Le thème principal de cette thèse est l'analyse de données du fond diffus cosmologique (CMB). En particulier, je présente une méthode, Bayesian Independent Analysis (BICA), qui effectue à la fois la séparation des composants et l'inférence du spectre de puissance du CMB. Je commence par présenter les principes de base du CMB et souligne la nécessité d'une modélisation robuste des erreurs au niveau de la carte. Puis je présente la principale source d'erreurs dans les produits du CMB, à savoir les avant-plans. La séparation des composants est une étape cruciale dans l'analyse de données de CMB. Je passe en revue plusieurs méthodes visant à nettoyer le CMB des avant-plans. Puis je présente BICA. La méthode est formulée dans le cadre bayésien aveugle. Il en résulte une inférence jointe de la carte de CMB et de son spectre de puissance. Ainsi, les erreurs sur la reconstruction comprennent les incertitudes dues à la présence d'avant-plans dans les données. En considérant des choix particuliers de prior et d'échantillonnage, je montre comment la formulation bayésienne de séparation des composantes fournit un cadre unificateur dont les méthodes précédentes sont des cas particuliers. Je présente les résultats de BICA lorsqu'elle est appliquée sur des données simulées et les données Planck. Cette méthode est capable de reconstruire la carte du CMB et son spectre sur une large fraction du ciel. Les principales contributions de cette thèse sont : 1) un spectre de puissance du CMB dont les erreurs prennent en compte la présence d'avant-plans mais sans modèle physique, 2) une carte CMB avec un modèle d'erreur incluant à la fois le bruit et avant-plans. / The main topic of this thesis is the analysis of Cosmic Microwave Background (CMB) data. In particular, I present a method, Bayesian Independent component analysis (BICA), that performs both CMB component separation and CMB power spectrum inference.I begin by presenting the basics of our understanding of the CMB emission and highlight the need for a robust error modelling at the map level. Then I present the main source of errors in the CMB products, namely the foregrounds.Component separation is a crucial and delicate step in CMB data analysis. I review several methods aiming at cleaning the CMB from foregroundsThen I present BICA. The method is formulated in a blind Bayesian framework. The posterior distribution provides an inference of the CMB map and power spectrum from the observation maps. Thus, the errors on the reconstruction include the uncertainties due the presence of foregrounds in the data. By considering particular choices of prior and sampling scheme, I show how the Bayesian formulation of component separation provide a unifying framework of which previous methods are special cases.I present the results of BICA when applied on both simulated data and 2013 Planck data. This method is able to reconstruct the CMB map and power spectrum on a large fraction of the sky. The main contributions of this thesis is to provide: 1) a CMB power spectrum on a large multipole range whose errors take the presence of foregrounds into account but without assuming physical models, 2) a CMB map inference together with an error model including both noise and foregrounds residuals.

Cette thèse présente un certain nombre de résultats récents à propos de l'évolution des galaxies et la cosmologie, à partir de l'observation d'amas de galaxies en lumière visible. Nous introduisons d'abord les principales propriétés des amas de galaxies (Chapitre 1.1) et la façon dont ces objets permettent de contraindre le modèle cosmologique standard (Chapitre 1.2). Une grande partie des résultats présentés ici ont été obtenus à partir de l'étude du relevé d'amas DAFT/FADA, qui regroupe des amas dans la gamme de décalages spectraux 0.4<z<0.9 (Chapitre 1.3). Cette thèse est séparée en deux parties, chacune traitant d'une observable particulière : la luminosité des galaxies, puis la forme des galaxies. La fonction de luminosité des galaxies, c'est-à-dire la distribution de leur luminosité, permet d'étudier l'évolution des galaxies dans les amas (Chapitre 2.1). Nous avons calculé les fonctions de luminosité pour un sous-échantillon de 25 amas DAFT/FADA, et avons montré que les galaxies faibles bleues, à fort taux de formation stellaire, évoluent en des galaxies rouges passives des hauts décalages spectraux à aujourd'hui. En comparant