We study the motion of giant stars in the Solar neighbourhood and what they tell us about the dynamics of the Galaxy: we thus contribute to the huge project of understanding the structure and evolution of the Galaxy as a whole. <p><p>We present a kinematic analysis of 5952 K and 739 M giant stars which includes for the first time radial velocity data from an important survey performed with the CORAVEL spectrovelocimeter at the Observatoire de Haute Provence. Parallaxes from the Hipparcos catalogue and proper motions from the Tycho-2 catalogue are also used.<p><p>A maximum-likelihood method, based on a bayesian approach, is applied to the data, in order to make full use of all the available stars, and to derive the kinematic properties of the subgroups forming a rich small-scale structure in velocity space. Isochrones in the Hertzsprung-Russell diagram reveal a very wide range of ages for stars belonging to these subgroups, which are thus most probably related to the dynamical perturbation by transient spiral waves rather than to cluster remnants. A possible explanation for the presence of young group/clusters in the same area of velocity space is that they have been put there by the spiral wave associated with their formation, while the kinematics of the older stars of our sample has also been disturbed by the same wave. The emerging picture is thus one of "dynamical streams" pervading the Solar neighbourhood and travelling in the Galaxy with a similar spatial velocity. The term "dynamical stream" is more appropriate than the traditional term "supercluster" since it involves stars of different ages, not born at the same place nor at the same time. We then discuss, in the light of our results, the validity of older evaluations of the Solar motion in the Galaxy. <p><p>We finally argue that dynamical modeling is essential for a better understanding of the physics hiding behind the observed kinematics. An accurate axisymmetric model of the Galaxy is a necessary starting point in order to understand the true effects of non-axisymmetric perturbations such as spiral waves. To establish such a model, we develop new galactic potentials that fit some fundamental parameters of the Milky Way. We also develop new component distribution functions that depend on three analytic integrals of the motion and that can represent realistic stellar disks. / Doctorat en sciences, Spécialisation physique / info:eu-repo/semantics/nonPublished

Comment les étoiles se forment elles ?. Cette vaste question fait appel à des connaissances dans plusieurs domaines dont deux majeurs, la Formation Stellaire et le Milieu Interstellaire. C’est dans ce cadre générale que s’inscrit ma thèse. Notre galaxie est un vaste laboratoire d’études de cette formation et je me suis donc intéressé aux premières étapes de la formation des étoiles, allant du nuage moléculaire à la proto-étoile. J’ai principalement utilisé des données provenant du télescope Herschel qui nous fournit des images et des données dans l’infrarouge lointain et le domaine sub-milimétrique à une résolution inégalée. J’ai d’abord construit un catalogue de sources à l’aide d’un algorithme d’identification croisée, SPECFIND, puis appliqué un algorithme de clustering, MST, sur près de 100 000 sources afin de construire le premier catalogue d’amas d’objets stellaires jeunes à l’échelle galactique. Ceci m’a conduit à étudier les propriétés de ces amas et des sources les constituant. / How stars form? This broad question uses knowledges in several areas, including two majors, the Star Formation and the Interstellar Medium. My thesis is a part of this overall framework. Our galaxy is a laboratory complex for the study of this formation. I became interested in the first stages of the star formations, from Molecular Clouds to protostars. I mainly used data from the Herschel telescope which provides us with images and data in the far infrared and sub-millimiter at an unparalleled resolution. First of all, I built a catalogue of young clumps using SPECFIND, an algorithm of cross-identification. Then I applied an algorithm of clustering, MST, over 100 000 young clumps to find over-densities in order to release the first catalogue of young stellar clusters in a galactic scale. Finally, I studied the physical properties of these clusters and their young clumps.

