those of late-type galaxies which are believed to be made secularly out of the disk instabilities (“pseudo-bulges”). However, its stellar population seems to be old and metal-rich in line with the typical characteristics of Sa and Sb spheroids (“classical bulge”). Using the FLAMES instrument (VLT), we observed 5 samples of about 230 bulge giants stars in 4 fields spread perpendicularly to the galactic plane from b=-3° to b=-12°. Intermediate resolution spectra (R~ 20000) have been obtained with the FLAMES/GIRAFFE spectrograph for all stars and 55 have also been observed with the high resolution spectrograph FLAMES/UVES (R~48000). This thesis is based on the analysis of the 55 UVES stars for which we obtained oxygen, magnesium, aluminum and sodium abundances as well as on the Red Clump giants GIRAFFE sample in Baade’s Window (l = 1°, b = -4°) for which individual metallicities ([Fe/H]) have been measured. For this work, an automatic method has been specifically developed to deal with the issues arising from the analysis of these heavily reddened metal-rich giant stars. Our study establishes, a bulge metallicity distribution (MD) in the Baade’s Window entirely based, for the first time, on a large sample (220 stars), with [Fe/H] values coming from the analysis of intermediate resolution spectra and consequently more precise than previous studies. This allow us to confirm some of the MD characteristics and to highlight new ones : (i) a sharp decrease at high metallicities ([Fe/H]>0. 5, (ii) a large number of stars with supersolar metallicities (50 % with [Fe/H]>0. 16, 25% with [Fe/H]>0. 38) and (iii) few metal poor star (about 2% of stars with -1. 1 [Fe/H]<-0. 7). The abundance results of O, Na, Mg and AI from the UVES spectra show that the bulge have encountered a chemical evolution distinct from the galactic thin and thick disks. The bulge oxygen and magnesium ratios relative to iron are higher than those on both galactic disks, which point towards a shorter formation timescale for the galactic bulge. The comparison of the MD and -α (O and Mg) abundances with those predicted by chemical evolution models suggests an extremely efficient and fast stellar formation, which would have been suddenly stopped via SNe winds. Some models also predict a flatter IMF, favouring massive stars. Moreover, an detailed inspection of the massive stars nucleosynthesis has shown that : (i) the bulge stars [O/Mg] ratio follows and extends the decreasing trend of [O/Mg] found in the galactic disks to higher metallicities. This decrease at the highest metallicities is not predicted by theoretical models massive stars, (ii) th [Na/Mg] ratio trend with increasing [Mg/H] is found to increase in three distinct sequences in the thin disk, the thick disk and the bulge. This point to an additional source of Na (AGB) in addition to the massive stars contribution

Les étoiles telles que notre soleil se forment par l'effondrement gravitationnel de fragments de nuages moléculaires. Pendant les premiers instants de sa formation (ce qu'on appelle la Classe 0), l'étoile est profondément enfouie dans une enveloppe de gaz et de poussières et est seulement visible aux longueurs d'onde infrarouge et millimétrique. Au fur et à mesure de son évolution, l'étoile disperse progressivement cette enveloppe. Un disque résiduel reste autour de l'étoile nouvellement née, qui pourra lui-même donner naissance à un système planétaire. Dans cette thèse, j'étudie la structure physico-chimique des proto-étoiles de faible masse. Cette étude est basée sur des observations du satellite ISO des raies de l'eau, ainsi que des observations avec les télescopes JCMT et IRAM du formaldéhyde. Dans un premier temps, j'étudie l'émission des raies de l'eau proto-étoile NGC1333-IRAS4 observés par ISO-LWS. A l'aide d'un modèle détaillé de l'émission de la proto-étoile, je détermine la structure en densité et température de l'enveloppe, ce qui permet de contraindre la masse centrale et le taux d'accrétion. Je détermine également l'abondance de l'eau dans l'enveloppe, et montre que cette abondance est dix fois plus importante dans la partie interne de l'enveloppe que dans la partie externe. Dans cette région, le manteau des grains s'évapore en injectant de grandes quantité d'eau en phase gazeuse. Dans un second temps, je développe un modèle d'émission d'une autre molécule abondante dans le manteau des grains, le formaldéhyde, et je montre que des transitions de cette molécule peuvent également être utilisées pour déterminer les conditions physico-chimiques dans l'enveloppe. Enfin, je présente un relevé de l'émission du formaldéhyde de dix proto-étoiles de classe 0, obtenu avec l'IRAM et le JCMT. En comparant les prédictions de ce modèle et les observations, je montre que dans toutes les proto-étoiles observées, à l'exception d'une seule, le formaldéhyde est également évaporé du manteau des grains, et est entre deux et trois ordres de grandeur plus abondant que dans la partie externe de l'enveloppe. Ceci montre que toutes les proto-étoiles de faible masse observées possèdent un coeur chaud, où la chimie est probablement très influencée, sinon dominée par l'évaporation du manteau des grains.

