Hipotesis nebula

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Langsung ke: navigasi, cari

Dalam kosmogoni, hipotesis nebula adalah model yang paling banyak diterima yang menjelaskan pembentukan dan evolusi Tata Surya. Ada bukti yang menunjukkan bahwa hipotesis ini pertama kali diusulkan pada 1734 oleh Emanuel Swedenborg[1][2][3][4] Awalnya hipotesis ini diterapkan hanya untuk Tata Surya saja, namun sekarang hipotesis ini dianggap berlaku juga untuk pembentukan seluruh alam semesta.[5] Variasi modern yang diterima secara luas dari hipotesis nebula adalah Model cakram nebula surya (Solar Nebular Disk Model) (SNDM).[6]

Menurut hipotesis nebula, bintang terbentuk di awan yang besar dan padat dari awan molekul raksasa-molekul hidrogen. Gravitasi awan tersebut tidak stabil, dan materi bergabung menjadi gumpalan-gumpalan kecil yang lebih padat yang akhirnya runtuh dan membentuk bintang. Pembentukan bintang adalah proses yang kompleks, yang selalu menghasilkan gas cakram protoplanet di sekitar bintang muda. Kejadian ini dapat melahirkan planet dalam keadaan tertentu, yang sampai sekarang belum diketahui prosesnya dengan baik. Dengan demikian pembentukan sistem planet dianggap sebagai hasil alami dari pembentukan bintang. Bintang yang menyerupai matahari biasanya memakan waktu sekitar 100 juta tahun untuk terbentuk.[5]

Cakram protoplanet merupakan piringan akresi yang melanjutkan untuk memberi makan bintang pusat. Cakram ini awalnya sangat panas, yang kemudian mendingin yang dikenal sebagai tahap bintang T Tauri, di sini dimungkinkan terbentuknya butiran-butiran debu yang terbuat dari batu dan es. Butir-butiran ini akhirnya mengental menjadi planetisimal berukuran kilometer. Jika cakram berukuran cukup besar proses pertumbuhan bisa dimulai dengan sangat cepat, dalam waktu 100.000 sampai 300.000 tahun dapat membentuk embrio planet dengan ukuran sebesar jarak Bulan ke Mars. Di dekat bintang, embrio planet melewati tahap penggabungan, menghasilkan beberapa planet kebumian. Tahap terakhir memakan waktu sekitar 100 juta sampai satu miliar tahun.[5]

Pembentukan planet raksasa merupakan proses yang lebih rumit. Proses ini diduga terjadi di luar garis beku, di mana embrio planet umumnya terbuat dari beragam es. Akibatnya mereka beberapa kali lebih besar dibandingkan yang terbentuk di bagian dalam piringan protoplanet. Apa yang terjadi setelah pembentukan embrio planet belum sepenuhnya diketahui. Namun, beberapa embrio terus tumbuh dan akhirnya mencapai 5-10 kali massa Bumi. Akumulasi gas oleh inti diawali dengan proses yang lambat, yang terus menerus selama beberapa juta tahun, namun setelah membentuk protoplanet yang mencapai sekitar 30 kali massa Bumi akumulasi ini menjadi luar biasa cepat. Planet yang menyerupai Yupiter dan Saturnus diperkirakan menumpuk sebagian besar massa mereka hanya selama 10.000 tahun. Akresi berhenti saat gas habis. Planet yang baru terbentuk dapat berpindah menempuh jarak jauh selama atau setelah proses pembentukan mereka. Raksasa gas seperti Uranus dan Neptunus dianggap sebagai kegagalan inti, yang terlambat terbentuk ketika cakram hampir hilang.[5]

Referensi[sunting | sunting sumber]

  1. ^ Abruzzo, Anthony J. The Origins of the Nebular Hypothesis – Or, the Genesis of a Theoretical Cul-de-sac The General Science Journal June 15;2009
  2. ^ Swedenborg, Emanuel (1734). (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works) I. 
  3. ^ http://www.newchurchhistory.org/articles/glb2007/baker.pdf
  4. ^ See also footnote #569 in The Swedenborg Epic (Bookman, New York)
  5. ^ a b c d Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc et al. (2006). "Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years". Earth, Moon, and Planets (Spinger) 98 (1–4): 39–95. Bibcode:2006EM&P...98...39M. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. 
  6. ^ Woolfson, M.M. (1993). "Solar System – its origin and evolution". Q. J. R. Astr. Soc. 34: 1–20. Bibcode:1993QJRAS..34....1W.  For details of Kant's position, see Stephen Palmquist, "Kant's Cosmogony Re-Evaluated", Studies in History and Philosophy of Science 18:3 (September 1987), pp.255-269.