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175 p. En esta tesis se estudian varios fenómenos meteorológicos que tienen lugar en la atmósfera de Marte con imágenes de la cámara VMC de Mars Express. Otros instrumentos que vuelan en misiones en órbita de Marte se utilizan como soporte. Como parte de la tesis, se han desarrollado nuevas metodologías de trabajo que han implicado la operación de VMC, su calibrado, y la preparación de pipelines de procesado de datos.Los fenómenos meteorológicos que se estudian en esta tesis son tres: 1. Las nubes crepusculares noctilucentes en Marte. 2. La nube elongada de Arsia Mons (AMEC). 3. La gran tormenta global de Marte de 2018 en su penetración hacia la región polar sur.Como parte de la tesis se ha desarrollado el primer estudio sistemático de nubes noctilucentes en Marte, determinando por primera vez su distribución geográfica y temporal. También se ha descrito por primera vez en la literatura científica la AMEC, un fenómeno meteorológico extraordinario para el que también se ha dado un principio de explicación con la ayuda de un modelo numérico de mesoescala. El estudio de esta nube de origen orográfico ha llevado a conclusiones novedosas sobre la formación de nubes orográficas en Marte. Por último, el estudio de la gran tormenta de 2018 muestra vientos del vórtice polar sur que no son enteramente coincidentes con los predichos por los modelos de circulación general.

153 p. (eng.) 155 p.(eusk.) Júpiter, el mayor planeta del Sistema Solar, presenta una atmósfera permanentemente cubierta por nubes donde se desarrollan una gran variedad de fenómenos atmosféricos. El estudio de la dinámica atmosférica de Júpiter proporciona información sobre el desarrollo de fenómenos meteorológicos bajo condiciones diferentes a las encontradas en la Tierra. Las tormentas convectivas son un fenómeno habitual en Júpiter, y se sospecha que juegan un papel fundamental en su dinámica atmosférica. En esta tesis se ha abordado el estudio de tormentas convectivas en Júpiter. Por un lado, se han estudiado las características y la evolución de varias tormentas convectivas desencadenadas en el interior de ciclones en 1979, 2018, 2020 y 2021 mediante el análisis de observaciones provenientes de varias fuentes de datos y su modelización numérica con el modelo de circulación general Explicit Planetary Isentropic-Coordinate (EPIC). La comparación relativa entre las energías involucradas en las tormentas simuladas muestra una relación entre la energía liberada por la tormenta y el tamaño del ciclón en el que se desencadena. Por otro lado, se ha estudiado el comienzo y la evolución inicial de tormentas convectivas en Júpiter bajo diferentes condiciones atmosféricas. Para ello se ha actualizando el núcleo dinámico del modelo convectivo tridimensional de mesoscala Anelastic Model of Moist Convection. Los resultados muestran que bajociertas circunstancias es posible el desarrollo de tormentas convectivas vigorosas capaces de llegar hasta altos niveles de la atmósfera.

Submitted by Ana Vitória de Almeida Martinheira Braga (ana.martinheira@unesp.br) on 2022-07-26T20:37:29Z No. of bitstreams: 1 dissertacao_mestrado_ana_vitoria.pdf: 3390410 bytes, checksum: 8e2cd54df1af3d31c98ecf5b9537c360 (MD5) Approved for entry into archive by Adriana Ap. Puerta Buzzá (dripuerta@rc.unesp.br) on 2022-07-27T13:54:28Z (GMT) No. of bitstreams: 1 braga_avam_me_rcla.pdf: 3390410 bytes, checksum: 8e2cd54df1af3d31c98ecf5b9537c360 (MD5) Made available in DSpace on 2022-07-27T13:54:28Z (GMT). No. of bitstreams: 1 braga_avam_me_rcla.pdf: 3390410 bytes, checksum: 8e2cd54df1af3d31c98ecf5b9537c360 (MD5) Previous issue date: 2022-07-05 Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) As ressonâncias seculares no Sistema Solar são mecanismos importantes para explicar instabilidade ou transporte de asteroides e cometas entre diferentes regiões. Por exemplo, asteroides localizados na ressonância ν6 tornam-se NEOs (Nears Earth Objects) por aumento da excentricidade devido a esta ressonância [8]. Os estudos sobre ressonâncias seculares encontrados na literatura foram desenvolvidos em sua maioria para órbitas prógradas. Os asteroides experimentam ressonâncias seculares quando suas frequências de precessão são ressonantes com uma das frequências de oscilação fundamentais das órbitas dos planetas que compõem o sistema (semelhante aos osciladores harmônicos acoplados). Podemos dividir as órbitas em órbitas prógradas, isto é, 0 ◦ < I < 90◦ e órbitas retrógradas, 90◦ < I < 180◦ . Neste trabalho é apresentada a modelagem analítica de ressonâncias seculares para órbitas prógradas e retrógradas de planetas e satélites, dando mais enfoque na última. Esta nova abordagem analítica para expansão da função perturbadora para o caso retrógrado permitiu-nos obter as localizações das ressonâncias seculares. Mostraremos evidências sobre ressonâncias seculares para órbitas retrógradas, quando ocorrem e quando são importantes. As simulações numéricas usando condições iniciais em torno dos valores calculados do semieixo maior confirmaram a libração dos ângulos seculares, que são previstos pelos resultados teóricos. Secular resonances in the Solar System are an important mechanism to explain the instability or transport of asteroids between different regions. For example, asteroids located in the resonance ν become NEOs (Near Earth Objects) by increasing eccentricity due to this resonance . The studies on secular resonances found were mostly developed for prograde literature. Asteroids experience secular resonances when their oscillation frequencies are resonant with one of the oscillation frequencies of the orbiting of the planets that acompose the system (similar to coupled harmonic oscillators). We can divide the orbits into prograde orbits, 0 ◦ < I < 90◦ and retrograde orbits, 90◦ < I < 180◦ . In this work, we will show the analytical modeling of secular resonances for prograde and retrograde orbits of planets and satellites is presented, focusing on the last one. This new analysis for expansion of the perturbing function to the retrograde case, allowed us to obtain the locations of the secular resonances. We will show images about secular resonances for retrograde orbits, when they occur and when they are important. Numerical simulations using initial conditions of the calculated semi-major axis values confirmed the libration of the secular angles, which are predicted by the theoretical results. CAPES: 001.

En este libro el lector podrá embarcarse en un cautivador recorrido por historias en las que la ciencia es la gran protagonista. Historias que abarcan una amplia variedad de personajes y épocas, y que son un reflejo del triunfo del intelecto humano en su deseo por desentrañar los misterios del cosmos. Las sorprendentes vidas de algunos de los personajes más célebres que abonaron el terreno hacia el conocimiento astronómico; la respuesta a grandes preguntas sobre nuestro asombroso universo; la descripción de espectaculares fenómenos que ocurren en la Tierra, el cielo y más allá de nuestro planeta; el arduo camino que nos ha llevado adentrarnos en la exploración del espacio; y la ciencia que se esconde a nuestro alrededor son los temas centrales que el autor presenta con rigurosidad, pero también con la pasión necesaria para hacer una placentera lectura de este libro, que no deja indiferente a los fanáticos del cosmos y a quienes quieren comenzar a descubrir sus maravillas.

El telescopio espacial James Webb es el principal Observatorio de Ciencias Espaciales del mundo, y está listo para empezar a operar a tiempo completo. En el momento de escribir estas líneas se están ultimando los últimos ajustes y calibraciones necesarios para que el telescopio espacial más grande y avanzado jamás construido inicie el programa de estudios e investigaciones que toda la comunidad científica lleva esperando desde hace años. El camino no ha sido fácil, ha estado pla- gado de retrasos y contratiempos, pero al final tenemos al alcance de la mano el momento de empezar a recibir imágenes y datos con un grado de detalle, nitidez y resolución nunca visto. El exitoso telescopio espacial Hubble pasará por fin el testigo al James Webb, mucho más avan- zado y potente, que permitirá dar un gran salto adelante en el conocimiento y observación de las áreas más punteras en la investigación científica relacionada con la Cosmología y la Astrofísica, como son los estudios sobre exoplanetas, origen y evolución de las galaxias, materia oscura, primeros momentos tras el Big Bang, desarrollo estelar, y otros muchos. Se ha diseñado para re- solver misterios de nuestro Sistema Solar, para estudiar mundos distantes alrededor de otras es- trellas, y explorar las misteriosas estructuras y los orígenes del Universo, y nuestro 'papel' en el mismo. El Telescopio espacial James Webb, como todos los telescopios, es una verdadera 'máquina del tiempo' nos llevará a contemplar los objetos que poblaban el Universo en tiempos tan cercanos al Big Bang como unos cientos de millones de años. Dicho así, y a escala humana, parece un lapso de tiempo enorme, pero estimando que la edad del Universo es de unos 13 800 millones de años, realmente el telescopio espacial James Webb nos mostrará el Universo en sus primeras etapas. A estos efectos el Universo se asemeja a una cebolla, cuanto más lejos podamos ver en el espacio, más temprano veremos en el tiempo, descubriendo así cómo eran los objetos y el propio Univer- so cerca de su nacimiento. Cada capa de esa 'cebolla' nos muestra cómo era el Universo en un momento concreto de su evolución. Las peticiones de tiempo de observación por parte de los astrónomos ha sido tan grande, que a pesar del plan de trabajo 'a tiempo completo', y evitando 'momentos muertos', se han tenido que priorizar los proyectos de mayor interés astrofísico y cosmológico, teniendo en cuenta que la 'es- peranza de vida' del telescopio espacial James Webb superará en poco los 10 años en el mejor de los casos, sin posibilidad alguna de alargarlo, dado que no será posible llegar hasta el telescopio para reponer el combustible necesario para mantener sus parámetros orbitales, ni para realizar reparaciones o ajustes en otros componentes. Si falla algo no habrá una segunda oportunidad.

Ilustraciones y tablas Recent advances in exoplanet observations have led to the discovery of nearly 4400 planets in more than 3000 planetary systems. However, many physical properties of these systems remain largely unknown due to observational biases and stochasticity in their formation processes. We address current limitations of exoplanet classification by formulating a new, robust classification scheme based on the first moment of planet mass vs. semi-major axis distribution using Gaussian Mixture Models (GMM). We validate our method via Approximate Bayesian Computation and Information Criteria, which shows that it is robust with uncertainties measurement and adaptable to new observations. Our scheme yields four planetary system classes: Sub-Mercurial systems, Venusian systems, Solar-like systems, and Periphery systems. We also propose a new method for compensating observational biases while addressing stochasticity in star and planet formation. To this end, we develop a Bayesian probabilistic formalism in which we take priors from observed planetary systems and marginalize them over synthetic likelihood functions. It allows us to estimate probability distribution functions for variables of interest, such as the total number of planets, total planetary mass, rocky planetary mass, center of mass, among others. We generate our synthetic likelihood functions from a multivariate Kernel Density Estimation (KDE) model based on the results of a Monte Carlo simulation of 1200 planet population synthesis models, drawn from observational priors obtained from the literature. We assess the performance of the kernel parameter choice using cross-validation. Therefore, we got probability distributions of physical variables of interest for ten observed systems using data from public catalogues. For the selected systems, we infer that they had initial disks with masses around 0.1 M⊙ ± 0.01 M⊙, their centers of mass are located around 5 AU ± 2 AU, and they should have around seven more planets than are currently observed. We also conclude that the number of rocky planets significantly contributes to the total number of planets, so we expect to find more rocky planets in future observations. Our formalism allows getting the probability distributions of exoplanetary systems unobserved or with biased properties. It will help steering future astronomical surveys and motivating further questions of observed planetary systems. Los avances recientes en las observaciones de exoplanetas han llevado al descubrimiento de casi 4400 planetas en más de 3000 sistemas planetarios. Sin embargo, muchas propiedades físicas de estos sistemas siguen siendo en gran parte desconocidas debido a sesgos observacionales y estocasticidad en sus procesos de formación. Abordamos las limitaciones actuales de la clasificación de exoplanetas mediante la formulación de un nuevo y robusto esquema de clasificación basado en el primer momento de la masa del planeta frente a la distribución del eje semi-mayor utilizando modelos de mezcla gaussianos (GMM). Validamos nuestro método mediante criterios de información y cálculo bayesianos aproximados, lo que demuestra que es robusto con la medición de incertidumbres y adaptable a nuevas observaciones. Nuestro esquema produce cuatro clases de sistemas planetarios: sistemas Sub-Mercurianos, sistemas Venusianos, sistemas similares al solar y sistemas periféricos. También proponemos un nuevo método para compensar los sesgos de observación al abordar la estocasticidad en la formación de estrellas y planetas. Con este fin, desarrollamos un formalismo probabilístico bayesiano en el que tomamos información previa de los sistemas planetarios observados y los marginalizamos sobre las funciones de verosimilitud sintéticas. Lo que nos permite estimar funciones de distribución de probabilidad para variables de interés, como el número total de planetas, la masa total planetaria, la masa planetaria rocosa, centro de masa, entre otras. Generamos nuestras funciones de verosimilitud sintéticas a partir de un modelo multivariado de estimación de densidad de núcleo (KDE) basado en los resultados de una simulación de Monte Carlo de 1200 modelos de síntesis de población planetaria, extraídos de observaciones previas obtenidas de la literatura. Evaluamos el rendimiento de la elección del parámetro de una función núcleo (Kernel) mediante validación cruzada. De esta manera, obtuvimos distribuciones de probabilidad de variables físicas de interés para diez sistemas observados utilizando datos de catálogos públicos. Para los sistemas seleccionados, inferimos que tenían discos iniciales con masas alrededor 0.1 M⊙ ± 0.01 M⊙, sus centros de masa se ubican alrededor de 5 AU ± 2 AU, y deberían tener alrededor de siete planetas más de los que se observan actualmente. También concluimos que el número de planetas rocosos contribuye significativamente al número total de planetas, por lo que esperamos encontrar más planetas rocosos en futuras observaciones. Nuestro formalismo permite obtener las distribuciones de probabilidad de sistemas exoplanetarios no observados o con propiedades sesgadas. Este formalismo ayudará a dirigir los estudios astronómicos futuros y a motivar más preguntas sobre los sistemas planetarios observados. (Texto tomado de la fuente). Incluye anexos Maestría Magíster en Ciencias - Física Formación Eexoplanetaria - Sintesis planetaria