Dans le but d’exploiter au mieux les grandes masses de données hétérogènes produites par les instruments scientifiques modernes de l’astrophysique, les scientifiques ont développé le concept d’Observatoire Virtuel (OV). Il s’agit d’une architecture orientée services, qui a pour objectif de faciliter l’identification et l’interopérabilité des données astrophysiques. Malgré le développement et les avancées permises par l’OV dans l’exploitation de ces données, certains objectifs sont partiellement atteints notamment l’interopérabilité, la sélection de services et l’identification de services connexes, etc. Par ailleurs, l’ergonomie des outils à la disposition de l’utilisateur final reste perfectible. De même l’utilisation actuelle des ressources de l’OV, s’appuyant sur des compétences humaines, gagnerait à être automatisée. Les services de données astrophysiques n’étant pas tous inscrits dans l’OV, il serait aussi souhaitable pour permettre une utilisation plus large de ces outils, qu’ils s’appuient également sur des services disponibles en-dehors de l’OV. En vue d’automatiser l’utilisation des ressources en ligne, les sciences de l’information travaillent depuis 2001 à l’élaboration du Web sémantique. Cette évolution apporte au Web des capacités de raisonnement automatiques, basées sur des algorithmes utilisant une nouvelle forme de description des contenus. Cette nouvelle forme de description sémantique se trouve exprimée dans des représentations informatiques appelées ontologies. Malheureusement, les méthodes actuelles d’élaboration du Web sémantique ne sont pas complètement compatibles avec les services OV qui utilisent des modèles de données, des formats et des protocoles d’accès aux services qui s’éloignent de ceux rencontrés habituellement dans les sciences de l’information. Dans ce contexte, cette thèse décrit une méthodologie générique de composition de services sans état, basée sur la description des services par une ontologie dont la définition est proposée dans ce document. Cette ontologie représente aussi bien des services Web que des services non accessibles par le Web. Elle prend en compte certaines spécificités qui peuvent être rencontrées dans les infrastructures de services préexistantes. L’enrichissement de l’ontologie par des concepts issus de domaines d’application spécifiques pour lesquels il n’existe que peu de représentations ontologiques est également pris en compte. La population de cette ontologie, par des services éventuellement éloignés des standards utilisés habituellement dans les sciences de l’information, est aussi traitée. La méthodologie a été appliquée avec succès dans le cadre de l’astrophysique, et a permis de développer une application Web permettant la composition automatique de services utilisable par un public non averti. / Scientists have developed the Virtual Observatory (VO) concept in order to make the most of the large masses of heterogeneous data produced by the modern scientific instruments of astrophysics. It is a service-oriented architecture, aiming to facilitate the identification and interoperability of astrophysical data. Despite the development and advances made by VO in the exploitation of these data, some objectives are partially such as interoperability, service selection and identification of related services, etc. In addition, the ergonomics of the tools available to the end user can be improved. Similarly, the current use of VO resources, based on human skills, would benefit from being automated. As not all the astrophysical data services are included in the VO, it would also be desirable to allow a wider use of these tools, as they also rely on services available outside the VO. In order to automate the use of online resources, information sciences have been working since 2001 on the development of the Semantic Web. This evolution provides the Web with automatic reasoning abilities, based on algorithms using a new form of content description. This new form of semantic description is expressed in computer representations called ontologies. Unfortunately, the current semantic Web development methods are not fully compatible with VO services that use data models, formats and protocols for accessing services that differ from those typically encountered in information sciences. In this context, this thesis describes a generic methodology for the composition of stateless services, based on the description of services by a global ontology, the definition of which is proposed in this document. This ontology represents both Web services and services that are not accessible via the Web. It takes into account certain specificities that may be encountered in preexisting service infrastructures. The enrichment of the ontology by concepts derived from specific fields of application for which there are only a few ontological representations is also taken into account. The population of this ontology, by services possibly distant from the standards usually used in the information sciences, is also treated. The methodology was applied successfully in the framework of astrophysics, and allowed to develop a Web application allowing the automatic composition of services usable by an uninformed public.

