Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / A la fecha mas de 800 exoplanetas han sido detectados, la mayoría de ellos mediante el método de velocidad radial (VR). De forma tal de obtener VR's precisas, el espectro estelar debe contener miles de lineas de absorción delgadas, lo cual restringe esta técnica a ser aplicada principalmente en estrellas de secuencia principal (SP), de tipos espectrales FGK (M < 1.3 masas solares). Sin embargo, luego de la SP, estrellas tempranas (A y F) se expanden, por lo tanto se enfrían, y disminuyen su velocidad de rotación (Schrijver & Pols 1993), presentando un espectro rico en lineas espectrales delgadas. Por lo tanto, estrellas evolucionadas son un caso ideal para aplicar esta técnica para detectar planetas alrededor de estrellas de masa intermedia y para estudiar el efecto de la interacción entre el planeta y su estrellas huésped. Durante la ultima década, varios planetas han sido encontrados alrededor de estrellas post-SP, los cuales han revelado propiedades orbitales que contrastan con aquellos alrededor de estrellas de SP. En particular, se observa una falta de exoplanetas orbitando a menos de 0.6 AU de la estrella huésped, lo cual ha sido interpretado como la evidencia observacional de la destrucción de estos cuerpos durante la época de expansión del radio estelar, debido a la interacción de marea entre ambos cuerpos (e.g. Villaver & Livio 2009). Sin embargo, el efecto de la masa estelar también juega un papel importante en este resultado empírico (Johnson et al. 2007). En esta tesis se presenta un extenso estudio de VR's precisas, aplicado a una muestra de 166 estrellas gigantes. El objetivo principal de este estudio es la búsqueda de exoplanetas gigantes alrededor de tales estrellas, con el objetivo de determinar cual es el rol de la evolución estelar en las órbitas de los planetas de periodo corto. Durante este proyecto, tres planetas masivos han sido descubiertos, todos ellos con distancia orbital mayor a 0.57 AU, alrededor de estrellas que recién comienzan la etapa gigante. Con los datos obtenidos durante este proyecto y aquellos publicados en la literatura científica, no es posible separar el efecto de la evolución estelar del efecto de la masa de la estrella huésped, por lo cual aun no es posible concluir en favor o en contra del mecanismo recientemente nombrado.

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.