Submitted by Abreuçon Atanasio Alves (abreucon.alves@unesp.br) on 2021-10-06T12:26:59Z No. of bitstreams: 1 Dissertacao_AAA.pdf: 2523415 bytes, checksum: 2be235155c4b44efd68588a9841d9de3 (MD5) Approved for entry into archive by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br) on 2021-10-16T03:38:08Z (GMT) No. of bitstreams: 1 alves_aa_me_guara.pdf: 3793498 bytes, checksum: 143fe73627bc6bf28c187e2162c71845 (MD5) Made available in DSpace on 2021-10-16T03:38:09Z (GMT). No. of bitstreams: 1 alves_aa_me_guara.pdf: 3793498 bytes, checksum: 143fe73627bc6bf28c187e2162c71845 (MD5) Previous issue date: 2021-07-09 Ceres é um planeta anão que orbita o Sol no Cinturão de Asteroides. A presença de água em grande quantidade, amônia, alguns sais e propriedades únicas comparadas com outros asteroides do Cinturão Principal sugere que Ceres não foi formado in situ. Um provável cenário é que ele foi formado na região externa do Sistema Solar e implantado na órbita atual durante a evolução e formação dinâmica do Sistema Solar. Neste trabalho, nós utilizamos simulações numéricas do Sistema Solar externo primordial para investigar possíveis mecanismos dinâmicos responsáveis por colocar planetesimais do tamanho de Ceres no Cinturão de Asteroides. Inicialmente simulamos o esculpimento dinâmico do disco de planetesimais primordial, durante a formação de Urano e Netuno proveniente de colisões gigantescas entre embriões planetários durante a fase em que o Sistema Solar era envolvido por um disco de gás. Em seguida, nós calculamos a fração de planetesimais do tipo Ceres que foram capturados na região interna do Sistema Solar (a

Submitted by Evandro Luiz de Lima Camporez (evandro.camporez@unesp.br) on 2021-07-26T14:04:43Z No. of bitstreams: 1 Estudo da evolução dinâmica do sistema planetário HR8799 via simulações hidrodinâmicas.pdf: 16916858 bytes, checksum: fc040217c99cd4aa2f34532be192f4ee (MD5) Approved for entry into archive by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br) on 2021-07-29T02:51:55Z (GMT) No. of bitstreams: 1 camporez_ell_me_guara.pdf: 16916858 bytes, checksum: fc040217c99cd4aa2f34532be192f4ee (MD5) Made available in DSpace on 2021-07-29T02:51:55Z (GMT). No. of bitstreams: 1 camporez_ell_me_guara.pdf: 16916858 bytes, checksum: fc040217c99cd4aa2f34532be192f4ee (MD5) Previous issue date: 2021-05-27 Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq) Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) Entre mais de 3300 sistemas planetários conhecidos, o sistema HR8799 é um dos mais interessantes sistemas de planetas gigantes pois, nele contém pelo menos quatro planetas gigantes gasosos, com massas superiores à de Júpiter. Esses quatro planetas foram detectados através da técnica de imageamento direto. Estimativas sugerem que o planeta mais próximo da estrela descreve uma órbita com distância média de cerca de 16 unidades astronômicas. A órbita estimada do planeta mais externo sugere que ele se encontre a pelo menos 60 unidades astronômicas do corpo central. A grande distância orbital desses planetas até a estrela é difícil de entender. Planetas gigantes gasosos como esses devem se formar cedo, durante os primeiros milhões de anos de vida da estrela, fase na qual a estrela possui um disco gasoso circunstelar. Apenas durante essa fase esses planetas podem adquirir seus massivos envelopes de gás. Entretanto, planetas crescendo em um disco de gás interagem gravitacionalmente com esse disco. Essa interação gera troca de momento angular o qual geralmente leva o planeta a migrar em direção à estrela. Esse estudo é motivado pela seguinte questão: como os planetas do sistema HR8799 permaneceram tão longe da estrela? A principal fonte de inspiração para o modelo de formação que nós utilizamos foi a hipótese do Grand tack, que sugere a reversão na migração dos planetas gigantes gasosos do sistema solar para explicar sua estrutura atual. Nós exploramos esta ideia e testamos se um mecanismo parecido poderia fazer com que os planetas do sistema HR8799 pudessem, de alguma forma, terem se formado mais próximo de sua estrela e posteriormente migrado para suas posições atuais. Nós estudamos a evolução e estabilidade dinâmica do sistema planetário HR8799 durante a fase do disco de gás. Nosso estudo é realizado através de simulações numéricas hidrodinâmicas realizadas através do código FARGO3D. Devido às incertezas nas massas e órbitas dos planetas do sistema HR8799 nós testamos uma variedade de configurações orbitais e massas, em mais de 140 simulações numéricas. No início das nossas simulações, nós assumimos que os planetas estão completamente formados no disco. Nossos resultados mostram que a dinâmica de sistemas do tipo HR8799 é bastante complexa. A maioria das nossas simulações apresentaram instabilidade dinâmica entre os planetas durante a fase do disco de gás, resultando na ejeção de um ou mais planetas do sistema. Apenas 15% dos nossos sistemas permaneceram estáveis durante nosso tempo de integração. Entretanto, mesmo nesses casos, os planetas migraram para região interna do disco, fazendo esses sistemas inconsistentes com o sistema HR8799. Nenhuma de nossas simulações produziu um sistema verdadeiramente análogo ao sistema HR8799. A alta taxa de instabilidade dinâmica em nossas simulações e a dificuldade em se evitar a migração desses planetas para as regiões próximas à estrela sugerem que sistemas planetários similares ao HR8799 sejam raros. Among more than 3300 known planetary systems, the HR8799 system is one of the most interesting systems of giant planets because it contains at least four gaseous giant planets, with masses greater than that of Jupiter. These four planets were detected using the direct imaging technique. Estimates suggest that the planet closest to the star describes an orbit with an average distance of about 16 astronomical units. The estimated orbit of the outermost planet suggests that it is at least 60 astronomical units from the central body. The great orbital distance of these planets to the star is difficult to understand. Gaseous giant planets like these must form early, during the star’s first million years of life, the stage in which the star has a circumstellar gaseous disk. Only during this phase can these planets acquire their massive gas envelopes. However, planets growing on a gas disk interact gravitationally with that disk. This interaction generates an exchange of angular momentum which generally leads the planet to migrate towards the star. This study is motivated by the following question: how did the planets in the HR8799 system remain so far from the star? The main source of inspiration for the formation model we used was the Grand tack hypothesis, which suggests a reversal in the migration of the gas giant planets in the solar system to explain their current structure. We explored this idea and tested whether a similar mechanism could cause the planets in the HR8799 system to have somehow formed closer to their star and subsequently migrated to their current positions. We studied the evolution and dynamic stability of the HR8799 planetary system during the gas disc phase. Our study is carried out through hydrodynamic numerical simulations carried out using the code FARGO3D. Due to uncertainties in the masses and orbits of the planets in the HR8799 system, we tested a variety of orbital and mass configurations in more than 140 numerical s imulations. At the beginning o f our simulations, we assumed that the planets are completely formed on the disk. Our results show that the dynamics of HR8799-type systems are quite complex. Most of our simulations showed dynamic instability between the planets during the gas disk phase, resulting in the ejection of one or more planets from the system. Only 15% of our systems remained stable during our integration time. However, even in these cases, the planets migrated to the inner region of the disk, making these systems inconsistent with the HR8799 system. None of our simulations has produced a system truly analogous to the HR8799 system. The high rate of dynamic instability in our simulations and the difficulty in avoiding the migration of these planets to regions close to the star suggest that planetary systems similar to HR8799 are rare. Capes - 001 FAPESP: 16/19556-7, 16/12686-2 CNPq: 313998/2018-3

[ES] El objetivo de TRIEGOM es la realización de un trabajo de concept art dirigido a desarrollar un mundo ficticio. Estos diseños pueden ser utilizados para novela gráfica, animación o videojuego, siendo un proyecto multiformato. Dicho proyecto está dirigido a la construcción de mundos y a la adaptabilidad de las especies a sus diferentes climas. En esta incubadora será donde se gesten las diferentes tramas que abarca la historia siempre centrándose en la grandeza de los entornos y la evolución que han sufrido las especies. Influenciado en títulos como Valerian y la Ciudad de los Mil Planetas o Guardianes de la Galaxia vol. II, los protagonistas se verán envueltos en una espiral de lucha por el poder, manipulación y venganza mezclado con una historia de amor shakespiriana. En el proyecto se abordarán temas como las narrativas transmedia, la vida en comunión con la naturaleza, la cultura basada en una religión monoteísta y cómo la hibridación es implementada en la ciencia ficción. La producción artística incluye el diseño de tres mundos y sus escenarios, centrándose en uno de ellos. Además, constará de los diseños de los protagonistas y algunos de los personajes secundarios importantes en la trama. También se verá el desarrollo de props, habitats y especies. Las claves estéticas del trabajo parten de referentes contemporáneos como Caro Waro, Jordan Grimmer o Amanda Shank., [EN] The objective of TRIEGOM is the making of a concept art job directed to develop a fictitious world. These designs could be used for a graphic novel, animation or video games, being the project itself a multi format one. Such project is labeled for the construction of worlds and the adaptability of the species to their different weathers. Inside this incubator it¿s going to be where the all the plots are going to embrace the history always focusing on the greatness of the surroundings and the evolution that such species suffered. Influenced with titles such as ¿Valerian and the city of a thousand planets or Guardian of the Galaxy vol. II, the main protagonists are going to be wrapped in a spiral of fighting for power, manipulation and revenge mixed also with a loving ¿shakespeare¿ story. In this project we¿re going to take abroad themes like transmedia narratives, the communion with the nature, the culture based in a monotheist religion and how the hibernation is implemented in the science fiction. The artistic production includes a design of three worlds with their respective scenarios, focusing in one of them. Also, there are going to be protagonists designs and some important side characters in the plot. We will also the development of the protagonists, habitat and species. Finally, the aesthetic keys of this work will start from contemporary references like Caro Waro, Jordan Grimmer or Amanda Shank.

The availability of facilities capable of simulating extraterrestrial environments represents a need in today's planetary research to design, simulate and optimize those experiments carried out outside of Earth1,2. A thermal vacuum chamber (TVC) must be capable of operating under representative conditions (temperature, pressure, gas composition, radiation flux …) of space exploration targets and have a helpful volume compatible with the performing experiments and the testing of equipment under mimicked scenarios. Stand-off spectroscopies and connected techniques have gained a proper niche within the modern tools in situ compositional analysis for space exploration using rovers. The latest missions sent for space geo-exploration, e.g. NASA's Mars 2020 mission, show that Laser-Induced Breakdown Spectrometry (LIBS) is currently one of the key tools in understanding mineralogy and geochemistry of planetary surface. LIBS can obtain real-time information at distances up to 12 meters, together with other techniques such as RAMAN or VIS-IR spectroscopy3. The convenience of a TVC capable of performing stand-off spectroscopies under different analysis ranges allows reproducing the results obtained in Perseverance rover and for future missions, gaining insights about data treatment and data modelling, and anticipating experiments on Earth before the launch. This work presents the TVC available in the UMALASER lab and the stand-off LIBS experiments carried out at different atmospheric conditions up to 12m. Furthermore, the versatility of this camera in the field of stand-off analysis will be demonstrated by combining LIBS analysis with Laser-Induced Acoustics detections or other spectroscopic techniques (i.e. Raman). This array of remote analysis techniques has been applied for the compositional analysis of geological samples under Martian atmospheric conditions of pressure (8 mbar), composition (CO2 rich atmosphere) and air temperature (250 K). Universidad de Málaga. Campus de Excelencia Internacional Andalucía Tech

One of the most exciting areas of astronomical research today is the study of exoplanetary systems, engaging the imagination not only of the astronomical community but also of the general public. Since the Nobel-winning discovery of a giant planet around the Sun-like star 51 Pegasi (Mayor & Queloz, 1995), about 4000 extra-solar planets have been detected, changing the view of planetary science and placing our solar system into a much broader context. Identifying habitable Earth-like exoplanets and searching for biomarkers in their atmospheres is among the main objectives of this century’s astronomy, motivating ambitious space missions and extremely large telescopes in the ground. Small, rocky planets orbiting M dwarfs are the only candidates whose atmospheric characterization is feasible with available technology. Besides, they will be the best, if not the only, candidates to detect life signatures with the next generation of ground- and space-based instruments. This thesis focuses on the discovery and characterization of small planets around M dwarfs. M dwarfs constitute 70% of the stars in our Galaxy and given their small size and mass they offer several advantages for the detection and characterization of exoplanets using the two most successful and popular methods, namely the transit and radial velocity techniques. The main goal of this work is to tackle the so-called “M-dwarf opportunity”: to find and study the best planet candidates for atmospheric characterization using upcoming facilities based on the synergy between space-based transit searches around bright stars and ground-based high-resolution spectrographs. In this context, seven new planets in four planetary systems are detected and characterized as part of this thesis. Chapter 2 describes the discovery of two super-Earth planets orbiting the mid-type M dwarfs GJ 3779 and GJ 1265, monitored with the CARMENES instrument as part of its radial velocity search for exoplanets around low-mass stars. The planets share very similar properties and, despite photometric searches with ground- and space-based telescopes, they do not transit their parent stars. The results are detailed in Luque et al. (2018). Chapter 3 presents the discovery of a three-planet system orbiting the mid-type M dwarf GJ 357. The innermost, transiting planet in the system was detected by the TESS satellite and confirmed with archival and new radial velocity observations from several instruments. It is a hot, Earth-like density planet optimal for atmospheric studies with the upcoming JWST and the closest transiting planet to the Sun orbiting a single M dwarf. The analysis of the radial velocity data revealed two additional super-Earths in longer orbits, being the outermost located within the habitable zone of the host star, i.e., in the orbital range where liquid water can be stable at the planetary surface. The results are detailed in Luque et al. (2019b). Chapter 4 reports the discovery of two transiting sub-Neptune planets orbiting the early-type M dwarf TOI-776. The precise mass and radius determination of the system using HARPS and TESS, respectively, shows that both planets must have retained a substantial atmosphere. Combined with the brightness of their host, they are straightforward targets for atmospheric characterization with the JWST, which will allow to precisely determine their internal composition and study the formation and evolution of the system. The results are detailed in Luque et al. (2021). The number of precisely characterized small planets around M dwarfs has tripled during the course of this thesis. The new additions did not only allow to find suitable candidates for atmospheric studies, particularly with the JWST, but also to understand the composition, origin, and evolution of these planets in a demographic sense. The techniques developed and the results gathered in this thesis will contribute to a deeper understanding of the most frequent kind of planets in the Universe, the rocky worlds in orbit around red dwarfs, and of their potential to host habitable conditions on their surfaces.