Les explosions gamma (GRB) sont des évènements extrêmement violents. Ils sont sommairement classifiés en deux groupes par leur durée : les courts et les longs. Cette classification a permis de déterminer l'origine des GRBs : une collision entre deux objets compacts pour les courts ou l'explosion d'une étoile très massive pour les longs. Une meilleure classification des GRBs longs pourrait mieux contraindre leurs propriétés. Dans ma thèse, je présente des évidences de l'existence d'une sous-classification des GRBs basés sur la faible luminosité de leurs derniers reflets. Ces explosions sont appelées Low-Luminosity Afterflow (LLA). Je présente la technique de réduction des données, la méthode de sélection de ces GRBs ainsi que leurs principales propriétés. Leur lien avec les supernovæ (SN) est mis en évidence car 64 % de tous les GRBs associés à des Sns sont des LLA GRBs. Finalement, je présente d'autres propriétés comme leur fréquence, qui semble indiquer une nouvelle distincte classe, les propriétés de leurs galaxies hôte qui montrent que ces explosions ont pour origines des galaxies formant beaucoup d'étoiles. De plus, je montre qu'il est difficile de réconcilier les différences entre les GRBs normaux et les LLA GRBs en ne considérant que des effets instrumentaux et environnementaux, ou bien une géométrie différente. Donc je conclue que les deux classes de GRBs ont des propriétés différentes. En basant l'argumentation sur la fonction de masse initiale, sur la fréquence des LLA GRBs et sur le type de SNs qui les accompagnent, j'indique qu'un système binaire est favorisé pour leur origine. / Gamma-ray bursts (GRB) are extreme events. They are crudely classified into two groups based on their duration, namely the short and long bursts. Such a classification has proven to be useful to determine their progenitors: the merger of two compact objects for short bursts and the explosion of a massive star for long bursts. Further classifying the long GRBs might give tighter constraints on their progenitor and on the emission mechanism(s). In my thesis, I present evidence for the existence of a sub-class of long GRBs, based on their faint afterglow emission. These bursts were named low-luminosity afterglow (LLA) GRBs. I discuss the data analysis and the selection method, and their main properties are described. Their link to supernova is strong as 64\% of all the bursts firmly associated to SNe is LLA GRBs. Finally, I present additional properties of LLA GRBs: the study of their rate density, which seems to indicate a new distinct third class of events, the properties of their host galaxies, which show that they take place in young star-forming galaxies. Additionally, I show that it is difficult to reconcile all differences between normal long GRBs and LLA GRBs only by considering instrumental or environmental effects, different ejecta content or a different geometry for the burst. Thus, I conclude that LLA GRBs and normal long GRBs should have different properties. In a very rudimentary discussion, I indicate that a binary system is favored in the case of LLA GRB. The argument is based on the initial mass function of massive stars, on the larger rate density of LLA GRBs compared to the rate of normal long GRBs and on the type of accompanying SNe.

Les éruptions solaires sont des tempêtes de rayonnement électromagnétique, de particules relativistes et parfois de masse coronale provoquées par la libération d’énergie magnétique provenant de la couronne solaire. Si ces tempêtes atteignent l'environnement terrestre, elles peuvent poser un danger à la santé des astronautes en hautes orbites et causer des perturbations importantes sur les systèmes GPS. Dans certains cas, elles peuvent même induire des dommages aux infrastructures technologiques, dont les réseaux électriques. La prédiction des éruptions solaires est donc considérée comme un des plus importants défis de la météorologie spatiale. Par contre, à ce jour, aucune méthode présentée dans la littérature n’est capable de produire des prédictions fiables, ce qui met en évidence la nature complexe du déclenchement des éruptions solaires. Nous présentons donc dans ce mémoire une méthode alternative aux techniques statistiques habituelles, basée sur l'assimilation de données couplée avec des modèles rapides en automate cellulaire appelés modèles d'avalanche. Les modèles d'avalanche sont une simplification drastique de la physique du déclenchement des éruptions solaires. Malgré leur simplicité, ils reproduisent assez bien les statistiques à long terme de la taille des éruptions. Nous présentons dans ce mémoire des analyses empiriques de la capacité prédictive de quatre modèles: le modèle de Lu et Hamilton (LH) (Lu & Hamilton, 1991, ApJ, 412, 841-852), deux modèles à forçage déterministes (D) (Strugarek & Charbonneau, 2014, SoPh, 289(8), 2993-3015) et finalement deux modèles maximisant l'énergie libérée, appelées modèles DMC, qui sont fortement inspirés du modèle présenté par Farhang et al. (2018, ApJ, 859(1), 41). Les modèles DMC ont été développés dans le cadre de cette maîtrise et donc un chapitre de ce mémoire est dédié à leur présentation et aux analyses plus détaillées de leurs caractéristiques. Nous montrons que pour les modèles D ainsi que les modèles DMC, une mémoire existe entre les évènements simulés de grandes tailles, malgré la forte stochasticité de chacun de ces modèles. Nous présentons de plus dans ce mémoire un nouveau protocole de prédiction des éruptions solaires, utilisant l'assimilation de données couplée avec les modèles d'avalanches. Notre protocole se base sur une méthode de recuit simulé pour ajuster la condition initiale du modèle jusqu'à ce qu'elle reproduise de façon satisfaisante une série d'évènements observés. Une