Qu'est-ce qu'un Disque protoplanétaire ?

Le disque existe à cause d'une loi de conservation. Le fragment de nuage qui s'effondre pour donner une étoile tourne toujours un peu, et en rétrécissant cette rotation doit s'accélérer, comme un patineur qui accélère en ramenant ses bras. La matière qui tombe le long de l'axe de rotation atteint le centre sans obstacle ; celle qui tombe dans le plan équatorial n'y parvient pas, car elle se déplace trop vite latéralement. L'effondrement s'aplatit donc, et l'étoile finit alimentée par un disque plutôt que par une sphère.

Le problème évident de ce récit, c'est que le disque possède bien trop de moment cinétique pour tomber. La nature le résout violemment : les lignes de champ magnétique qui traversent le disque interne projettent une fraction de la matière vers l'extérieur, le long des pôles, à des centaines de kilomètres par seconde, emportant l'excès de rotation et laissant le reste spiraler vers l'intérieur. Les jets jumeaux ne sont pas un effet secondaire de la formation stellaire. Ils en sont le mécanisme permissif.

Ce qui a clos le débat sur la vitesse de formation des planètes, c'est une image. En 2014, ALMA a résolu le disque autour de HL Tauri — une étoile âgée de bien moins d'un million d'années — et l'a trouvé découpé par des sillons concentriques nets, chacun balayé par un corps déjà assez massif pour dégager son orbite. Les planètes, il s'est avéré, ne sont pas bâties lentement après que l'étoile s'est stabilisée : elles se bâtissent pendant que l'étoile se forme encore. Le modèle présenté ici comporte ces sillons, les protoplanètes bergères qui y siègent, les ondes de densité spirales qu'elles déclenchent, et le cisaillement képlérien qui fait que le disque interne prend un tour d'avance sur le disque externe.