An exoplanet is an astronomical object that orbits one or more stars different from the Sun and has a mass lower than that necessary to produce the thermonuclear fusion of deuterium. Among the variety of techniques implemented to discover these objects, one of the most reliable is the radial velocity (RV) method. This technique is based on measuring the Doppler effect experienced by the spectral lines of a star, searching for signals caused by the gravitational field of a planet. The search of low-mass exoplanets through this technique requires high-resolution spectrographs such as HARPS or CARMENES, that achieve an RV precision around 1 m/s, or ESPRESSO, which provides an improved RV precision up to 10 cm/s. The RV precision will determine the minimum amplitude of the planetary signals that can be detected by the instrument, and therefore, the mass of the possible planetary companions. The wavelength calibration of the spectrographs is key to take advantage of the resolution and stability of these instruments and thus be able to maximize the precision limit. Currently, the Laser Frequency Comb (LFC) is considered one of the most accurate calibration systems, providing a short-term repeatability of 1 cm/s through a regular pattern of spectral lines referred to an atomic clock. Regardless of the RV precision achieved, the detection of planetary signals is hampered by the short-term and long-term stellar activity signals. The former are caused by the stellar rotation along with the presence of spots and plages in the stellar surface, while the latter are related to the magnetic cycle of the star. The modeling and subtraction of these signals are fundamental to detect and characterize correctly the planetary signals, especially in M dwarfs, in which the periodicity of the short-term activity signals is compatible with the habitable zone of these stars, where liquid water could potentially exist on the surface of a planet. To distinguish which is the origin of the RV signals detected, different chromospheric activity indicators are used, along with relations between the stellar rotation and other properties of the star. In this thesis, we develop a calibration pipeline for the LFC in order to achieve the most precise wavelength solution possible. We compare the LFC results with those obtained by a ThAr lamp (the most commonly used calibration instrument) using more than nine thousand HARPS spectra from the LFC commissioning and previous testing campaigns. The pipeline includes an RV calculation module that allows the user to self-build Cross-Correlation Functions (CCFs) using different stellar masks. We perform an RV accuracy study comparing our results with those reported by NASA's Jet Propulsion Laboratory (JPL), and finally broaden the module's availability to other spectrographs. We contribute to the HADES (HArps-n red Dwarf Exoplanet Survey) and RoPES (Rocky Planets in Equatorial Stars) programs, which are focused on the search and characterization of rocky exoplanets with the ultimate goal of detecting Earth-like planets in the habitability zone. The first program is based on a sample of 79 M dwarfs observed with HARPS-N, while the second one contains a sample of 30 G- and K-type stars observed with HARPS-N and HARPS with the aim of taking advantage of the LFC features in this last spectrograph. We conducted a stellar activity study of the sample from both programs. The most prolifi c is the one carried out on Barnard's Star (the closest single star to the Solar system) based on a 15 yr dataset coming from eight different spectrographs and four photometric sources. We computed different activity indicators to characterize the rotation of the star (including its differential rotation) and its long-term magnetic cycle, both being key elements for the discovery of the first planetary companion detected around this star. The analyses of the remaining stars served to cross-correlate the detection of 33 new rotation signals and 18 new cycle signals within the M-type star sample. The detailed stellar activity analysis of the star sample considered in this thesis led to the discovery of a super-Earth around the M-dwarf GJ 740 using HARPS-N and CARMENES data. The planet has a minimum mass of 2.96 +0.50-0.48 Me, it is located at 0.029 +0.001-0.001 AU from its parent star, and presumably has a rocky composition. Additionally, we contributed to the detection of eight other new exoplanets around seven different stars from our sample: GJ 625 b, GJ 3942 b, Gl 15Ac, Gl 686 b, Gl 49 b, GJ 685 b, HD176986 b, and HD176986 c. The extremely high RV precision provided by the new-generation spectrograph ESPRESSO has expanded the limits to reach planetary signals with lower amplitudes. We combine ESPRESSO spectroscopy with K2 photometry to characterize the two-planet system orbiting the K2-38 star, in one of the first published works within the ESPRESSO GTO. We fi nd that K2-38 b is an iron-rich super-Earth with a size of 1.54+-0.14 Re and a mass of 7.3 +1.1-1.0 Me (and therefore, one of the greatest densities reported to date) while K2-38 c is a rocky sub-Neptune with an H2 envelope that has a 2.29+-0.26 Re and a mass of 8.3 +1.3 Me. Each planet is located on each side of the radius valley (a region that lacks detected planets because of photoevaporation effects) due to the different irradiation levels and evaporation processes that they are exposed to, along with core-powered mass-loss mechanisms. Un exoplaneta es un objeto astron´omico que orbita una o m´as estrellas diferentes al Sol y tiene una masa menor a la necesaria para producir la fusi´on termonuclear del deuterio. Entre la variedad de t´ecnicas que se han implementado para descubrir estos objetos, una de las m´as fiables es el m´etodo de velocidad radial (RV). Esta t´ecnica se basa en medir el efecto Doppler que experimentan las l´ıneas espectrales de una estrella, buscando se˜nales provocadas por el campo gravitatorio de un planeta. La b´usqueda de exoplanetas de baja masa mediante esta t´ecnica requiere espectr´ografos de alta resoluci´on como HARPS o CARMENES, que alcancen una precisi´on en RV en torno o superior a 1 m s−1 , o ESPRESSO, que proporciona una precisi´on en RV mejorada de hasta 10 cm s−1 . La precisi´on en RV determinar´a la amplitud m´ınima de las se˜nales planetarias que se puedan detectar con el instrumento y, por tanto, la masa de los posibles compa˜neros planetarios. La calibraci´on en longitud de onda de los espectr´ografos es clave para aprovechar la resoluci´on y estabilidad de estos instrumentos y as´ı poder maximizar la precisi´on l´ımite. Actualmente, el Laser Frequency Comb (LFC) es considerado uno de los sistemas de calibraci´on m´as precisos, ya que proporciona una repetibilidad a corto plazo de 1 cm s−1 a trav´es de un patr´on regular de l´ıneas espectrales referidas a un reloj at´omico. Independientemente de la precisi´on en RV alcanzada, la detecci´on de se˜nales planetarias se ve obstaculizada por las se˜nales de actividad estelar a corto y largo plazo. Las primeras son provocadas por la rotaci´on estelar as´ı como la presencia de manchas y plagas en la superficie estelar, mientras que las segundas est´an relacionadas con el ciclo magn´etico de la estrella. El modelado y sustracci´on de estas se˜nales son fundamentales para detectar y caracterizar correctamente las se˜nales planetarias, especialmente en enanas rojas, en las que la periodicidad de las se˜nales de actividad a corto plazo es compatible con la zona habitable de estas estrellas, donde potencialmente podr´ıa existir agua l´ıquida en la superficie de un planeta. Para distinguir cu´al es el origen de las se˜nales detectadas en RV se utilizan distintos indicadores de actividad cromosf´erica, as´ı como relaciones entre la rotaci´on estelar y otras propiedades de la estrella. En esta tesis desarrollamos una pipeline de calibraci´on para el LFC con el fin de alcanzar la soluci´on de longitud de onda m´as precisa posible. Comparamos los resultados del LFC con los obtenidos por una l´ampara ThAr (el instrumento de calibraci´on m´as utilizado) usando m´as de nueve mil espectros de HARPS provenientes del commissioning del LFC y de campa˜nas de prueba anteriores. La pipeline incluye un m´odulo para el c´alculo de RV que permite al usuario autoconstruir funciones de correlaci´on cruzada (CCF) utilizando diferentes m´ascaras estelares. Realizamos un estudio de precisi´on de RV comparando nuestros resultados con los reportados por el Jet Propulsion Laboratory (JPL) de la NASA, y finalmente ampliamos la disponibilidad del m´odulo a otros espectr´ografos. Contribuimos a los programas HADES (HArps-n red Dwarf Exoplanet Survey) y RoPES (Rocky Planets in Equatorial Stars), los cuales se centran en la b´usqueda y caracterizaci´on de exoplanetas rocosos con el objetivo final de detectar planetas similares a la Tierra en la zona de habitabilidad. El primer programa se basa en una muestra de 79 enanas M observada con HARPSN, mientras que el segundo contiene una muestra de 30 estrellas de tipo G y K observada con HARPS-N y HARPS con el objetivo de aprovechar las caracter´ısticas del LFC en este ´ultimo espectr´ografo. Realizamos un estudio de actividad estelar de la muestra de ambos programas. El m´as prol´ıfico es el llevado a cabo sobre la estrella de Barnard (la estrella individual m´as cercana al sistema Solar) basado en un conjunto de datos de 15 a˜nos procedente de ocho espectr´ografos diferentes y cuatro fuentes fotom´etricas distintas. Calculamos diferentes indicadores de actividad para caracterizar la rotaci´on de la estrella (incluyendo su rotaci´on diferencial) y su ciclo magn´etico a largo plazo, siendo ambos elementos clave para el descubrimiento del primer planeta detectado alrededor de esta estrella. Los an´alisis de las estrellas restantes sirvieron para confirmar la detecci´on de 33 nuevas se˜nales de rotaci´on y 18 nuevas se˜nales de ciclo dentro de la muestra de estrella tipo M. El an´alisis detallado de actividad estelar de la muestra de estrellas consideradas en esta tesis llev´o al descubrimiento de una s´uper-Tierra alrededor de la enana roja GJ 740 usando de datos de HARPS-N y CARMENES. El planeta tiene una masa m´ınima de 2.96 +0.50 −0.48 M⊕, se encuentra ubicado a 0.029 +0.001 −0.001 AU de su estrella progenitora y presumiblemente tiene una composici´on rocosa. Adicionalmente, contribuimos a la detecci´on de otros ocho nuevos exoplanetas alrededor de siete estrellas diferentes de nuestra muestra: GJ 625 b, GJ 3942 b, Gl 15 A c, Gl 686 b, Gl 49 b, GJ 685 b, HD 176986 b y HD 176986 c. La precisi´on extremadamente alta en RV proporcionada por el espectr´ografo de nueva generaci´on ESPRESSO ha expandido los l´ımites para alcanzar se˜nales planetarias de amplitud baja. Combinamos la espectroscopia de ESPRESSO con la fotometr´ıa de K2 para caracterizar el sistema de dos planetas que orbita la estrella K2-38, en uno de los primeros trabajos publicados dentro del GTO de ESPRESSO. Encontramos que K2-38 b es una s´uper-Tierra rica en hierro con un tama˜no de 1.54 ± 0.14 R⊕ y una masa de 7.3 +1.1 −1.0 M⊕ (y por lo tanto, una de las densidades planetarias m´as grandes reportadas hasta la fecha), mientras que K2-38 c es un sub-Neptuno rocoso con una envoltura de H2 que tiene 2.29 ± 0.26 R⊕ y una masa de 8.3 +1.3 −1.3 M⊕. Cada planeta est´a ubicado a cada lado del radius valley (una regi´on que carece de planetas detectados debido a efectos de fotoevaporaci´on) por los diferentes niveles de irradiaci´on y procesos de evaporaci´on a los que est´an expuestos, junto con otros mecanismos de p´erdida de masa.