La physique stellaire regroupe aujourd'hui différents domaines qui vont de la modélisation hydrodynamique à l'astérosismologie en passant par les observations d'abondances et la recherche de planètes extrasolaires. Le travail présenté dans cette thèse s'est voulu diversifié et fait appel à plusieurs de ces domaines. Il utilise les outils informatiques de modélisation tels que le TGEC (Toulouse-Geneva Evolution Code) ou le code d'oscillations adiabatiques PULSE.

Les deux premières parties de ce manuscrit présentent de manière théorique les processus de transport et les principes de l'astérosismologie utilisés dans les modèles stellaires.

La troisième partie s'interesse à la signature astérosismique de la diffusion de l'hélium dans les étoiles de type F tardives et à son évolution. Nous montrons que le gradient créé par la diffusion de l'hélium sous la zone convective conduit à un pic dans le transformée de Fourier des secondes différences de spectre de fréquences d'oscillations. Plus le gradient est important, plus l'amplitude du pic est grande.

Le quatrième chapitre étudie la destruction du lithium dans les étoiles avec planètes. De récentes observations de Israelian et al. (2004) montrent que les étoiles froides avec planètes présentent une destruction du lithium importante, contrairement aux étoiles sans planètes. Nos modèles surmétalliques ont permis de montrer d'une part que le gradient de µ pouvait stabiliser le mélange dans les étoiles sans planètes, empêchant la destruction du lithium, et d'autre part que cette destruction dans les étoiles avec planètes pouvait provenir d'instabilités de cisaillement dues à la migration des planètes vers leur étoile centrale.

Enfin, la cinquième partie présente un travail sur les modèles solaires avec les nouvelles abondances de Asplund et al. (2005), qui présentent un désaccord avec les déductions héliosismiques. Nos modèles simulant une accrétion sous-métallique au début de la séquence principale améliorent la situation mais ne réussissent pas à rétablir l'accord avec l'héliosismologie, malgré l'introduction d'un overshooting et d'un mélange rotationnel sous la base de la zone convective.

Un des plus importants resultats obtenus lors du dernier passage de la comete p/halley est l'estimation de la densite moyenne du noyau. Cela a conforte les hypotheses emises depuis longtemps sur la nature et la structure interne poreuse des cometes. Ces dernieres sont considerees comme des melanges de glace (h2o, co, co2, hcn, et autres volatiles). Lorsqu'une comete s'approche du soleil, la chaleur qui augmente provoque la production gazeuse des volatiles. C'est au cours de cette course vers le soleil que le fameux phenomene cometaire (coma, gaz et queue de poussiere) s'offre a l'observation. Comment lier les abondances observees a la composition chimique interne du noyau cometaire ? au cours de ce memoire, nous tenterons de repondre a cette question en apportant notre contribution a l'elaboration d'un nouveau modele du materiau cometaire. Nous montrons que notre approche de modelisation ameliore considerablement l'effort consenti jusqu'alors dans ce domaine, par une meilleure prise en compte des differents processus mis en jeu dans ce materiau. De plus, la mise en evidence de l'interface (modelisation/simulations empiriques) permet de tirer partie, d'une maniere optimale, des differentes experiences de laboratoire