les fonctions de luminosité des amas à celles du champ, on observe que cette transformation est plus efficace dans les environnements denses. Nous avons également étudié la fraction de baryons dans les groupes et amas de galaxies (Chapitre 2.2). Nous avons remarqué que dans les groupes la fraction massique d'étoiles peut atteindre des valeurs du même ordre de grandeur que celles de la fraction de gaz intra-amas, alors que dans les amas, la fraction stellaire est généralement négligeable devant celle du gaz. En prenant en compte à la fois les étoiles et le gaz, nous avons posé des contraintes sur le paramètre de densité de matière Omega_M. Les galaxies apparaissent déformées par la présence d'objets d'avant-plan qui courbent les trajectoires lumineuses à leur voisinage. Ce signal de lentille gravitationnelle peut être exploité afin de mesurer la distribution de masse des amas d'avant-plan. Les bases du phénomène de lentille gravitationnelle faible et de la mesure du cisaillement sont introduites au Chapitre . Ces techniques sont ensuite appliquées à un sous-échantillon de 16 amas DAFT/FADA présentant des images Subaru/SuprimeCam ou CFHT/MegaCam (Chapitre 3.1). Nous avons estimé la masse de ces amas, et profité de la large dimension angulaire de ces images pour détecter des filaments et des structures autour de ces amas. Cette étude valide observationnellement le scénario de croissance hiérarchique des amas. Finalement, nous avons détecté les pics de cisaillement dans des simulations de type Euclid, et avons utilisé leur statistique en tant que sonde cosmologique, de façon similaire aux comptages d'amas (Chapitre 3.2). Nous avons calculé les contraintes cosmologiques que cette technique pourra apporter avec les données de la mission spatiale Euclid, et avons développé une approche tomographique qui ajoute l'information des décalages spectraux. Une discussion sur les développements envisagés dans les différents domaines traités conclut cette thèse. / This thesis presents some recent results concerning galaxy evolution and cosmology,based on the observation of galaxy clusters at optical wavelengths. We first introduce the main properties of galaxy clusters (Sect. 1.1) and how they can be used for cosmology within the standard cosmological model (Sect. 1.2). A large fraction of the presented results comes from the study of the DAFT/FADA galaxy cluster survey at redshifts 0.4 < z < 0.9 (Sect. 1.3). We divide our study in two parts according to the observable that is considered: galaxy luminosity or galaxy shape. The distribution of galaxy luminosities is called the galaxy luminosity function (GLF), which can be used to probe the evolution of cluster galaxies (Sect. 2.1). Computing the GLFs for a sub sample of 25 DAFT/FADA clusters, we find that faint blue star forming galaxies are quenched into red quiescent galaxies from high redshift until today. Comparing to the field shows that this transformation is more efficient in high density environments.We also study the fraction of baryons in galaxy groups and clusters (Sect. 2.2). Wefind that in groups, the stars contained in galaxies can reach masses of the same order as those of the intra-cluster gas, while in clusters they are usually negligible relatively to the gas. Taking both stars and gas into account we constrain the matter density parameter Galaxy shapes are distorted by foreground objects that bend light in their vicinity. This lensing signal can be exploited to measure the mass distribution of a foreground cluster. We review the basic theory of weak lensing and shear measurement (Sect. 3.1), and then apply it to a subsample of 16 DAFT/FADA clusters, with Subaru/SuprimeCam or CFHT/MegaCam imaging (Sect. 3.2). We estimate the masses of these clusters, and take advantage of the large fields of view of our images to detect filaments and structures in the cluster vicinity, observationally supporting the hierarchical scenario of cluster growth. Finally, we detect shear peaks in Euclid-like simulations, and use their statistics as a cosmological probe, similarly to cluster counts (Sect. 3.3). We forecast the cosmological constraints that this technique will achieve when applied to the Euclid space mission, and develop a tomographic analysis that adds information from redshifts. We conclude with a discussion of our perspectives on future studies in all the fieldsinvestigated in the present thesis.

