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Autour d'une étoile qui vient de s'allumer, un tourbillon de poussière et de gaz tournoie. Ce tourbillon — le disque protoplanétaire — grandit en absorbant la matière du nuage environnant. Mais comment cette matière tombe-t-elle exactement : s'écoule-t-elle uniformément sur les « bords » ou s'engouffre-t-elle en jets denses et séparés ?

Des astrophysiciens ont étudié neuf systèmes stellaires à l'aide de simulations tridimensionnelles sur supercalculateur. Ils ont résolu des détails de seulement 0,8 unité astronomique (soit un peu moins que la distance de la Terre au Soleil). Il s'avère qu'aux premiers stades — les 50 000 premières années — le disque est régulièrement percuté par des streamers de gaz denses. Chacun de ces « ruisseaux » apporte en 10 000 ans une masse comparable à tout l'afflux de fond. Lors de l'impact, le disque se comprime : sa taille diminue de moitié et sa masse chute de 40%. C'est comme un manège qui tourne paisiblement et sur lequel quelqu'un jette de lourds sacs — il ralentit un instant et s'aplatit.

Plus tard, lorsque les réserves principales du nuage sont épuisées, le tableau change. Le disque entre dans une phase plus calme : la matière arrive principalement par le plan central et les couches externes. À ce moment, un champ magnétique toroïdal se forme dans le disque — il s'enroule en anneau, et la direction du champ s'inverse en passant par les surfaces supérieure et inférieure du disque. Une telle structure aide à alimenter le disque et à mélanger la matière. Le renouvellement complet de la masse du disque se fait en ces mêmes 10 000 ans — comme si un tapis roulant géant remplaçait continuellement tout son contenu.

Ces résultats montrent une chose importante : à l'aube de leur vie, les disques protoplanétaires sont un endroit trop agité pour la formation des planètes. Les impacts répétés des streamers, la forte turbulence et le renouvellement rapide de la matière empêchent les grains de poussière de s'agglomérer tranquillement en corps plus gros. Les planètes doivent attendre que l'étoile vieillisse un peu et que son environnement se calme.

Résumé original

tel que rédigé par les auteurs, en anglais arXiv:2608.02204v1

Protoplanetary discs evolve around newly-formed stars through an interplay of infall from surrounding turbulent cloud material, accretion towards the young star, and outflow driven mass-loss. It has been challenging to determine if discs are fed predominantly through infall along the disc midplane, or along the poles, and if accretion occurs in a steady or burst-like fashion. Here, we present a suite of 3D ideal magnetohydrodynamical simulations of protoplanetary disc formation and evolution in a dynamic, large-scale molecular cloud environment using the adaptive mesh refinement framework DISPATCH. We focus on nine stellar systems, where we resolve discs down to a scale of 0.8 au. Across the sample, stellar accretion proceeds at rates of $$\sim$$10$$^{-5}$$ M$$_\odot$$ yr$$^{-1}$$ over 10$$^{5}$$ yr, with significant variability. Discs grow to 100 au scales and remain gravitationally stable in time, with disc-to-star mass ratios below 10 %. Transient high-density streamers, with 10 kyr infall times, can drive anisotropic mass delivery at rates comparable to the background accretion flow. Their interaction with discs typically results in a temporary reduction of the disc size by half, and disc mass by 40 %. During later quiescent disc evolution stages ($$t\gtrsim$$50 kyr), accretion predominantly occurs through the midplane and disc surface layers. This is associated with the development of a toroidal magnetic field morphology, which includes field reversals across both disc surfaces. In this way, the full disc mass reservoir is replenished on 10 kyr-timescales. These findings support that the outer parts of very young discs, when well-ionised and close to the ideal MHD regime, are not yet conducive to planet formation, due to high replenishment rates, strong turbulence, and disruptive streamer infall events.