Le disque protosolaire : état des lieux
L’hydrogène: un élément dominant du disque protoplanétaire
Imaginons le disque protosolaire juste après son effondrement. Vu la position des actuelles planètes, il doit s’étendre sur plusieurs dizaines d’U.A.. Sa masse totale est une faible fraction de celle contenue dans la proto-étoile, peut-être le dixième voire le centième de celle-ci. Sa densité et sa température décroissent à mesure que l’on s’éloigne du centre. A proximité du Soleil, la température a pu approcher les 2 000 K (nous allons voir d’où vient cette information), tandis qu’à 30 ou 50 U.A., elle est plutôt de quelques centaines de kelvins. L’ensemble du disque va lentement se refroidir en fonction du temps.
Que contient le disque protoplanétaire ? On doit y trouver tous les éléments présents dans le cosmos, avec les abondances relatives que nous leur connaissons. L’hydrogène, puis l’hélium sont les plus abondants ; tous deux sont sous forme gazeuse car leur température de condensation est
très basse. Ensuite, par ordre d’abondance décroissante, viennent l’oxygène, le carbone et l’azote, les premiers éléments formés après l’hélium dans la nucléosynthèse stellaire. Nous verrons que ceux-ci peuvent se trouver sous forme solide ou gazeuse selon la température ambiante du disque, c’est-à- dire selon leur distance au Soleil à un moment donné. Ensuite viennent les éléments plus lourds, synthétisés eux aussi dans les étoiles en moindre quantité: sodium, magnésium, aluminium, silicium, phosphore, soufre, chlore, calcium… Le fer, d’une configuration très stable, est particulièrement abondant compte tenu de sa masse atomique élevée. Tous ces éléments, dits réfractaires, sont présents dans le disque protosolaire sous forme solide. Nous les trouvons dans les météorites ainsi que dans les échantillons lunaires.
Notons que d’autres éléments lourds, aussi synthétisés dans les étoiles, sont également présents dans le disque protosolaire sous forme gazeuse. Ce sont, avec l’hélium, les gaz rares, aussi appelés gaz nobles : le néon, l’argon, le krypton et le xénon. Ils ont la propriété d’être chimiquement inactifs, ce qui en fait de précieux traceurs de l’évolution des atmosphères qui les contiennent.
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