III Simposio de Postgrado 2025: Ingeniería, ciencia e innovación

01 43 Buscando planetas jóvenes en discos protoplanetarios con VLT/SPHERE Catalina Vargas Parra ¹* Laura Pérez ¹ Sebastián Jorquera ¹ , ² *E-mail: catvargas@ug.uchile.cl ¹ Departamento de Astronomía, Universidad de Chile ² Université Côte d’Azur __Referencias [1] Andrews, S. M. 2020, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 483–528. [2] Andrews, S. M., Huang, J., Pérez, L. M., et al. 2018, The Astrophysical Journal Letters, 869, L41. [3] Zhang, S., Zhu, Z., Huang, J., et al. 2018, The Astrophysical Journal Letters, 869, L47. [4] Pinte, C., Price, D. J., Ménard, F., et al. 2020, The Astrophysical Journal Letters, 890, L9. Resumen Los planetas comienzan a formarse cuando las estrellas aún son jóvenes y están rodeadas por discos de gas y polvo, conocidos como discos proto- planetarios. Observar planetas en esta etapa temprana es fundamental para entender cómo nacen, cómo interac- túan con el material que los rodea y cómo estas interacciones afectan tan- to a los planetas como a sus discos [1] . Observaciones de alta resolución con ALMA, un radiotelescopio que observa en longitudes de onda milimétricas/ submilimétricas, han revelado la pre- sencia de numerosas subestructuras en estos discos, siendo los anillos y brechas ( rings y gaps , en inglés) las más comunes. En este trabajo busca- mos planetas en ocho discos jóvenes de la muestra DSHARP (“Disk Subs- tructures at High Angular Resolution Project” [2] ), ya que presentan una gran variedad de subestructuras que po- drían ser causadas por la presencia de planetas, según lo sugieren simulacio- nes hidrodinámicas y perturbaciones localizadas en la cinemática del gas [3,4] . Para detectar y caracterizar estos pla- netas, analizamos observaciones en el infrarrojo obtenidas con SPHERE, un ins- trumento del Very Large Telescope (VLT) que utiliza óptica adaptativa para corre- gir las distorsiones de la atmósfera. Apli- camos técnicas de post-procesamiento que permiten modelar y sustraer el brillo estelar, mejorando así el contraste y re- velando posibles señales planetarias. Además, a partir de nuestros datos obtuvimos curvas de contraste que indican cuán tenue debe ser un pla- neta, en comparación con su estrella, para poder ser detectado en función de su separación. Utilizando modelos de evolución post-formación, también traducimos estos límites en estimacio- nes de masa planetaria. Estos resulta- dos nos permiten comparar nuestras observaciones con predicciones teóri- cas y estudios previos sobre el origen de las subestructuras en los discos.