Comprendre l’évolution morphologique et dynamique des galaxies au cours du temps cosmique est l’un des objectifs principaux de l’astrophysique extragalactique moderne. Notre compréhension actuelle est que les galaxies sont des objets qui évoluent séculairement et qui assemblent leur masse via la formation stellaire entretenue par l’accrétion de gaz froid de la toile cosmique. Cependant, cette image n’est pas suffisante pour expliquer entièrement leur évolution. Des processus environnementaux peuvent aussi affecter leur morphologie, cinématique et contenu en gaz, ainsi que supprimer leur formation stellaire, et donc jouer un rôle majeur pour expliquer la transition de haut à bas redshift. Ainsi, des efforts importants ont récemment été réalisés pour sonder l’effet de l’environnement sur les galaxies. Dans ce but, la spectroscopie 3D peut aider car elle procure des données spatialement résolues des propriétés physiques des galaxies. MUSE est l’un des spectrographes 3D les plus performants grâce à son grand champs de vue et sa haute sensibilité quand il est combiné avec l’optique adaptative. Durant cette thèse, j’ai utilisé des données issues du relevé profond “MUSE gAlaxy Groups In Cosmos survey (MAGIC)” ciblant des groupes/amas de galaxies dans le champs COSMOS, ainsi que des galaxies d’avant et d’arrière plan. MAGIC est idéal pour sonder l’impact de l’environnement à 0.2 ≲ z ≲ 1.5 pour un grand échantillon de galaxies avec une haute complétude et jusqu’à de faibles masses stellaires (M⋆ ≈ 10^9 M⊙ ). Parmi ces données, j’ai modélisé la morphologie d’environ 900 galaxies en réalisant une décomposition bulbe-disque afin d’extraire les paramètres principaux (ratio de flux bulbe-disque, inclinaison du disque, etc.) et la cinématique du gaz ionisé via les cubes MUSE en utilisant le doublet [Oii] comme traceur cinématique et en prenant en compte l’effet du “beam smearing” pour 600 galaxies. J’ai aussi implémenté une modélisation de masse où j’ai contraint la cinématique en utilisant les informations issues de la décomposition bulbe-disque afin d’obtenir des fractions de matière noire plus précises. Cela m’a permis de contribuer à une première analyse de la relation de Tully-Fisher à z ∼ 0.7, suivie de mon premier papier sur l’analyse de plusieurs relations d’échelles majeures en fonction de l’environnement. A partir de ces travaux, j’ai montré que les galaxies sont affectées par leur structure à z ∼ 0.7 au travers de leur morphologie et de leur formation stellaire mais pas de leur dynamique. J’ai poursuivi avec une autre analyse de l’impact de l’environnement sur le moment angulaire stellaire des galaxies. Les premiers résultats suggèrent qu’il y a un impact visible de l’environnement sur le moment angulaire, associé principalement aux galaxies massives localisées dans les zones les plus denses des structures. Étant donné que ces galaxies possèdent des bulbes massifs, l’interprétation actuelle est qu’elles ont probablement souffert d’une déplétion de leur moment angulaire (∼ 20%) durant le processus de formation du bulbe alors qu’elles atteignaient les parties centrales des structures. Qui plus est, j’ai aussi travaillé au développement d’une nouvelle méthode pour produire des cartes de masse résolues via une technique de “SED fitting” pixel par pixel et via une application de “machine learning” que j’affine actuellement. Ma thèse a montré les capacités de MAGIC pour sonder l’effet de l’environnement sur l’évolution des galaxies. Cet effort se poursuivra dans le future proche grâce à d’autre relevés MUSE existants et à venir comme le HUDF, MUSE-Wide, MXDF et MUSCATEL. Pour ce dernier, j’aurai la possibilité de produire des cartes de masse résolues et de les utiliser pour mieux contraindre la cinématique du gaz ionisé et la fraction de matière noire dans les galaxies. Ces nouveaux développements combinés avec mon expertise dans les analyses morpho-cinématiques seront aussi utiles pour de futures données issues d’instruments de prochaine génération avec le JWST ou ERIS-VLT et sur le plus long terme avec HARMONI et MOSAIC sur l’ELT.