Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Direct Imaging of circumstellar material and forming exoplanets around young stellar objects (YSO's) is a challenging task. Several techniques have been developed for this purpose, among them we focused on the spectral deconvolution technique(SD). Our goal is to create an algorithm that improves the current state of the art of the SD technique, using principal component analysis (PCA) to create an orthogonal basis set in annular regions centred on the star. A selection criterion for the wavelength channels used to estimate the basis set, ensures that the model PSF is minimally contaminated by a possible faint companion. We test our algorithm using SINFONI data of HD 142527, HD 100546 and T Cha, obtaining a high-resolution image of the surrounding disks in the H+K band. l-SDI gets roughly twice the amount of throughput of its non-localized version. Using l-SDI we give new upper limit detection curves on the selected sources, we confirm the structure of HD 142527 in the literature and report a new spiral-arm structure in the outer disk.

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía en Cotutela con Universidad de Lieja / Se necesitan observaciones para restringir los mecanismos involucrados en el proceso de formación de planetas. Los discos circunestelares ricos en gas y polvo, llamados discos protoplanetarios, son el lugar esperado de nacimiento de los planetas. Esta tesis se aprovecha de la sinergia entre ALMA y los instrumentos de imagen de alto contraste (HCI) para estudiar la formación de planetas y la retroalimentación mutua planeta-disco en discos protoplanetarios con grandes huecos, llamados discos de transición. La primera parte de esta tesis está dedicada a la imagen de estos discos. En particular, se realizó un análisis detallado de las espirales encontradas en MWC 758 y HD 142527. Las espirales de MWC 758 son probablemente debidas a la presencia de dos compañeros, con uno de ellos posiblemente detectado dentro de la cavidad en base a nuestros datos. En el caso de HD 142527, las espirales del borde de la cavidad parecen ser, junto con otras características del disco, productos de la interacción dinámica entre la binaria y el disco. Las espirales frías a mayor escala vistas con ALMA podrían estar relacionadas con la inestabilidad gravitacional del disco o las sombras proyectadas por el disco interno inclinado. Para probar la hipótesis que los huecos grandes en los discos de transición se deben a la presencia de compañeros, se llevó a cabo una encuesta HCI de esos discos utilizando VLT/NACO en IR térmico, presentada en la segunda parte de esta tesis. Se implementaron códigos de reducción de datos que se utilizaron para buscar compañeros en todos los discos ya observados en esta encuesta. Hasta el momento, se han identificado cuatro candidatos compañeros (de 15 fuentes observadas), aunque se requiere seguimiento para confirmar que son verdaderos compañeros. También se presenta mi contribución a la detección de un compañero subestelar joven muy rojo en el disco de escombros de HD 206893. El potencial de los espectrógrafos de campo integral (IFS) para detectar y caracterizar compañeros de baja masa está investigado en la tercera parte de esta tesis. Se observó una muestra de cinco discos de transición usando VLT/SINFONI en infrarojo cercano. La combinación de imagen diferencial angular y espectral (ASDI) permitió suprimir las imperfecciones del halo estelar de manera eficaz y lograr altos contrastes. Se detectaron tres compañeros y dos sistemas con espirales. En particular, se detectó el compañero de baja masa HD 142527 B en la mayoría de los canales espectrales lo que permitió llevar a cabo una caracterización espectral detallada y estimar sus parámetros físicos. En conclusión, esta tesis provee nueva información sobre los discos de transición y el posible vínculo entre los grandes huecos y la presencia de compañeros. Un análisis similar al caso de HD 142527 se aplicará a los compañeros confirmados en nuestras encuestas para entender mejor las interacciones compañero-disco y la formación de planetas. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por CONICYT-PCHA/Doctorado Nacional/2016-21161112

