[en] The general goal of this thesis is to study the first stages of the star formation process in multiple systems. For that, we analyze two complementary aspects of multiple star formation: the simultaneous formation of protostars in a cluster, and the formation of a individual binary system. We use sensitive, high-resolution and multifrequency continuum and line observations obtained with the Very Large Array (VLA) and the Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA). The centimeter VLA continuum observations allow us to detect the thermal freefree emission from ionized jets and photo-evaporating disks, while the millimeter ALMA continuum emission traces the dust in the mid-plane of the disks and the line emission provides us means to study its kinematics. Additionally, the high angular resolution and sensitivity of our observations allows us to detect components of several possible mutiple systems. In the first place we present multiwavelength (0.7-5 cm), multiepoch (1994- 2015) VLA observations toward the region enclosing the bright far-IR sources FIR 3 (HOPS 370) and FIR 4 (HOPS 108) in Orion Molecular Cloud (OMC) 2, in Orion. We report the detection of 10 radio sources, seven of them identified as young stellar objects (YSOs). We image a well-collimated radio jet with a thermal free-free core (VLA 11) associated with the Class I intermediate-mass protostar HOPS 370. The jet presents several knots (VLA 12N, 12C, 12S) of non-thermal radio emission (likely synchrotron from shock-accelerated relativistic electrons) at distances of ~ 7500-12500 au from the protostar, in a region where other shock tracers have been previously identified. We show that these knots are moving away from the HOPS 370 protostar at ~ 100 km s1. The Class 0 protostar HOPS 108, which we detect as an independent, kinematically decoupled radio source, falls in the path of these non-thermal radio knots. These results favor the previously proposed scenario where the formation of HOPS 108 has been triggered by the impact of the HOPS 370 out ow with a dense clump. However, HOPS 108 presents an apparent proper motion velocity of ~30 km s1, similar that of other runaway stars in Orion, whose origin is puzzling. Later, we extent our study to the whole field of view of those observations, a 12:05-long portion of the Integral Shaped Filament (ISF) which contains the whole OMC-2 region and the southernmost 2:05 of the OMC-3 region. We report 47 adittional radio sources, 23 of which are presented here for the first time. For these 47 radio sources, we report the positions, ux densities and spectral indices. We discuss on the nature of the 47 reported radio sources by analyzing their radio spectral index, morphology, emission at other wavelength ranges, position relative to the ISF and association with dust clumps. We conclude that, out of the 57 total radio sources in the field of view, 41 (72%) are very likely associated with the star-forming region, 6 are extragalactic background sources, and we are unsure about the association with the star-forming region of the remaining 10 sources. Of the 41 sources associated with the star-forming region, 36 are tracing the position of YSOs, 3 are tracing non-thermal emission from jet knots, one is tracing the shock-ionized wall of an out ow cavity, and one could be either a YSO or a jet knot. We unambiguously identify the radio continuum emission of the driving source of the 9 previously reported molecular out ows in our field of view. In four of these sources we clearly resolve the elongated morphology characteristic of radio jets. We detect thermal free-free emission from two Class III YSOs that may be tracing their associated photoevaporating disks. We find signs of variability in 13 radio sources, seven of which are also variable at shorter wavelengths (near- IR/optical/X-ray). We find 7 pairs of radio sources with a projected separation < 3000 au, that are potential binary systems; taking into account the additional sources detected at other wavelengths, we then identify a total of 17 potential multiple systems in our field view within this separation range. Finally, we study the close binary system SVS 13, with components separated 90 au. We detect at least two circumstellar disks of dust and gas, and one circumbinary disk with prominent spiral arms, that appears to be in the earliest stages of formation, associated with this protostellar system. Dust emission appears more intense and compact towards component VLA 4B, while VLA 4A seems to be associated with a larger amount of dust and with stronger molecular transitions. We are able to estimate rotational temperatures and molecular column densities, indicating warm temperatures and a rich chemistry. Molecular transitions typical of hot corinos are detected toward both VLA 4A and VLA 4B. From the observed dust emission and the kinematical information we estimate the orientation of the system, the stellar masses and those of their associated disks. Our analysis of the proper motions, and the kinematics of the disks suggest that up to four stellar objects, one of them a visible star, could be present within a region <100 au. In summary, SVS 13 seems to be an excellent test-bed to test numerical simulations of the earliest stages in the formation of binary and multiple systems.