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

Pour déterminer l'abondance O/H et les rapports isotopiques de C et de O dans le soleil, nous avons développé un modèle chimique photosphérique, un modèle de transfert radiatif qui détermine le spectre émergent et un programme d'inversion qui restitue les abondances de CO et de ses isotopomères à partir de spectres solaires infrarouge. Dans le modèle thermochimique, nous avons sélectionné les espèces à prendre en compte pour modéliser l'abondance du CO et le fond continu dans l'infrarouge. Nous avons construit un modèle à trois composantes à partir de champs hydrodynamiques 3D. Nous avons modélisé les coefficients d'élargissement collisionnels CO-H jusqu'à J=150 et à haute température à partir des coefficients CO-He et CO-H2 à plus basse température pour de plus faibles J. L'inversion des largeurs équivalentes des raies de CO nous a permis d'obtenir un rapport O/H=575+/-30, des rapports isotopiques 12C/13C=85+/- 10, 16O/18O=485+/-75 et 16O/17O=1700. +/-700.

A la lumière des résultats récents concernant leur nature, leur origine et leur relation possible avec des étoiles de population III (encore non découvertes !), nous étudions un échantillon d'étoiles riches en carbone. Cet échantillon inclut une grande variété d'étoiles carbonées telles que des étoiles à baryum, des étoiles CH, des étoiles pauvres en métaux et une étoile de type de R. Le scénario communément admis invoque le transfert de matière d'une étoile maintenant éteinte. Nos mesures de vitesses radiales confirment statistiquement cette hypothèse. Après une réduction soigneuse des spectres, nous déterminons les abondances d'éléments grâce à des codes d'atmosphère stellaire et de synthèse spectrale de pointe. Nous prouvons que l'impact des molécules sur la structure thermique de l'atmosphère peut induire des effets significatifs sur les abondances et la photométrie. Deux groupes distincts apparaissent au regard des abondances des éléments lourds: des étoiles seulement enrichies en élément s et des étoiles enrichies en éléments s et r. Nous confirmons le scénario du transfert de masse d'une étoile de la branche asymptotique des géantes pour la première famille. Mais l'analyse des abondances du second groupe semble indiquer que leurs compagnons étaient plus massifs. Notre échantillon inclut une étoile très pauvre en métaux de la branche asymptotique des géantes pulsantes, l'étoile la plus évoluée parmi les étoiles pauvres en métaux. Nous observons ainsi indirectement les produits de la nucléosynthèse des étoiles nées dans les premières étapes de notre galaxie. Cependant l'image reste incomplète et d'autres études sont nécessaires afin de comprendre leur origine
In the light of recent results on their nature, their origin and their possible relation with stars of population III (still undiscovered !), we study a sample of metal-poor carbon enhanced stars. This sample includes a large variety of carbon stars such as barium stars, CH stars, carbon enhanced metal-poor stars and an R type star. The common explanation call upon a mass transfer scenario from an now extinct star. Our radial velocity follow up confirms statistically this statement. After a careful reduction of the spectra, we carefully determine elemental abundances, using to state of the art stellar atmosphere and spectral synthesis codes. We show that the impact of molecules on the thermal structure of the atmosphere can induce significant effects on abundances and photometry. Two groups appears regarding the heavy elements abundances : stars only enriched is an element and stars also enriched in r elements. Concerning the former, we confirm the mass transfer scenario from an asymptotic giant branch star. But the abundance analysis of the latter reveals that their companion were more massive stars. Our sample includes a thermal pulsing asymptotic giant branch star, with an extremely low content of metals, making it the most evolved star among metal-poors stars. We highlight that we observe now indirectly the primary nucleosynthesis production of stars born in the first times of our Galaxy. However the picture remains still incomplete, and further studies are required in order to understand the origin of these objects

