Najsłabiej poznane pozostają najbardziej wewnętrzne obszary dysku, jego najwcześniejsze stadia oraz ewolucja długookresowa. Odrębnym zagadnieniem jest wyhamowanie obrotu samej młodej gwiazdy, czyli . Zgodnie z hipotezą magnetycznego sprzężenia z dyskiem () pole magnetyczne gwiazdy zaczepia się o wolniej wirujący dysk akrecyjny i spowalnia jej rotację. Obserwacje wolno wirujących gwiazd pozbawionych dysków podważają jednak tak prostą postać tego mechanizmu. Zanikanie gazu w dyskach wynika z połączenia akrecji na gwiazdę i utraty masy w wiatrach. Względna rola transportu lepkościowego, wiatrów magnetohydrodynamicznych i zależy od warunków panujących w dysku.
mały|Układ wielokrotny gwiazd AS 205
Powstawanie planetozymali pozostaje jednym z ważnych otwartych zagadnień modelu dysku mgławicowego. Klasyczna bariera wzrostu – szybkie znoszenie ku gwieździe ciał o rozmiarach rzędu metra – jest we współczesnych modelach pokonywana przez : nadgęste obłoki drobin zapadają się grawitacyjnie wprost w planetozymale. Znoszenie zachodzi przy tym bardzo szybko: ciało o rozmiarze metra w odległości około jednej jednostki astronomicznej spada na gwiazdę w typowym dysku w ciągu mniej więcej stu lat. Otwarte pozostaje pytanie, w jakich warunkach mechanizm ten działa.