O presente trabalho tem por objetivo a caracterização dinâmica dos sistemas múltiplos de planetas extrassolares. O critério de classificação escolhido é baseado na proposta publicada inicialmente em Ferraz-Mello et al. (2005) e posteriormente modicada em Michtchenko et al. (2007). Para a obtenção dos parâmetros planetários orbitais foi feita uma pesquisa em diversos catálogos e artigos disponíveis para posterior criação de um catálogo próprio. Este incluiu somente sistemas extrassolares múlltiplos, ou seja, sistemas que contêm dois ou mais planetas orbitando a estrela. Foram feitas simulações numéricas de estabilidade dinâmica dos sistemas do catálogo próprio com tempos de integração de 200 mil até 21 milhões de anos. Ao todo, foram analisados 37 sistemas múltiplos extrassolares, divididos em 50 subsistemas considerando-se a estrela e dois planetas em órbitas consecutivas. Ao todo, foram analisados 37 sistemas múltiplos extrassolares, divididos em 50 subsistemas considerando-se a estrela e dois planetas em órbitas consecutivas. Estes foram submetidos ao total de 68 simulações computacionais. Os sistemas que apresentaram um cenário de estabilidade dinâmica foram posteriormente separados em três classes: ressonantes, seculares ou hierárquicos. Mais ainda, o comportamento secular desses sistemas foi classificado conforme o movimento do ângulo \"Deltavarpi\" : oscilatório em torno de 0º, oscilatório em torno de 180º ou circulatório. Os resultados das simulações são mostrados para todos os sistemas estudados. / The aim of the present work is a dynamic classification of multiple extrasolar systems. The characterization criterion used is based on a criterion proposed initially in Ferraz-Mello et al. (2005) and modified in Michtchenko et al. (2007). To obtain orbital parameters of the extrasolar systems, a search was done into several available catalogues and the scientific literature. A new catalogue was compiled containing only multiple extrasolar systems, that is, systems with two or more planets in orbit of the host star. Numerical simulations of dynamical stability of the cataloged systems were done considering pairs of planets on the consecutive orbits. Totally, 37 multiple extrasolar systems were analyzed, decomposed in 50 sub-systems each one consisting of the host star and two planets. The time evolution of those were simulated over time spans from 200 thousand years to 21 million years in 68 numerical simulations. The systems which have presented a dynamical stability were subsequently classified in resonants, secular or hierarchical and their secular behavior was classified with respect of the angle \"Deltavarpi\" as oscillation around 0º, oscillation around 180º or circulation. The result of all simulations are presented here for the analyzed systems.

O presente trabalho tem por objetivo a caracterização dinâmica dos sistemas múltiplos de planetas extrassolares. O critério de classificação escolhido é baseado na proposta publicada inicialmente em Ferraz-Mello et al. (2005) e posteriormente modicada em Michtchenko et al. (2007). Para a obtenção dos parâmetros planetários orbitais foi feita uma pesquisa em diversos catálogos e artigos disponíveis para posterior criação de um catálogo próprio. Este incluiu somente sistemas extrassolares múlltiplos, ou seja, sistemas que contêm dois ou mais planetas orbitando a estrela. Foram feitas simulações numéricas de estabilidade dinâmica dos sistemas do catálogo próprio com tempos de integração de 200 mil até 21 milhões de anos. Ao todo, foram analisados 37 sistemas múltiplos extrassolares, divididos em 50 subsistemas considerando-se a estrela e dois planetas em órbitas consecutivas. Ao todo, foram analisados 37 sistemas múltiplos extrassolares, divididos em 50 subsistemas considerando-se a estrela e dois planetas em órbitas consecutivas. Estes foram submetidos ao total de 68 simulações computacionais. Os sistemas que apresentaram um cenário de estabilidade dinâmica foram posteriormente separados em três classes: ressonantes, seculares ou hierárquicos. Mais ainda, o comportamento secular desses sistemas foi classificado conforme o movimento do ângulo \"Deltavarpi\" : oscilatório em torno de 0º, oscilatório em torno de 180º ou circulatório. Os resultados das simulações são mostrados para todos os sistemas estudados. / The aim of the present work is a dynamic classification of multiple extrasolar systems. The characterization criterion used is based on a criterion proposed initially in Ferraz-Mello et al. (2005) and modified in Michtchenko et al. (2007). To obtain orbital parameters of the extrasolar systems, a search was done into several available catalogues and the scientific literature. A new catalogue was compiled containing only multiple extrasolar systems, that is, systems with two or more planets in orbit of the host star. Numerical simulations of dynamical stability of the cataloged systems were done considering pairs of planets on the consecutive orbits. Totally, 37 multiple extrasolar systems were analyzed, decomposed in 50 sub-systems each one consisting of the host star and two planets. The time evolution of those were simulated over time spans from 200 thousand years to 21 million years in 68 numerical simulations. The systems which have presented a dynamical stability were subsequently classified in resonants, secular or hierarchical and their secular behavior was classified with respect of the angle \"Deltavarpi\" as oscillation around 0º, oscillation around 180º or circulation. The result of all simulations are presented here for the analyzed systems.

