La evolución de discos protoplanetarios y sus consecuencias en el moldeo de los sistemas planetarios es un área que recibe gran atención gracias a la creciente disponibilidad de datos concernientes a la estructura y condiciones físicas de los discos. Modelos teóricos y evidencias observacionales apuntan a la presencia de vientos impulsados magnéticamente y bajos valores de viscosidad turbulenta, que modifican significativamente la imagen clásica de modelos de evolución por viscosidad y fotoevaporación. En este trabajo estudiamos la evolución de discos protoplanetarios de gas y polvo mediante los procesos de viscosidad, fotoevaporación y vientos magnetohidrodinámicos, evaluando su posible influencia en la formación de discos de escombros, a partir de modelos de evolución del gas y el polvo en los discos. Realizamos síntesis poblacionales para restringir los parámetros del modelo que reproducen observables clave de los discos, relacionados tanto a la evolución del gas como del polvo. Luego realizamos ajustes de observaciones de discos de escombros en polarimetría para extraer los perfiles de densidad superficial de polvo en los mismos, y comparamos dichos perfiles con resultados del modelo utilizado para distintas condiciones iniciales. Encontramos que para viscosidades bajas es preciso que los vientos sean efectivos en la extracción de momento angular para reproducir las tasas de acreción observadas, además de una tasa de formación estelar y una proporcionalidad entre los coeficientes de viscosidad y del torque con la masa estelar. La posición de los anillos de polvo en discos de transición de las simulaciones corresponden, para las masas estelares disponibles de las observaciones, a la posición de los discos de escombros observados. Los perfiles obtenidos a partir de la evolución del polvo con el modelo difieren de los perfiles obtenidos del ajuste de las imágenes por polarimetría, y la masa en general es menor, reforzando la idea de que la mayor parte del polvo presente en los mismos no es primordial.

The evolution of protoplanetary disks and its consequences on shaping planetary systems is an area receiving great attention thanks to the increasing availability of data concerning the structure and physical conditions of the disks. Theoretical models and observational evidence point to the presence of magnetically driven winds (MHD winds) and low values of turbulent viscosity, which significantly alter the classical picture of evolution by viscosity and photoevaporation. In this work we study the evolution of protoplanetary disks of gas and dust through the processes of viscosity, photoevaporation, and MHD winds, evaluating their potential influence on the formation of debris disks based on models of gas and dust evolution in protoplanetary disks. We performed population syntheses to constrain the model parameters that reproduce key observables of the disks, related to both gas and dust evolution. We then performed fitting of polarimetric images of debris disk to obtain the dust surface density profiles and compare them with results from the model for different initial conditions. We found that for low viscosities, the winds need to be effective in extracting angular momentum to reproduce the observed accretion rates, in addition to a star formation rate and a proportionality between the viscosity and the torque coefficients with stellar mass. The position of the dust rings in transition disks from the simulations correspond, for the stellar masses available from observations, to the position of the observed debris disks. The profiles obtained from the dust evolution with the model differ from the profiles obtained from the fitting of the images, and the mass is generally lower, reinforcing the idea that most of the dust present in them is not primordial.