Les étoiles et les planètes se forment lors de l'effondrement gravitationnel de gigantesques nuages moléculaires. Au cours d'un effondrement, un coeur dense entouré d'une enveloppe de matière apparaît. Du fait de la conservation du moment cinétique, le gaz environnant s'organise sous la forme d'un disque protoplanétaire. Le système solaire étant dépourvu d'un tel disque, on en conclut qu'il doit disparaître (en quelques millions d'années), une fois que l'essentiel de sa masse a été accrétée par son étoile hôte. En conséquence, les disques protoplanétaires font partie d'une classe d'objets plus large : les disques d'accrétion.Les disques protoplanétaires abritent la formation planétaire, ce qui en fait des objets particulièrement étudiés et observés. Ces disques sont essentiellement composés de gaz sous la forme d'un plasma froid et magnétisé et d'environ 1% de poussière. Certains d'entre eux se distinguent par la présence d'une cavité interne dans leur profil de densité de poussière, il s'agit des disques de transition. La taille de ces cavités est variable, s'étendant de quelques UA à la centaine d'UA. Tout comme le profil de densité de poussière, la répartition du gaz présente également une cavité. La formation de tels disques reste encore assez méconnue.La faible densité de matière dans la cavité suggère une accrétion affaiblie dans cette région. Cependant, de nombreuses observations rendent comptent de forts taux d'accrétion impliquant une vitesse d'accrétion très élevée. Par ailleurs, certains disques de transition présentent des cavités très étendues. Ces propriétés remettent en question le modèle visqueux standard d'évolution des disques protoplanétaires.La présence de vents magnétiques, lancés via le mécanisme de Blandford et Payne, pourrait rendre compte de ces observations. En effet, de tels vents peuvent prélever le moment cinétique du disque et permettre à la matière de tomber rapidement sur l'étoile. Ce changement de paradigme est prometteur puisqu'il pourrait expliquer l'existence de disques de transition accrétant fortement.Le travail que j'ai conduit en thèse consiste à étudier un modèle de disque de transition munis de vents magnétiques via des simulations numériques globales en magnétohydrodynamiques non-idéale avec le code PLUTO.La fraction d'ionisation des disques de transition a une structure similaire à celle des disques pleins, ainsi la diffusion ambipolaire est l'effet non-idéal prépondérant dans mes simulations. J'initialise ces dernières avec un champ magnétique vertical continu et une cavité imposée à la main.Un premier jeu de simulations 2.5D m'a permis de montrer la stabilité du modèle. De plus, les couples magnétiques enclenchent une accrétion rapide dans la cavité avec un taux d'accrétion considérable. Ces simulations permettent d'étudier efficacement l'évolution séculaire du disque, notamment vis-à-vis du transport de champ magnétique.J'ai également effectué des simulations 3D pour étudier la stabilité de la cavité vis-à-vis d'instabilités magnétohydrodynamiques. Il s'avère que des spirales se forment dans cette dernière, avec des vitesses de rotation constante en fonction du rayon. La structure générale de la cavité est de plus tout à fait similaire à celle des disques MAD dans le contexte des trous noirs.Enfin j'ai étudié plus en détail l'évolution séculaire, sur 300 000 orbites au bord interne. J'ai ainsi mis en évidence l'existence de plusieurs régimes de transport de champ (diffusion et advection), le flux magnétique de la cavité s'intensifiant au cours du temps.J'ai réalisé les premières simulations de disques de transition soutenus par des vents magnétiques, présentant une cavité en rotation sous-képlérienne traversée par un flot de gaz supersonique. Ces prédictions cinématiques m'ont permis de construire des observations synthétiques, déterminantes dans le but de comparer simulations et observations.