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A grande maioria desses exoplanetas orbitam estrelas de campo da sequ?ncia principal com massas solares. As observa??es destas estrelas oferecem v?rias vantagens, incluindo brilho e uma grande variedade de caracter?sticas estelares, como a massa, idade, composi??o qu?mica e estado evolutivo. No entanto, as caracter?sticas muito diferentes das estrelas de campo tamb?m representa uma desvantagem para a nossa capacidade de tirar conclus?es precisas a perguntas muito b?sicas, incluindo o papel do ambiente estelar na forma??o do planeta. N?o h? uma resposta clara para o fato de que estrelas da sequ?ncia principal, que hospedagem planetas gigantes, s?o ricas em metal (Gonzalez 1997; Santos et al., 2004), enquanto que as estrelas evolu?das, que hospedagem planetas gigantes, n?o s?o (Pasquini et al 2007). De fato, diferentes fen?menos t?m sido propostos para explicar esta discrep?ncia em metalicidade, incluindo a polui??o estelar em estrelas da sequ?ncia principal (Laughlin $ \ & $ Adams 1997), ou um mecanismo de forma??o de planetas favorecendo o nascimento de planetas em torno de estrelas ricas em metal (Pollack al., 1996), como tamb?m o meio ambiente estelar (Haywood 2009). A observa??o das estrelas em aglomerados abertos oferece a possibilidade de controlar rigorosamente as caracter?sticas estelares, pois cada aglomerado representa um conjunto homog?neo de estrelas. Al?m disso, estrelas pertencentes a aglomerados abertos foram formadas ao mesmo tempo e nas mesmas condi??es e, portanto, espera-se que tem a mesma idade, metalicidade, e dist?ncia galatoc?ntrica. A partir do trabalho de Mermilliod $\& $ Mayor 2008, escolhemos aglomerados que abrigam estrelas gigantes para serem inclu?dos na nossa pesquisa. Utilizamos o banco de dados de aglomerados WEBDA (Mermilliod 1995) para obter informa??es sobre a nossa amostra. Os principais crit?rios que foram a idade do aglomerado (entre 0,02 e alguns Ganos, com massas do TO > 1,5 M$_{\ bigodot}$) e a magnitude de suas estrelas gigantes (mais brilhante do que V = 13,5). Em seguida, rejeitamos estrelas com ?ndice de cor (B - V) maiores que 1,4, porque gigantes frias brilhantes s?o conhecidas por terem VR inst?vel. As observa??es foram realizadas utilizando HARPS (Mayor et al., 2003), o ca?ador de planetas no telesc?pio ESO de 3,6 m. No modo de alta precis?o (HAM), temos uma abertura no c?u de um segundo de arco e um poder de resolu??o de 115.000. A faixa espectral coberta ? de 380-680 nm. Nossa an?lise espectral ? baseada nos modelos de atmosfera MARCS e na ferramentas espectrosc?picas Turbospectrum. N?s determinamos par?metros estelares e metalicidade de an?lise LTE de linhas Fe I e Fe II. Uma vez que temos a alta resolu??o e alta S/R espectral, n?s tamb?m computamos as abund?ncias de Li, usando a linha em 6.707,78 {\ AA}, Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, II e La Cr I. Apresentamos uma caracteriza??o espectrosc?pica de 42 estrelas gigantes, em 12 aglomerados estelares abertos, usando espectroscopia de alta resolu??o. Todos esses aglomerados s?o parte de uma busca por planetas gigantes que orbitam estrelas gigantes de massa intermediaria e os nossos resultados mostram que todos os aglomerados estudados tem $[Fe/H]$ com valores pr?ximos ao solar e que concordam com os resultados encontrados na literatura, apenas com uma pequena dispers?o. Estas abund?ncias nos permitir? realizar uma an?lise comparativa das abund?ncias de estrelas com e sem planetas, a partir do qual ser? poss?vel detectar diferen?as, anomalias e determinar o n?vel de intera??es planeta-estrela. O objetivo deste trabalho ? estudar a forma??o de planetas gigantes em aglomerados abertos. Desta forma, poderemos melhor compreender se um ambiente estelar pode afetar o processo de forma??o, a frequ?ncia e a evolu??o dos sistemas planet?rios em rela??o ?s estrelas de campo. / After the pioneering discovery of a giant planet orbiting 51 Peg by Mayor & Queloz (1995), about two decades ago, the literature reports the discovery of more than 3434 confirmed planets (exoplanet.eu), in about 2568 planetary systems. Solar mass main sequence field stars host the vast majority of these exoplanets. The observation of these stars offers several advantages, including brightness and a large variety of stellar characteristics, such as mass, age, chemical composition and evolutionary status. However, the widely differing characteristics of field stars also represents a drawback for our capability to derive precise conclusions to very basic questions, including the role of stellar environment on planet formation. There is no clear answer for the fact that main-sequence stars hosting giant planets are metal rich (Gonzalez 1997; Santos et al. 2004), while evolved stars hosting giant planets are not (Pasquini et al. 2007). Indeed, different phenomena have been proposed to explain this discrepancy in metallicity, including stellar pollution acting on main-sequence stars (Laughlin & Adams 1997, e.g.), a planet formation mechanism favouring the birth of planets