On observe des anomalies d'abondances en surface de nombreuses étoiles A (d'amas et du champ). Ces anomalies d'abondances sont générées par la diffusion microscopique et peuvent etre modulées par l'action d'autres processus de m´elange, incluant la convection, le méange rotationnel, la perte de masse, etc. Ces étoiles désignées chimiquement particulières montrent typiquement des sous-abondances en calcium et/ou en scandium ainsi que des surabondances en éléments du pic du fer et en éléments plus lourds. Les étoiles A non magnétiques de ce type sont classifiées Am.
En observant en particulier des étoiles A et F dans des amas ouverts, on peut obtenir des informations additionnelles qui facilitent la comparaison aux mod`eles, soient la composition chimique initiale et l'age de ces étoiles. Ainsi en déterminant la composition chimique des étoiles A/F dans plusieurs amas ouverts d'ages différents, on peut suivre l'évolution de la composition chimique de surface et contraindre les modèles évolutifs au niveau des processus de transport.
Dans cette thèse, j'expose l'analyse de la composition chimique d'échantillons d'étoiles A et F dans deux amas ouverts d'ages différents: les Pléiades (100 Myrs) et Coma Berenices (450 Myrs). Ce travail repose sur des observations que j'ai menées avec les trois spectrographes AURELIE, ELODIE et SOPHIE a l'Observatoire de Haute-Provence (OHP). La méthode des spectres synthétiques, basée sur des modèles d'atmosphères d'ATLAS9-12, a été utilisée afin de déterminer les abondances de 22 éléments. Ces observations sont ensuite comparées aux prédictions des modèles évolutifs de Montréal. Les résultats démontrent l'existence de processus hydrodynamiques dans les zones radiatives de ces étoiles et qui contrebalancent les effets de la diffusion microscopique.

Un incident terroriste peut prendre une grande variété de formes. Les instruments de laboratoire, grâce à leur sensibilité et leur fiabilité sont essentiels pour des applications médico-légales et de sécurité. La variation d'abondance des isotopes naturels d’une molécule est liée aux précurseurs utilisés lors de sa synthèse. Ainsi, les variations d’abondances isotopiques sont utilisées afin de déterminer l’origine d’un explosif. Une méthode alternative à la spectrométrie de masse de ratios isotopiques a été développée (IRMS). Il s'agit d'une analyse directe sans utiliser de traitements chimiques et de séparations. Des échantillons de pentrite provenant de diverses origines ont été analysés à l'aide d'un spectromètre de masse à ultra-haute résolution (LTQ-Orbitrap). Après un attentat, des résidus sont présents à l'état de trace sur la scène de l'attaque. Ces particules sont des dépôts d'explosifs et/ou d'agents chimiques sur différents supports. La combinaison de méthodes de spectrométrie de masse et de procédés de désorption-ionisation (couplage Orbitrap et source DESI) permet l'analyse directe des échantillons, sans aucune préparation.

Parmi les etoiles naines de type a, 80% ont une composition chimique dite normale malgre notre meconnaissance de leurs abondances (raies spectrales elargies et melangees par la rotation elevee de ces objets). Les 20% restant sont des etoiles a raies souvent fines - donc mieux connues - qui sont dites chimiquement particulieres parmi lesquelles nous trouvons les etoiles am. En premiere partie de these, les distributions spectrales d'energie de 83 etoiles a et f ont ete construites afin de calculer leur temperature effective et leur diametre angulaire infrarouge par la methode du flux infrarouge. Les t e f f ainsi obtenues sont legerement inferieures ( 166 k) a celles calculees par la photometrie de stromgren ; les diametres angulaires sont en bon accord avec ceux mesures par interferometrie. Une relation de calibration de t e f f en fonction des indices (b - y) et (b - v) valable pour les etoiles a et f naines et sous-geantes est proposee. La deuxieme partie est consacree a l'etude de l'etoile naine a raies fines hd 72660 classee a normale : le schema d'abondances obtenu est similaire a celui de l'etoile am chaude o peg. Dans la troisieme partie est abordee la determination des abondances de 11 elements pour toutes les etoiles a et f naines de 2 amas ouverts. Parmi les resultats obtenus signalons : 1- pour les etoiles f des hyades, il apparait que la diffusion microscopique seule ne peut expliquer les abondances observees pour les etoiles de t e f f > 6500 k (na mis a part). 2- les abondances des etoiles a des hyades ont permis de verifier que les anomalies chimiques de type am sont presentes pour des esin i inferieurs a 100 km. S 1. En dessous de cette limite, nous n'observons pas de correlation claire entre les abondances et esin i. 3- au dela de 100 km. S 1, des (anti)correlations apparaissent clairement pour la plupart des elements. 4- les etoiles f de coma dont la t e f f correspond au gap du lithium semblent etre plus deficientes en oxygene que les autres etoiles de meme type spectral.

