* Gas: Principalmente hidrógeno y helio, los elementos más abundantes del universo.
* polvo: Una mezcla de varios materiales, incluidos:
* Dust refractario: Materiales que resisten la vaporización a altas temperaturas, como silicatos (minerales formadores de rocas) y metales (hierro, níquel).
* polvo volátil: Los materiales que se vaporizan fácilmente a temperaturas más bajas, como los hielos (agua, metano, amoníaco). Estos ICE eran más abundantes en el disco protoplanetario, donde las temperaturas eran más frías.
* Elementos de seguimiento: Pequeñas cantidades de elementos más pesados, como carbono, nitrógeno, oxígeno y azufre.
* isótopos radiactivos de corta duración: Estos isótopos decayeron rápidamente y proporcionaron una fuente significativa de calor al disco protoplanetario.
Nota importante:
La región interna de 0.3 Au era increíblemente caliente debido a la intensa radiación del sol. Esto significaba que la mayoría de los ICE volátiles habrían vaporizado, dejando atrás principalmente polvo y gas refractarios.
Formación de planetas:
Este disco denso y caliente fue el lugar de nacimiento de los planetas de nuestro sistema solar. Durante millones de años, las pequeñas partículas de polvo comenzaron a unirse, creciendo en objetos cada vez más grandes. Este proceso de acreción Finalmente condujo a la formación de los planetas rocosos:Mercurio, Venus, Tierra y Marte, dentro del interno 0.3 au.
Más investigación:
Los científicos continúan estudiando la composición del sistema solar interno a través de meteoritos, que son restos de este período temprano. También usan telescopios para observar discos protoplanetarios alrededor de otras estrellas, obteniendo información sobre cómo se forman los sistemas planetarios.
