Los discos son observables de forma directa como material nebuloso en determinadas longitudes de onda o como un exceso en la emisión infrarroja de la estrella central. Su tamaño suele ser de varios centenares de unidades astronómicas pudiendo alcanzar radios de hasta 1000 UA. Sus regiones centrales pueden estar a altas temperaturas calentadas por la estrella central y los procesos de acreción. Los discos protoplanetarios más jóvenes están acompañados a menudo por chorros polares por los que se escapa parte del material que fluye hacia la estrella central.

Los discos se forman en el mismo proceso de formación estelar que producen la estrella central. Una protoestrella se forma por la condensación de material procedente de una nube molecular compuesta principalmente por hidrógeno molecular fragmentada por su propia gravedad al alcanzar unas condiciones críticas de tamaño, masa o densidad. En el colapso la nube fragmentada se contrae ganando en densidad y formando una protoestrella en su centro. Sin embargo, el material exterior, obligado a conservar el momento angular del sistema, no cae directamente sobre el cuerpo central sino que es sustentado por la fuerza centrípeta asociada a su rotación. La rotación hace que el material exterior caiga sobre una región extendida en forma de disco perpendicular al eje de rotación del sistema.^[6]​ Los tiempos característicos de colapso son de unos 100,000 años y los discos formados pueden persistir durante 1-10 millones de años. El material del disco es acretado lentamente por la estrella central mientras que el material exterior se difunde lentamente hacia distancias mayores conservando el momento angular. El disco protoplanetario más antiguo descubierto hasta ahora podría tener 25 millones de años.

Ahora es una estrella T Tauri. La acreción de gas sobre la estrella continúa durante otros 10 millones de años,^[7]​ antes de que el disco desaparezca, tal vez arrastrado por el viento estelar de la joven estrella, o tal vez simplemente dejando de emitir radiación una vez finalizada la acreción. El disco protoplanetario más antiguo descubierto hasta ahora tiene 25 millones de años.^[8]​^[9]​

Los discos protoplanetarios alrededor de las estrellas T Tauri difieren de los discos que rodean a los componentes primarios de los sistemas binarios cercanos en cuanto a su tamaño y temperatura. Los discos protoplanetarios tienen radios de hasta 1000 UA, y solo sus partes más internas alcanzan temperaturas superiores a 1000 K. Muy a menudo van acompañados de chorros.

Se han observado discos protoplanetarios alrededor de varias estrellas jóvenes de nuestra galaxia. Las observaciones del telescopio espacial Hubble han mostrado que se están formando proplyds y discos planetarios dentro de la nebulosa de Orión.^[10]​^[11]​

Se cree que los discos protoplanetarios son estructuras delgadas, con una altura vertical típica mucho menor que el radio y una masa típica mucho menor que la estrella joven central.^[12]​

La masa de un disco protoplanetario típico está dominada por su gas, sin embargo, la presencia de granos de polvo tiene un papel importante en su evolución. Los granos de polvo protegen el plano medio del disco de la radiación energética del espacio exterior, lo que crea una zona muerta en la que la inestabilidad magnetorrotacional (MRI) ya no opera.^[13]​^[14]​

Se cree que estos discos consisten en una envoltura turbulenta de plasma, también llamada zona activa, que envuelve una extensa región de gas inactivo llamada zona muerta.^[14]​ La zona muerta situada en el plano medio puede ralentizar el flujo de materia a través del disco, lo que impide alcanzar un estado estable.

La hipótesis nebular de la formación del sistema solar describe cómo se cree que los discos protoplanetarios evolucionan hasta convertirse en sistemas planetarios. Las interacciones electrostáticas y gravitacionales pueden hacer que el polvo y los granos de hielo del disco se acumulen en planetesimales. Este proceso compite con el viento estelar, que expulsa el gas del sistema, y con la gravedad (acumulación) y las tensiones internas (viscosidad), que atraen el material hacia la estrella central T Tauri. Los planetesimales constituyen los bloques de construcción tanto de los planetas terrestres como de los gigantes.^[16]​^[17]​

Se cree que algunas de las lunas de Júpiter, Saturno y Urano se formaron a partir de discos protoplanetarios más pequeños y similares a los planetarios.^[18]​^[19]​ La formación de planetas y lunas en discos geométricamente delgados y ricos en gas y polvo es la razón por la que los planetas están dispuestos en un plano eclíptico. Decenas de millones de años después de la formación del Sistema Solar, es probable que las pocas UA internas del Sistema Solar contuvieran docenas de cuerpos del tamaño de la Luna o de Marte que se estaban acumulando y consolidando en los planetas terrestres que vemos ahora. Es probable que la Luna de la Tierra se formara después de que un protoplaneta del tamaño de Marte impactara oblicuamente contra la proto-Tierra unos 30 millones de años después de la formación del Sistema Solar.