Au cours de cette thèse, j’ai étudié 33 étoiles extrêmement déficientes du halo galactique (ayant au moins de 500 fois moins de métaux que le Soleil) observées au VLT avec le spectrographe à haute résolution UVES. Ces étoiles sont les témoins des tous premiers âges de notre Galaxie. La connaissance détaillée de leur composition chimique permet de contraindre les modèles de formation et d’évolution de notre galaxie. J’ai pu déterminer dans ces étoiles les abondances de 17 éléments avec une précision inégalée, allant du carbone au zinc, et en particulier, celles d’éléments « clés » comme l’oxygène et le zinc, pour comprendre quel type de supernova a enrichi la matière au début de la vie de la Galaxie. J’ai montré en particulier que l’on peut expliquer les rapports d’abondance observés sans faire intervenir de supernova supermassive (dont la masse dépasse M soleil). Par ailleurs, l’évolution des abondances en fonction de la métallicité moyenne est comparée aux modèles d’évolution chimique de la Galaxie. Notre étude portant sur des étoiles réputées être nées au tout début de la vie de notre Galaxie, nous apportons des contraintes observationnelles fortes à ces modèles
During my Ph. D. I have analyzed 33 extremely metal-deficient galactic halo stars (stars having less than 500 times less metals than the Sun) observed at the VLT, using the high resolution spectrograph UVES. These stars are relics from the very first ages of our Galaxy, and thud provide useful constraints on both the formation and on the evolution models of our Galaxy. I determined the abundances for 17 elements from carbon to zinc with an unprecedented accuracy, including the key elements oxygen and zinc, to understand which kind of supernova had enriched the interstellar medium during the early times of the Galaxy. I have shown in this work that we could explain the observed abundance ratio without including very massive supernova (stars whose mass is greater then M Sun). In addition, the abundance trends are compared with Galactic chemical evolution models. As the study is based on very metal poor stars that are supposed to be born during the first ages of our Galaxy, my work brings strong new observational constraints to these models

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

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.

Les étoiles massives sont au centre de nombreux processus astrophysiques : elles participent a l’évolution chimique et dynamique de leur environnement, en y injectant la matière enrichie synthétisée en leur coeur, et de l’énergie mécanique via leur vent stellaire, et sont à l’origine de la formation des régions HII. En outre, elles sont supposées étre les progéniteurs des événements les plus lumineux et les plus énergétiques observés à l’heure actuelle, à savoir les supernovæ (de type core-collapse) et les sursauts gamma. Bien loin des rnilieux homogènes décrits initialement par la théorie des vents radiatifs, on a pu se rendre compte ces dernières années que les atmosphères des étoiles massives étaient en fait très structurées (clumping) et regorgeaient d’ activité (émissivité dans le domaine des X, champs magnétiques). Au cours de ma thèse, je me suis particulièrement intéressé aux propriétés des étoiles de type O, qui sont des étoiles massives, chaudes et lumineuses. J ’ai réalisé l’analyse spectroscopique détaillée d’un échantillon de ces objets (dont certains magnétiques), avec le code de transfert radiatif CMFGEN (l’un des plus complets à l’heure actuelle). De cette analyse, j ’ai pu déterminer leurs paramètres fondamentaux (température effective, abondances chimiques de surface, taux de perte de masse,. . . ) et les confronter aux modèles théoriques les plus récents. Mes résultats confirment l’existence de forts contrastes entre les paramètres observationnels et ceux attendus par les modèles théoriques, tant pour ce qui concerne leurs vents que pour ce qui conceme leur évolution chimique
Massive stars are the central engines of various astrophysical processes : they ionize the surrounding hydrogen, giving birth to HII regions and, through their stellar winds, they yield the processed material synthetized in their core and inject mechanical energy to the surrounding medium. In addition, they are suspected to be the progenitors of the most luminous and energetic events observed at the time, namely (core-collapse) supernovae and gamma ray bursts. Far from being the homogeneous outflows of material described initially by the radiatively driven winds theory, the massive stars’ atmospheres are highly structured (wind clumping) and exhibit an intense activity (X-rays emissivity and magnetic fields for instance). During my thesis, I was particularly interested in the properties of the massive, hot and luminous O type stars. I realized the detailed spectroscopic analysis of a sample of these objects (some of them hosting a magnetic field), with the state-of-art radiative transfer code CMFGEN. From this analysis, I determined their fundamental parameters (effective temperature, surface chemical abundances, mass loss rates,. . . ) and confronted them to the most recent theoretical models. My results confrm that strong contrasts exist between the observational parameters and those expected by both theoretical wind models and stellar evolution models

