# Coevolution of Dust Growth and Gravitational Instability in Massive Protostellar Disks **Authors:** Ryota Yamamuro, Ryoki Matsukoba, Kei E. I. Tanaka, Eduard I. Vorobyov **arXiv:** [2610.28331](https://arxiv.org/abs/2610.28331) **Date:** 2026-10-20 **Summary page:** https://www.summarizepaper.com/fr/arxiv-id/2610.28331v1/ ## Key points - Objectif : étudier comment la croissance des poussières modifie le refroidissement, la fragmentation gravitationnelle et l’accrétion dans les disques entourant les protoétoiles massives. - Méthode : simulations hydrodynamiques bidimensionnelles avec FEOSAD de l’effondrement d’un cœur de 30 masses solaires, comparant un modèle avec croissance des grains à un modèle où leur taille maximale reste fixée à un micromètre. - Les grains atteignent des tailles millimétriques à centimétriques dès les premiers milliers d’années du disque. Au-dessus d’environ 100 kelvins, leur croissance réduit l’opacité infrarouge d’un à deux ordres de grandeur. - Le disque restant majoritairement optiquement épais, cette baisse d’opacité améliore son refroidissement, diminue sa température et favorise sa fragmentation gravitationnelle. - La croissance des poussières modifie peu la masse stellaire finale, d’environ 19 masses solaires contre 18 sans croissance, mais amplifie fortement la variabilité de l’accrétion. - Le taux maximal d’accrétion atteint 0,2 masse solaire par an avec croissance des grains, contre 0,006 sans croissance. Les épisodes dépassant 0,001 masse solaire par an apportent respectivement environ 20 % et 6 % de la masse stellaire finale. - Le modèle avec croissance produit 248 sursauts de luminosité, contre 44 sans croissance, avec des pics de 10 000 à 10 millions de luminosités solaires durant un an à plusieurs dizaines d’années. Certains sont comparables aux événements observés. - Dans les régions denses, la fragmentation des grains régule généralement leur taille maximale. Les modèles stationnaires deviennent moins fiables dans les zones récentes ou peu denses, où des grains transportés peuvent dépasser la limite locale de fragmentation. - La croissance des poussières favorise l’accrétion épisodique et potentiellement la formation de systèmes stellaires multiples, sans être l’unique origine des sursauts. - Limites : approximation bidimensionnelle, régions internes non résolues, propriétés des grains simplifiées et omission de plusieurs processus physiques. Des simulations tridimensionnelles plus complètes sont nécessaires pour confirmer ces résultats. ## Summary Cet article étudie les interactions entre la croissance des grains de poussière et l’instabilité gravitationnelle des disques entourant les protoétoiles massives. Ces disques doivent transporter efficacement la matière pour soutenir des taux d’accrétion proches de 10⁻⁴ masse solaire par an. Leur autogravité engendre des bras spiraux et des fragments dont la migration peut provoquer des sursauts d’accrétion. Les auteurs cherchent à déterminer comment la croissance des grains, en modifiant l’opacité et le refroidissement, influence cette évolution et comment, en retour, les structures dynamiques du disque régulent la croissance des poussières. Les simulations sont réalisées avec le code hydrodynamique FEOSAD, dans l’approximation bidimensionnelle du disque mince. Elles suivent l’effondrement d’un cœur moléculaire en rotation de 30 masses solaires, puis la formation et l’évolution de l’étoile et de son disque. Le gaz et les poussières sont traités comme deux fluides couplés par frottement. Le modèle d’évolution des grains prend en compte la croissance collisionnelle, la fragmentation et le transport, ainsi que le temps nécessaire aux collisions. Le seuil de vitesse de fragmentation est fixé à 10 mètres par seconde. Les opacités moyennes sont recalculées en fonction de la taille maximale des grains et de la température. Deux modèles sont comparés : l’un autorise la croissance des poussières, tandis que l’autre maintient leur taille maximale à un micromètre. Le domaine numérique s’étend de 5 à 30 000 unités astronomiques et comprend une grille de 512 × 512 cellules. L’étoile se forme après environ 26 000 ans, et le disque centrifuge apparaît après 37 000 ans. Dès les premiers milliers d’années d’existence du disque, les grains atteignent des tailles millimétriques à centimétriques. Aux températures supérieures à environ 100 kelvins, caractéristiques de la majeure partie du disque étudié, cette croissance réduit l’opacité infrarouge d’un à deux ordres de grandeur. Comme le disque reste majoritairement optiquement épais, cette diminution facilite l’évacuation du rayonnement, abaisse la température et favorise la fragmentation gravitationnelle. L’évolution globale de la masse stellaire reste néanmoins similaire dans les deux modèles : la masse finale atteint environ 19 masses solaires avec croissance des poussières, contre 18 sans croissance. La principale différence concerne la variabilité de l’accrétion. Pendant sa phase principale, entre 37 000 et 150 000 ans, le taux d’accrétion maximal atteint 0,2 masse solaire par an avec croissance des grains, contre 0,006 sans croissance. Les épisodes dépassant 0,001 masse solaire par an représentent une durée cumulée de 880 ans dans le premier modèle, contre 510 ans dans le second. Ils contribuent respectivement à environ 20 % et 6 % de la masse stellaire finale. Les auteurs recensent 248 sursauts de luminosité dans le modèle avec croissance des poussières, contre 44 dans le modèle sans croissance. Dans le premier cas, les pics de luminosité s’échelonnent de 10 000 à 10 millions de luminosités solaires, pour des durées allant d’un an à plusieurs dizaines d’années. Certains sursauts, atteignant près de 100 000 luminosités solaires et durant plusieurs années, sont comparables aux événements observés. Dans les régions denses, les tailles maximales des grains sont généralement régulées par la limite de fragmentation moyennée en azimut, malgré les structures non axisymétriques du disque. Les modèles stationnaires simples restent donc utiles lorsque les grains subissent suffisamment de collisions avant d’être transportés. Cette approximation devient moins fiable dans les régions récemment formées ou peu denses, où de gros grains provenant des bras spiraux peuvent conserver des tailles supérieures à la limite locale de fragmentation. Les auteurs concluent que la croissance des poussières peut favoriser la fragmentation du disque, l’accrétion épisodique et, potentiellement, la formation de systèmes stellaires multiples, sans constituer l’unique origine des sursauts. Les principales limites de l’étude tiennent à l’approximation bidimensionnelle, à l’absence de résolution des régions internes, aux propriétés simplifiées des grains et à l’omission de la sublimation, de la pression radiative, de la photoévaporation et des processus magnétiques. Ces résultats devront donc être confirmés par des simulations tridimensionnelles intégrant une description physique plus complète.