Observations over the last decade indicate that stars gain their mass through gas accretion via circumstellar disks. These systems launch winds, jets and outflows to remove the angular momentum from the disk, enabling accretion. However, in protostellar systems, molecular outflows can also disperse a significant fraction of the molecular envelope, regulating the final disk mass and chemical composition. In later stages of the star forming process, disks can be dispersed by photoevaporative winds caused by the ionizing radiation coming from the central object. In addition, since most stars are born in multiples, the tidal interactions between them can sweep up the disk material, hindering their capacity to form planets.
Disk dispersal mechanisms in low-mass stars have been studied extensively at the later stages of disk evolution, but they remain largely unexplored for very young systems. For massive systems, the study of disk dispersal remains challenging due to the scarcity of massive stars and their typical large distances. Despite all these difficulties, this picture is currently changing thanks to cutting-edge facilities like the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) and the Very Large Telescope Interferometer
(VLTI), which offer high spectral and angular resolution observations needed for detailed studies of these disks and the various mechanisms driving their evolution.
In this thesis, we employ observations from these telescopes to conduct a multiwavelength study of the disk dispersal processes, with a particular focus on massive young stars. We complement the observational data with models such as the nonLTE radiative transfer code MORELI and the parametric modelling tool of spectrointerferometric data PMOIRED. Our aim is to obtain a comprehensive view of the disk dispersal processes and address open questions regarding the evolution of disks: what is the role of ionized winds, jets and outflows in the disk dispersal, and how do they affect the physical and chemical conditions of the surrounding medium? For massive systems, does photoevaporation disperse the disk in short timescales, preventing planet formation? And how are binary companions altering the inner structure of these disks?
For the low-mass regime, we study the expansion of winds into the protostellar envelope at large scales by analyzing ALMA observations of multiple molecular species from the young Class 0/I binary [BHB2007] 11. While CO was employed to identify the main outflow from the system at high velocities, the emission was severely self-absorbed at velocities close to the systemic velocity. Observations of less abundant species, namely H13CO+, CCH, c-C3H2 and SiO revealed an elongated structure almost perpendicular to the main outflow at low velocities, which were inaccessible with CO. The kinematic analysis of the emission and the relative abundance of SiO suggest that these molecules are originated in a second outflow from the binary, and discard other possibilities such as accretion streamers. The fact that the new outflow is almost perpendicular to the main one suggests that the binary system is formed following the turbulent fragmentation models. This work shows the importance of observing multiple molecular species to disentangle the complex kinematics and structure of the gas in binaries, where multiple outflows are expected.
After the analysis of the impact of winds at large scales in a low-mass system, we investigate the effects of the wind expansion in a massive object, MWC 349A. We do this by analyzing the kinematics and physical structure of the ionized gas close to the star by using hydrogen radio recombination lines (RRLs). RRLs in this system are amplified by the maser effect, providing spectro-astrometric spatial accuracies below one astronomical unit. This has allowed us to detect and model a high-velocity jet in MWC 349A, whose velocity structure is consistent with magneto-hydrodynamic (MHD) disk wind models. The jet expands faster close to the rotational axis of the system, and rotates in the same sense as the ionized disk, extracting angular momentum from it and enabling accretion onto the central star. We carried out our radiative transfer modeling with the MORELI code, first using spatially unresolved emission, and later confirmed the results with the first resolved RRL images from MWC 349A. Our results illustrate the great potential of RRL masers as tracers of the innermost ionized gas in massive systems even when
the emission is spatially unresolved, and the importance of using appropriate non-LTE radiative transfer modeling for analysis.
We finally explore the innermost regions of the disks from a sample of massive young stellar objects by modelling observations obtained with the instrument GRAVITY at the VLTI. The ionizing radiation from the star causes the photoevaporation of the circumstellar disk, eventually clearing the inner regions from the inside out. The fit to the spectral energy distribution (SED) of the sources in previous works yields scattered values of the inner disk cavity sizes: some are consistent with clearing by photoevaporative winds, while others present smaller cavities. These analyses are not able to constrain the role of binaries in carving holes in the inner disk, yielding an additional challenge for the interpretation of the results. In our project, we obtain interferometric observations of the K-band continuum and the Brγ hydrogen line. We employ the model PMOIRED to accurately constrain the disk inner cavity sizes, find companions and evaluate the presence of disk winds. The results yield a 60% multiplicity fraction at separations of 6 to 250 au, which is above previous results of 25% obtained for a sample of less massive sources at similar separations. The disk inner cavity sizes are more compact than predicted by the fit to the SEDs, specially in those systems that are revealed as multiples. None of the objects of our sample has cavities consistent with clearing by photoevaporative winds.