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. 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
Galaxies are complex systems where dynamics and chemical evolution are closely linked. In order to study the formation and the evolution of galaxies, we have developed a new chemodynamical code in which dynamics and chemical evolution are modelled in a self-consistent way. Our code describes the interstellar medium, the main physical processes of the ISM and the interaction with stars. Stellar evolution and feedback are modelled with a non-instantaneous recycling approach. One original feature of our code is the record of the evolution of individual abundances for several chemical elements. This allows us to compute the radiative cooling of the gas according to its chemical composition. We can also study the temporal and spatial evolution of chemical composition and chemical gradients. The first tests highlight the importance of individual chemical abundances tracking and its influence on gas cooling, and also on star formation and chemical enrichment histories. Furthermore, with our two-phased ISM model, we can reproduce a three-media ISM matching the observations. The slope of the cluster initial mass function is also close to observations. Finally, our new chemodynamical code allows us to study the different physical processes leading to the evolution of galaxies on both dynamical and chemical points of view

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.

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.

Je presente les résultats obtenus sur l'etude des propriétés physiques d'un échantillon de galaxies lointaines, amplifiées par des amas lentilles. L'objectif de mon travail etait de caracteriser la population de galaxies a sursauts de formation d'etoiles a grand redshift, en comparant les proprietes deduites de l'ultraviolet et du visible (dans le referentiel propre des objets) avec celles des galaxies de l'Univers local, en utilisant le meme espace de parametres. Nous avons obtenu des resultats detailles (taux de formation stellaire et age du sursaut, abondances metalliques, cinematique, masse et contenu en poussiere) a partir de donnees multi-longueur d'onde sur 3 galaxies lointaines a z ∼ 2, qui sont environ 10 fois moins lumineuses que celles etudiees jusqu'a present a ces redshifts-la. Ces galaxies viennent accroitre significativement les echantillons deja existants. Grace a l'amplification gravitationnelle, nous avons eu acces a un echantillon moins biaise en luminosite intrinseque, ce qui nous a permis d'explorer les relations fondamentales metallicite-luminosite-masse et l'histoire d'enrichissement chimique pour la premiere fois a grand redshift. Nos galaxies montrent des proprietes physiques differentes, non seulement entre elles et par rapport aux echantillons classiques de "Lyman Break Galaxies" a z ∼ 3, mais aussi par rapport aux galaxies a plus bas redshift. Cette etude auto-consistente est preparatoire aux futurs travaux de plus grande envergure qui seront developpes avec la prochaine generation d'instruments
We report the results obtained from optical and near-infrared spectroscopy and also broadband photometry of lensed low-luminosity galaxies (1. 8 < z < 2. 3) located in the core of lensing clusters. The amplification factor allowed to obtain the physical properties (SFR, abundance ratios, mass, age of the burst, dust contents, etc. ) of starforming galaxies, 1 to 2 magnitudes fainter than galaxies in blank field, using the same indicators as in study of low-redshift galaxies. The results obtained on the physical properties of AC114-S2 (z=1. 867), AC114-A2 (z=1. 869) and A-Cl2244-02 (z=2. 240) suggest that high-z objects of different luminosities could have quite different star formation histories. However, the number of well observed high redshift objects is currently very small and larger samples in both redshift (1. 5 < z < 6) and luminosity are required. This could be achieved with the new generation of multi-object NIR spectrographs for the 10 m class telescopes, such as KMOS on the VLT or EMIR on the GTC

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 developpement et la mise en oeuvre de systemes de mesure par sondage laser sont presentes, les resultats obtenus concernent les atomes de sodium et de fer, et les atomes d'ions calcium. Ces resultats sont interpretes de facon theorique au moyen d'un modele a une dimension verticale. Les discussions des cycles des reactions chimiques entre les differents composes neutres et ionises, et des rapports d'abondance entre le sodium, le calcium et le fer resultant de l'ablation des meteorites conduisent a l'elaboration d'un modele global des especes metalliques

