Hipotesis nebula
From Wikipedia, the free encyclopedia
Hipotesis nebula ialah model yang paling banyak diterima dalam bidang kosmogoni untuk menerangkan pembentukan dan evolusi Sistem Suria (serta sistem planet lain). Ia mencadangkan Sistem Suria terbentuk daripada gas dan habuk yang mengorbit Matahari yang bergumpal bersama untuk membentuk planet. Teori ini dibangunkan oleh Immanuel Kant dan diterbitkan dalam Universal Natural History dan Theory of the Heavens (1755) dan kemudian diubah suai pada 1796 oleh Pierre Laplace. Pada asalnya digunakan untuk Sistem Suria, proses pembentukan sistem planet kini dianggap berfungsi di seluruh alam semesta. Varian moden teori nebula yang diterima secara meluas ialah model cakera nebula suria (SNDM) atau model nebula suria.[1] Ia menawarkan penjelasan untuk pelbagai sifat Sistem Suria, termasuk orbit planet yang hampir bulat dan sesatah, dan pergerakannya dalam arah yang sama dengan putaran Matahari. Beberapa unsur teori nebula asal digemakan dalam teori moden pembentukan planet, tetapi kebanyakan unsur telah digantikan.
Menurut teori nebula, bintang terbentuk dalam awan besar dan padat molekul hidrogen—awan molekul gergasi (GMC). Awan ini tidak stabil secara graviti, dan jirim bergabung di dalamnya menjadi gumpalan yang lebih kecil, yang kemudian berputar, runtuh dan membentuk bintang. Pembentukan bintang adalah proses yang kompleks, yang sentiasa menghasilkan cakera protoplanet gas (proplid) di sekeliling bintang muda. Ini mungkin melahirkan planet dalam keadaan tertentu, yang tidak diketahui umum. Oleh itu pembentukan sistem planet dianggap sebagai hasil semula jadi daripada pembentukan bintang. Bintang seperti Matahari biasanya mengambil masa kira-kira 1 juta tahun untuk terbentuk, dengan cakera protoplanet berkembang menjadi sistem planet pada masa akan datang 10–100 juta tahun.[2]
Cakera protoplanet ialah cakera tokokan yang menyuap bintang pusat.[3] Pada mulanya sangat panas, cakera kemudiannya menyejuk dalam apa yang dikenali sebagai peringkat bintang T Tauri; di sini, pembentukan butiran debu kecil yang diperbuat daripada batu dan ais adalah mungkin. Butir-butiran ini akhirnya boleh menggumpal menjadi planetesimal bersaiz kilometer. Jika cakera itu cukup besar, tokokan larian akan bermula, mengakibatkan pembentukan embrio planet bersaiz Bulan hingga Marikh dengan laju—100,000 hingga 300,000 tahun. Berhampiran bintang, embrio planet melalui peringkat penggabungan yang ganas, menghasilkan beberapa planet bumian. Peringkat terakhir mengambil masa kira-kira 100 juta hingga satu bilion tahun.[2]
Pembentukan planet gergasi adalah proses yang lebih rumit. Ia dianggap berlaku di luar garis fros, apabila embrio planet kebanyakannya diperbuat daripada pelbagai jenis ais. Akibatnya, mereka beberapa kali lebih besar daripada yang di bahagian dalam cakera protoplanet. Apa yang berikut selepas pembentukan embrio tidak jelas sepenuhnya. Sesetengah embrio kelihatan terus berkembang dan akhirnya mencapai 5–10 jisim Bumi — nilai ambang, yang diperlukan untuk memulakan tokokan gas hidrogen–helium daripada cakera.[4] Pengumpulan gas oleh teras pada mulanya adalah proses perlahan, yang berterusan selama beberapa juta tahun, tetapi selepas pembentukan protoplanet mencapai kira-kira 30 jisim Bumi (MBumi) ia memecut dan meneruskan dengan cara larian. Planet seperti Musytari dan Zuhal dianggap mengumpul sebahagian besar jisimnya dalam tempoh hanya 10,000 tahun. Tokokan berhenti apabila gas habis. Planet yang terbentuk boleh berhijrah pada jarak yang jauh semasa atau selepas pembentukannya. Gergasi ais seperti Uranus dan Neptun dianggap sebagai teras yang gagal, yang terbentuk terlalu lewat apabila cakera hampir hilang.[2]