Les observations de la structure à grande échelle de l'Univers sont précieuses pour établir et tester des théories cosmologiques sur son origine et son évolution. Cette démarche requiert des outils appropriés d'assimilation des données, afin d'établir le contact entre les catalogues de galaxies et les modèles de formation des structures.Dans cette thèse, une nouvelle approche pour l'analyse ab initio et simultanée de la formation et de la morphologie de la toile cosmique est présentée : l'algorithme BORG infère les fluctuations de densité primordiales et produit des reconstructions physiques de la distribution de matière noire, en assimilant les relevés de galaxies dans un modèle cosmologique de formation des structures. La méthode, basée sur la théorie bayésienne des probabilités, fournit un moyen de quantifier précisément les incertitudes.On présente l'application de BORG aux données du Sloan Digital Sky Survey et on décrit la structure de l'Univers dans le volume considéré. On démontre que cette approche a mené à la première inférence quantitative des conditions initiales et du scénario de formation des structures observées. On utilise ces résultats pour plusieurs projets cosmographiques visant à analyser et classifier la toile cosmique. En particulier, on construit un catalogue de vides, décrits au niveau de la matière noire et non des galaxies. On présente des cartes probabilistes détaillées de la dynamique de la toile cosmique et on propose une solution générale pour la classification des structures en présence d'incertitude.Les résultats de cette thèse constituent une précise description chrono-cosmographique des inhomogénéités de la structure cosmique. / Surveys of the cosmic large-scale structure carry opportunities for building and testing cosmological theories about the origin and evolution of the Universe. This endeavor requires appropriate data assimilation tools, for establishing the contact between survey catalogs and models of structure formation.In this thesis, we present an innovative statistical approach for the ab initio simultaneous analysis of the formation history and morphology of the cosmic web: the BORG algorithm infers the primordial density fluctuations and produces physical reconstructions of the dark matter distribution that underlies observed galaxies, by assimilating the survey data into a cosmological structure formation model. The method, based on Bayesian probability theory, provides accurate means of uncertainty quantification.We demonstrate the application of BORG to the Sloan Digital Sky Survey data and describe the primordial and late-time large-scale structure in the observed volume. We show how the approach has led to the first quantitative inference of the cosmological initial conditions and of the formation history of the observed structures. We then use these results for several cosmographic projects aiming at analyzing and classifying the large-scale structure. In particular, we build an enhanced catalog of cosmic voids probed at the level of the dark matter distribution, deeper than with the galaxies. We present detailed probabilistic maps of the dynamic cosmic web, and offer a general solution to the problem of classifying structures in the presence of uncertainty.The results described in this thesis constitute accurate chrono-cosmography of the inhomogeneous cosmic structure.

Bien que les grains de poussières représentent 1% du milieu interstellaire en masse, leur étude est essentielle pour comprendre le contenu et la structure des nuages interstellaires. Les grains de poussière, après avoir quitté leurs lieux de formation, se dispersent dans le milieu diffus avant d’être rassemblés lors de la formation des nuages moléculaires denses. C’est lors de cette étape qu’ils grossissent, notamment par coagulation, et acquièrent des manteaux de glaces. Ces changements morphologiques modifient également leurs propriétés optiques (absorption, diffusion et émission). Cependant, leur composition comme leur taille et leur forme restent difficiles à déterminer à partir des observations et constituent un problème hautement dégénéré. L’utilisation des longueurs d’onde en émission n’est pas suffisante pour lever cette dégénérescence dans les cœurs denses, lieu de formation des futures étoiles et planètes. En revanche la diffusion peut dominer l’absorption à 3.6 et 4.5 μm, ce phénomène appelé coreshine, est particulièrement utile pour sonder les parties les plus denses des nuages. La présence de coreshine dans plus d’une centaine de nuages de notre Galaxie permet d’éliminer bon nombre de modèles de poussières. La modélisation multi–longueurs d’onde en 3 dimensions est une approche nécessaire pour caractériser la balance entre l’absorption du rayonnement et sa diffusion. Alors que la plupart des travaux se concentrent sur l’absorption et la réémission du rayonnement, la diffusion, souvent délaissée, permet d’apporter une vision complète du transfert de rayonnement dans les nuages denses. / Even though dust grains contribute only to 1% of the interstellar medium mass, their study is crucial to understand both the structure and content of interstellar clouds. Dust grains leave their birth places, spread out into the diffuse medium before being gathered together again when dense molecular clouds form. During this last stage, they grow, by coagulation especially, and they acquire ice mantles composed mainly of water. These morphological changes also modify their optical properties (absorption, scattering, and emission). However, it remains a highly degenerate issue to determine their composition, size, and shape from observations. In particular, I will highlight that using wavelengths associated to dust emission is not sufficient to investigate the dense cores, where stars and planets will form. I will show that scattering can dominate the absorption at 3.6 and 4.5 μm, and that this phenomenon called coreshine is a powerful tool to investigate the densest parts of molecular clouds. The coreshine detection in more than one hundred clouds of our Galaxy allows us to eliminate a large number of dust models. Multi–wavelength 3D modeling is mandatory to characterize the balance between the absorption and the scattering of the radiation field. While most of the work about dust focus on absorption and re–emission of the radiation, I will present how scattering, often neglected, brings a complete picture of the radiative transfer inside dense clouds.