fois cette condition initiale optimisée produite, la simulation qui en résulte représente notre prédiction. Nous montrons dans ce mémoire le succès de notre protocole à bien assimiler une centaine d'observations synthétiques (produit par les modèles d'avalanche eux-mêmes). / Solar flares are sudden releases of electromagnetic radiation, relativistic particles and occasionally coronal mass, caused by the release of magnetic energy from the solar corona. They pose a danger to astronauts in high orbits and directly impact the Earth, including significant disturbances on GPS systems, and can even cause damage to technological infrastructures, including electrical networks. Predicting solar flares is therefore considered to be one of the most critical challenges in space weather. However, no method presented in the literature can produce reliable predictions, highlighting the complex nature of the triggering of solar flares. We, therefore, present in this thesis an alternative method to the usual statistical forecasting techniques. Our method is based on data assimilation coupled with computationally inexpensive cellular automaton models called avalanche models. Avalanche models are a drastic simplification of the physics underlying the triggering of solar flares. Despite their simplicity, they reproduce reasonably well the long-term statistics of solar flares sizes. In this thesis, we present empirical analyses of the predictive capabilities of four models: the Lu and Hamilton (LH) model (Lu & Hamilton, 1991, ApJ, 412, 841-852), two deterministic-driven (D) models (Strugarek & Charbonneau, 2014, SoPh, 289(8), 2993-3015) and finally two models using the principle of minimum energy during magnetic reconnection, called DMC models, which are strongly inspired by the models presented by Farhang et al. (2018, ApJ, 859(1), 41). The DMC models were developed during this project; therefore, a chapter of this thesis is dedicated to their presentation and more detailed analyses of their characteristics. We show that for D and DMC models, a memory exists between large simulated events, despite the high stochasticity present within each of these models. We finally present in this thesis a new protocol for predicting solar flares, using data assimilation coupled with avalanche models. Our protocol is based on a simulated annealing method to adjust the initial condition of the model until it satisfactorily reproduces a series of observed events. Once this optimal initial condition is found, the resulting simulation produces our prediction. In this thesis, we show our algorithm's success in assimilating hundreds of synthetic observations (produced by the avalanche models themselves).

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Le 60Fe présente un intérêt particulier en astrophysique nucléaire. En effet, la récente observation de ses raies gamma caractéristiques par les satellites RHESSI et INTEGRAL permet d'accéder au flux total de 60Fe intégré sur toute la Galaxie. De plus, l'observation d'un excès de 60Ni (noyau-fils du 60Fe) dans les grains pré-solaires fournit des contraintes sur les conditions de formation du système solaire primitif.Cependant, les sections efficaces de certaines réactions intervenant dans la nucléosynthèse du 60Fe et incluses dans les modèles stellaires présentent encore des incertitudes. C'est le cas notamment de la réaction 60Fe(n, gamma) 61Fe qui est responsable de la destruction du 60Fe. La section efficace totale de cette réaction peut être divisée en deux parties : la composante directe, impliquant les états situés sous le seuil de séparation neutron du 61Fe, et la composante résonante.Nous avons amélioré les connaissances spectroscopiques du 61Fe afin d'évaluer la contribution de la capture directe au taux de la réaction 60Fe(n, gamma)61Fe. Pour cela, nous avons étudié la réaction 60Fe(n, gamma) 61Fe par la réaction de transfert d(60Fe, p gamma)61Fe à l'aide du dispositif expérimental CATS/MUST2/EXOGAM sur la ligne LISE au GANIL. L'analyse en DWBA des distributions angulaires expérimentales des protons a permis d'extraire les moments angulaires et les facteurs spectroscopiques de différents états du 61Fe identifiés et peuplés sous le seuil de séparation neutron. Une comparaison des résultats expérimentaux obtenus pour le 61Fe avec ceux de noyaux similaires et avec des calculs modèle en couches a également été effectuée. / 60Fe is of special interest in nuclear astrophysics. Indeed the recent observations of 60Fe caracteristic gamma-ray lines by the RHESSI and INTEGRAL spacecrafts allowed to measure the total flux of 60Fe over the Galaxy. Moreover the observation in presolar grains of an excess of the daughter-nuclei of 60Fe, 60Ni, gives constraints on the conditions of formation of the early solar system. However, the cross-sections of some reactions involved in 60Fe nucleosynthesis and included to stellar models are still uncertain. The destruction reaction of 60Fe, 60Fe(n, gamma)61Fe, is one of them. The total cross-section can be separate into two contributions : the direct one, involving states below the neutron separation threshold of 61Fe, and the resonant one.We improved 61Fe spectroscopy in order to evaluate the direct capture part of the 60Fe(n, gamma)61Fe reaction cross-section. 60Fe(n, gamma)61Fe was thus studied via d(60Fe, p gamma)61Fe transfer reaction with the CATS/MUST2/EXOGAM setup at LISE-GANIL. DWBA analysis of experimental proton differential cross-sections allowed to extract orbital angular momentum and spectroscopic factors of different populated states identified below the neutron threshold. A comparison of experimental results for 61Fe with experimental results for similar nuclei and with shell-model calculations was also performed.