[es] El objetivo general de esta tesis es estudiar las primeras etapas del proceso de formación estelar en sistemas múltiples. Para ello analizamos dos aspectos complementarios de la formación múltiple de estrellas: la formación simultanea de protoestrellas en un cúmulo, y la formación de un sistema binario individual. Utilizamos observaciones sensitivas, de alta resolución y de multifrecuencia obtenidas con los instrumentos Very Large Array (VLA) y Atacama Large Millime- ter/Submillimeter Array (ALMA), en modo de contino y de línea. Las observaciones centimétricas de continuo con el VLA nos permiten detectar la emision librelibre térmica de jets ionizados y discos fotoevaporados, mientras que la emisi_on continua milimétrica detectada con ALMA traza el polvo en el plano medio de los discos circumestelares, y la emisión de línea nos proporciona los medios para estudiar su cinemática. Además, la alta resolución angular y la sensibilidad de nuestras observaciones nos permite detectar componentes de varios potenciales sistemas múltiples. En primer lugar, presentamos observaciones del VLA en múltiples longitudes de onda (0.7-5 cm) y en varias épocas (1994-2015) hacia la región que contiene las fuentes de IR lejano FIR 3 (HOPS 370) y FIR 4 (HOPS 108) en la Nube Molecular de Orión (OMC, por sus siglas en inglés) 2. Reportamos la detección de 10 fuentes de radio, siete de ellas identificadas como objetos estelares jóvenes (YSO, por sus siglas en ingles). Obtenemos la imagen del radio jet muy bien colimado (VLA 11) con emisión térmica libre-libre en su núcleo, asociado con la protoestrella de Clase I HOPS 370, de masa intermedia. El jet presenta varios nudos (VLA 12N, 12C, 12S) de emisión de no térmica (probablemente sincrotrón debido al choque de electrones relativistas) a distancias de _ 7500-12500 unidades astronómicas de la protoestrella, en una región donde otros trazadores de choque han sido previamente identificados. Mostramos que estos nudos se están alejando de la protoestrella HOPS 370 a _100 km s1. La protoestrella de Clase 0 HOPS 108, que detectamos como una fuente de radio independiente, cinemáticamente desacoplada del jet, cae en el camino de estos nudos no térmicos. Estos resultados favorecen el escenario propuesto anteriormente donde la formación de HOPS 108 ha sido desencadenada por el impacto del jet de HOPS 370 con el material denso a su alrededor. Sin embargo, HOPS 108 presenta una velocidad de movimiento propia aparente de _30 km s_1, similar a la de otras estrellas \fugitivas" en Orión, cuyo origen es desconcertante. Más adelante, ampliamos nuestro estudio a todo el campo de visión de esas observaciones, una porción de 12:05 de largo del Filamento con Forma de Integral (ISF, por sus siglas en ingles) que contiene a toda la región OMC-2 y los 2:05 mas al sur de la región OMC-3. Reportamos 47 fuentes de radio adicionales, 23 de las cuales se presentan aquí por primera vez. Para estas 47 fuentes de radio, reportamos sus posiciones, densidades de flujo e índices espectrales. Discutimos sobre la naturaleza de estas 47 fuentes de radio analizando su índice espectral de radio, morfología, emisión en otros rangos de longitud de onda, posición relativa al ISF y asociación con condensaciones de polvo. Concluimos que, del total de 57 fuentes de radio en el campo de visión, 41 (72 %) están muy probablemente asociadas con la región de formación estelar, 6 son fuentes de fondo extragalácticas, y no estamos seguros de la asociación con la región de las 10 fuentes restantes. De las 41 fuentes asociadas con la región de formación estelar, 36 est_an trazando la posición de YSOs, 3 están rastreando la emisión no térmica de los nudos de un jet, una esta rastreando la pared ionizada por choques de una cavidad, y una podría ser un YSO o un nudo de un jet. Identificamos de forma clara la emisión de radio continuo de las fuentes impulsoras de los 9 chorros moleculares previamente reportados en nuestro campo de vision. Para cuatro de estas fuentes resolvemos claramente su morfología alargada característica de los radio-jets. Detectamos emisión térmica libre-libre proveniente de dos YSOs de Clase III que podría estar rastreando sus discos fotoevaporados asociados. Encontramos signos de variabilidad en 13 fuentes de radio, siete de las cuales también son variables en longitudes de onda más cortas (infrarrojo cercano/óptico/rayos X). Encontramos 7 pares de fuentes de radio con una separación proyectada < 3000 au, que constituyen potenciales sistemas binarios; teniendo en cuenta fuentes adicionales que se han detectado a otras longitudes de onda, identificamos un total de 17 potenciales sistemas múltiples en nuestro campo de visión en ese rango de separación. Finalmente, estudiamos el sistema binario cerrado SVS 13, con componentes separadas 90 au. Detectamos al menos dos discos circumestelares de polvo y gas, y un disco circumbinario con prominentes brazos espirales, que parece estar en las primeras etapas de formación, asociado con este sistema protoestelar. La emisión de polvo parece mas intensa y compacta hacia el componente VLA 4B, mientras que la VLA 4A parece estar asociado con una mayor cantidad de polvo y con transiciones moleculares más fuertes. Somos capaces de estimar temperaturas de rotación y densidades de columnas moleculares, indicando altas temperaturas y una química rica. Las transiciones moleculares típicas de los corinos calientes se detectan hacia las dos componentes VLA 4A y VLA 4B. A partir de la emisión de polvo observada y la información cinemática estimamos la orientación del sistema, las masas estelares y las de sus discos asociados. Nuestro análisis de los movimientos propios y la cinemática de los discos sugieren que hasta cuatro objetos estelares, uno de ellos una estrella visible, podrían estar presentes dentro de una región de < 100 au. En resumen, SVS 13 parece ser un excelente caso de estudio con el que contrastar simulaciones numéricas de las primeras etapas en la formación de sistemas binarios y múltiples.