Ingeniero Civil Eléctrico / La última década de investigación planetaria extrasolar ha permitido determinar de manera concluyente la existencia de planetas fuera de nuestro propio sistema planetario. Más aún, se posee evidencia de que estos son de variadas formas y que el sistema solar no es único en su especie. A la fecha, la técnica más exitosa para la detección de exoplanetas ha sido la de velocidades radiales, midiendo el efecto Doppler inducido por la fuerza gravitacional de un planeta orbitando alrededor de una estrella. Utilizando esta metodología los investigadores han sido capaces de inferir la presencia de exoplanetas orbitantes, confirmando además la inmensa mayoría de los que se conocen actualmente; generando resultados concluyentes a un ritmo acelerado. En el presente Trabajo de Título se ha propuesto la utilización de técnicas de inferencia Bayesiana para la detección de exoplanetas, a partir de datos de velocidad radial simulados. Se ha planteado además estudiar las limitantes intrínsecas asociadas al instrumento de observación, modelando su rango de error y obteniendo una medida del intervalo en donde es posible lograr la detección. Finalmente, a partir de la información obtenida y la utilizando técnicas de filtrado secuencial se consigue una estimación de la masa del planeta extrasolar. Dadas las simplificaciones consideradas durante la realización de este estudio se considera que los resultados obtenidos implican un avance inicial en la solución de un problema que posee una envergadura muy amplia, pero resultan significativos a la hora de abordarlo en mayor profundidad. Se logró de manera satisfactoria la simulación de los datos necesarios para el trabajo y la implementación de la metodología de detección de exoplanetas, junto con la obtención de la curva que define las limitantes del mismo proceso. Luego, haciendo uso de los Métodos Secuenciales de Monte Carlo fue posible estimar de manera certera la masa del planeta bajo los distintos parámetros orbitales, analizando también los casos límites de importancia.

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / Observing the changes in the orbital period of transiting exoplanets produced by gravitational perturbations allows to detect unseen orbital companions in the system. With this technique,known asTransitTimingVariations(TTVs),itispossibletodetectperturbers down to Earth-like masses, overcoming the limits of current Radial Velocity searches. This PhDthesishasled to along termproject: TransitMonitoringin theSouth(TraMoS)project, which consists in a methodical and homogeneous monitoring of transiting exoplanets observable from the Southern Hemisphere with the goal of searching for orbital companions, and potentially finding Earth-mass planets. Aditionally, the cumulative light curves provide improvedvalues of thephysicalparameters of theplanets, such as orbitalinclination and radius, and from those absolute mass and mean planetary density, which are critical to our model understanding of thephysics of exoplanetary interiors and their evolution. Also, establishing thepresence orabsence of otherplanetashelpsdeterminethe architecture of multi-planetary systems, and therefore is key to discriminate between different models of formation and evolution of exoplanets. In thisThesisIpresent the observations and analysis of29 transits of4 exoplanets: OGLETR-111b, WASP-5b, WASP-4b and WASP-7b. Based on the analysis of the light curves of these exoplanets we refined the ephemeris and physical parameters of all these exoplanets. Based on the temporal analysis, we found no evidence of the presence of additional planets with masses larger than ∼10 Min those systems. We place strong limits in the mass of ~10 M⊕possible perturbers especially in the orbital resonances with the transiting planets. These results support the formation theories that predict a paucity of planetary companions to Jupiter-like planets.

