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En el presente trabajo estudiamos procesos de formación y evolución planetaria en sistemas con un gigante gaseoso con una masa similar a la de Júpiter orbitando una estrella tipo solar. Suponemos una formación tardía del gigante, de manera que sufre los efectos de la migración tipo II por aproximadamente 150000 años. Hemos considerado tres escenarios, donde el gigante alcanza distancias de 2 UA, 1.5 UA y 1.3 UA, involucrando tasas de migración que son compatibles con valores bajos de la viscosidad del disco. En particular, hemos focalizado nuestro análisis en la formación de planetas terrestres en la zona habitable (ZH) de dichos sistemas, estudiando la mezcla radial de material y la caída de agua. Nuestro estudio fue llevado a cabo en dos etapas. En la primera etapa, utilizamosun código semianalítico para seleccionar el disco protoplanetario óptimo que permitala formación de un solo gigante, y una distribución remanente de embriones y planetesimales. Esta información fue luego utilizada como condición inicial en lasegunda etapa para una integración con un código de N-cuerpos (MERCURY), elcual nos permite describir el proceso dinámico involucrado durante y luego de lamigración del planeta gigante. Debido a la naturaleza estocástica del proceso deacreción, se han llevado a cabo 20 simulaciones de N-cuerpos para cada escenario.Estas simulaciones fueron integradas por al menos 200 millones de años. Nuestras simulaciones producen planetas en la ZH con masas en el rango de 0.15 Mter a 3.5 Mter, y un contenido de agua entre 0.05% y 1.2%. Un resultado importante es que, para todas estas simulaciones, hemos encontrado un subconjunto de sistemas en los cuales hay coexistencia entre el gigante y una súper Tierra, ambos ubicados dentro de la ZH. Aquellas simulaciones con planetas en la ZH fueron extendidas hasta 1000 millones de años, para poder analizar su estabilidad en períodos de tiempo más prolongados.