Au moment d'écrire ma Thèse plus de 900 exoplanètes été annoncées et plus de 2700 planètes détectées par le télescope spatial Kepler sont en attente d'être confirmées. La haute précision des spectres et des courbes de lumière obtenue dans les relevés Doppler et transit, permet l'étude détaillée des paramètres des étoiles hôtes, et ouvre la possibilité d'enquêter sur les corrélations étoile planètes. En outre, la détermination des paramètres stellaires avec précision est un besoin critique pour déterminer les paramètres planétaires, à savoir, la masse, le rayon et la densité.Dans le cas des naines FGK, la détermination des paramètres stellaires est bien établie et peut être utilisée avec confiance pour étudier la relation planète-étoile ainsi que pour obtenir les paramètres planétaires avec une grande precision. Cependant, ce n'est pas le cas pour les naines M, les étoiles les plus communes de la Galaxie. Par rapport à leurs cousines plus chaudes, les naines M sont plus petites, plus froides, et plus faiblement lumineuses, et donc plus difficile à étudier. Le plus grand défi qui concerne les naines M est lié à la présence de milliards de lignes moléculaires qui gomme le continuum et rend l'analyse spectrale classique presque impossible. Trouver des fac ̧ons nouvelles et novatrices pour surmonter cet obstacle et obtenir une mesure des paramètres stellaires est l'objectif principal de cette Thèse .Pour l'atteindre, j'ai concentré mes recherches sur deux approches méthodologiques, photométrique et spectroscopiques. Mon premier travail avait pour objectif d'établir l'étalonnage de métallicité pho- tométrique précis. Par manque de binaires FGK+M avec de bonnes données photométriques je ne pouvais pas atteindre cet objectif. Il m'a cependant était possible, avec les données disponibles, de comparer les étalonnages photométriques déjà établies et légèrement améliorer le meilleur d'entre eux, comme décrit au Chapitre 3.Puis, je me suis concentré sur les approches spectroscopiques pour obtenir des paramètres stel- laires plus précis pour les naines M. À cette fin, j'ai utilisé des spectres HARPS de haute résolution et développé une méthode pour mesurer les lignes spectrales sans tenir compte du continuum . En utilisant cette méthode, je créé un nouvel étalonnage visible avec une précision de 0.08 dex pour [Fe/H] et 80 K pourTeff .Ce travail est détaillé dans le Chapitre 4.Finalement , j'ai également participé à l'amélioration des paramètres de l'étoile GJ3470 et de sa planète, où mon expertise dans les paramètres stellaires de naines M avait un rôle important. Les détails concernant cette enquête sont présentés dans le Chapitre 5
At the time of writing of this Thesis more than 900 planets have been announced and about 2700 planets from the Kepler space telescope are waiting to be confirmed. The very precise spectra and light curves obtained in Doppler and transit surveys, allows the in-depth study of the parameters of the host stars, and opens the possibility to investigate the star-plant correlations. Also, determining the stellar parameters with precision is critical for more precise determinations of the planetary parameters, namely, mass, radius, and density.In the case of the FGK dwarfs, the determination of stellar parameters is well established and can be used with confidence to study the star-planet relation as well as to obtain precise planetary parameters. However, this is not the case for M dwarfs, the most common stars in the Galaxy. Compared to their hotter cousins, M dwarfs are smaller, colder, and fainter, and therefore harder to study. The biggest challenge regarding M dwarfs is related to the presence of billions of molecular lines that depress the continuum making a classical spectral analysis almost impossible. Finding new and innovative ways to overcome this obstacle in order to obtain precise stellar parameters is the goal of this Thesis.To achieve this goal I focused my research into two main avenues: photometric and spectroscopic methods. My initial work had the objective of establishing a precise photometric metallicity calibration, but I could not reach this goal, as I did not have enough FGK+M binaries with good photometric data. However, it was possible, with the available data, to compare the already established photometric calibrations and slightly improve the best one, as described in Chapter 3.Then, I focused on spectroscopic approaches with the aim of obtaining precise M dwarf parame- ters. To this end I used HARPS high-resolution spectra and developed a method to measure the spectral lines disregarding the continuum completely. Using this method I established a new visible calibration with a precision of 0.08 dex for [Fe/H] and 80 K for Te f f . This work is detailed in Chapter 4.Finally, I also participated in the refinement of the parameters of the star GJ3470 and its planet, where my expertise in stellar parameters of M dwarfs had an important role. The details regarding this investigation are shown in Chapter 5
