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

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