La spectroscopie de transit est un outil puissant pour la caractérisation de l'atmosphère d'exoplanètes. Plusieurs phénomènes peuvent contaminer un spectre de transmission, dont l'hétérogénéité de la surface de l'étoile hôte due à l'activité stellaire. À basse résolution spectrale, la différence entre le cordon de transit et le reste de la surface y laisse des signatures qui pourraient être attribuées à tort à la planète. Les risques associés incluent des biais sur la mesure du rayon et des abondances atmosphériques de planètes. Afin de trouver une solution à ce problème, cette étude consiste à modéliser en détail des surfaces stellaires et des spectres de transit à basse et à très haute résolution. On cherche d'une part à qualifier l'ampleur du problème à basse résolution et, d'autre part, à déterminer si la haute résolution permet d'isoler la contamination stellaire et ainsi résoudre le problème. La modélisation se concentre sur trois types d'étoiles, entre K hâtive et M tardive. Les modèles confirment l'importance du problème et l'absence de solution évidente à basse résolution, principalement pour les étoiles M. À haute résolution, on parvient à séparer les signaux de la planète et de l'activité stellaire. Cela permet de briser l'ambiguïté à basse résolution, pourvu que la planète ait une variation de vitesse radiale suffisante durant le transit. Ces résultats soulignent la valeur d'un suivi à haute résolution lorsque possible. Même avec le télescope James-Webb, il sera difficile d'avoir totalement confiance en les résultats de caractérisation d'atmosphères utilisant des données à basse résolution. / Transit spectroscopy is a powerful tool for the characterisation of exoplanet atmospheres. There exist multiple sources of contamination for transmission spectra, including stellar activity induced surface heterogeneities on the host star. At low spectral resolution, differences between the transit chord and the rest of the surface leave signatures in the spectra, which could then be wrongly associated with the planet. This can introduce biases in radius and atmospheric abundance measurements of exoplanets. To solve this issue, this study consists in carefully modeling stellar surfaces and transit spectra at low and very high spectral resolution. We seek to, on one hand, understand the importance of the problem at low resolution, and, on the other hand, determine if high resolution allows us to isolate stellar contamination and thus solve this problem. Modeling is focused on three types of stars, from early K to late M. Models confirm the importance of the issue and the absence of an obvious solution at low resolution, especially for M stars. At high resolution, we manage to effectively split the planet and stellar activity signals. This allows us to break the ambiguity from low resolution, provided the planet experiences a sufficient radial velocity variation during transit. These results highlight the strong value of high resolution follow-ups when feasible. Even with the James-Webb space telescope, it will be difficult to fully trust the results of atmospheric abundance retrievals using low resolution data.

Nous présentons une analyse homogène de 1023 naines blanches de type DZ et 319 de type DQ. Ceci représente un progrès important par rapport aux précédentes analyses de ce type, notamment Dufour et al. (2005; 56 DQs) et Dufour et al. (2007; 159 DZs). Nous utilisons les parallaxes trigonométriques de la deuxième parution de données de Gaia, ainsi que la photométrie du Sloan Digital Sky Survey, PanSTARRS, Gaia ou de la photométrie BVRI prise de la littérature, qui nous permettent de déterminer la masse de la vaste majorité des objets de notre échantillon. Nous utilisons les méthodes photométriques et spectroscopiques conjointement avec les plus récents modèles d'atmosphère disponibles incluant les effets de haute densité pour déterminer la température, la gravité de surface et les abondances des éléments pour chaque objet. Nous étudions l'abondance d'hydrogène dans les étoiles DZ et les propriétés des planétésimaux accrétés. Nous trouvons un grand nombre d'étoiles polluées dont les progéniteurs ont une masse supérieure à trois masses solaires, démontrant que la formation d'objets rocheux est commune autour de ce type d'étoiles. Nous présentons des distributions de masses pour les deux types spectraux. Celle des étoiles DQ montre deux populations séparées, dont une plus massive. Nous explorons la nature de celle-ci à l'aide des mouvements propres de Gaia et discutons qu'il s'agit possiblement d'une population d'étoiles ayant fusionné. Nous observons les traces de la cristallisation dans les étoiles DQ massives. Finalement, nous discutons de l'évolution spectrale et présentons les paramètres atmosphériques pour chaque