O principal objetivo do trabalho foi estimar a possibilidade de sobrevivência de micro-organismos extremófilos na superfície de exoplanetas conhecidos, assim como na superfície de seus eventuais satélites naturais. Foi utilizado um modelo que simula a atmosfera terrestre primordial, composta principalmente por nitrogênio, água e dióxido de carbono. E em se tratando de extremófilos, esses cálculos não foram limitados à Zona Habitável dos sistemas planetários, pois esse conceito foi estendido para uma região mais ampla, a Zona Extremófila, onde a vida pode existir. Extremófilos são micro-organismos terrestres que vivem sob condições extremas de temperatura, nível de radiação, umidade, pressão, salinidade, pH, etc. . Eles são candidatos naturais para habitarem meios ditos extraterrestres onde tais condições são eventualmente encontradas. Alguns exemplos desses ambientes em nosso sistema solar são: Marte, Titã (satélite de Saturno) e Europa (satélite de Júpiter). Há algumas centenas de planetas orbitando outras estrelas (exoplanetas) e a maioria deles são gigantes gasosos, em particular Hot Jupiters. A temperatura superficial de um planeta depende fortemente de seu albedo, de sua distância orbital, de condições geodinâmicas intrínsecas, além do tipo espectral de sua estrela hospedeira. A estimativa dessa temperatura foi obtida considerando o ciclo silicato-carbono e um balanço de energia global, que contribuiram para se obter estimativas da pressão parcial atmosférica devido ao dióxido de carbono e da temperatura média, na superfície dos planetas e/ou de seus satélites hipotéticos. Os eventuais satélites naturais de planetas gigantes podem abrigar vida e essa possibilidade foi testada através da análise das condições de estabilidade orbital desses corpos celestes. Os resultados deste trabalho deverão fornecer subsídios para a hipótese da panspermia. / The main objective of this study is to estimate the chance of survival of microorganisms (extremophiles) on the surface of known exoplanets, as well as on the surface of its potential natural satellites. We used a model that simulates the primordial atmosphere composed by, primarily, nitrogen, water and carbon dioxide. And when it comes to extremophiles, these calculations were not limited to the Habitable Zone of planetary systems, since this concept was extended to a wider region, the Extremophile Zone, where life can exist. Extremophiles are terrestrial microorganisms living under extreme conditions of temperature, light level, humidity, pressure, salinity, pH, etc ... They are natural candidates for living in habitats considered extraterrestrials where such conditions are encountered eventually. Examples of such environments in our solar system are: Mars, Titan (moon of Saturn) and Europe (satellite of Jupiter). There are hundreds of planets orbiting other stars (exoplanets) and most of them are gas giants, particularly Hot Jupiters. The surface temperature of a planet/moon depends heavily on its albedo, its orbital distance, of geodynamic conditions intrinsic, in addition to the spectral type of their host star. The estimate of this temperature was obtained considering the carbon-silicate cycle and a global energy balance, which contributed to obtain estimates of the partial pressure due to atmospheric CO2 and the average temperature on the surface of planets and/or their hypothetical satellites. Natural satellites of giant planets may harbor life, and this possibility was tested by analyzing the conditions of orbital stability of these heavenly bodies. The results of this study should provide support for the hypothesis of panspermia.

Made available in DSpace on 2016-05-17T16:51:39Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2015-10-15. Added 1 bitstream(s) on 2016-05-17T16:55:26Z : No. of bitstreams: 1 000864586.pdf: 3318763 bytes, checksum: 1aae1966dc41e12f7687a6926775e1d9 (MD5) / Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) / Neste trabalho estudaremos a dinâmica de rotação de exoplanetas perturbados pela presença de um terceiro corpo. Será dada ênfase em aplicações a exoplanetas com parâmetros físicos (e.g. raio e massa) compatíveis com uma constituição do tipo terrestre (e.g. rochosos). Numa primeira etapa a rotação do exoplaneta é perturbada apenas pelo torque da estrela central. Em seguida, o modelo é estendido para incluir a influência gravitacional de um companheiro. Exploraremos numericamente os problemas utilizando as técnicas de superfície de seção, a análise espectral e mapas dinâmicos para diferentes condições iniciais. Mostramos que, dependendo das condições iniciais e parâmetros do sistema planetário, a rotação do planeta pode ser irregular devido à perturbação do terceiro corpo. Em particular, a Super-Terra Kepler-11b pode