Le 14 juillet 2015, la sonde New Horizons a survolé Pluton et a révélé un monde glacé débordant d’activité. Pour interpréter les observations, nous avons développé deux modèles numériques, l’un simulant les interactions surface-atmosphère des espèces volatiles sur des milliers d’années, l’autre dédié au climat 3D complet de Pluton. Avec ces modèles, nous analysons les cycles annuels et paléoclimatiques des glaces. Nos simulations reproduisent la distribution des espèces volatiles observées à la surface de Pluton, ainsi que leur abondance dans l’atmosphère. Nous montrons que l’insolation sur Pluton et la nature de son atmosphère favorisent la condensation d’azote au fond du bassin Sputnik Planitia, comme observé. Nous simulons, sur des échelles de millions d’années, des écoulements glaciaires de la calotte de glace dans Sputnik Planitia, ainsi que la formation de glaciers de méthane à l’équateur, des résultats très cohérents avec les observations. Nous nous intéressons ensuite à l’état de l’atmosphère de Pluton en 2015 avec le modèle 3D, caractérisant les régimes de vents, formation des nuages, températures, etc.... Nos derniers résultats mettent en évidence la sensibilité de la circulation générale à la distribution de la glace d’azote à la surface et suggèrent une rétro-rotation dans l’atmosphère de Pluton, induite par les flux de condensation-sublimation de l’azote dans Sputnik Planitia. Nous montrons également que plusieurs phénomènes sont à l’origine de la couche limite froide observée dans Sputnik Planitia. Enfin, en reproduisant les processus qui mènent à la formation de la brume organique, nous parvenons à expliquer l’extension de la brume observée au pôle nord. / On July 14, 2015, the New Horizons spacecraft flew by Pluto and revealed an active frozen world.These observations call upon modelling efforts to complete their analysis and understand the mechanisms at play on Pluto. For this purpose, we have developed two numerical models of Pluto’s climate: a 2D model dedicated to the study of Pluto’s surface and a 3D model of Pluto’s atmosphere. We analyse the annual and paleoclimatic volatile cycles. Our simulations reproduce the distribution of the volatile observed on Pluto’s surface and their abundance in the atmosphere. We show that the solar insolation on Pluto and the nature of its atmosphere favour the condensation of nitrogen in the Sputnik Planitia basin, as observed. We simulate the glacial activity of the Sputnik Planitia ice cap on a timescale of millions of years, as well as the formation of methane glaciers at the equator. Our results are in agreement with the observations. We then focus on Pluto’s atmosphere in 2015 with the full 3D model where we performed a comprehensive characterization of the atmosphere: wind regimes, cloud formation, temperatures etc. ...We demonstrate the sensitivity of the general circulation to the distribution of the nitrogen ice on the surface and show that Pluto’s atmosphere currently undergoes retrograde rotation, induced by the condensation-sublimation of nitrogen in Sputnik Planitia. We also show that several phenomena originate at the cold boundary layer observed deep in Sputnik Planitia. Finally, by reproducing the processes that lead to the formation of organic haze, we simulate haze transport in the atmosphere and explain the greater extension of the haze observed at the north pole.

Lorqu'une étoile a des compagnons planétaires, elle décrit un mouvement quasi épicycloïdal autour du centre de masse du système. Si l'orientation du plan de l'orbite le permet, un observateur situé sur la Terre peut détecter la composante de ce mouvement sur la ligne de visée grâce à l'effet Doppler. Il mesure ainsi la ``vitesse radiale de l'étoile''. Si cette vitesse présente des variations périodiques suffisamment claires, la présence de planètes peut être inférée et leurs orbites contraintes. Une des difficultés de l'analyse de telles mesures est qu'une combinaison de signaux de plusieurs planètes et de divers bruits peut être confondue avec l'effet d'une planète en réalité inexistante. Après avoir présenté les effets à prendre en compte pour analyser des données de vitesses radiales, nous abordons ce problème. Pour limiter son occurrence, nous utilisons un algorithme de poursuite de base modifié, dont on démontre l'efficacité sur des signaux réels et simulés. Nous abordons ensuite le problème de l'estimation des paramètres orbitaux pour un système donné ainsi que leur distribution pour une population de planètes. On s'intéresse en particulier à l'excentricité, dont on montre qu'elle est d'autant plus surestimée que le modèle du signal est mauvais. Nous proposons des solutions pour une estimation robuste des paramètres orbitaux. / When a star is orbited by planetary companions, it describes a nearly epicyclic motion around the center of mass of the system. When the orientation of the orbital plane is appropriate, an observer on Earth can measure the velocity of the star along the line of sight by Doppler effect. If this ``radial velocity'' presents clear enough periodic variations, the presence of planets can be inferred and their orbit can be constrained. Detection and estimation of orbits is made difficult by the photon noise, the unpredictable variations of luminosity of the star as well as instrumental faults. In particular, signals from several planets can add coherently with the noises and mimic the effect of a planet absent from the system. After listing the relevant effects to make inference on exoplanets from radial velocity data, we tackle this problem. To limit its rate of occurrence, we use a modified basis pursuit algorithm, allowing to search for several signals simultaneously. The efficiency of the method is demonstrated on real and simulated signals. We then address the problem of orbital parameters estimation for a given system, as well as the estimation of their distribution on a planet population. We look in detail at the eccentricity, and show that its overestimation increases as the model moves away from the correct one. We suggest methods for robust inference of orbital parameters.