After three decades of the discovery of the first extrasolar planet, the number of known exoplanets has grown exponentially to more than 4000. This rapid evolution in the number of discoveries has been mainly produced by the launch of the two most effective planet-hunter missions, Kepler and TESS, which have been performing a massive search of exoplanets from space. The discovery of the first exoplanets motivated the study of their atmospheres. However, the main difficulty when attempting to detect exoplanet atmospheres using direct observations is the large planet-to-star contrast ratio. Fortunately, a very valuable sample of exoplanets was discovered soon thereafter, the transiting planets, which made possible the first detection of an exoplanet atmosphere. This sample is mainly formed by close-in planets with short orbital periods, which have a higher probability to present transit events at a given time along their orbit. Transits occur when an exoplanet crosses the stellar disc with respect of the observer's line-of-sight. During the transit of an exoplanet, part of the stellar light goes through the exoplanet atmosphere and, depending on the composition of the atmosphere, faint spectral features will be imprinted in the stellar spectrum that we observe. This methodology is called transmission spectroscopy. This thesis is focused on the search and characterisation of atmospheric signals from the exoplanet atmosphere, the transmission spectrum, using high resolution transmission spectroscopy observations of four different exoplanets. During the last few years, high resolution spectroscopy has become one of the most used and powerful techniques to study the exoplanets atmosphere, due to its capability to resolve single spectral lines in the transmission spectrum. The first exoplanet analysed in this thesis is the hot Jupiter HD 189733b, a benchmark exoplanet on which the first detection of neutral sodium (NaI) using high resolution spectroscopy observations was reported. Using HARPS archival data and following the methodology from previous studies, we reproduce the NaI detection in the transmission spectrum and slightly improve the correction of the Earth atmospheric contamination, while pointing out the importance of considering the Earth's movement during the night. In parallel, this same methodology is applied to new HARPS-N observations of the Saturn-mass planet WASP-69b, resulting in the detection of NaI, but only resolving one line of the doublet, probably due to the signal-to-noise ratio of the observations. This analysis considers, for the first time, the impact of two transit effects that modify the transmission spectrum of an exoplanet: the centre-to-limb variation (CLV) and the Rossiter-McLaughlin (RM) effect. During the transit, the exoplanet blocks the light from different regions of the stellar surface which have different characteristics. This lack of flux results in a deformation of the stellar spectral lines that is propagated to the transmission spectrum. Its impact depends on the geometry of the system, the rotational velocity of the star, and the spectral type. Although in this study the effects remain at the noise level precision of the observations, their importance in atmospheric studies is stressed out. These results are compiled in Casasayas-Barris et al. (2017). The third exoplanet is the ultra hot Jupiter MASCARA-2b, which has an equilibrium temperature around 2300K. The observations performed with HARPS-N during only one transit of the exoplanet suggest the presence of NaI and hydrogen in its atmosphere, and a high temperature in the upper atmosphere. The results of this study are presented in Casasayas-Barris et al. (2018). After two more transit observations with HARPS-N and one with CARMENES, the suggested features are confirmed, together with the first detection of the ionised calcium triplet and ionised iron lines. The results confirm the theoretical predictions that the upper atmosphere of ultra hot Jupiters is made up of ions probably coming from their extremely hot permanent day-side. On the other hand, this study shows the importance of a two-dimensional tomographic analysis of the different species as a confirmation of their planetary origin, and the visualisation of other stellar effects such as the RM and CLV. These last results are detailed in Casasayas-Barris et al. (2019). Finally, HD 209458b, one of the most famous exoplanets, is studied using HARPS-N and CARMENES archival data, and ESPRESSO Guaranteed Time Observations. The results are compiled in Casasayas-Barris et al. (2020, 2021). In contrast with previous studies claiming a NaI detection, our results are consistent with the modelled RM and CLV effects on the stellar lines, without considering the contribution from the exoplanet atmosphere. In this study we stress the importance of accounting for these effects when attempting to extract the atmosphere of an exoplanet from high resolution observations.

Se podría pensar que todo lo ocurrido durante el año 2020 ha girado en torno al coronavirus SARS-CoV-2. Sus efectos en la salud, en la economía, en el mercado laboral y en los paradigmas exis¬tentes hasta el momento respecto a las relaciones sociales y personales han monopolizado pensamientos y preocupaciones. Sin embargo, el tiempo atmosférico y el clima han seguido su curso, y más arriba todavía el Universo ha mantenido su maquinaria en marcha, imperturbable, mostrando todo su esplendor, ofreciendo fenómenos meteorológicos y astronómicos espectaculares, tan poco frecuentes y raros como la propia aparición de la COVID-19, algunos de los cuales se repasarán en este artículo.

Research on stellar and planetary angular momentum has generated numerous works in recent decades. These researches are based on the relationship between spin angular momentum and stellar mass, but this relationship changes when analyzing systems with and without planets. In the present work, we investigate this relationship based on a sample of 578 stars with and without planets at different evolutionary stages. As a result, we observed that stars that host planets show a deficit of spin angular momentum when compared to those that do not have planets, this result persists even for those that have already left the main sequence. We believe this is because, in planetary systems, the host star loses much of its angular momentum to the planets just as it does in the Solar System. Another result is that the rates of J_{\star} (stellar angular momentum), J_{p} (planetary angular momentum) and J_{tot} (total angular momentum) are influenced by the methods used for discoveries of exoplanets, therefore, each technique has unique peculiarities in the act of computing the angular momentum. Furthermore, when we analyze the ratio beteween the planetary and total angular momentum, we find that exoplanets detected by radial velocity retain higher concentrations of J_{tot} than those discovered by transit. Thus, with the present research we were able to know the behavior of angular momentum rates for main sequence stars and evolved branches and how the presence of planets interferes in these values. Pesquisas sobre o momentum angular estelar e planetário já geraram inúmeros trabalhos nas últimas décadas. Essas pesquisas estão baseadas na relação entre o momentum angular de spin e a massa estelar, porém essa relação sofre alterações ao analisar sistemas com e sem planetas. No presente trabalho, investigamos essa relação com base em uma amostra de 578 estrelas com e sem planetas em diferentes estágios evolutivos. Como um resultado, observamos que estrelas que hospedam planetas apresentam um déficit de momentum angular de spin quando comparadas com aquelas que não tenham planetas, este resultado persiste até mesmo para as que já deixaram a sequência principal. Acreditamos que isso se deve ao fato que em sistemas planetários, a estrela hospedeira perde boa parte do momentum angular para os planetas da mesma forma como ocorre no Sistema Solar. Outro resultado é que as taxas de J_{\star} (momentum angular estelar), J_{p} (momentum angular planetário) e J_{tot} (momentum angular total) sofrem influência dos métodos empegados para descobertas de exoplanetas, com isso, cada técnica apresenta peculiaridades únicas no ato de computar o momentum angular. Além disso, ao analisamos a razão entre o momentum angular planetário e total, percebemos que exoplanetas detectados por velocidade radial retém maiores concentrações de J_{tot} do que aqueles descobertos por trânsito. Assim, com a presente pesquisa fomos capazes de conhecemos o comportamento das taxas de momentum angular para estrelas tanto da sequência principal quanto ramos evoluídos e como a presença de planetas interferem nesses valores.

We are witnessing the enormous breakthroughs of space technology, which will eventually allow us to reach Mars. However, it seems that the technological evolution is expanding at a faster rate than the moral development. Are we ethically ready to take human beings to Mars? Will it be a private company the first one that manages to take us there? Should we colonize Mars or leave it like it is right now? Are astrobiological interests being contemplated when discussing human presence in Mars? These are some of the questions that we must answer since the moment of stepping on Mars does not seem to be far away. Therefore, the objective of this article is to evaluate the idea of Mars being a free planet from any of Earth's governments, and to analyse the idea of colonizing Mars considering that by doing that we could seriously endanger native life. What it proposed is that its unavoidable that we will reach Mars, however, we may not be prepared as humanity and this is something that we must face.

Este documento contiene una guía para la adecuada observación de la máxima elongación de Venus, un evento astronómico que hace referencia al movimiento de traslación de Venus en su órbita.

Durante los ultimos años, el número de exoplanetas descubiertos a partir de la aplica- ción de diferentes técnicas de detección ha superado los 4100. Estos descubrimientos han abierto la puerta a una nueva era de investigaciones, las cuales nos desafían de manera continua en pos de comprender la verdadera naturaleza de la gran diversidad de planetas que se encuentran orbitando alrededor de otras estrellas. Desde un punto de vista teórico, los algoritmos numéricos más utilizados para analizar los procesos de formación y evolución planetaria son los denominados códigos de N- cuerpos. Estas herramientas numéricas resultan ser extremadamente eficientes para este tipo de tareas, ya que nos permiten computar las perturbaciones gravitacionales de una población de cuerpos masivos y describir su evolución. En particular, los códigos de N-cuerpos son principalmente utilizados para el desarrollo de simulaciones de acreción, las cuales nos conducen a la formación de un sistema planetario a partir de un conjunto de protoplanetas. Por muchos años, la gran mayoría de los trabajos destinados a analizar las propiedades físicas y dinámicas de planetas de tipo terrestre formados en una amplia diversidad de sistemas se basaron en la utilización de códigos de N-cuerpos cuya hipótesis principal establece que todas las colisiones derivan en mezclas perfectas, las cuales conservan la masa y el contenido de agua de los cuerpos interactuantes. Sin embargo, resulta claro que dicha hipótesis de trabajo genera un modelo simplificado que podría conducirnos a derivar resultados espúrios concernientes a las propiedades de los planetas formados en un dado sistema. Motivados por el hecho de contar con una herramienta de trabajo más precisa, el objetivo principal de la presente Tesis Doctoral fue llevar a cabo la construcción íntegra de un código numérico de N-cuerpos capaz de desarrollar un tratamiento realista de los procesos colisionales que tienen lugar durante la formación y evolución de un sistema planetario. El algoritmo colisional modelado estuvo basado en resultados de simulaciones hidrodinámicas, las cuales determinan diferentes regímenes dependiendo de la energía y el ángulo de impacto asociados a cada colisión. El código de N-cuerpos construido fue escrito en FORTRAN 90 y ha sido llamado D3. A partir del desarrollo del código de N-cuerpos D3, hemos llevado a cabo diversas aplicaciones con el objetivo central de analizar los procesos físicos y dinámicos asociados a la formación de planetas terrestres alrededor de estrellas de tipo solar en diferentes escenarios. En primera instancia, focalizamos la investigación en sistemas con gigantes gaseosos análogos a aquellos de nuestro Sistema Solar (Escenario I). Luego, centramos nuestro estudio en sistemas planetarios sin gigantes gaseosos debido a su elevada tasa de ocurrencia en el entorno solar (Escenario II). En particular, los análisis detallados estuvieron orientados fundamentalmente en pos de determinar las propiedades físicas de aquellos planetas de tipo terrestre formados en los diferentes escenarios de trabajo en la denominada zona de habitabilidad (ZH). Nuestro interés puso su foco en describir la estructura y composición de tales planetas, poniendo un énfasis particular en sus contenidos finales de agua. Haciendo uso del código D3, desarrollamos un total de 72 simulaciones de N-cuerpos para cada uno de nuestros dos escenarios de trabajo. En particular, 48 simulaciones fueron realizadas adoptando un modelo colisional realista para el tratamiento de los eventos de impacto, mientras que las 24 restantes asumieron un algoritmo simple con la hipótesis de que todas las colisiones derivan en mezclas perfectas. En términos generales, los sistemas planetarios producidos en nuestros dos escenarios de trabajo no muestran una fuerte dependencia con el modelo colisional adoptado para el desarrollo de las simulaciones de N-cuerpos en lo que respecta a la distribución de semiejes finales, al número total de planetas resultantes, y al número de planetas sobrevivientes en la ZH. Sin embargo, diferencias significativas son observadas en las propiedades físicas y orbitales de los planetas resultantes en ambos escenarios de estudio cuando se comparan simulaciones desarrolladas a partir de un modelo colisional realista y un modelo simple que sólo asume mezclas perfectas. En este sentido, nuestros análisis muestran que, por un lado, los planetas formados a partir de simulaciones de N-cuerpos que incluyen una prescripción colisional realista resultan ser menos masivos que aquellos producidos a partir de experimentos numéricos que sólo consideran mezclas perfectas. Por otra parte, las excentricidades orbitales de los planetas formados resultan ser menores cuando un modelo colisional realista es incluido en el desarrollo de las simulaciones. En lo que respecta a los planetas que sobreviven en la ZH, los resultados obtenidos son muy variados y dependientes del escenario dinámico de trabajo. En efecto, en sistemas que albergan gigantes gaseosos análogos a aquellos de nuestro Sistema Solar, los planetas que finalizan en la ZH pueden ser de dos clases independientemente del modelo colisional adoptado para el desarrollo de las simulaciones. Por un lado, planetas cuyas zonas de alimentación están restringidas a un entorno de la ZH, los cuales son llamados Clase A. Por otra parte, planetas con zonas de alimentación más ampliadas que alcanzan regiones más allá de la línea de hielo, los cuales son denominados Clase B. Mientras que los planetas Clase A poseen muy bajos contenidos de agua en su composición final, los planetas Clase B son verdaderos mundos de agua, mostrando contenidos porcentuales que pueden llegar hasta un 50 %. Nuestros resultados muestran que los contenidos finales de agua de los planetas Clase B no son sensibles al modelo colisional adoptado para el desarrollo de los experimentos de N-cuerpos. Sin embargo, la situación es más compleja para los planetas Clase A. En efecto, en este caso, los fragmentos colisionales generados en simulaciones con modelos realistas juegan un rol primario en las propiedades físicas finales de tales planetas. Además, el contenido final de agua de los mismos depende fuertemente del modelo adoptado para describir el transporte de volátiles luego de cada evento de impacto. En sistemas que no albergan gigantes gaseosos, la gran mayoría de los planetas que sobreviven en la ZH son aquellos clasificados como Clase B. Al igual que en el escenario dinámico anterior, la supervivencia de estos mundos de agua en la ZH no depende del modelo colisional adoptado para el desarrollo de los experimentos de N-cuerpos. Además, los contenidos finales de agua de dichos planetas muestran valores similares entre experimentos de N-cuerpos que utilizan un modelo colisional realista y aquellos que sólo asumen mezclas perfectas. Un resultado importante derivado a partir de la presente investigación indica que la incorporación de un modelo colisional realista que incluye fragmentación e impactos del tipo hit & run NO resulta ser una barrera para la formación y supervivencia de mundos de agua en la ZH alrededor de estrellas de tipo solar en diferentes escenarios dinámicos. Otro de los puntos importantes de nuestra investigación estuvo centrado en analizar la estructura y composición de los planetas terrestres que sobreviven en la ZH en nuestros dos escenarios de trabajo. En particular, analizamos la evolución temporal del núcleo y de un manto compuesto de roca y agua para cada uno de los modelos colisionales adoptados para el desarrollo de los experimentos de N-cuerpos. Cuando se asume que todos los eventos de impacto derivan en mezclas perfectas, las fracciones finales de núcleo y manto de los planetas resultantes en la ZH conservan su valor inicial asignado, aunque se observan cambios en las fracciones individuales finales de roca y agua respecto de sus contenidos primordiales. Cuando un modelo colisional realista es incluido en las simulaciones de N-cuerpos, las fracciones finales de núcleo y manto de los planetas que sobreviven en la ZH No conservan su valor inicial, pudiendo experimentar cambios drásticos a lo largo de la historia evolutiva. De acuerdo a nuestro análisis, la inclusión de un tratamiento realista de los procesos colisionales permite una mejora substancial en la descripción de las diferentes estructuras asociadas a los planetas de tipo terrestre formados en nuestros escenarios de trabajo. Finalmente, desarrollamos un estudio con el fin de evaluar la sensibilidad de nuestros resultados a la elección de la masa mínima Mmin asociada a los fragmentos generados en un evento de impacto en aquellos experimentos de N-cuerpos que incluyen fragmentación en nuestros dos escenarios de trabajo. Los análisis muestran que la frecuencia de colisiones, el número de planetas resultantes, la distribución de masas y excentricidades planetarias, así como también sus tiempos de formación no muestran una fuerte dependencia con el parámetro M min . Sin embargo, es posible observar variaciones a considerar en las fracciones finales de núcleo y manto de los planetas que sobreviven en la ZH en función del Mmin , mostrando incluso diferencias en las fracciones finales individuales de roca y agua que componen el manto. Esta investigación nos sugiere la necesidad de desarrollar una elección cuidadosa del parámetro Mmin , la cual podría ser realizada en conformidad con los objetivos a alcanzar en los experimentos numéricos. La presente Tesis Doctoral representa el inicio de una nueva era de investigaciones en la cual nos centramos en describir de manera más realista las propiedades físicas de los planetas terrestres formados en una amplia diversidad de sistemas. Los objetivos generales que nos hemos propuesto nos conducirán a obtener una mejor comprensión sobre las características de los planetas que orbitan estrellas de diferentes tipos espectrales, derivando resultados concluyentes sobre la real naturaleza de los mismos., Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

