Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Actualmente se piensa que los planetas se forman alrededor de estrellas jovenes en discos circumestelares que pueden durar unos pocos Ma. Estos discos protoplanetarios evolucionan a traves de diferentes mecanismos. Dos teorías tratan de explicar la formación de un planeta gigante: inestabilidad gravitacional y acreción del núcleo. estos planetas masivos pueden interactuar con el disco abriendo huecos y cavidades en el perfil de densidad superficial. Estudios detallados de estos huecos en discos protoplanetarios, han revelado estructuras que conducen a investigacion contemporánea. Una de estos rasgos son los dos nulos de inten- sidad en luz reflejada, vistos en el disco externo de HD 142527. En el Capítulo 1 se propone que estos son sombras proyectadas por un disco interno inclinado. Los discos internos in- terno y externo son opticamente gruesos en banda H, por lo que la forma y orientación de las sombras informa sobre la estructura tridimensional del sistema. Predicciones de transfer- encia radiativa de un modelo paramétrico de disco permite concluir que el disco interno está inclinado en 70±5◦ con respecto al disco externo. La teoría de acreción del núcleo plantea que la formación de planetesimales necesita que el polvo crezca de de micrones a kilometros. Trampas de polvo causadas por maximos de presión han sido propuestos como regiones donde polvo puede concentrarse y crecer los suficientemente rápido para formar planetesimales. En el Capítulo 2 se reportan nuevos datos VLA Ka & Ku del disco protoplanetario MWC 758. La imágen Ka muestra emisión compacta en el disco externo indicando una gran concentración de granos grandes. Datos ALMA públicos, trazando granos más pequeños, muestran emisión extendida del disco con un pico de intensidad hacia el noroeste de la estrella, que coincide con el la emisión VLA. Esta segregación de granos de polvo es esperada en la presencia de una trampa de polvo. También se desarrollo un modelo paramétrico no axisimétrico de disco con un vórtice que reproduce las observaciones. Finalmente, comparamos las observaciones radio con datos SPHERE de luz reflejada. El pico VLA está radialmente desplazado de una estructura espiral. Los discos HD 142527 y MWC 758 muestran desviaciones de simetría axial. Interrogantes teóricas aparecen acerca del origen del disco torcido en HD 142527, pero también este tiene consecuencias dinámicas ya que las zonas de sombra son más frías. Por otro lado, los datos VLA de MWC 758 muestran que los granos grandes están muy concentrados radial y az- imutalmente, sugiriendo una trampa de polvo. Es posible que en esta región compacta un planeta pueda formarse por accreción del nucleo. Todas estas asimetrías podrías ser generales para discos, lo que contradice nuestra idea estándar de discos simétricos

Tesis para optar al grado de Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Planetary Sciences are constantly progressing. Current facilities have allowed the discovery of a considerable amount of exoplanets and a more detailed study of protoplanetary disks, which is where planets are thought to form. Among the important tracers of disk evolution is the measurement of physical properties of these protoplanetary disks. This thesis focuses in two main parts; the first one in the diagnostic of gas line emission; while the second explores disks during even earlier stages of planet formation going through outbursts of accretion. In Chapter 2, we describe a line emission diagnostic that allows the measurement of temperature, turbulent broadening and the column density (particle number per unit surface) in protoplanetary disks. We test our line emission diagnostic through detailed analysis on post processed hydrodynamical simulations of a protoplanetary disk with an embedded giant planet. Our diagnostic could potentially allow the detection of kinematical signatures in line emission of planet-disk interactions, such as the Rossby wave (RWI) vortices associated with giant planet formation. We could conclude that our line emission diagnostic measures a kinematical signature in the disk, although very small. When the line emission diagnostic is applied to the hydrodynamical simulations, the measured turbulent velocity shows a small enhancement for optically thick molecular transitions at the location of the vortex. In Chapter 3, we explored an intriguing class of circumstellar objects, FU Orionis objects. FU Ori objects have outbursts with high accretion rates. They could solve the low luminosity problem in the formation of low mass stars. It is believed that low mass stars go through this phenomenon more than one time during their formation. Chapter 3 addresses how accretion outbursts shape the radial structure of the circumstellar disk in V883 Ori, a FU Ori object. With our approach, we measure its temperature and how fast it accretes. We use a self-iterative algorithm that takes the radial profile of a circumstellar source and returns its shape and how much it is accreting, separating optically thin with optically thick regimes. From our analysis of V883 Ori, we find that passive disk heating mechanisms do not reproduce the steep thermal profile of V883 Ori closer to the star than r=30 AU. Thus, we conclude that viscous dissipation provides the supplemental amount of energy necessary to generate the emission profile observed in V883 Ori. / Beca Magíster Nacional CONICYT, Millenium Nucleus "Protoplanetary Disk in Alma Early Science" y por el Departamento de Postgrado y Postítulo de la Vicerrectoría de Asuntos Acádemicos, Universidad de Chile