The cosmic microwave background (CMB) provides unprecedented details about the history of our universe and helps to establish the standard model in modern cosmology. With the ongoing and future CMB observations, higher precision can be achieved and novel windows will be opened for studying different phenomena. Non-Gaussianity is one of the most exciting effects which fascinate many cosmologists. While numerous alternative inflationary models predict detectable primordial non-Gaussianities generated during inflation, the single-field slow-roll inflation of the standard model is known to produce negligible non-Gaussianities. However, post-inflationary processes guarantee the generation of non-Gaussianities through the nonlinear evolution of our universe after inflation, regardless of the underlying inflationary theory. These non-Gaussianities not only may contaminate the potential primordial non-Gaussian signals, but also may offer independent tests for late-time physics (such as General Relativity). Therefore, it is of great interest to study them quantitatively. In this thesis, we will study the post-inflationary non-Gaussianities in two main aspects. First, we calculate the CMB bispectrum imprinted by the 2nd-order perturbations during recombination. We carry out a numerical calculation including all the dominant effects at recombination and separate them consistently from the late-time effects. We find that the recombination bispectrum is subdominant compared to the ISW-lensing bispectrum. Although the effect will not be detectable for the Planck mission, its signal-to-noise is large enough that they present themselves as systematics. Thus, it has to be taken into account in future experiments. Second, we formulate the lensing, redshift and time-delay effects through the Boltzmann equation. The new formalism allows us to explicitly list out all the approximations implied in the canonical remapping approach. In particular, we quantify the correction of the CMB temperature power spectrum from the lens-lens couplings and confirm that the correction is small.

Le milieu interstellaire (MIS) des galaxies spirales joue un rôle primordial dans l'évolution des galaxies. Nous nous sommes attachés au cours de cette thèse à caractériser le lien existant entre le MIS dans les galaxies spirales et l'efficacité de la formation stellaire. Dans une première partie, nous étudions la morphologie du disque de gaz atomique de la galaxie spirale fortement inclinée NGC 2683, à l'aide d'un modèle de déprojection de cubes de données radio. Cette étude permet notamment de rendre compte de l'histoire d'accrétion de gaz dans ce système. Dans une seconde partie, nous nous intéressons aux conséquences de la compression du MIS qui peut avoir lieu dans des galaxies situées dans des environnements denses. Notre approche fait usage à la fois de données multilongueur d'onde de galaxies subissant la compression de leur MIS (avec notamment de nouvelles observations millimétriques), de simulations dynamiques de ces galaxies ainsi que d'un modèle analytique donnant accès à la physique aux petites échelles. Notre thèse montre la complémentarité de l'utilisation d'observations, de la modélisation de ces observations et de simulations dynamiques dans l'étude du MIS des galaxies spirales. / The interstellar medium (ISM) of spiral galaxies plays a key role in galaxy evolution. Throughout this thesis we characterized the link between the ISM of spiral galaxies and the star formation efficiency. In a first part, we studied the atomic gas distribution of the highly inclined spiral galaxy NGC 2683, with a deprojection model of radio data cubes. This study gives insight on the gas accretion history in this galaxy. In a second part of this work, we examined the compression effects of the ISM, which occurs in galaxies located in dense environment. Our approach makes use of both a multiwavelength data set of galaxies enduring ISM compression (including new millimeter observations), and dynamical simulations of these galaxies combined with an analytical model which gives access to small scale physics. Our thesis shows the complementarity of high quality observations together with modelisation of these observations and dynamical simulations in the study of the ISM in spiral galaxies.

