* gaz: Principalement l'hydrogène et l'hélium, les éléments les plus abondants de l'univers.
* poussière: Un mélange de divers matériaux, notamment:
* poussière réfractaire: Les matériaux qui résistent à la vaporisation à des températures élevées, comme les silicates (minéraux formant des roches) et les métaux (fer, nickel).
* poussière volatile: Des matériaux qui vaporisent facilement à des températures plus basses, comme les glaces (eau, méthane, ammoniac). Ces glaces étaient plus abondantes plus loin dans le disque protoplanétaire, où les températures étaient plus fraîches.
* Eléments de trace: De petites quantités d'éléments plus lourds, y compris le carbone, l'azote, l'oxygène et le soufre.
* Isotopes radioactifs de courte durée: Ces isotopes se sont décomposés rapidement et ont fourni une source importante de chaleur au disque protoplanétaire.
Remarque importante:
La région intérieure de 0,3 UA était incroyablement chaude en raison de l'intense rayonnement du soleil. Cela signifiait que la plupart des glaces volatils se seraient vaporisés, laissant principalement la poussière et le gaz réfractaires.
Formation de planètes:
Ce disque dense et chaud était le berceau des planètes de notre système solaire. Au cours des millions d'années, de minuscules particules de poussière ont commencé à rester ensemble, se transformant en objets de plus en plus grands. Ce processus de Accrétion Finalement, a conduit à la formation des planètes rocheuses:Mercure, Vénus, Terre et Mars, dans le 0,3 AU intérieur.
Recherche supplémentaire:
Les scientifiques continuent d'étudier la composition du système solaire intérieur à travers des météorites, qui sont des restes de cette période précoce. Ils utilisent également des télescopes pour observer les disques protoplanétaires autour d'autres étoiles, en accordant un aperçu de la façon dont les systèmes planétaires se forment.