around metal rich stars (Pollack al. 1996) and the stellar environment (Haywood 2009). The observation of stars in open cluster offers the possibility to strictly control the stellar characteristics, because each cluster represents a homogeneous set of stars. Besides, open cluster stars were formed at the same time and in the same circumstances and thus are expected to have the same age, metallicity, and galactocentric distance. From the work of Mermilliod & Mayor 2008 we choose clusters harbouring giants stars to be included in our survey. We used the WEBDA cluster database (Mermilliod 1995) to get information about our sample. The main criteria we focused on were the age of the cluster (between 0.02 and a few Gyr, with TO masses > 1,5 MJ) and the magnitude of its giant stars (brighter than V = 13.5). Then we rejected stars with colour index (B - V) larger than 1.4, because cool, bright giants are known to be RV unstable. The observations were performed using HARPS (Mayor et al. 2003), the planet hunter at the ESO 3.6 m telescope. In high accuracy mode (HAM), it has an aperture on the sky of one arcsecond, and a resolving power of 115000. The spectral range covered is 380 - 680 nm. Our spectral analysis is based on the MARCS models of atmospheres and Turbospectrum spectroscopic tool. We determined stellar parameters and metallicity from LTE analysis of Fe I and Fe II lines. Once we get the high resolution and high S/N spectra, we also computed Li abundances that was obtained using the line at 6707.78 ?, Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II and Cr I. We presented a spectroscopic characterisation of 42 giants, in 12 open clusters, using high resolution spectroscopy. All these clusters are part of a survey for giant planets orbiting intermediate-mass giant stars and the results show that all the clusters studied have [Fe=H] values close to solar, results that agree with the literature with a small dispersion. These abundances will enable us to perform a comparative analysis of the abundances of stars with and without planets, from which it will be possible to detect differences, anomalies and determine the level of planet-star interactions. The goal of this campaign is to study the formation of giant planets in OCs to understand whether a different environment might affect the planet formation process, the frequency, and the evolution of planetary systems with respect to field stars. In addition, searching for planets in OCs enables us to study the dependency of planet formation on stellar mass and to compare the chemical composition of stars with and without planets in detail.

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:14:59Z (GMT). No. of bitstreams: 1 SanziaAN_TESE.pdf: 6049434 bytes, checksum: 6a97e62e04daa321fddc66de5d006ee5 (MD5) Previous issue date: 2012-02-16 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / In this thesis we analyze the effects that the presence of a near gas giant planet can cause in its host star. It has been argued that the star planet interaction can cause changes in the coronal and chromospheric stellar activity. With this in mind, we analyze a sample of 53 extrasolar planets orbiting F, G and K main sequence stars, among them three super-Earths. In this analysis, we look for evidence of changes in the chromospheric activity due to the proximity of the giant planet. We show that, so far, there is not enough evidence to support such a hypothesis. Making use of the same sample and also taking in account available data for the Solar System, we revisit the so-called magnetic Bode s law. This law proposes the existence of a direct relationship between magnetism and rotation. By using estimations for the stellar and planetary magnetic momentM and the angular momentumL, we construct a Blackett s diagram (logL 􀀀logM). In this diagram is evident that the magnetic Bode s law is valid for both the Solar System and the new planetary systems / Nesta tese s?o analisados os efeitos que a presen?a de um planeta gigante gasoso pr?ximo causa em sua estrela hospedeira. Tem se discutido que a intera??o estrela - planeta possa provocar mudan?as na atividade cromosf?rica e coronal estelar. Tendo isto em mente, analisamos uma amostra composta por 53 planetas extrassolares orbitando estrelas F, G e K da sequ?ncia principal, dentre os quais tr?s superterras. Nesta an?lise, buscamos ind?cios de mudan?as na atividade cromosf?rica estelar devido ? proximidade do planeta gigante. Mostramos que n?o existem evid?ncias suficientes que corroborem tal hip?tese. Fazendo uso desta mesma amostra e de dados dispon?veis na literatura para o Sistema Solar, revisitamos a chamada lei magn?tica de Bode. Esta lei prop?e a exist?ncia de uma rela??o direta entre magnetismo e rota??o. Atrav?s de estimativas para o momento magn?tico M e para o momentum angular L destes objetos, constru?mos e analisamos detalhadamente o diagrama de Blackett (logL 􀀀 logM). Neste diagrama ficou evidente que a lei magn?tica de Bode ? v?lida tanto para o Sistema Solar quanto para os novos sistemas planet?rios