No momento em que escrevo esta Tese, o número de planetas anunciados já ultrapassou os 900 e os cerca de 2700 candidatos detectados pelo telescópio espacial Kepler esperam por confirmação. Os espectros e as curvas de luz obtidos nos programas de procura de planetas permitem, também, o estudo em profundidade dos parâmetros das estrelas com planetas e abrem a possibilidade de investigar a relação estrela-planeta. Neste contexto, a determinação com precisão dos parâmetros estelares é crítica na determinação precisa dos parâmetros planetários, nomeadamente, a massa, o raio e a densidade.No caso das anãs FGK, os métodos de determinação dos parâmetros estelares estão bem estabelecidos e podem ser usados com confiança no estudo da relação estrela-planeta, assim como na obtenção de parâmetros planetários precisos. No entanto, não é esse o caso para as anãs M, as estrelas mais comuns da nossa Galáxia. Ao contrário das suas primas, as estrelas M são mais pequenas, frias e ténues e, assim sendo, mais difíceis de estudar. O grande entrave no estudo das estrelas M está relacionado com a presença de biliões de linhas moleculares que deprimem o contínuo espectral, fazendo com que uma análise espectral clássica se torne quase impossível. A procura de métodos inovadores que possibilitem ultrapassar este obstáculo, tendo em vista a obtenção de parâmetros precisos, é o objectivo desta Tese.Tendo em conta esse objetivo, foquei os meus esforços em duas linhas principais de pesquisa, baseadas em métodos fotométricos e métodos espectroscópicos. O meu trabalho inicial tinha como objetivo o estabelecimento de uma calibração fotométrica para a metalicidade, mas não me foi possível atingir esse objetivo, pois não tinha sistemas binários FGK+M suficientes com bons dados fotométricos. No entanto, foi possível, com os dados disponíveis, comparar as calibrações fotométricas existentes e refinar ligeiramente a melhor delas, como descrito no Capítulo 3.Após este trabalho passei a concentrar-me em técnicas espectroscópicas de obtenção de parâmetros estelares em estrelas M. Tendo em mente esse objetivo, usei espectros HARPS de alta resolução para desenvolver um novo método de medição de linhas espectrais independente do contínuo espectral. Seguidamente, usei este método no desenvolvimento de uma nova calibração de metalicidade e temperatura efectiva em estrelas M na região do visível, através da qual consegui atingir uma precisão de 0.08 dex para a [Fe/H] e de 80 K para a temperatura. Este trabalho está descrito no Capítulo 4.Ao mesmo tempo colaborei na determinação com precisão dos parâmetros da estrela GJ3470 e do seu planeta, onde a minha proficiência na determinação de parâmetros estelares em anãs M teve um papel importante. Os detalhes relacionados com este trabalho de investigação estão descritos no Capítulo 5

De nombreuses observations spectroscopiques fournissent des preuves convaincantes sur l'existence d'un processus de mélange, non-prédit par les modèles classiques d'évolution stellaire, modifiant les abondances de surface des étoiles de faible masse et de masse intermédiaire. Durant cette thèse, le calcul d'une grille de modèles stellaires à différentes masses et métallicités incluant pour la première fois le mélange thermohaline et le mélange induit par rotation, nous a permis d'étudier les effets de ces deux processus de transport sur la structure, sur les abondances en surface, ainsi que sur les propriétés astérosismiques de ces étoiles ; ainsi que leurs effets sur l'évolution chimique de la Galaxie. Nous avons conclu que le mélange thermohaline est le processus dominant dans les géantes rouges de faible masse gouvernant la composition chimique de leur atmosphère, et qu'il est le seul processus physique connu jusqu'à présent qui permet de résoudre le problème de l'Helium-3 dans la Galaxie.