Overall, our results show that MHD winds prevail over photoevaporative winds in massive young stellar objects, even given the large amounts of ionizing radiation from the star reaching the circumstellar disk. Accretion can continue for extended periods of time, and the circumstellar disk survives up to evolved stages of the formation of the star, providing the material necessary to form planets. Given the high binarity fraction in this mass range, observational projects should address the presence of companions, which launch multiple outflows and have a strong impact on the inner disk regions. High-angular-resolution observations of atomic and molecular tracers provide a comprehensive view of disk dispersal processes, whose observational signatures appear across multiple physical scales and states of matter. These observations must be complemented with adequate modeling, namely the non-LTE radiative transfer calculations for hydrogen RRLs, or the interferometric observables modeling for interpreting the VLTI observations.
Las observaciones realizadas durante la última década indican que las estrellas ganan masa mediante la acreción de gas a través de discos circumestelares. Estos sistemas lanzan vientos, jets y outflows para eliminar el momento angular del disco, lo que permite la acreción. Sin embargo, en los sistemas protoestelares, los outflows moleculares también pueden dispersar una fracción significativa de la envoltura molecular, regulando la masa final del disco y su composición química. En etapas posteriores del proceso de formación estelar, los discos pueden dispersarse por vientos fotoevaporativos causados por la radiación ionizante procedente del objeto central. Además, dado que la mayoría de las estrellas nacen en sistemas múltiples, las interacciones gravitatorias entre ellas pueden barrer el material del disco, lo que dificulta su capacidad para formar planetas.
Los mecanismos de dispersión de discos en estrellas de baja masa se han estudiado ampliamente en las últimas etapas de la evolución de los discos, pero siguen sin explorarse en gran medida en los sistemas muy jóvenes. En el caso de los sistemas masivos, el estudio de la dispersión de los discos sigue siendo un reto debido a la escasez de estrellas masivas y a las grandes distancias a las que suelen encontrarse. A pesar de todas estas dificultades, esta situación está cambiando gracias a observatorios de vanguardia como el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) y el Very Large Telescope Interferometer (VLTI), que ofrecen observaciones de alta resolución espectral y angular necesarias para estudios detallados de estos discos y de los diversos mecanismos que impulsan su evolución.
En esta tesis, empleamos observaciones de estos telescopios para llevar a cabo un estudio multi-longitud de onda de los procesos de dispersión del disco, con especial atención a las estrellas jóvenes masivas. Complementamos los datos observacionales con modelos como el código de transferencia radiativa no-LTE MORELI y el modelo de modelización paramétrica de datos espectrointerferométricos PMOIRED. Nuestro objetivo es obtener una visión global de los procesos de dispersión de los discos y abordar cuestiones abiertas sobre la evolución de los discos: ¿qué papel desempeñan los vientos ionizados, los jets y los outflows en la dispersión de los discos, y cómo afectan a las condiciones físicas y químicas del medio circundante? En el caso de los sistemas masivos, ¿la fotoevaporación dispersa el disco en tiempos cortos, impidiendo la formación de planetas? ¿Y cómo alteran las compañeras binarias la estructura interna de estos discos?
Para el régimen de baja masa, estudiamos la expansión de los vientos en la envoltura protoestelar a gran escala mediante el análisis de las observaciones de ALMA de múltiples especies moleculares de la joven binaria de Clase 0/I [BHB2007] 11. Aunque se utilizó CO para identificar el outflow principal del sistema a altas velocidades, la emisión presenta una alta autoabsorción a velocidades cercanas a la velocidad sistémica. Las observaciones de especies menos abundantes, concretamente H13CO+, CCH, c-C3H2 y SiO, revelan una estructura alargada casi perpendicular al outflow principal a bajas velocidades, inaccesibles con CO. El análisis cinemático de la emisión y la abundancia relativa de SiO sugieren que estas moléculas se originan en un segundo outflow del sistema binario, y descartan otras posibilidades, como los streamers de acreción.