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía en Cotutela con Universidad de Lieja / Se necesitan observaciones para restringir los mecanismos involucrados en el proceso de formación de planetas. Los discos circunestelares ricos en gas y polvo, llamados discos protoplanetarios, son el lugar esperado de nacimiento de los planetas. Esta tesis se aprovecha de la sinergia entre ALMA y los instrumentos de imagen de alto contraste (HCI) para estudiar la formación de planetas y la retroalimentación mutua planeta-disco en discos protoplanetarios con grandes huecos, llamados discos de transición. La primera parte de esta tesis está dedicada a la imagen de estos discos. En particular, se realizó un análisis detallado de las espirales encontradas en MWC 758 y HD 142527. Las espirales de MWC 758 son probablemente debidas a la presencia de dos compañeros, con uno de ellos posiblemente detectado dentro de la cavidad en base a nuestros datos. En el caso de HD 142527, las espirales del borde de la cavidad parecen ser, junto con otras características del disco, productos de la interacción dinámica entre la binaria y el disco. Las espirales frías a mayor escala vistas con ALMA podrían estar relacionadas con la inestabilidad gravitacional del disco o las sombras proyectadas por el disco interno inclinado. Para probar la hipótesis que los huecos grandes en los discos de transición se deben a la presencia de compañeros, se llevó a cabo una encuesta HCI de esos discos utilizando VLT/NACO en IR térmico, presentada en la segunda parte de esta tesis. Se implementaron códigos de reducción de datos que se utilizaron para buscar compañeros en todos los discos ya observados en esta encuesta. Hasta el momento, se han identificado cuatro candidatos compañeros (de 15 fuentes observadas), aunque se requiere seguimiento para confirmar que son verdaderos compañeros. También se presenta mi contribución a la detección de un compañero subestelar joven muy rojo en el disco de escombros de HD 206893. El potencial de los espectrógrafos de campo integral (IFS) para detectar y caracterizar compañeros de baja masa está investigado en la tercera parte de esta tesis. Se observó una muestra de cinco discos de transición usando VLT/SINFONI en infrarojo cercano. La combinación de imagen diferencial angular y espectral (ASDI) permitió suprimir las imperfecciones del halo estelar de manera eficaz y lograr altos contrastes. Se detectaron tres compañeros y dos sistemas con espirales. En particular, se detectó el compañero de baja masa HD 142527 B en la mayoría de los canales espectrales lo que permitió llevar a cabo una caracterización espectral detallada y estimar sus parámetros físicos. En conclusión, esta tesis provee nueva información sobre los discos de transición y el posible vínculo entre los grandes huecos y la presencia de compañeros. Un análisis similar al caso de HD 142527 se aplicará a los compañeros confirmados en nuestras encuestas para entender mejor las interacciones compañero-disco y la formación de planetas. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por CONICYT-PCHA/Doctorado Nacional/2016-21161112

Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Las teorías actuales de formación planetaria concuerdan que los planetas se forman dentro de discos de gas y polvo alrededor de una estrella jóven. Sin embargo, no es claro cuál es el mecanismo detrás de la formación planetaria. Entre los mecanismos propuestos podemos encontrar que se podrían formar debido al colapso gravitacional, y de un núcleo masivo el cual acreta material. En el escenario de acreción de núcleo el polvo debe crecer varios ordenes de magnitud de manera eficiente. Un lugar en el disco en que el polvo logra concentrarse por un largo tiempo y crecer rápidamente son las llamadas 'trampas de polvo'. De manera interesante, los planetas podrían interactuar con el disco generando cavidades en él, la cual da el paso a la formación de una trampa de polvo debido a un máximo local de presión. Esto abre la posibilidad a la creación de una nueva generación de planetas. En el presente trabajo se estudia el escenario de formación de trampas de polvo debido a interacciones entre el disco y planetas para el disco protoplanetario alrededor de la estrella jóven MWC 758, el cual presenta indicios de la presencia de trampas de polvo. Nuevas observaciones realizadas con los radiotelescopios ALMA y VLA apoyan la existencia de dos 'trampas de polvo' en MWC 758. Por medio de simulaciones hidrodinámicas en dos dimensiones, las cuales incluyen el gas y polvo del disco, post-procesadas con cálculos de transferencia radiativa, se demuestra que las espirales observadas en luz de scattering y las dos concentraciones de emisión observadas en el rango (sub)milimétrico pueden ser causadas por dos planetas gigantes: un planeta de la masa de Júpiter a ~ 33 au (interior a las espirales) y un planeta de 5 masas de Júpiter a ~ 33 au de la estrella central (exterior a las espirales). El planeta externo desencadena la formación de varios brazos espirales que logran dar cuenta de algunas de las espirales observadas. Además forma un vórtice al borde interior de la cavidad que genera en la densidad del gas (a ~ 80 au), cuya emisión en el continuo termal encaja con las observaciones previas de ALMA y VLA, esto si se asume que el polvo está compuesto por granos porosos (con una densidad interna de ~ 0.1 g cm^-3 y de tamaños de hasta 1 cm. El planeta interno menos masivo forma un vórtice al borde externo de la cavidad que genera en el gas (a ~ 47 au), el que decae más rápido que el vórtice inducido por el planeta externo, como resultado de la viscosidad turbulenta del disco. La pérdida de eficiencia en atrapar el polvo de manera azimutal que se produce en el vórtice decayendo puede reproducir la baja señal y mayor extensión observadas en las imágenes VLA de esta trampa de polvo. Para poder confirmar el escenario propuesto en el presente trabajo aún es necesario encontrar de manera directa los posibles planetas, por ejemplo, encontrando su emisión termal o efectos en la cinemática del gas. / Este trabajo ha sido parcialmente financiado por Millennium Nucleus "Protoplanetary Disks in ALMA Early Science", Beca CONICYT-PFCHA/Magíster Nacional/2017-22171601, FONDECYT Regular 1171624 y Departamento de Postgrado y Postítulo de la Vicerrectoría de Asuntos Académicos de la Universidad de Chile. Powered@NLHPC: Esta investigación fue parcialmente apoyada por la infraestructura de supercómputo del NLHPC (ECM-02)