ter seu regime de rotação na ressonância spin-órbita 1 : 1, estável no domínio no problema de dois corpos, altamente perturbada pelo planeta Kepler-11c devido à configuração orbital de ambos estarem relacionadas com uma ressonância 5 : 4 de movimentos médios. Também faremos uma introdução ao estudo dos efeitos dissipativos na rotação de exoplanetas induzidos por maré para os planetas Kepler-10b e Corot-7b. E por fim calcularemos a probabilidade de captura na ressonância spin-órbita 3 : 2 para o planeta Mercúrio / In this work we study the dynamics rotation of exoplanets disturbed by a third body. Emphasis will be placed on exoplanets with physical parameters (e.g. radius and mass) consistent with Earth's. In the first step the rotation of the exoplanet is disturbed only by the torque of the central star. Then the model is extended to include the gravitational influence of a companion. We numerically explore the problem using surface of sections, spectral analysis and dynamic maps for several initial conditions. We show that, depending on the initial conditions and parameters of the planetary system, the planet's rotation can be irregular due to the disturbance of the third body. In particular, the Super-Earth Kepler-11b can have its rotation in 1 : 1 spin-orbit resonance, stable in the problem of two bodies, highly disturbed by the planet Kepler- 11c due to orbital configuration close to the 5 : 4 mean motion resonance. We will also show an introduction of dissipative effects in the exoplanet's rotation induced by tides, applied to the planets Kepler-10b and Corot-7b. Finally we calculate the capture probability in the spin-orbit resonance 3 : 2 to Mercury / FAPESP: 2012/21611-5 / FAPESP: 2014/11163-0

Orientador: Nelson Callegari Junior / Banca: Tatiana Alexandrovna Michtchenko / Banca: Maria Helena Moreira Morais / Resumo: Neste trabalho estudaremos a dinâmica de rotação de exoplanetas perturbados pela presença de um terceiro corpo. Será dada ênfase em aplicações a exoplanetas com parâmetros físicos (e.g. raio e massa) compatíveis com uma constituição do tipo terrestre (e.g. rochosos). Numa primeira etapa a rotação do exoplaneta é perturbada apenas pelo torque da estrela central. Em seguida, o modelo é estendido para incluir a influência gravitacional de um companheiro. Exploraremos numericamente os problemas utilizando as técnicas de superfície de seção, a análise espectral e mapas dinâmicos para diferentes condições iniciais. Mostramos que, dependendo das condições iniciais e parâmetros do sistema planetário, a rotação do planeta pode ser irregular devido à perturbação do terceiro corpo. Em particular, a Super-Terra Kepler-11b pode ter seu regime de rotação na ressonância spin-órbita 1 : 1, estável no domínio no problema de dois corpos, altamente perturbada pelo planeta Kepler-11c devido à configuração orbital de ambos estarem relacionadas com uma ressonância 5 : 4 de movimentos médios. Também faremos uma introdução ao estudo dos efeitos dissipativos na rotação de exoplanetas induzidos por maré para os planetas Kepler-10b e Corot-7b. E por fim calcularemos a probabilidade de captura na ressonância spin-órbita 3 : 2 para o planeta Mercúrio / Abstract: In this work we study the dynamics rotation of exoplanets disturbed by a third body. Emphasis will be placed on exoplanets with physical parameters (e.g. radius and mass) consistent with Earth's. In the first step the rotation of the exoplanet is disturbed only by the torque of the central star. Then the model is extended to include the gravitational influence of a companion. We numerically explore the problem using surface of sections, spectral analysis and dynamic maps for several initial conditions. We show that, depending on the initial conditions and parameters of the planetary system, the planet's rotation can be irregular due to the disturbance of the third body. In particular, the Super-Earth Kepler-11b can have its rotation in 1 : 1 spin-orbit resonance, stable in the problem of two bodies, highly disturbed by the planet Kepler- 11c due to orbital configuration close to the 5 : 4 mean motion resonance. We will also show an introduction of dissipative effects in the exoplanet's rotation induced by tides, applied to the planets Kepler-10b and Corot-7b. Finally we calculate the capture probability in the spin-orbit resonance 3 : 2 to Mercury / Mestre