A l’échelle galactique, le paradigme lambda-CDM n’est pas prédictif. Afin d’approfondir nos connaissances dans cette gamme de taille, les satellites du Groupe Local (GL) sont les systèmes galactiques les plus simples et les plus proches pour tester nos différentes hypothèses. Ainsi, nous présentons d’abord une méthode permettant d’obtenir analytiquement l’ellipticité intrinsèque des galaxies naines. Les résultats de cette technique appliquée sur un échantillon de 25 satellites de la galaxie Andromède (M31) laissent présumer que le GL est plus perturbé qu’il n’était envisagé jusqu’alors. Après cette approche individuelle, nous exposons un résultat sur la cinématique globale du système M31. Cette estimation montre pour la première fois que la vitesse transverse de ce système par rapport à la Voie Lactée est élevée. Cela peut mener à de fortes implications sur le GL, notamment quant à la détermination de sa masse et de son évolution passée et future. / The Lambda-CDM cosmological model represents nowadays the best understanding of the formation and the evolution of large scale structures in our Universe. Nevertheless, this paradigm is not predictive and successful yet at smaller scales. In this context, satellites in the Local Group (LG), the simpler and closer galactic systems, are one of our best chance to test this model and to improve our comprehension of galaxy formation. Thus, we present here a method to derive analytically the intrinsic (3D) morphology of dwarf galaxies. Results of this technic applied to 25 Andromeda (M31) satellites suggest that the LG is in fact more disturbed than what was previously thought. After this individual approach, we further expose a recent result on the global kinematics of the M31 system. This new estimation suggests for the first time a high transverse velocity for this system with respect to the Milky Way. These values could lead to redefine the entire dynamic of the LG and its surroundings.

In this thesis we explored the use of nuclear stellar discs as tracers of the merging history of early-type galaxies. These small structures, just a few tens to a few hundreds of parsecs across, are a common but poorly studied feature of early-type galaxies. They are formed during or shortly after merging events due to the infall of gas, which settles in a disc and leads to the formation of new stars. Initial simulations showed that they should not survive a following major merger and could, therefore, be used to trace the epoch when their host galaxies experienced their last major merger event. We produced the first census of nuclear discs and established that their incidence is 20%, fairly independent of the host-galaxy mass or galactic environment. Furthermore, we have more than doubled the sample of nuclear discs with known photometric properties, finding that they give a hint of possessing different characteristics from those of large, galactic discs. Using these nuclear discs as clocks for the assembly history of galaxies requires dating their stellar populations. By combining the use of integral-field spectroscopy with the a priori knowledge of the relative bulge- and disc-light contribution to the observed spectra, as determined by a photometric disc-bulge decomposition, we have shown that it is possible to reduce the degeneracies that affect the study of two superimposed populations and thus that the age of stellar discs can be measured more precisely. To illustrate our method, we present VLT-VIMOS data for NGC 4458, a low-mass slowly rotating early-type galaxy with a disc that we found to be at least 5-6 Gyr old. The presence of such an old central disc in such a small, slowly-rotating and, mostly likely, round galaxy is particularly puzzling and presents a challenge to existing models. Disc fragility is central to our studies and we have expanded the limited initial simulations to study it in more detail. By means of N-body simulations, we have reproduced the final stages of a galaxy encounter by exposing a nuclear disc rotating in the gravitational potential of its host bulge and central supermassive black hole to the impact of a secondary massive black hole. We explored not only major mergers (1:1 mass ratio), but also large minor mergers (1:5 and 1:10), across a variety of collision angles, and assessed the survival of the disc, as perceived by current observational limits, both for photometry and spectroscopy. As expected, the discs do not survive a major merger whereas it is in general possible to detect their presence after a 1:5 or 1:10 encounter, in particular when looking at kinematic signatures with spectroscopy. This thesis has demonstrated that nuclear discs constitute both a common and accurate tool for constraining the assembling history of nearby early-type galaxies. The advent of more sensitive integral-field spectrographs, such as MUSE, will make measuring the stellar age of nuclear discs not only more precise, but also more economical in terms of telescope time. This will allow embarking on a more systematic age dating campaign for nuclear stellar discs across a wider range of type, mass and galactic environments for their host galaxies. Combining such a census with a larger set of numerical simulations aimed at calibrating better the range of merger event that would erase any photometric or kinematic signature of a nuclear disc, should finally allow us to put firm constraints on the merging history of early-type galaxies.