Doctora en Ciencias, Mención Astronomía / El crecimiento exponencial del número de exoplanetas descubiertos en los últimos años ha derivado en un mayor entendimiento de los planetas en la galaxia, de los cuales la Tierra es miembro; pero aún nos queda un gran camino por delante. El propósito de esta tesis es descubrir y confirmar nuevos planetas orbitando estrellas enanas y gigantes, además de desarrollar técnicas para extraer la mayor cantidad de información posible de las estrellas, permitiendo así una mayor compresión de los sistemas planetarios en estudio. Primero, analizamos datos crudos tomados con FEROS de las estrellas HD 11977, HD 47536, HD 110014, y HD122430, todas con al menos un planeta descubierto. Confirmamos la existencia de los planetas orbitando a HD 11977, HD 47536 y HD 110012, pero con parámetros orbitales distintos a los publicados. Además, no encontramos evidencia que respaldara la existencia del segundo planeta orbitando a HD 47536, ni que hubiese planetas alrededor de HD 122430 y HD 70573. Finalmente, reportamos el descubrimiento de un segundo planeta orbitanto a HD 110014, con una masa mínima de 3.1 \mjup y periodo orbital de 130 días. Luego, usando datos fotométricos de la campaña 11 y 12 de la misión K2, junto con mediciones de velocidad radial tomados con los espectrógrafos HARPS, FEROS, y Coralie, reportamos el descubrimiento de dos planetas Jupiter calientes orbitando a dos estrellas enanas. Encontramos que K2-237 b y K2-238 b tienen masas de $1.36^{+0.10}_{-0.10}$ y $0.86^{+0.13}_{-0.12}$ \mjup, radio de $1.63^{+0.07}_{-0.08}$ y $1.30^{+0.15}_{-0.14}$ \rjup, y orbitan a sus estrellas con órbitas de 1.28 y 3.2 días, respectivamente. El gran tamaño de K2-237 b nos lleva a concluir que corresponde a un Jupiter caliente altamente inflado, mientras que el radio de K2-238 b es consistente con modelos teóricos. K2-237 b representa un excelente laboratorio para estudios de atmósferas planetarias. Finalmente, desarrollamos una herramiento que permite el cálculo automático de parámetros estelares para grandes cantidades de estrellas, usando espectros echelle de alta resolución. SPECIES mide anchos equivalentes para un gran número de líneas de fierro y los usa para resolver la ecuación de transferencia radiativa asumiento equilibrio termodinámico local para obtener los párametros atmosféricos. Estos valores son usados para obtener la abundancia de 11 elementos químicos en las atmósferas estelares. La velocidad de rotación y de macroturbulencia son obtenidos usando fórmulas calibradas a la temperatura estelar, y perfiles de línea sintéticos que igualen a los perfiles medidos para cinco líneas de absorción. SPECIES obtiene la masa, radio y edad interpolando en isocronas MIST, usando el método Bayesiano. Luego de una serie de pruebas encontramos que los parámetros que obtiene SPECIES son congruentes con los de la literatura. También derivamos relaciones analíticas que describen las correlaciones entre los parámetros, e implementamos nuevos métodos para trabajar con estas correlaciones en la obtención de las incertezas asociadas a cada medición. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por CONICYT-PCHA/Doctorado Nacional/2014-21141037

En este trabajo hemos retomado y afinado un método de correlación para buscar directamente, en alta resolución, el espectro de planetas extrasolares sin tránsito. Nuestro objetivo principal es caracterizar las propiedades físicas de estos objetos, específicamente la inclinación de su órbita, su masa y la proporción de los flujos entre el planeta y su estrella. Esta técnica se vale del efecto Doppler causado por el movimiento orbital del planeta y la estrella en torno al centro de masa del sistema. Para observaciones lo suficientemente extensas, el espectro del planeta se va a desplazar con respecto al de la estrella lo suficiente para que sea detectable en observaciones espectroscópicas de alta resolución. Alineando y sumando los espectros de cada noche construimos un modelo del espectro estelar. Este es substraído a cada espectro, dejando un espectro residual compuesto por la emisión del planeta inmerso en ruido. Dada su baja intensidad, el espectro planetario no es directamente discernible del ruido. Por lo tanto, buscamos la emisión planetaria a través de una función de correlación entre nuestros espectros residuales y modelos de la emisión termal de la atmósfera del planeta. Evaluando para distintos valores de la inclinación de la órbita del modelo, obtenemos una curva de correlación. El valor de esta curva debe ser máximo cuando la inclinación coincida con la inclinación del sistema. Para calcular el valor de la proporción de los flujos entre el planeta y su estrella, recreamos observaciones inyectando espectros sintéticos del planeta con parámetros dados de inclinación y proporción de flujos. Luego, mediante un test de χ 2 entre las curvas de correlación, estimamos los parámetros que mejor se ajustan a nuestro resultado. Presentamos resultados en el sistema planetario HD 217107, observado con el espectrógrafo de alta resolución Phoenix, en una longitud de onda de 2.14 µm. Como resulatado, no logramos detectar el planeta con los datos disponibles, aunque determinamos límites superiores para su emisión termal, siendo menor a 5×10−3 veces la emisión de su estrella, con 3–σ de certeza. Además, exploramos el escenario ideal de observación para proyectos futuros, y describimos una estrategia óptima de observación y selección de candidatos que maximice las probabilidades de detección. Finalmente, simulando observaciones realistas para Phoenix, generamos datos sintéticos de observaciones de otros candidatos para demostrar las ventajas de usar nuestra estrategia de observación. Calculamos límites de detectabilidad para este instrumento en los planetas simulados. Nuestra conclusion es que si nos aproximamos al límite de ruido de fotones, si es posible detectar planetas extrasolares con este método.