Se han encontrado discos de polvo circumestelar pobres en gas alrededor de muchas estrellas cercanas, la mayoría de las cuales tienen edades que oscilan entre los ~10 millones de años (por ejemplo, Beta Pictoris, 51 Ophiuchi) y miles de millones de años (por ejemplo, Tau Ceti). Estos sistemas suelen denominarse «discos de escombros». Dada la mayor edad de estas estrellas y la corta vida útil de los granos de polvo de tamaño micrométrico alrededor de las estrellas debido al arrastre de Poynting Robertson, las colisiones y la presión de radiación (normalmente de cientos a miles de años), se cree que este polvo proviene de las colisiones de planetesimales (por ejemplo, asteroides, cometas). Por lo tanto, los discos de escombros que rodean estos ejemplos (por ejemplo, Vega, Alphecca, Fomalhaut, etc.) no son «protoplanetarios», sino que representan una etapa posterior de la evolución del disco en la que los análogos extrasolares del cinturón de asteroides y el cinturón de Kuiper son el escenario de colisiones entre planetesimales que generan polvo.

En los discos protoplanetarios se forman los sistemas planetarios. El material exterior frío se condensa en granos de hielo que pueden interaccionar entre sí agregándose y formando cuerpos progresivamente mayores hasta adquirir suficiente masa para influir gravitacionalmente las órbitas de otros cuerpos cercanos. Estos cuerpos reciben el nombre de planetesimales. En las regiones internas del sistema estelar las temperaturas son lo bastante altas como para impedir la condensación de hielos pero los mismos procesos actúan sobre materiales refractarios con temperaturas de evaporación mucho más elevadas. Las colisiones entre planetesimales pueden ser destructivas o producir cuerpos aun mayores hasta formar protoplanetas. Sin embargo las colisiones destructivas producen grandes cantidades de polvo que rodea la estrella central en un disco secundario ausente de gas y que puede persistir varios centenares de millones de años.

Según recientes estudios realizados con modelos informáticos, las complejas moléculas orgánicas necesarias para la vida podrían haberse formado en el disco protoplanetario de granos de polvo que rodeaba al Sol antes de la formación de la Tierra.^[20]​ Según los estudios informáticos, este mismo proceso también podría producirse alrededor de otras estrellas que adquieren planetas.^[20]​(Véase también Moléculas orgánicas extraterrestres).

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  Ilustración de la dinámica de un proply'd
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  20 discos protoplanetarios capturados por el Proyecto de Alta Resolución Angular (DSHARP).^[21]​
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  La sombra es creada por el disco protoplanetario que rodea a la estrella HBC 672 dentro de la nebulosa.^[22]​
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  El disco protoplanetario AS 209 se encuentra en la joven región de formación estelar de Ofiuco.^[23]​
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  Disco protoplanetario HH 212.^[24]​
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  Al observar los discos protoplanetarios polvorientos, los científicos investigan los primeros pasos de la formación de los planetas.^[25]​
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  Anillos concéntricos alrededor de la joven estrella HD 141569A, situada a unos 370 años luz de distancia.^[26]​
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  Discos de escombros detectados en imágenes del HST de estrellas jóvenes, HD 141943 y HD 191089: imágenes en la parte superior; geometría en la parte inferior.^[27]​
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  Disco protoplanetario HH-30 en Tauro: el disco emite un chorro estelar rojizo.
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  Impresión artística de un disco protoplanetario.
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  Un propilida en la nebulosa de Orión.
• El video muestra la evolución del disco alrededor de una estrella joven como HL Tauri (concepto artístico).
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  Imagen del disco circunestelar alrededor de GW Orionis.
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  Concepto artístico de un disco protoplanetario.
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  Componentes de proplyd 177-341W en la nebulosa de Orión observados con VLT MUSE, que muestran un frente de ionización, un disco protoplanetario y una cola.^[28]​
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  HOPS-315, un sistema planetario aún en formación que muestra indicios de las primeras etapas de la formación planetaria.

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