El estudio de los exoplanetas ha experimentado una gran revolución, pasando de apenas unos pocos planetas descubiertos en 2006, a miles de exoplanetas en 2020. Este importante avance ha sido posible gracias a varios factores. Uno de los más importantes es el avance tecnológico, que ha permitido desarrollar infraestructuras e instrumentos cada vez más precisos, rompiendo los umbrales de detección en cada nuevo proyecto. Otro de los grandes logros, es haber traspasado la atmósfera para iniciar el estudio desde el espacio con la nueva generación de telescopios. Además de los problemas tecnológicos, es importante el avance realizado en métodos de detección, siendo especialemente relevantes el método de los tránsitos y el método de la velocidad radial, cuyos descubrimientos agrupan más del 90 % de los exoplanetas que conocemos. Tras una introducción al campo en el capítulo 1, la tesis que aquí se presenta se divide en dos partes. En una primera parte, se explora la reducción de datos del telescopio espacial K2, con el método pixel level decorrelation (PLD) utilizado previamente en datos del telescopio Spitzer con excelentes resultados. Esta técnica ofrece una gran ventaja, la de poder reducir los datos de la CCD aplicando la corrección de campo plano directamente a partir de los propios datos. Dado que esta herramienta ya está implementada en la pipeline de código abierto EVEREST, nuestros esfuerzos se centran en la construcción de una apertura automática única para miles de estrellas que mejore los resultados de esta pipeline. De esta forma, reducimos en casi un 90 % el número de estrellas para las que EVEREST no consigue construir satisfactoriamente una curva de luz por una inadecuada elección de la apertura. Además de estas modificaciones, se utiliza un método para detectar señales de tránsitos basado en aplicar a la curva de luz obtenida en el paso anterior, el algoritmo de detección de señales periódicas Box-fitting Least Square o BLS. Los resíduos del BLS y la propia curva de luz, aportan información gráfica para la detección. Con estas gráficas como única herramienta, visualizamos unas 30 000 estrellas de media en cada una de las 18 campañas de K2, proporcionando una lista de 682 nuevos candidatos. La descripción de estas mejoras, y los nuevos candidatos obtenidos, se presentan en el capítulo 2. El estudio realizado con las curvas de K2, se traslada a la publicación, en el marco de colaboración con el consorcio internacional KESPRINT, del descubrimiento de tres planetas (R b = 1.95 +0.09−0.08 R ⊕ ,+0.13 R c = 3.67 +0.17−0.14 R ⊕ , y R d = 3.94 −0.12 R ⊕ ) en K2 -314, y que se describe en el capítulo 3. En la segunda parte de la tesis, se aprovecha la experiencia obtenida analizando fotometría de alta precisión para investigar las variaciones de brillo de las estrellas por la presencia de un planeta, también llamadas curvas de fase. Aunque son muy difíciles de observar en curvas de luz, cuando este efecto se manifiesta, nos proporciona información sobre la composición del planeta que lo produce, como por ejemplo, el albedo o la redistribución de energía entre el día y la noche del planeta. Esta parte de la tesis se distribuye en dos capítulos. En el capítulo 4, se estudia el papel de la variabilidad estelar en la detección de las curvas de fase de los planetas. Los resultados indican que la detección es más eficiente cuando el rango de temperatura efectiva de la estrella se encuentra entre 5 500 K y 6 000 K (estrellas tipo Sol). Con la llegada de las técnicas de inteligencia artificial, se abre una nueva puerta a la exploración de miles de curvas de luz en busca de eventos ligados a la presencia de exoplanetas. En Millholland & Laughlin (2017) se utilizan técnicas de aprendizaje supervisado sobre las curvas de luz de Kepler, para busca curvas de fase de exoplanetas no transitantes, dando como resultado la detección de 60 posibles candidatos. Además, en este artículo se estudia la relación entre la temperatura de equilibrio (T irr ) con el desplazamiento del máximo de la curva de fase (offset), donde se mide la misma tendencia observada en investigaciones previas, mostrando que los planetas con bajo T irr tienden a estar cubiertos con nubes que reflejan parcialmente la radiación incidente, desplazando el offset hacia el este; mientras que si la T irr es alta, el offset se desplaza hacia el oeste por la presencia de corrientes atmosféricas super-rotantes. En el capítulo 5 de la tesis, se describen dos campañas de observación sobre las 19 estrellas más brillantes de entre los 60 candidatos de Millholland & Laughlin (2017), para tratar de determinar la fracción de falsos positivos, y la confirmación de alguno de los candidatos. Desgraciadamente, debido a las malas condiciones meteorológicas experimentadas, junto a fallos instrumentales, el estudio realizado no es concluyente.

Durante los últimos años, los avances observacionales nos han permitido estudiar y caracterizar exoplanetas en diferentes tipos de sistemas planetarios, como así también profundizar nuestro conocimiento sobre el Sistema Solar. Desde un punto de vista teórico, es un desafío importante que los modelos de formación planetaria sean capaces de reproducir las características principales de estos sistemas. En el escenario estándar de formación planetaria, los planetas terrestres y los núcleos de los planetas gigantes se forman por acreción de planetesimales. La distribución de tamaños de los planetesimales primordiales y su evolución temporal caracteriza el proceso de formación de sistemas planetarios y las propiedades que tendrán dichos sistemas. Dicha distribución está determinada por diversos factores, principalmente por el resultado de las colisiones mutuas, resultando en el crecimiento, la erosión, la disrupción o la coagulación de dichos objetos. Las propiedades físicas y dinámicas de los planetesimales en las colisiones definirán el destino de estos procesos. La energía que caracteriza el resultado de dichas colisiones, llamada energía específica de impacto, puede obtenerse mediante simulaciones o experimentos de laboratorio. Durante esta Tesis nos enfocamos en estudiar el proceso de fragmentación de planetesimales desde dos perspectivas distintas, teórica y experimental, y su aplicación a la formación planetaria. En primer lugar, realizamos un estudio teórico desde primeros principios para revisar y analizar las velocidades relativas de planetesimales que usualmente se utilizan en la literatura, las cuales son expresadas como desarrollos a primer orden de las excentricidades e inclinaciones orbitales, haciendo desarrollos de las mismas a mayores órdenes y comparándolos con los previamente utilizados. Comparamos las diferencias en la implementación de los nuevos desarrollos a mayores órdenes con respecto a las ecuaciones de la literatura en el proceso colisional y discutimos cuál sería el impacto de incluir los nuevos desarrollos en el proceso de formación planetaria. En segundo lugar, desarrollamos un estudio experimental para determinar la energía específica de impacto para objetos con diferentes porosidades. Realizamos experimentos de impacto en los laboratorios del Institut für Geophysik und extraterrestrische Physik (IGeP), Braunschweig, Alemania, en los que generamos muestras de polvo compactas con porosidades que simulan las medidas en meteoritos condríticos y calculamos la energía interna de dichas muestras. Con estos resultados, obtuvimos la energía específica de impacto para diferentes valores de la porosidad desde una perspectiva experimental y la comparamos con las obtenidas mediante simulaciones hidrodinámicas de la literatura. Finalmente, realizamos simulaciones para estudiar la formación de un planeta gigante ubicado a 5 UA incorporando mejoras a nuestro modelo de fragmentación de planetesimales. En general, en los modelos de formación planetaria que incluyen la fragmentación de planetesimales se utiliza una energía que caracteriza el resultado de una colisión para un determinado material y una velocidad fija. Sin embargo, a medida que los embriones planetarios crecen, la dispersión de la velocidad de los planetesimales aumenta debido a las excitaciones gravitatorias producidas por los embriones. A su vez, más allá de la línea de hielo se espera que los planetesimales estén compuestos por una mezcla de materiales rocosos y hielos. En este trabajo incluimos un mezcla de materiales (50% material rocoso y 50% hielo) para la composición de los planetesimales y una dependencia de la energía específica de impacto con la velocidad relativa de los mismos. En esta Tesis mostramos que un modelo de fragmentación de planetesimales más realista juega un rol importante en el crecimiento de núcleos masivos, y por ende en la formación de planetas gigantes, antes de la disipación de la componente gaseosa del disco protoplanetario. A su vez, incorporamos en el código de formación planetaria las tasas de acreción para objetos pequeños llamados guijarros (en inglés “pebbles”), regímenes de velocidad para bajas velocidades de planetesimales y los desarrollos a mayores órdenes de la velocidad de dispersión de planetesimales calculados en esta Tesis., Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