O principal objetivo do trabalho foi estimar a possibilidade de sobrevivência de micro-organismos extremófilos na superfície de exoplanetas conhecidos, assim como na superfície de seus eventuais satélites naturais. Foi utilizado um modelo que simula a atmosfera terrestre primordial, composta principalmente por nitrogênio, água e dióxido de carbono. E em se tratando de extremófilos, esses cálculos não foram limitados à Zona Habitável dos sistemas planetários, pois esse conceito foi estendido para uma região mais ampla, a Zona Extremófila, onde a vida pode existir. Extremófilos são micro-organismos terrestres que vivem sob condições extremas de temperatura, nível de radiação, umidade, pressão, salinidade, pH, etc. . Eles são candidatos naturais para habitarem meios ditos extraterrestres onde tais condições são eventualmente encontradas. Alguns exemplos desses ambientes em nosso sistema solar são: Marte, Titã (satélite de Saturno) e Europa (satélite de Júpiter). Há algumas centenas de planetas orbitando outras estrelas (exoplanetas) e a maioria deles são gigantes gasosos, em particular Hot Jupiters. A temperatura superficial de um planeta depende fortemente de seu albedo, de sua distância orbital, de condições geodinâmicas intrínsecas, além do tipo espectral de sua estrela hospedeira. A estimativa dessa temperatura foi obtida considerando o ciclo silicato-carbono e um balanço de energia global, que contribuiram para se obter estimativas da pressão parcial atmosférica devido ao dióxido de carbono e da temperatura média, na superfície dos planetas e/ou de seus satélites hipotéticos. Os eventuais satélites naturais de planetas gigantes podem abrigar vida e essa possibilidade foi testada através da análise das condições de estabilidade orbital desses corpos celestes. Os resultados deste trabalho deverão fornecer subsídios para a hipótese da panspermia. / The main objective of this study is to estimate the chance of survival of microorganisms (extremophiles) on the surface of known exoplanets, as well as on the surface of its potential natural satellites. We used a model that simulates the primordial atmosphere composed by, primarily, nitrogen, water and carbon dioxide. And when it comes to extremophiles, these calculations were not limited to the Habitable Zone of planetary systems, since this concept was extended to a wider region, the Extremophile Zone, where life can exist. Extremophiles are terrestrial microorganisms living under extreme conditions of temperature, light level, humidity, pressure, salinity, pH, etc ... They are natural candidates for living in habitats considered extraterrestrials where such conditions are encountered eventually. Examples of such environments in our solar system are: Mars, Titan (moon of Saturn) and Europe (satellite of Jupiter). There are hundreds of planets orbiting other stars (exoplanets) and most of them are gas giants, particularly Hot Jupiters. The surface temperature of a planet/moon depends heavily on its albedo, its orbital distance, of geodynamic conditions intrinsic, in addition to the spectral type of their host star. The estimate of this temperature was obtained considering the carbon-silicate cycle and a global energy balance, which contributed to obtain estimates of the partial pressure due to atmospheric CO2 and the average temperature on the surface of planets and/or their hypothetical satellites. Natural satellites of giant planets may harbor life, and this possibility was tested by analyzing the conditions of orbital stability of these heavenly bodies. The results of this study should provide support for the hypothesis of panspermia.

Orientador: Rafael Sfair de Oliveira / Resumo: A estrela PDS110 (HD290380) com idade aproximada de 10 milhões de anos, apresentou dois eclipses ocorridos em 2008 e 2011, com duração de 25 dias e queda de aproximadamente 26 % na luminosidade da estrela. Outra estrela J1407 (1SWASP J140747.93-39454.6) apresentou uma complexa série de eclipses com 56 dias de duração. As hipóteses dadas a esses dois eventos foram a passagem da borda de um disco planetário ou um disco circunstelar de uma anã marrom. Neste trabalho foi analisada a natureza desses possíveis sistemas de anéis ao redor de um exoplaneta gigantesco não observado, que teria ocultado essas estrelas. Para estudar o sistema PDS110b, devido ao grande número de variáveis envolvidas ainda desconhecidas neste problema como, por exemplo, massa e excentricidade do planeta, inclinação e extensão do disco, foram criados diversos modelos numéricos considerando a interação gravitacional entre a estrela, o planeta e a partícula do anel. Desta forma foi possível refinar os intervalos dos parâmetros predeterminados através dos dados observacionais, que seriam compatíveis com o eclipse observado. Os resultados indicam que provavelmente os eclipses teriam ocorrido por um planeta com massa entre 50 e 70 MJup, em uma orbita quase circular (ePDS110b < 0,05) e o semieixo maior de 2 ua. O sistema de anel ao redor do PDS110b, teria uma extensão radial de ~ 0,2 ua, significativamente maior que o raio de Roche do planeta e um forte indicio da presença de satélites. Ao analisar o sistema de an... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) / Abstract: The star PDS110 (HD290380) is approximately 10 millions years old, underwent two eclipses observed in 2008 and 2011 in the surrounding 25 days with a depth 26 % in the star's luminosity. Other star J1407 (1SWASP J140747.93-39454.6) underwent a complex series of eclipses that lasted 56 days. The hypothesis could explain those events are the transit of the edge one disc circumplanetary or circumstelar (brown dwarf). In this work, we analyzed the nature of a possible ring system around these giant exoplanets would have occulted the star. To study the PDS110b system, in the reason to the large number of unknown variable involved in this problem like: mass and the eccentricity of the PDS110b, inclination and size of the disc, we created a several numerical models considering the only gravitational interactions between the star, the planet and the particle of the ring. We managed to restrict the interval of the parameters predetermined by the observational data. The best models indicate a planet's mass between [50 - 70] MJup, in the quasi circular orbit (ePDS110b < 0,05) and semi major axis of 2 ua. The ring system around the PDS110b, probably has ~ 0,2 ua of radial extension. To analyze the ring system around J1407b, after excluded some proposals of the eclipsing body to be a secundary star, the studies propose an extensive ring system with radius of 0,6 ua, formed by at least 37 different rings and one possible exomoon with mass proportional to Earth, located at the gap observed ... (Complete abstract click electronic access below) / Mestre

Orientador: Othon Cabo Winter / Resumo: Encontrar um planeta como a Terra fora do Sistema Solar parece ser dificil. Quando olhamos para os dados dos quase 4000 exoplanetas descobertos até o momento vemos que nenhum deles é similar à Terra. Uma alternativa para encontrar um outro planeta como a Terra seria olhar para as regiões coorbitais dos exoplanetas gigantes, sendo que sistemas coorbitais podem ser descritos como os sistemas onde dois ou mais corpos compartilham uma mesma órbita média. Nosso objetivo neste trabalho é formar um planeta com a massa da Terra que seja coorbital a um corpo bastante massivo, como um planeta gigante ou uma anã marrom. Para isso nós fizemos várias simulações utilizando o pacote Mercury de integração numérica para o problema de N-corpos. Com os resultados analisamos como a razão de massa do sistema e a separação entre os corpos afetam a região de estabilidade coorbital, e então determinamos seus limites radial e angular. Tendo a região de estabilidade coorbital bem definida para cada um dos sistemas estudados, nós fizemos novas simulações numéricas distribuindo dentro da região de estabilidade coorbital 500 planetesimais que cujas massas somadas totalizam 2 ou 3M⊕. Nossos resultados mostraram que é possível formar planetas terrestres com massas iguais ou maiores que a da Terra nas regiões coorbitais. Esta formação é mais provável para os sistemas cujo corpo secundário possui uma órbita com semi-eixo maior menor que 1ua, sendo que os diferentes valores de razão de massa não afetam o proc... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) / Abstract: Finding an Earth-like planet outside Solar System seems to be a difficult task. When we look at the data from the almost 4000 exoplanets discovered until now we see that none of them is similar to our Earth. An alternative to find other planet like Earth would be to look at the co-orbital regions of the giants exoplanets, being that co-orbital systems can be described as those systems where two or more bodies share the same mean orbit. Our main goal in this work is to form a planet co-orbiting with another massive body, like a giant planet, with the same mass of the Earth. To do that we have performed a series of numerical simulations with the package of computational integrators for the N-body problem called Mercury. With the results we have analyzed how the stable co-orbital region is affected by the system’s mass ratio and by the radial separation between bodies, and then we have determined the radial and angular limits of the stable co-orbital region. Having this region well determined for each one of the studied systems, we have performed new numerical simulations distributing 500 planetesimals within the stable co-orbital region, in which the sum of the planetesimals’s masses are equal to 2 or 3MEarth. Our results have shown that it is possible to form terrestrial planets with masses equals or bigger than the Earth’s inside the stable co-orbital regions. This formation is more likely to happen for the systems in which the secondary body has an orbit with semi-major axis... (Complete abstract click electronic access below) / Mestre