La reserva gaseosa de moléculas en discos protoplanetarios se puede extender decenas de unidades astronómicas por sobre el plano medio en el que se forman los planetas. Al trazar directamente la ubicación en la que residen determinadas moléculas, podemos caracterizar las variaciones de temperatura y densidad en función de la distancia radial y altura. Obtener los perfiles verticales de moléculas en discos inclinados, donde hay información adicional sobre estructuras radiales y azimutales, permite estudiar en tres dimensiones los procesos de sistema.

La turbulencia es un mecanismo clave en la evolución de discos protoplanetarios. Mediciones directas de turbulencia han sido elusivas y, en la mayoria de los casos, dependen del uso de transferencia radiativa para modelar los datos. Combinando nuestro conocimiento sobre la ubicación radial y vertical de trazadores ópticamente delgados con la estructura termal obtenida a partir de lineas ópticamente gruesas de CO, proponemos un método directo de medir turbulencia. Nuestros resultados muestran turbulencia alta en zonas elevadas del disco.

La Inestabilidad Gravitacional (IG) es el proceso através del cual discos protoplanetarios masivos y fríos podrían formar planetas gigantes, via la fragmentación de su material. Una característica observacional clave en estos casos son brazos espirales en el disco. Mi análisis en este campo se ha enfocado en la estrella jóven Elias 2-27. Usando observaciones ALMA multi-frecuencia de polvo e isótopos de CO caracterizamos a fondo la emisión del disco, para confirmar múltiples predicciones teóricas de IG y determinar dinámicamente la masa del disco.