La structure physique d'un proplyd est stratifiée et résulte d'un équilibre, ou plutôt d'un déséquilibre dynamique, entre la pression interne du disque et la pression externe exercée par la radiation et le vent de l'étoile massive. Au coeur, réside l'étoile centrale, généralement une T Tauri classique ou un objet stellaire jeune de classe I ou II, entourée de son disque circumstellaire natif, hérité de la phase d'effondrement du nuage moléculaire. Ce disque, dont la masse typique est de l'ordre de quelques millièmes à quelques dixièmes de masse solaire et la taille de quelques dizaines à quelques centaines d'unités astronomiques, est le siège des processus d'accrétion et de coagulation de poussières menant à la formation planétaire. Immédiatement en surface du disque, là où la densité de colonne devient inférieure à environ 10²¹ cm^-2, le rayonnement UV externe pénètre et crée une région de photodissociation (PDR) où le gaz moléculaire est dissocié et chauffé. Ce front de photodissociation progresse vers les régions plus denses à une vitesse qui dépend du flux ionisant incident et de la densité du disque. Au-delà de ce front, là où les photons EUV (E > 13.6 eV) peuvent ioniser l'hydrogène, se forme un front d'ionisation, une fine couche où le gaz passe brutalement d'un état neutre et froid (T ~ 10² K) à un état ionisé et chaud (T ~ 10⁴ K). La pression dans cette région ionisée est de deux à trois ordres de grandeur supérieure à celle du gaz neutre du disque. Ce différentiel de pression phénoménal lance un écoulement de gaz ionisé depuis la surface du disque, un vent photoévaporatif. Ce vent, de nature purement thermique, s'écoule perpendiculairement à la surface du disque à des vitesses de l'ordre de quelques km/s à quelques dizaines de km/s, comparables à la vitesse du son dans le gaz ionisé. L'observable spectroscopique clé de ce phénomène est l'émission de raies de recombinaison de l'hydrogène et de raies interdites de métaux comme l'oxygène ([O I] 6300 Å) et le soufre ([S II] 6731 Å), présentant des profils à double pic caractéristiques qui tracent la cinématique d'un écoulement en forme de coquille en expansion, vu par la tranche ou avec une certaine inclinaison.

La morphologie cométaire emblématique du proplyd est directement dictée par la balance entre ce vent photoévaporatif issu du disque, le vent stellaire de l'étoile massive et la pression de radiation. Le gaz ionisé qui s'échappe du disque forme une enveloppe en expansion, la "tête" du proplyd. Confrontée au vent rapide (v ~ 1000-2000 km/s) et au rayonnement de l'étoile ionisante, cette enveloppe est confinée et repoussée, formant une surface de choc, un front d'ionisation, qui délimite une cavité brillante en émission. Le gaz photoévaporé n'est pas immédiatement balayé; il s'écoule d'abord radialement depuis le disque, puis est dévié vers l'arrière, dans la direction opposée à l'étoile massive, formant une longue queue de gaz ionisé. Cette queue, observée dans les raies de l'hydrogène et de l'oxygène ionisé, est le prolongement direct de l'écoulement photoévaporatif, canalisé et accéléré par le champ de pression externe. La distance entre le front d'ionisation brillant (la tête) et le disque lui-même, souvent vu comme une silhouette sombre en absorption sur le fond de la nébuleuse d'Orion, est une sonde directe de l'intensité du flux ionisant. Les disques vus par la tranche offrent la vue la plus spectaculaire, car la poussière du disque occulte la lumière de fond, révélant le disque obscur flanqué de ses deux lobes d'émission ionisée. Les modèles hydrodynamiques, couplant cinétique chimique et transfert de rayonnement, reproduisent avec une précision remarquable ces formes, confirmant que la taille du disque est tronquée par la photoévaporation externe à un rayon critique où le taux de perte de masse devient supérieur au taux d'accrétion résiduel.

L'importance astrophysique des proplyds est multiple. Ils constituent des laboratoires préciux pour étudier la photoévaporation externe, un mécanisme fondamental de destruction des disques dans les amas stellaires jeunes, et donc un facteur déterminant pour l'universalité et la diversité des systèmes planétaires. En effet, la photoévaporation externe peut disperser le disque sur une échelle de temps bien inférieure à sa durée de vie interne (quelques 10⁵ à 10⁶ ans contre 10⁷ ans), freinant la formation de planètes géantes ou modifiant radicalement la composition et la masse des planétésimaux. L'estimation du taux de perte de masse par photoévaporation externe pour un proplyd typique d'Orion, déduite de la mesure de brillance de surface de l'enveloppe ionisée, se situe entre 10^-7 et 10^-6 masse solaire par an. À ce rythme, un disque initialement massif peut perdre la quasi-totalité de son gaz en quelques centaines de milliers d'années, ne laissant qu'un disque de débris poussiéreux. Les proplyds sont également des sondes de l'environnement radiatif de leur amas d'origine. La luminosité du front d'ionisation dépend directement du flux EUV incident, et la longueur de la queue cométaire dépend de la vitesse du vent stellaire et de l'âge dynamique de l'interaction, offrant ainsi un moyen de cartographier le champ de rayonnement intense autour des étoiles O. De plus, le gaz photoévaporé enrichit le milieu interstellaire local en éléments traités dans le disque, créant des inhomogénéités de composition chimique. Enfin, l'étude des proplyds permet d'aborder la question de la survie des disques dans des conditions extrêmes. Si la photoévaporation externe est trop intense, comme pour les proplyds situés très près du Trapèze, le disque est stérilisé et toute formation planétaire avortée. À l'inverse, des disques plus éloignés ou protégés par une extinction précoce pourront survivre et évoluer vers un système planétaire mature.