In the last decade the detection of new planets around stars outside our solar system has grown dramatically. These detections, made both from ground-based telescopes and from the different space missions dedicated to this type of discovery, have resulted in a large range of planets with different masses and radii. These values of masses and radii provide mean values of planetary density, which result in an infinite number of solutions relative to the chemical composition of the planet. A current research field of exoplanets is the study of their atmospheres. This type of study allows to study the chemical composition of the upper layers of the planetary atmosphere. This work is focused on the study of exoplanetary atmospheres from a sample of ${''}$hot Jupiter${''}$. Thanks to large sizes, large masses and large temperatures and to the proximity of its central star, make them excellent targets for the study of their atmospheres through the technique of spectroscopy transmission. This technique detects the light of the central star that passes through the thin layers of the planet's atmosphere, showing the chemical composition of its upper layers. In this thesis we presented the spectro-photometry study of six Hot Jupiter and one Brown Dwarf, at optical wavelengths using ground based observations with the Grantecan telescope (GTC). These analyses are summarized below. In chapter 3, we analyzed the original data of a transit of TrES-3b taken by \cite{Parviainen2016} in the optical range with OSIRIS/GTC. The same data have been re-analyzed by different authors \citep{Parviainen2016,Mackebrandt2017} whose transmission spectra disagree. The motivation of the chapter was to try to find the cause of such a discrepancy and obtain our transmission spectrum of TrES-3b. Our analysis took into account the effect of the close contaminating companion to the target as well as testing how Limb Darkening values (LDCs) affect the final spectrum of a grazing planet such as TrES-3b. Our results are consistent with those obtained by \cite{Mackebrandt2017}, who performed a similar analysis, and disagree with those obtained by \cite{Parviainen2016}, who reported a different analysis from ours. Note that \cite{Parviainen2016} also show an analysis similar to ours in their work and which is totally compatible with ours. In addition, we detected a larger planet radius at the bluest wavelength bins, associated with the Rayleigh scattering phenomenon in the TrES-3b atmosphere. This increment in radius cannot be explained with the theoretical models that explain this phenomenon, so other phenomena must be occurring in the atmosphere of TrES-3b and which we are unable to explain presently.\newline In chapter 4, we present the optical transmission spectrum in the optical range of Qatar-1b This study allowed to verify the low instrumental systematics affecting GTC/OSIRIS data and showed that GTC/OSIRIS is a powerful instrument for determining transmission spectra. In the analysis of the white light curve it was necessary to introduce a periodical term in the systematic model to fit part of the curve correctly. We note that although we did not know the real origin of the systematic effect on the light curve, we could correct this effect. The results of the physical parameters obtained from the white light curve analysis are consistent with most previously performed studies. However, there are other older studies in the literature that present smaller values of transit depth. These discrepancies are compatible with the fact that Qatar-1 is a moderately active star, which causes the star's flux to vary during these phases of activity. In the analysis of the spectroscopic curves we verified the impact of the limb darkening coefficients (LDCs) on the shape of transit. In this case, Qatar-1b is planet with a intermediate impact parameter value. The results obtained conclude that the effect in modeling of the LDCs color light curves and the impact parameter value was minimum, i.e, we obtained similar transmission spectra when we fixed the LDCs or not. These results support the idea that the theoretical LDCs derived for each spectroscopic curve are correct. The analysis carried out in Qatar-1b does not give preference to any atmospheric model over any other. A small slope is also observed in the bluest part of the spectrum that may be due to Rayleigh. However, any conclusion about its atmosphere must be taken with caution since they are results obtained with a single transit. Our result is compatible with the result obtained by \cite{vonessen2017}.\newline In chapter 5, we present a transmission spectrum of WASP-36b as a result of the observation of two consecutive transits. WASP-36b is interesting because it is orbiting around a star of very low metallicity, and there are very few cases of giant gaseous planets with this feature. Both white light curves presented a same systematic effect at the end of the transit egress. As both observations were configured the same way, it was easy to detect where the systematic effect came from. In this case it was due to the variation in the rotator angle which exceeded 60$^{o}$. This caused small variations in the stars flux on detector which depends on the distance to the center of rotation in the detector. The results obtained from the transit depth are not consistent with previous studies, but we note that our results are the only ones obtained with complete light curves. Each night's spectroscopic analysis agrees with each other, and also with an analysis that includes both nights. The shape of the transmission spectrum obtained cannot be explained by exoplanetary theoretical models. Our transmission spectrum presents a sudden change in the size of the planet redwards / bluewards from 700 nm, this can only be explained with theoretical models that present strong absorptions without including Na or K. However, an alternative more likely would be to assume that there are sources of systematics in this spectral range that have not been characterized during the analysis and that cause this abrupt change. A previous study by \cite{Mancini2016} in broadband show a strong Rayleigh in the WASP-36b atmosphere, which cannot be explained with theoretical models. \cite{Mancini2016}'s result is nor compatible with ours. Another of the most relevant conclusions we can extract from the chapter is the advantage of observing a transit more than once to derive more reliable results of its transmission spectrum.\newline In chapter 6, we present a study of the atmospheres of two pairs of ''twin planets'': with similar physical and orbital parameters, except in some of the parameters, with the aim of looking for differences. However, due to instrumental problems on one of the nights of observation, the study of one of the pairs could not be carried out completely. The first pair was HAT-P-41b and HAT-P-33b, planets with a mass of about 0.8 Jupiter masses and a radius of 1.7 Jupiter radii, with a slight difference in orbital distances and orbiting around stars of about 6400K. The HAT-P-33 data were contaminated by internal reflections of the moonlight on the detector. This caused the spectrum of the reference star to be contaminated. After a careful reduction of the data we were able to minimize the effect of light on the spectrum and obtain a good white light curve. The results obtained of the physical parameters of the planet from the corrected light curve are compatible with previously published studies. However, the quality of the data was not sufficient to distinguish between various atmosphere models. \newline The HAT-P-41 data lack sufficient points before the transit ingress, which caused the error in determining the physical parameters of the planet to be greater than if those points were present. The transit depth result is consistent with previously published studies. However, in the result of the transmission spectrum it was not possible to distinguish between the different atmosphere models studied due to the quality of the data. These results need to be confirmed with new observations since there are no previous spectroscopic studies. \newline Kepler-7b and Kepler-12b is the other pair of twin planets. They have a mass of approximately 0.4 Jupiter masses and a radius of 1.5 Jupiter radii. Their host stars have a temperature around 5950 K. The main difference in this couple is the albedo of their atmospheres. In this case, we have explored the use of a new technique in GTC, a ''scan'' mode where the star is moved parallel to the slit while exposing. For Kepler-7b, the transit was not detected. The causes of the absence of detection, after ruling out problems with ephemeris and meteorological causes, we suspect that they are due to the variations of the rotator angle, that cause flux variations in the detector. This effect was already detected in transit observations carried out with OSIRIS/GTC \citep{Nortmann2016,Chen2017}. As an extension to Nortmann et al. (2016)'s study, we carry out the characterization of the detector to find possible flux variations along the CCD as a function of the rotator angle, with flat field images and covering all the positions of the rotator angle. The study presented in Sect \ref{ch:variationskepler7b} shows how large variations of the rotator angle produce significant changes in the flux received in the detector, reaching maximum values of 1${\%}$. From our study together with \citet{Nortmann2016}, it is concluded as technical preventive steps during transit observations with OSIRIS/GTC: to avoid great variations of the angle of the rotator during the time series, and to keep the target and the reference star as close as possible to the Nasmyth rotation center. In the case of Kepler-12b observations, two observations were carried out, one with the 'scan' mode and the other with the standard mode. In this last observation there was an system interruption just in the middle of the transit, causing the instrument's configuration not to be the same on both parts of the transit. After analysis of the data could conclude that no atmospheric model is significantly favored. The transmission spectrum of one of the two nights (standard mode) shows absorption around the sodium and potassium lines. These results need to be confirmed with new observations since the detections are not very significant.\newline In chapter 7, we presented a spectro-photometric study of CoRoT-15b, a transiting brown dwarf. The motivation of the chapter was to observe the transmission spectrum of a brown dwarf to check that nothing should be detected in its atmosphere due to its high gravity value, which causes a very small ''scale height'' (about a few kilometers). The result shows that none of the atmosphere models tested is more compatible than another, due to lack of data precision. Thanks to the transit obtained with GTC we have improved a 28 ${\%}$ the density value of CoRoT-15b, from 59$_{-32}^{+37}$ g/cm$^{3}$ \citep{Bouchy2011} to 57 ${\pm}$ 23 g/cm$^{3}$. In addition, an update of the ephemeris of the CoRoT-3b BD could be carried out while its data were not suitable for a further analysis.\newline In chapter 8 we discussed how our sample compares with the global sample of planets found, and also with the sample of planets characterized by the GTC in which alkaline metal signals have been detected in their atmospheres. A comparative summary of the results of those planets that have already been characterized by other authors is also carried out. It served to test the validity of the analysis technique used. In addition, we define and measure two broadband parameters in two different spectral ranges. These parameters compare the relative strength of scattering in the transmission spectrum. They were later compared with different theoretical models. Both parameters are independent of scale height and show trends between cloudy and clear atmospheres. No significant feature was found, except for cases where we suspect that systematic noises are predominant in our spectra.\newline In chapter 9, we report the main conclusions of the thesis.&nbsp

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Analisamos a razão entre as defasagens Q = ∆λpro ∆λpan através da conservação do momento angular, o que implica que o fator Q devido à perturbação deve ser praticamente constante. Contudo, verificou-se que os valores ajustados a partir de dados observacionais Qobs não está de acordo com a razão de massas assumidas mpan/mpro = 0.56 e também não tem um comportamento constante. Verificou-se que há um aumento linear dado por Qobs(t) = 0.667 + 0.013t, com t dado em anos. Desta forma mostrou-se que somente a interação gravitacional entre os satélites não explica completamente os valores das defasagens. Isso indica que algum mecanismo não-mútuo deve causar pelo menos uma alteração no movimento médio de 0.45◦/ano de Prometeu ou Pandora e contribui para os valores das defasagens. Na Parte II é realizada a astrometria do satélite Daphnis utilizando o software Caviar para um conjunto selecionado de imagens da câmera ISS-NAC da sonda Cassini. A astrometria do satélite para todo o período da missão Cassini mostrou que Daphnis mudou sua órbita duas vezes. Assim, foi investigada a estabilidade orbital de Daphnis através de simulações numéricas considerando Saturno e cinco satélites ( Daphnis, Atlas, Prometeu, Pandora e Mimas) e calculando a evolução do Indicador Rápido de Lyapunov. É mostrado que Daphnis está em uma órbita caótica com um tempo de Lyapunov de ∼22 anos. Investigando possíveis ressonâncias entre Daphnis e outros satélites, verificou-se que as ressonâncias 129:125 e 157:155 com Prometeu e Atlas, respectivamente, apresentam algumas características que podem indicar caos. Adicionalmente, em simulações numéricas sem os satélites Prometeu e Atlas a órbita de Daphnis permaneceu regular, reforçando a idéia que são estes dois satélites que tem um papel relevante no comportamento caótico de Daphnis. Na Parte III é apresentado um estudo da origem das ressonâncias entre os satélites de Plutão. Foram realizadas simulações numéricas do problema de N-corpos considerando os pequenos satélites e Caronte, incluindo a migração de Caronte devido à força de maré. Utilizando a abordagem do J2 efetivo mostrou-se que os pequenos satélites podem ser capturados nas ressonâncias de movimento médio 3:1, 4:1, 5:1, 6:1 com Caronte. Para os casos das ressonâncias 5:1 e 6:1 foi possível obter uma captura somente quando uma excentricidade não nula foi considerada para Caronte. Além disso, a ressonância de movimento médio 3:1 em inclinação entre Caronte e Estige é a mais fácil de ocorrer. Para encontrar a ressonância de três corpos 3:5:2 entre Estige, Nix e Hidra procurou-se por duas ressonâncias específicas entre os satélites: 2:1 entre Estige e Hidra, e 5:4 entre Nix e Estige. Foram encontrados parâmetros que permitem a captura dos pequenos satélites exatamente com os argumentos das ressonâncias de dois corpos necessárias, porém não simultaneamente. Desta forma, sabe-se que é um caminho promissor para determinação dos parâmetros para representar a evolução dos satélites de Plutão até suas posições atuais. This work is organized into three parts. In Part I, we present a quick review of Saturn’s satellites Prometheus and Pandora lags problem. We analyzed the lags ratio Q = ∆λpro ∆λpan through the conservation of the angular momentum, that implies the ratio of the lags due to this mutual interaction must be almost constant. However, we found that the values obtained using observational data fit Qobs does not agree with the assumed masses mpan/mpro = 0.56 and is not even nearly constant. It presents a robust linear increasing rate given by Qobs(t) = 0.667 + 0.013t, with t given in years. In this way, we show that only the gravitational interaction between the satellites does not fully explain the lags values. This indicates that a non-mutual mechanism should provoke at least a mean motion changing of 0.45◦/year, also affecting Prometheus or Pandora, contributes to the lag values. In Part II, we performed the astrometry of the satellite Daphnis using the Caviar software in a selected set of images from the ISS-NAC camera of Cassini spacecraft. Daphnis’ astrometry of all Cassini mission period showed that Daphnis had changed its orbit twice. So, we have investigated the stability of Daphnis’ orbit by implemented numerical simulations considering Saturn plus five satellites: Daphnis, Atlas, Prometheus, Pandora, and Mimas and computing the evolution of the Fast Lyapunov Indicator FLI. We showed that Daphnis is on a chaotic orbit with a Lyapunov time of ∼13 years. By investigating possible resonances between Daphnis and other satellites, we found that Prometheus and Atlas with 129:125 and 157:155 mean motion resonant angles, respectively, present some features that could indicate chaos. Additionally, we found that when Prometheus and Atlas are not included in the numerical simulation, Daphnis’ orbit became regular, reinforcing the suggestion that both satellites are playing a role in Daphnis’ chaotic behavior. In Part III, we presented a study of the origin of resonance between the satellites of Pluto. We performed N-body numerical simulations considering the small satellites and Charon evolving under the influence of the tidal force due of Pluto on Charon. Using the J2 effective approach, we showed that the small satellites could be captured into the 3:1, 4:1, 5:1, 6:1 mean motion resonances with Charon. Even for the case of the 5:1 and 6:1 mean motion resonances, it was possible to achieve a capture only when some non-zero eccentricity was added to Charon. Moreover, the 3:1 mean motion resonance between Charon and Styx, in inclination, was the easiest to happen. To find the three body resonance 3:5:2 among Styx, Nix, and Hydra, we looked for two particular resonances among them: 2:1 between Styx and Hydra and 5:4 between Nix and Styx. We have found parameters that allow the capture of the small bodies into the exact two 2-body resonant arguments we need, but not at the same time. In this way, we perceive that we are close to finding the right parameters to represent all the paths of the Pluto’s moons from their past to the current intriguing configuration. Some different ideas may be tested to bring us to the present scenario CAPES - 001

En la actualidad, existe suficiente evidencia observacional proveniente de muchos de los sistemas planetarios extrasolares descubiertos en los últimos años, así como también resultados teóricos e indicios en nuestro propio sistema solar, para considerar que, en general, los planetas pueden no haberse formado en las órbitas actuales, sino que, de hecho, han migrado grandes distancias desde sus órbitas iniciales. Esta tesis aborda algunos aspectos involucrados en uno de los posibles mecanismos dinámicos que puede originar una migración planetaria, a saber, la interacción gravitatoria de los planetas con un disco de planetesimales residuales del proceso de formación. Puesto que la magnitud y dirección de tal migración es determinada por una compleja interacción entre las diversas fuentes y sumideros dinámicos que aportan o restan partículas del disco a la región de interacción con el planeta, el proceso de migración resulta mejor comprendido a través de simulaciones numéricas. Ahora bien, para seguir la evolución del sistema sobre escalas de tiempos dinámicamente relevantes en tiempos de computo razonables, tales simulaciones consideran, usualmente, que el disco es modelado por un determinado número de partículas de masas iguales las cuales interaccionan gravitatoriamente con los planetas pero no interactúan entre ellas. Esta manera de simular el disco es objeto de estudio en esta tesis., Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