El hecho de que el nuevo outflow sea casi perpendicular al principal sugiere que el sistema binario se forma siguiendo los modelos de fragmentación turbulenta. Este trabajo muestra la importancia de observar múltiples especies moleculares para desentrañar la compleja cinemática y estructura del gas en los sistemas binarios, donde se esperan múltiples outflows.
Tras analizar el impacto de los vientos a gran escala en un sistema de baja masa, investigamos los efectos de la expansión del viento en un objeto masivo, MWC 349A. Para ello, analizamos la cinemática y la estructura física del gas ionizado cercano a la estrella utilizando líneas de recombinación en radiofrecuencia del hidrógeno (RRLs, por sus siglas en inglés). Las RRLs en este sistema se amplifican por el efecto máser, lo que proporciona precisiones espaciales espectroastrométricas inferiores a una unidad astronómica. Esto nos ha permitido detectar y modelar un jet de alta velocidad en MWC 349A, cuya estructura de velocidad es coherente con los modelos de viento de disco magnetohidrodinámicos (MHD). El jet se expande más rápidamente cerca del eje de rotación del sistema y gira en el mismo sentido que el disco ionizado, extrayendo momento angular de este y permitiendo la acreción sobre la estrella central. Llevamos a cabo nuestro modelo de transferencia radiativa con el código MORELI, utilizando primero emisiones sin resolver espacialmente, y posteriormente confirmamos los resultados con las primeras imágenes resueltas de RRLs de MWC 349A. Nuestros resultados ilustran el gran potencial de los máseres de RRLs como trazadores del gas ionizado más interno en sistemas masivos, incluso cuando la emisión no está resuelta espacialmente, y la importancia de utilizar modelos de transferencia radiativa no-LTE adecuados para el análisis.
Finalmente, exploramos las regiones más internas de los discos a partir de una muestra de objetos estelares jóvenes masivos mediante el modelado de observaciones obtenidas con el instrumento GRAVITY en el VLTI. La radiación ionizante de la estrella provoca la fotoevaporación del disco circumestelar, lo que acaba despejando las regiones internas desde dentro hacia fuera. El ajuste a la distribución espectral de energía (SED, por sus siglas en inglés) de las fuentes en trabajos anteriores arroja valores dispersos del tamaño de las cavidades del disco interior: algunos son coherentes con el despeje por vientos fotoevaporativos, mientras que otros presentan cavidades más pequeñas. Estos análisis no permiten determinar el papel de las compañeras estelares en la formación de cavidades en el disco interior, lo que supone un reto adicional para la interpretación de los resultados. En nuestro proyecto, obtenemos observaciones interferométricas del continuo de la banda K y de la línea de hidrógeno Brγ. Empleamos el modelo PMOIRED para limitar con precisión los tamaños de las cavidades internas del disco, encontrar compañeras y evaluar la presencia de vientos en el disco. Los resultados arrojan una fracción de multiplicidad del 60% en separaciones de 6 a 250 au, lo que está por encima de los resultados anteriores del 25% obtenidos para una muestra de fuentes menos masivas en separaciones similares. Los tamaños de las cavidades internas del disco son más compactos de lo que predice el ajuste a las SEDs, especialmente en aquellos sistemas que se revelan como múltiples. Ninguno de los objetos de nuestra muestra tiene cavidades compatibles con la dispersión del disco por el efecto de vientos fotoevaporativos.
En general, nuestros resultados muestran que los vientos MHD prevalecen sobre los vientos fotoevaporativos en objetos estelares jóvenes masivos, incluso teniendo en cuenta las grandes cantidades de radiación ionizante de la estrella que llegan al disco circumestelar. La acreción puede continuar durante largos periodos de tiempo, y el disco circumestelar sobrevive hasta las etapas evolucionadas de la formación de la estrella, proporcionando el material necesario para formar planetas. Dada la alta fracción de binarias en este rango de masas, los proyectos de observación deben abordar la potencial presencia de compañeras, que lanzan múltiples outflows y tienen un fuerte impacto en las regiones internas del disco. Las observaciones de alta resolución angular de trazadores atómicos y moleculares proporcionan una visión completa de los procesos de dispersión del disco, cuyas señales observacionales aparecen en múltiples escalas físicas y estados de la materia. Estas observaciones deben complementarse con estrategias de modelado adecuadas, es decir, el cálculo de transferencia radiativa no-LTE para las RRLs de hidrógeno, o la modelización de observables interferométricos para interpretar las observaciones del VLTI.