objet. / We present a homogeneous analysis of 1023 DZ and 319 DQ white dwarf stars taken from the Montreal White Dwarf Database. This represents a significant increase over the previous comprehensive studies on these types of objects, namely those of Dufour et al. (2005; 56 DQs) and Dufour et al. (2007; 159 DZs). We use new trigonometric parallax measurements from the Gaia second data release, together with photometry from the Sloan Digital Sky Survey, PanSTARRS, Gaia, or BVRI from the literature, which allow the determination of the mass for the majority of the objects in our sample. We use the photometric and spectroscopic techniques with the most recent atmosphere models available, which include high density effects, to accurately determine the effective temperature, surface gravity, and heavy element abundances for each object. We study the abundance of hydrogen in DZ white dwarfs and the properties of the accreted planetesimals. We find many white dwarfs dwarfs with progenitor masses above 3 solar mass, demonstrating that the formation of rocky material is not rare around this type of stars. We also present mass distributions for both spectral types. We explore the nature of the second sequence of DQ stars using proper motions from Gaia and discuss the possibility that it is a population of merged white dwarfs. We highlight evidence of crystallization in massive DQ stars. Finally, we discuss the implications of our findings in the context of the spectral evolution of white dwarfs, and provide the atmospheric parameters for each star.

Avec près de 4000 exoplanètes connues, le domaine est passé de simplement détecter des exoplanètes à étudier leurs propriétés atmosphériques. Cependant, les spectres en lumières réfléchies de ces objets sont encore mal compris. Les exoplanètes réfléchissent une partie de la lumière qu’elles reçoivent de leur étoile, selon les propriétés de l’atmosphère, ce qui affecte le budget énergétique de la planète. Les Jupiters chaudes, c’est-à-dire des planètes de types Jupiter avec des périodes orbitales très courtes, sont les cibles les plus faciles à observer par spectroscopie des éclipses. L’albédo est une mesure directe de la lumière réfléchie qui peut être mesurée pendant que la planète passe derrière l’étoile hôte. Dans leur cas spécifique, une incohérence apparente, appelée le problème d’albédo des Jupiters chaudes, reste non résolu. Alors que les géantes gazeuses du système solaire ont des albédos de Bond inférieurs aux albédos géométriques, les mesures dans le visible et l’infrarouges pour HD 189733b et HD 209458b indiquent le contraire. Ceci pourrait être expliqué par des albédos géométriques plus élevés à des longueurs d’onde UV/visibles hors de la bande passante de Kepler, mais très peu de mesures existent pour corroborer cela. Ce mémoire présente le spectre de réflexion complet de WASP-43b, incluant 3 mesures d’éclipse obtenues par le HST (290-570 nm) ainsi que 28 obtenues par la mission TESS (600-1000 nm). Lorsque combinées avec les observations Spitzer ou les observations d’éclipse du JWST à venir, ces mesures répondront à des questions-clés concernant la structure et composition atmosphérique de la planète, le budget énergétique global et sa circulation. / With nearly 4000 exoplanets known, the field has evolved from merely detecting exoplanets to actually probing atmospheric properties. However, reflected light spectra from these objects are still not fully understood. Exoplanets reflect a portion of the light that they receive from the star, the amount of which depends on the properties of the atmosphere and in turn affects the energy budget of the planet. Hot Jupiters, i.e. Jupiter-like planets giants with very short orbital periods are the easiest targets amenable to eclipse spectroscopy. Albedo is a direct measure of reflected light that can be measured while the planet eclipses behind the host star. In the specific case of these intriguing planets, an apparent inconsistency, termed as the hot Jupiter Albedo Problem, remains unsolved. While Solar System gas giants show Bond albedos lower than geometric albedos, the measurements from optical and infrared instruments for HD 189733b and HD 209458b show the opposite. This phenomenon has the potential to be explained by higher geometric albedos at UV/optical wavelengths outside the Kepler bandpass, but very few measurements exist to corroborate this. This thesis presents WASP-43b’s full reflection spectrum, including 3 eclipse measurements obtained by the HST (290-570 nm) along with 28 obtained by the TESS mission (600-1000 nm). When combined with the Spitzer or the upcoming JWST’s eclipse observations, these measurements will answer key questions about the planet’s atmospheric composition and structure, global energy budget and circulation.