Hasta la actualidad fueron descubiertos más de 500 planetas extrasolares. Cada vez son más los equipos dedicados a su búsqueda, ya sea desde tierra, o desde el espacio. Hasta el año 1995, el único sistema planetario conocido era el nuestro, con lo cual, las teorías de formación se basaban en un único objeto de estudio. Ahora que la muestra observacional se va haciendo más grande, tenemos la oportunidad de comenzar a hacer estudios estadísticos, ver algunas características comunes a los sistemas planetarios y establecer mejores restricciones a las teorías de formación. Con esta motivación, nuestro objetivo en esta tesis doctoral es desarrollar un modelo semi analítico para representar la formación de sistemas planetarios, que nos permita generar una gran cantidad con poco costo computacional, analizar estadísticamente esta población de exoplanetas artificiales y compararlos con los planetas extrasolares reales que son observados, de forma tal de establecer criterios y cotas a las teorías de formación planetaria y poder hacer predicciones acerca de las principales características que deberíamos esperar de los planetas extrasolares. Basados en el escenario de formación planetaria más aceptado actualmente por lacomunidad científica, desarrollamos un modelo para computar la génesis de sistemas planetarios, en donde los planetas gigantes crecen de acuerdo con la teoría de acreción del núcleo y empleamos el régimen oligárquico para el crecimiento de los núcleos sólidos. En este modelo, formamos varios planetas de forma simultánea en el disco, hecho que tiene importantes consecuencias especialmente en la dinámica de los planetesimales y el crecimiento de los núcleos, ya que consideramos la colisión entre ellos como una potencial fuente de crecimiento. Los embriones planetarios crecen embebidos en el disco de gas y polvo, y la interacción entre el embrión y el disco causa un intercambio de momento angular que lleva a la migración de los embriones. En esta tesis consideramos dos regímenes de migración planetaria: migración de tipo I y de tipo II, así como también consideramos la migración de los planetesimales en el disco en algunas de nuestras simulaciones., Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

En el trabajo de esta Tesis Doctoral se presentan los estudios realizados acerca de la formación y propiedades dinámicas de reservorios externos de cuerpos menores que evolucionan bajo los efectos de perturbadores planetarios internos y excéntricos que resultan de fuertes inestabilidades dinámicas como aquellas asociadas al escenario de dispersión planetaria. Para realizar esta investigación combinamos resultados de simulaciones de N-cuerpos con criterios analíticos derivados a partir de una teoría secular con el fin de lograr un mejor entendimiento de los procesos dinámicos involucrados en estos escenarios de trabajo. Para el desarrollo de este estudio hicimos uso de un código de N-cuerpos con el fin de generar un gran conjunto de simulaciones numéricas para analizar los procesos dinámicos involucrados en la formación y evolución de un sistema planetario sometido a fuertes eventos de inestabilidad. Dichos sistemas estuvieron inicialmente compuestos por tres planetas gigantes ubicados cerca de su límite de estabilidad dinámica junto con un disco externo de partículas de prueba inicialmente frío, alrededor de estrellas de 0.5 M⊙, 1 M⊙ y 1.5 M⊙. En el comienzo, realizamos un estudio detallado de los sistemas formados por un único planeta excéntrico sobreviviente posterior al evento de inestabilidad. Nuestros resultados muestran la existencia de reservorios externos compuestos por partículas sobre órbitas directas (Tipo-P) y retrógradas (Tipo-R) como así también partículas cuyo plano orbital oscila de directo a retrógrado durante su evolución. Estas últimas, las cuales llamamos partículas Tipo-F, experimentan un mecanismo de Lidov-Kozai excéntrico y muestran un fuerte acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente, las cuales evolucionan dentro de un régimen de libración. Sobre tales trayectorias, la inclinación oscila alrededor de 90◦ , mientras que la longitud del nodo ascendente libra centrado en 90 ◦ o 270◦, siendo medida respecto del pericentro del planeta interno. Además nuestro estudio sugiere que el tamaño de la región de libración depende fuertemente de la excentricidad del planeta gigante interno. En simultáneo a este tratamiento basado en simulaciones numéricas, llevamos a cabo una comparación con un estudio analítico sobre la evolución de una partícula de prueba externa bajo los efectos de un perturbador excéntrico interno hasta el nivel octopolar de la aproximación secular. Dicho desarrollo teórico significó un excelente complemento para nuestro estudio numérico ya que nos permitió lograr una mejor comprensión del comportamiento dinámico de las partículas que componen los reservorios externos de nuestra investigación. Luego, hemos modelado e incorporado al código de N-cuerpos efectos relativistas (RG) con el fin de estudiar cómo se modifican las propiedades dinámicas particularmente en sistemas alrededor de estrellas de 0.5 M⊙ . En particular, dicho efecto produce una precesión en el pericentro del planeta interno excéntrico y tal efecto se ve reflejado en la dinámica de las partículas externas. Nuestros resultados indican que cuando los efectos de la RG son incluidos, los valores extremos de la longitud del nodo ascendente de las partículas Tipo-F son obtenidos para inclinaciones retrógradas, mientras que las inclinaciones máximas y mínimas permitidas se incrementan en comparación con aquellas derivadas sin considerar los efectos de la RG. De acuerdo a esto, si la RG es incluida en las simulaciones, el rango de inclinaciones directas (retrógradas) asociado a la región de libración es reducido (incrementado) respecto a aquel obtenido en ausencia de RG. De este modo, la incorporación de efectos relativistas conduce a la supresión de partículas Tipo-F y a la producción natural de partículas Tipo-P, siendo esto más eficiente para partículas con bajas excentricidades y grandes semiejes. Además la RG conduce a la generación de partículas Tipo-F a partir de órbitas puramente retrógradas en ausencia de RG, aunque este mecanismo no resulta ser tan eficaz. Además, encontramos dos nuevas clases de partículas cuando los efectos de la RG son incluidos en las simulaciones. Por un lado, partículas externas cuyo plano orbital cambia de directo a retrógrado a lo largo de su evolución sin experimentar un acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente. Por otro lado, partículas externas con órbitas retrógradas que muestran un fuerte acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente. A partir de nuestra investigación, inferimos que la RG podría modificar significativamente las propiedades dinámicas de los reservorios de cuerpos menores externos que evolucionan bajo los efectos de un perturbador interno y excéntrico. Asimismo, hemos derivado expresiones analíticas hasta el nivel cuadrupolar de la aproximación secular de la variación temporal de la longitud del nodo ascendente y de la inclinación de las partículas que experimentan un mecanismo de Lidov-Kozai excéntrico cuando la RG es incluida. Dichas expresiones analíticas pueden explicar de manera satisfactoria el comportamiento dinámico observado en nuestras simulaciones de N-cuerpos. Finalmente, hemos realizado un estudio de los sistemas formados por dos planetas gigantes excéntricos sobrevivientes al evento de dispersión planetaria. En este contexto, analizamos tanto la estructura global de los reservorios externos así como también las propiedades dinámicas de las partículas que los componen. En estos sistemas, los reservorios externos también están compuestos por partículas sobre órbitas directas (Tipo-P) y retrógradas (Tipo-R) como así también partículas cuyo plano orbital oscila de directo a retrógrado durante su evolución (Tipo-F). Al igual que en el caso de un único planeta sobreviviente las partículas Tipo-F muestran un fuerte acoplamiento entre la inclinación y la longitud del nodo ascendente. Sin embargo, remarcamos que dicho acoplamiento se hace evidente cuando la longitud del nodo ascendente es medida respecto de la longitud del pericentro del planeta externo sobre el plano invariante. Cuando esto sucede, la inclinación de las partículas Tipo-F oscila alrededorde 90 ◦ , mientras que la longitud del nodo ascendente libra centrada en 90◦ o 270◦ de manera análoga a aquello descripto en sistemas con un único planeta sobreviviente. Sin embargo, es importante remarcar que las propiedades dinámicas de las partículas Tipo-F sometidas a la influencia de dos planetas internos y excéntricos resulta ser más compleja. Tanto en el caso de uno como de dos planetas sobrevivientes, la producción de partículas Tipo-F resulta ser eficiente en todos nuestros escenarios de trabajo evidenciando las mismas propiedades dinámicas. Por otra parte, estrellas jóvenes de baja masa que albergan planetas gigantes excéntricos deberían conservar sus reservorios de cuerpos menores externos mientras que, esto no sucede para estrellas más masivas en las cuales la remoción del material resulta ser significativa tanto a 10 Ma como a 100 Ma. Finalmente, destacamos que los reservorios resultantes son más extendidos cuanto más masiva es la estrella central. Estudiar la estructura global y las propiedades dinámicas de los reservorios externos que evolucionan bajo los efectos de planetas gigantes excéntricos resulta ser de interés en pos de comprender la formación y evolución de sistemas que han sufrido fuertes eventos de inestabilidad dinámica. Un claro entendimiento de la evolución dinámica de tales estructuras permitirá una correcta determinación de la emisión de polvo, lo cual podrá ser contrastado con datos observacionales derivados por telescopios tales como Spitzer y Herschel. Un análisis comparativo de estas características nos conducirá a un óptimo refinamiento de los modelos teóricos, y con esto a una mejor comprensión de esta clase peculiar de sistemas planetarios., Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

167 p. Planetary atmospheres other than that of Earth provide natural laboratories to test our theories and models for climate studies and can help to identify the physical processes involved in the behaviour and evolution of a planet's climate. Mars has always played a predominant role in comparative studies with Earth. Extensive efforts placed in the robotic exploration of Mars have retrieved large amount of data its atmosphere. Dust aerosol is the main driver of Mars' atmospheric variability, and the determination of the particles' properties is of high relevance for estimating its climate forcing. In particular, the angular distribution of sky brightness can be evaluated to retrieve valuable information regarding the physical properties of the aerosol particles. In this study we show that images retrieved by the Mars Science Laboratory (MSL) engineering cameras (Navcam and Hazcam) can be used to constrain the size and shape of dust aerosol particles, and to derive the column dust optical depth. A radiative transfer based iterative retrieval method was implemented in order to determine the aerosol modelling parameters that best reproduce the sky radiance as a function of the scattering angle observed by MSL engineering cameras. Results show an overall good agreement with previous studies and have contributed to extend the available data and to parameterise dust phase functions. The tools and procedures developed during this research can be implemented for the analysis of retrievals from future Mars exploration missions.

La Tesis presenta el desarrollo del instrumento Planetary Fourier Spectrometer diseñado para el estudio de la atmósfera de Marte desde una nave colocada en órbita alrededor del planeta. PFS fue embarcado en la misión Marte 96 que fue lanzada desde Rusia en Noviembre de 1996 y que tras un fallo en la cuarta etapa del cohete lanzador no pudo insertarse en la trayecto interplanetaria. El modelo de repuesto será modificado para su posible instalación como parte de la instrumentación científica de la misión MARS EXPRESS, de la Agencia Espacial Europea. La tesis presenta con gran detalle los elementos de electrónica de control, diseñados por el autor, así como los resultados de las pruebas ambientales y calibraciones del instrumento, Universidad de Granada, Departamento de Electrónica y Tecnología de Computadoras. Leída 07-11-97

Submitted by Ricardo Barros (richardtrle@gmail.com) on 2021-04-21T02:58:59Z No. of bitstreams: 1 template-msc.pdf: 37150447 bytes, checksum: 814fb30aeeb27b8709e5b6954a213d47 (MD5) Approved for entry into archive by Solange Rocha (soluny@gmail.com) on 2021-06-10T21:17:09Z (GMT) No. of bitstreams: 1 template-msc.pdf: 37150447 bytes, checksum: 814fb30aeeb27b8709e5b6954a213d47 (MD5) Made available in DSpace on 2021-06-10T21:17:09Z (GMT). No. of bitstreams: 1 template-msc.pdf: 37150447 bytes, checksum: 814fb30aeeb27b8709e5b6954a213d47 (MD5) Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq), Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado da Bahia (FAPESB) Este trabalho apresenta um método de geração procedural de planetas com múltiplas resoluções, fazendo uso de uma técnica de ruído fractal Browniano com derivadas parciais analíticas. Através de várias iterações deste ruído fractal conseguimos simular certos tipos de erosão de terreno, e uma vez que o conteúdo é gerado algoritmicamente, uso de assets se faz desnecessário. Esse efeito de erosão é capaz de simular características planetárias de larga escala, pois com o comportamento fractal de assimilabilidade e sua multiresolução nativa, podemos gerar pontos de referência realísticos como vales até cumes de montanhas. Os dados planetários são gerenciados por uma quadtree, sendo esta gerenciada por hash, prevenindo que vértices duplicados sejam armazenados e provendo buscas com complexidade O(1). Para gerar a forma esférica do planeta e suas coordenadas de altitude através do ruído fractal usamos computação genérica com processamento em placa gráfica, assim tomando proveito das capacidades de computação paralela da GPU. O algortimo de view-frustum culling é aplicado valendo-se da quadtree para otimizar a aplicação, evitando o envio de informação para a GPU de triângulos que não estão no campo de visão do observador. Finalmente, nossa abordagem é capaz de lidar com Nível de Detalhamento (LOD) baseado no ponto de vista do observador e a introdução de detalhes em alta resolução através do uso de tesselação em hardware. Os resultados mostram que nosso método é capaz de gerar corpos planetários realísticos, com coerência temporal em tempo real. This thesis presents a multi-resolution procedural planet generation using fractional Brownian motion obtained with analytical analytical partial derivative value noises. Instead of relying on pre-made content, we use a series of iterations of fractal noises to simulate erosion, producing large-scale planetary features. Through fractal behavior of self-similarity and its native multiresolution, we achieve realistic landmarks from valleys to mountain ranges. Planetary data is managed by a hash-based quadtree with view-frustum culling that prevents vertex duplication and provides O(1) lookups. Spherical transformations and their respective noise values are computed using generic GPU programming through Transform feedback, taking advantage of its parallel power. Finally, our approach can deal with view-dependent Level of Detail { LOD and displacement techniques introducing high level details with hardware tessellation. The results show that our method achieve generating and rendering planetary bodies, with temporal coherence, in real-time.