Ingeniero Civil Electricista / El método de las velocidades radiales permite la detección de planetas en otros sistemas solares, al obtener las características y configuración del sistema planetario. Esto es usualmente realizado por métodos secuenciales, que no garantizan obtener una solución global del problema. Una distorsión en la primera señal detectada, en conjunto con la ventana de muestreo no uniforme pueden causar la aparición de componentes artificiales. En este trabajo se desarrolló un método para encontrar una solución global del problema. Determinando tanto el número de componentes como las características de estas. Para esto se implementó dos programas en C, que en conjunto permitirán determinar las características y configuración de sistema. Estos se evalúan tanto en la validez de los resultados que entregan, como de la eficiencia computacional de los mismos. Para la validación se utilizó señales reales proporcionadas por astrónomos y señales artificiales. Se muestra como el periodograma basado en MMSE entrega resultados comparables con los del periodograma Lomb Scargle. Entregando además los parámetros de las componentes detectadas. Se utilizó un análisis de grilla para detectar la configuración del sistema y refinar las soluciones.

Made available in DSpace on 2015-03-03T15:15:24Z (GMT). No. of bitstreams: 1 MariaLC_DISSERT.pdf: 1088429 bytes, checksum: d83b8fb43c1412d9b152e1fe935f4d60 (MD5) Previous issue date: 2010-08-02 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / In the present work, we have analyzed the behavior of the chromospheric activity of stars with planets, as a function of different planetary parameters, searching for possible effects of planets on the chromosphere of the hosting star. For this study we have selected a sample of 73 main sequence stars with planets, of spectral types F, G and K. Our analysis shows that among stars with planets presenting semi-major axis smaller than 0.15 AU, a few ones present enhanced CaII emission flux, paralleling recent results found in the literature for coronal X-ray flux. Nevertheless, in contrast to Kashyap et al. (2008), who claim that enhanced X-ray flux in stars with planets is associated to massive close-in planetary companions, we suggest that such an aspect, at least in the context of CaII emission flux, is rather an effect of stellar sample selection. We have also studied the behavior of the CaII emission as a function of orbital parameters such as orbital period and eccentricity, and no clear trend was found, reinforcing our present suggestion that enhanced chromospheric activity in stars with planets is an intrinsic stellar phenomenon / No presente trabalho, analisamos o comportamento da atividade cromosf?rica de estrelas com planetas em fun??o de diferentes par?metros planet?rios, procurando poss?veis efeitos do planeta sobre a cromosfera da estrela hospedeira. Para esse estudo selecionamos uma amostra de 73 estrelas da sequ?ncia principal com planetas de tipo espectral F, G e K. Nossa an?lise mostra que entre as estrelas com planetas que apresentam semieixo maior menor que 0,15 UA (1,5 1011 m), algumas apresentam elevada emiss?o do fluxo de CaII, em paralelo com recentes resultados encontrados para o fluxo de raio-X. No entanto, em contraste a Kashyap et al. (2008), que afirmam que o aumento no fluxo de raio-X em estrelas com planetas est? associado a grande proximidade do companheiro planet?rio. N?s sugerimos que tal aspecto, pelo menos no contexto de emiss?o de fluxo de CaII, seja devido a um efeito de sele??o da amostra. Estudamos tamb?m o comportamento da emiss?o de fluxo de CaII em fun??o de par?metros orbitais como per?odo orbital e excentricidade, e nenhuma tend?ncia clara foi encontrada, refor?ando a nossa sugest?o de que o aumento da atividade cromosf?rica de estrelas com planetas ? um fen?meno estelar intr?nseco