This paper deals with the rotation and figure evolution of a planet near the 3/2 spin-orbit resonance and the exploration of a new formulation of the creep tide theory (Folonier et al. 2018). This new formulation is composed by a system of differential equations for the figure and the rotation of the body simultaneously (which is the same system of equations used in Folonier et al. 2018), different from the original one (Ferraz-Mello, 2013, 2015a) in which rotation and figure were considered separately. The time evolution of the figure of the body is studied for both the 3/2 and 2/1 spin-orbit resonances. Moreover, we provide a method to determine the relaxation factor gamma of non-rigid homogeneous bodies whose endpoint of rotational evolution from tidal interactions is the 3/2 spin-orbit resonance, provided that (i) an initially faster rotation is assumed and (ii) no permanent components of the flattenings of the body existed at the time of the capture in the 3/2 spin-orbit resonance. The method is applied to Mercury, since it is currently trapped in a 3/2 spin-orbit resonance with its orbital motion and we obtain 4.8 times 10 -8 s -1 lower than gamma lower than 4.8 times 10 -9 s -1 . The equatorial prolateness and polar oblateness coefficients obtained for Mercury's figure with such range of values of gamma are the same as the ones given by the Darwin-Kaula model (Matsuyama and Nimmo 2009). However, comparing the values of the flattenings obtained for such range of gamma with those obtained from MESSENGER's measurements (Perry et al. 2015), we see that the current values for Mercury's equatorial prolateness and polar oblateness are 2-3 orders of magnitude larger than the values given by the tidal theories., Comment: 22 pages, 15 figures. Accepted for publication in Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy

Submitted by Patrick Franco de Oliveira (pk_franco@yahoo.com.br) on 2019-01-21T21:24:57Z No. of bitstreams: 1 patrick_franco_tese.pdf: 5004045 bytes, checksum: 610042e6a0c0cbd4f67a9d22605aeb18 (MD5) Approved for entry into archive by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br) on 2019-01-22T12:06:55Z (GMT) No. of bitstreams: 1 oliveira_pf_me_guara.pdf: 5004045 bytes, checksum: 610042e6a0c0cbd4f67a9d22605aeb18 (MD5) Made available in DSpace on 2019-01-22T12:06:55Z (GMT). No. of bitstreams: 1 oliveira_pf_me_guara.pdf: 5004045 bytes, checksum: 610042e6a0c0cbd4f67a9d22605aeb18 (MD5) Previous issue date: 2018-11-26 Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Estudos de formação planetária são normalmente baseados em simulações numéricas de N-corpos, onde as colisões envolvendo planetesimais e embriões são geralmente consideradas construtivas, ou seja, geram um novo corpo cuja massa é a soma das massas dos planetas envolvidos e o momento linear total é conservado. Essa aproximação funciona razoavelmente bem para a formação da Terra, Vênus e Marte. Entretanto, o planeta Mercúrio apresenta características que o classificam como sendo um corpo formado basicamente de núcleo, devido à estreita camada de manto. Isso supostamente seria consequência de acreções ineficientes, em que dois corpos em estágio avançado de formação (protoplanetas) colidem e resultam em dois outros corpos com parte da matéria podendo ser perdida. Este tipo de informação pode ser obtida a partir de simulações numéricas em que sejam registradas as condições de colisão. Aqui, nós utilizamos parâmetros para nos ajudar a analisar as colisões, a eterminar colisões de acreção ineficiente e, posteriormente analisar se estas colisões levar a condição da formação de um planeta como Mercúrio de acordo com os cenários propostos por alguns trabalhos, tais como Asphaug & Reufer (2014). Nesse sentido, realizamos simulações baseadas nos modelos de simulações numéricas de N-corpos conforme Izidoro et al. (2014), analisamos as simulações numéricas de Izidoro et al. (2015) e reproduzimos os mapas dos resultados de colisão a partir das leis de escala determinadas por Leinhardt & Stewart (2012) a fim de determinar os casos de acreções ineficientes (regimes de acreção parcial, hit-and-run e erosão). Com isso, conseguimos encontrar casos de análogos a Mercúrio nas simulações. Planetary formation studies are usually based on numerical simulations of N-bodies, where collisions involving planetesimals and embryos are generally considered constructive, that is, they generate a new body whose mass is the sum of the masses of the planets involved and the total linear momentum is preserved. This approximation works reasonably well for the formation of Earth, Venus, and Mars. However, the planet Mercury presents characteristics that classify it as being a body basically formed of core, due to the narrow layer of mantle. This is supposed to be a consequence of inefficient accretions, in which two bodies in advanced stage of formation (protoplanets) collide and result in two other main bodies with part of the matter being able to be lost. This type of information can be obtained from numerical simulations in which the collision conditions are recorded. Here, we used parameters to help us analyze collisions, to determine collisions of inefficient accretion and then analyze if these collisions lead to the condition of the formation of a planet like Mercury according to the scenarios proposed by some works, such as Asphaug and Reufer (2014). In this sense, we perform simulations based on numerical simulations of N-bodies as Izidoro et al. (2014), we analyzed the numerical simulations of Izidoro et al. (2015) and we reproduce the maps of the collision results from the scaling laws derived by Leinhardt Stewart (2012) to determine cases of inefficient accretions (partial accretion, hit-and-run and erosion regimes). With this, we could find cases of Mercury-analogues in the simulations.

Resumo O modelo cosmológico de Eudoxo de Cnido (408 - 355 a.C.), o modelo das esferas concêntricas, representa o primeiro modelo matemático da cosmologia, o qual tenta explicar o movimento dos corpos celestes. Através dos comentários de Aristóteles (384 - 322 a.C.), dos escritos de Simplício (490 - 560 d.C.) e das abordagens feitas por historiadores e matemáticos do século XIX, será apresentada a reconstrução matemática clássica deste modelo. Também utilizamos um método matemático moderno, o método das matrizes de rotação, para ilustrar os movimentos planetários que resultam do modelo de Eudoxo, e determinar a equação paramétrica da hipópede. Devido à inexistência dos registros históricos originais do modelo, é necessário abordar as principais críticas a esta reconstrução clássica do século XIX, entre elas, a unicidade da reconstrução do modelo. No entanto, mesmo com todas as incertezas na reconstrução, ao longo dos séculos, o modelo de Eudoxo se apresenta como a primeira tentativa de entender, com as observações e as ferramentas da matemática da época, os movimentos do Sol, da Lua e os movimentos retrógrados dos planetas, e este trabalho dedica-se a discutir estas características de forma ampla, esgotando as principais obras apresentadas na literatura. Abstract The cosmological model of Eudoxus of Cnidus (408 - 355 BC), the concentric spheres model, represents the first mathematical model of cosmology, which attempts to explain the motion of celestial bodies. Through the comments of Aristotle (384-322 BC), the writings of Simplicius (490-560 AD) and the approaches made by 19th century historians and mathematicians, the classical mathematical reconstruction of this model will be presented. We also use a modern mathematical method, the rotation matrix method, to illustrate the planetary motions that result from the Eudoxus model, and to determine the parametric equation of the hippopede. Due to the inexistence of the original historical records of the model, it is necessary to consider the main criticisms of this classic reconstruction of the nineteenth century, among them, the uniqueness of the reconstruction of the model. However, even with all the uncertainties in the reconstruction, over the centuries, the Eudoxus model presents itself as the first attempt to understand, with the observations and tools of mathematics of the time, the movements of the Sun, the Moon and the movements retrograde of the planets, and this work is dedicated to discuss these characteristics broadly, exhausting the main works presented in the literature.

La Capa Límite Planetaria (CLP) es la parte más baja de la atmósfera y que claramente tiene un papel importante en variados campos de estudio, como por ejemplo en la calidad del aire o el pronóstico del clima. Los sistemas pasivos y activos de teledetección se han aplicado ampliamente para analizar las características de la CLP. La combinación de diferentes técnicas de teledetección permite obtener una imagen completa de la dinámica de esta región. En este estudio, analizamos el comportamiento de la CLP utilizando cuatro tipos de sistemas de teledetección: radiómetro de microondas (MWR), Lidar elástico (EL), Doppler Lidar (DL) y datos de Ceilômetro. Las mediciones se realizaron en dos ciudades, Granada (España) y São Paulo (Brasil). En primer lugar, en Granada, la altura de la CLP (CLPH) fue obtenida a partir de los datos de MWR y validada por la CLPH estimada a partir de los datos de radiosondas, mostrando un buen acuerdo. En una segunda etapa, se usaron sistemas activos de teledetección (EL y DL) para estimar la CLPH. Por lo tanto, el filtro de Kalman fue aplicado a los datos de EL mientras que el método de la varianza de la velocidad del viento vertical se aplicó a los datos del DL. Las CLPH obtenidas por estos métodos fueron comparadas con las CLPH generadas a partir de los datos del MWR. Los resultados muestran un buen acuerdo en la mayoría de los casos, aunque aparecen algunas discrepancias en casos de cambios intensos de la CLP (crecimiento o disminución). Luego se realizó el análisis del conjunto de datos de cuatro y cinco años de mediciones hechas con un ceilômetro y un radiómetro de microondas, respectivamente, en Granada (España). Las metodologías aplicadas para la detección de CLPH (método del gradiente para el ceilômetro y, la combinación del método de la burbuja y el método del gradiente de temperatura para el radiómetro de microondas) proporcionaron una descripción satisfactoria de la estructura de la CLP en casos simples. Además, el comportamiento de la CLP fue descrito por un estudio estadístico de la CLPH en casos convectivos y estables obtenidos a partir de mediciones del MWR. El análisis del estudio estadístico de la CLPH muestra cierta coincidencia con estudios similares hechos en otros sitios, pero también se encontraron algunas diferencias causadas por distintas latitudes, topografía y clima. También se realizó un análisis combinado a largo plazo de la capa residual obtenida a partir de los datos del ceilômetro y las alturas de capa estable y convectiva determinadas por el radiómetro de microondas, ofreciendo así una imagen completa de la evolución de la CLP mediante la combinación sinérgica de las técnicas de teledetección. Esta es la razón por la cual los sistemas con alta resolución temporal y espacial, como los lidares, se han aplicado cada vez más en estudios sobre esta región atmosférica. En este trabajo, también se realizó, en São Paulo, un análisis de la señal lidar retrodispersada en tres longitudes de onda (355, 532 y 1064 nm) forneciendo información de la turbulencia mediante el análisis de los momentos de alta orden (varianza, asimetría y curtosis). La longitud de onda de 355 nm tiene poca aplicabilidad en la metodología propuesta, debido a su baja intensidad (debido al predominio de la retrodispersión molecular) y la gran presencia de ruido, mientras que la longitud de onda de 532 nm mostró resultados similares a los proporcionados por la longitud de onda de 1064 nm, la cual se usó como referencia. Luego, se analizaron dos casos de estudio utilizando las longitudes de onda de 532 y 1064 nm (en forma separada). Este enfoque proporcionó información de: la altura de la CLPH (derivada por el método de la varianza (Menut et al., 1999), desplazamiento de capas de aerosol (asimetría) y nivel de mezcla a varias alturas (curtosis). Estos resultados muestran la viabilidad de la metodología propuesta cuando las longitudes de onda de 532 y 1064 nm se usan para la descripción de la CLPH por los momentos de alta orden. Además, con datos de DL, EL y MWR, fue demostrado cómo algunas variables (temperatura del aire, aerosol, viento vertical, humedad relativa y radiación neta) pueden influir en la dinámica de la CLP en la ciudad de Granada. Los momentos obtenidos a partir de la velocidad vertical del viento y el coeficiente de retrodispersión se corrigieron mediante dos metodologías (first lag y corrección -2/3). Los perfiles corregidos presentan pequeñas diferencias cuando se comparan con los perfiles no corregidos, mostrando una baja influencia del ruido y la viabilidad de la metodología propuesta. Se llevó a cabo un análisis detallado de 2 casos de estudio, el primer caso corresponde a una CLP bien definida, mientras que el segundo corresponde a una situación con presencia de una capa de polvo sahariano y nubes. En ambos casos, los resultados fornecidos por los diferentes instrumentos terminaron completándose entre sí, de modo que el uso sinérgico de los diferentes sistemas nos permitió un monitoreo detallado de la CLP., Tesis Univ. Granada., Programa Oficial de Doctorado en Física y Ciencias del Espacio

Resumo La astrofísica permite entender aplicaciones concretas de la leyes físicas y constituye una herramienta didáctica para la enseñanza de la física. Específicamente conceptos de la física electromagnética como la polarización de la luz que permite estudiar diferentes objetos astrofísicos como: estrellas, planetas y galaxias. Este trabajo presenta una revisión histórica del fenómeno de polarización, conceptos físicos básicos, descritos desde las ecuaciones de Maxwell; serán presentados conceptos como los estados de polarización, los parámetros de Stokes y los procesos de polarización. Además algunas aplicaciones en la física solar, sistemas planetarios, materia interestelar, Masers astronómicos, púlsares y núcleos activos de galaxias (AGNs). Abstract The astrophysics allows to understand applications about physical laws and it constitutes a powerful, didactic tool for the teaching. Concepts of the electromagnetism, such as the polarization of the light let us study different astronomical objects, such as stars, planets and galaxies. This work shows an historical revision about the polarization, physical concepts described by Maxwell's equation. Also, some concepts as polarization states, Stokes parameters and polarization processes will be presented. As well applications in solar physics, planetary systems, interstellar matter, Astronomical Massers, pulsars and Active Galactic Nuclei will be described in this article.

O presente trabalho abordou a temática do Sistema Solar à Terra, partindo dos estudos feitos durante o Curso de “Fundamentos Teóricos e Metodológicos para o Ensino-Aprendizagem em Astronomia: Formação de Educadores” (FEAA), ofertado pelo Polo Astronômico Casimiro Montenegro Filho do Parque Tecnológico Itaipu, PTI/BR, nos meses de agosto a outubro no ano de 2016. Com a finalidade de aplicação pratica dos estudos realizados no curso FEAA e como componente da carga horária do mesmo, foi proposta pela equipe de docentes do curso a elaboração de um trabalho final, cujo objetivo foi de construir conhecimentos acerca do Universo, do Sistema Solar e apresentar a Ciência a que chamamos de Astronomia aos alunos de 5o ano da Escola Municipal Presidente Getúlio Vargas em Foz do Iguaçu